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Das Spektrum der von den Sternen ausgehenden elektromagnetischen
Strahlung besteht aus einem Kontinuum, dem zum überwiegenden Teil
Absorptionslinien überlagert sind; aber auch Emissionslinien können
auftreten.
Die Entdeckung von 7 dunklen Linien im Spektrum der Sonne gelang 1802
WOLLASTON. Etwas später, 1814, gab J. FRAUNHOFER ein
Verzeichnis von 567 Linien heraus
und bezeichnete die stärksten mit Buchstaben. Diese Bezeichnungsweise
hat sich neben der jetzt üblichen Kennzeichnung der Linien durch ihre
Wellenlänge bzw. Frequenz aus historischen Gründen noch erhalten. Im Jahre
1823 gelang FRAUNHOFER der Nachweis ähnlicher Linien in den
Spektren einiger Sterne.
Im Jahre 1859 entdeckten G. KIRCHHOFF und R. BUNSEN bei Laboruntersuchungen,
daß in dem kontinuierlichen Spektrum der von einem heißglühenden Festkörper
ausgehenden Strahlung dunkle Linien auftraten, wenn die Strahlung durch ein
kühles Gas ging. Darüberhinaus stellten sie fest, daß bei einer hinreichenden
Erhitzung des gleichen Gases bei denselben Wellenlängen Emissionslinien
auftraten. Außerdem ist die Lage der auftretenden Absorptions- bzw.
Emissionslinien im Spektrum für jedes chemische Element charakteristisch.
Diese Erkenntnis eröffnete die prinzipielle Möglichkeit, die stoffliche
Beschaffenheit der äußeren Schichten der Sterne zu untersuchen, aus denen
die elektromagnetische Strahlung stammt. Diese Schicht wird im allgemeinen
als Photosphäre bzw. Sternatmosphäre bezeichnet.
Das Vorhandensein eines
bestimmten chemischen Elements in einer Sternatmosphäre ist eine notwendige,
aber nicht hinreichende Voraussetzung für das Auftreten der charakteristischen
Linien in einem Sternspektrum. Damit es zu einer beobachtbaren
Linienabsorption bzw. -emission
kommt, müssen die sogenannten Anregungsbedingungen erfüllt sein, die
ihrerseits von den in den Sternatmosphären herrschenden Druck- und
Temperaturverhältnissen abhängen. Sie bestimmen maßgeblich die Stärke der
Linien. Die Durchführung einer quantitativen Spektralanalyse setzt die
Kenntnis der Verläufe von Temperatur und Druck in der Sternatmosphäre
voraus. Da sie am Anfang der Untersuchung nicht bekannt sind, läßt sich
die Aufgabe nur durch schrittweise Annäherung lösen. Hierfür sind
Standardverfahren entwickelt worden.
Die Anwendung der quantitativen Spektralanalyse ist nicht auf die
Sternatmosphären beschränkt, sondern kann in - den jeweiligen physikalischen
Bedingungen - angepaßter Form in anderen Gebieten der Astronomie, z.B. bei
der Untersuchung des interstellaren Gases erfolgen.
Am Anfang der Untersuchung von Sternspektren stand die visuelle Betrachtung
am Spektroskop, später die photographische Aufnahme der Spektren. In beiden
Fällen wurde nur ein schmaler Ausschnitt aus dem gesamten elektromagnetischen
Spektrum erfaßt. Der Grund hierfür liegt in der wellenlängenmäßigen Begrenzung
der Empfindlichkeit der verwendeten Empfänger (z.B. Auge, Photoplatte, CCD)
sowie der Durchlaßfähigkeit der Erdatmosphäre und der verwendeten Optik für
die einfallende Strahlung. Verlagert man den Beobachtungsort in den
Weltraum, so kann man die Beeinträchtigung der Beobachtungen durch die
Erdatmosphäre umgehen. Ziel der Bemühungen muß sein, den Wellenlängenbereich
eines Spektrums möglichst groß zu machen, damit möglichst viele der von den
Atomen eines chemischen Elements absorbierten bzw. emittierten Linien für die
quantitative Spektralanalyse zur Verfügung stehen.
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Juergen Weiprecht
2002-10-29