Astrospektroskopie

Astrospektroskopie ist die Bezeichnung für die wellenlängenabhängige Analyse der Strahlung astronomischer Objekte. In der Astronomie werden fast ausschließlich die elektromagnetischen Wellen untersucht, d.h. Radiowellen, Licht, Röntgen- und Gammastrahlung. Lediglich Gravitationswellendetektoren und die Astroteilchenphysik, die beispielsweise die Neutrinos untersucht, stellen eine Ausnahme dar.

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Kontinuierliche Spektren

Das kontinuierliche Spektrum eines Sterns gehorcht mit Ausnahme der kurzwelligen Ultraviolett- und Röntgenbereiche sehr genau dem Planckschen Strahlungsgesetz, so dass man jedem Stern eine Effektivtemperatur zuordnen kann, bei der die emittierte Gesamtenergie des Sterns gleich der eines schwarzen Körpers mit dieser Temperatur ist. Diese Temperatur entspricht der Spektralklasse eines Sterns. In der Infrarot- und Radioastronomie kann dieses Konzept auch auf interstellare Staub- oder Gaswolken angewendet werden.

Spektrallinien

Aus dem Linienspektrum, das Objekte wie Sterne, Gasnebel oder das interstellare Gas aussenden, gewinnt man Informationen über chemische Stoffe und Elemente, die in den jeweiligen Objekten vorliegen, sowie über deren Häufigkeit. Da sich die Stärke der Spektrallinien auch mit der Temperatur und dem Druck ändern, kann man aus dem Linienspektrum Temperatur und Schwerebeschleunigung, von der der Druck abhängt, auf einer Sternoberfläche bestimmen.

Aus der Breite der Spektrallinien im Licht eines Sternes kann man Rückschlüsse über die Tangentialgeschwindigkeit und damit die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns ziehen. Denn wenn sich der eine Rand des Sterns infolge seiner Eigenrotation auf den Beobachter zu- und der gegenüberliegende Rand wegbewegt, wird die Spektrallinie des einen Randes durch den Dopplereffekt zu kürzeren Wellenlängen (Blauverschiebung) und die des anderen Randes zu längeren Wellenlängen (Rotverschiebung) hin verschoben. Da man aus der großen Entfernung, in der die Sterne liegen, nur das Licht der gesamten Sternscheibe betrachten kann, verbreitern sich dadurch die Spektrallinien des Sternes.

Betrachtet man die Spektren des Lichtes, das von Galaxien ausgesendet wird, stellt man fest, dass die Verschiebung der Spektrallinien von der Entfernung der Galaxien abhängt. Je weiter entfernt eine Galaxie ist, desto stärker sind die Linien ins Rote verschoben. Dieser Effekt wird nach seinem Entdecker Hubble-Effekt genannt. Daraus schließt man, dass sich das Weltall ausdehnt. Bei den entferntesten Galaxien, bei denen andere Entfernungsmessmethoden scheitern, wird umgekehrt aus der Rotverschiebung die Entfernung bestimmt.

Technik

Vor Einführung der Fotografie wurden Spektroskope zur visuellen Betrachtung und Messung der Spektrallinien benutzt. Sie bestanden meist aus einem Prisma und einem im Winkel dazu veränderlichen Okular zur hochauflösenden Sonnenspektroskopie, oder einem im Okular fest angebrachtem Prisma zur Stern- und Nebelspektroskopie. Mit der Fotografie ersetzte diese Methoden zunehmend der Spektrograf.

Geschichte

Im 19. Jahrhundert führten unerklärliche Linien wiederholt zum postulieren hypothetischer Elemente wie des Nebuliums, die sich erst später auf aus dem Labor unbekannte Übergänge bekannter Elemente zurückführen ließen.