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Nova Delphini 2013

 

Spektroskopie, was sagt uns das Licht der Sterne

Blicken wir in einer klaren Nacht ohne störendes Licht gegen den Himmel, sehen wir über tausend Sterne. Mit einem Fernrohr sehen wir viel mehr, aber sie sehen nicht anders aus, punktförmige Lichtquellen. Trotzdem wissen wir heute sehr viel darüber. Den Grundstein dazu hat Isaak Newton gelegt. Er hat nicht nur gezeigt, dass die Schwerkraft (Gravitation) die Bahnen des Mondes und der Planeten bestimmt und das Newton Teleskop erfunden. Eine wichtige Entdeckung war, dass weisses Licht mit einem Prisma in verschiedene Farben zerlegt werden kann (1672).

Newton: Zerlegung des Lichts mit Prisma (Science Photo Library)

Die gleichen Farben sieht man auch im Regenbogen, dabei wird die Zerlegung durch die Brechung an Regentropfen bewirkt:

Regenbogen in Maienfeld

Später wurde gezeigt, dass das Licht aus elektromagnetischen Wellen verschiedener Wellenlänge besteht, ähnlich wie Radiowellen, aber mit viel kürzerer Wellenlänge (0.4 bis 0.7 Mikrometer). Fraunhofer hat dunkle Linien im Sonnenspektrum beobachtet und gezeigt, dass deren Wellenlängen den Emissionslinien von Gasen entsprechen:

Fraunhofer: Briefmarke zum 200. Geburtstag, mit Sonnenspektrum http://www.briefmarken-bilder.de

So kann zum Beispiel die gelbe Linie D dem Natrium zugeordnet werden, die Farbe, die entsteht, wenn Kochsalz (Natriumchlorid) in einer Kerzenflamme erhitzt wird. Die Linien C (rot) und F (grün) stammen vom Wasserstoff und sind auch in vielen anderen Sternen beobachtbar.

Zur Zeit von Fraunhofer im 19. Jahrhundert wusste man noch nicht, weshalb verschiedene Atome die verschiedenen Linien erzeugen, dies wurde erst mit der Quantenmechanik im 20. Jahrhundert verstanden. Jede Linie im Spektrum kann einem Energiesprung zwischen 2 verschiedenen Atomzuständen zugeordnet werden.

Bereits von blossem Auge, besser mit einem Teleskop sieht man, dass Sterne verschiedene Farben haben.

Zerlegt man nun das Licht der Sterne, sieht man, dass die Sterne verschiedenen Spektralklassen zugeordnet werden können, von blauen Sternen der Spektralklassen O, B und A über weisse und gelbliche  Sterne der Spektralklassen  F, G und K bis zu roten Sternen der Klasse M und C

Sternspektren verschiedener Spektralklassen (Sascha Gilli, Sternwarte Bülach http://spektrographie.wikispaces.com/Home)

Jeder Spektralklasse kann eine Temperatur zugeordnet werden, von 30'000Grad der Spektralklasse O bis 3000 Grad bei der Spektralklasse M. Unsere Sonne, der nächste Stern, liegt etwa in der Mitte bei 6000 Grad mit der Spektralklasse G. Neben der Temperatur unterscheiden sich die Sterne auch durch die Masse. Die Sterne leuchten ja, weil in Ihrem Innern bei hoher Temperatur und Druck Kernreaktionen stattfinden, dies umso intensiver, je schwerer die Sterne sind. Die schwersten Sterne haben deshalb die höchste Temperatur und Leuchtkraft, sie gehen also sehr verschwenderisch um mit Ihrem Brennstoff und haben deshalb auch die kürzeste Lebensdauer. Unsere Sonne, wie schon gesagt ein ganz durchschnittlicher Stern, leuchtet übrigens seit rund 4 Milliarden Jahren und hat damit rund die Hälfte seiner Lebensdauer erreicht, sie wird also nochmals für rund 4 bis 5 Milliarden Jahre leuchten.

Neben Temperatur, Masse und Leuchtkraft kann man aus den verschiedenen Spektrallinien auch die Zusammensetzung der Sterne bestimmen. Die wesentlichsten Bestandteile sind Wasserstoff und Helium, welches zuerst auf der Sonne entdeckt wurde, bevor es auch im Erdgas gefunden wurde.

Heute weiss man nicht nur über dies Grössen Bescheid, dank der Astrophysik kann man auch die Entwicklung der Sterne sehr genau beschreiben, von einer diffusen Gaswolke zu einem gleichmässig leuchtenden Stern wie unsere Sonne bis zum Ende der Lebensdauer, wenn der Wasserstoff als Kernbrennstoff aufgebraucht ist. Insbesondere das Ende ist oft spektakulär und findet in einem grossen Feuerwerk seinen Abschluss. Dabei gerät die Kernfusion ausser Kontrolle und der Stern explodiert als Nova. Dabei wird die Gashülle abgestossen und kann später als Gasnebel beobachtet werden:

 

Planetarischer Nebel M57

Der Gasnebel leuchtet im Licht des Wasserstoff, Sauerstoff und Stickstoff, deshalb die verschiedenen Farben, angeregt durch die Strahlung des Sterns im Zentrum, einem heissen weissen Zwerg, der nach der Sternexplosion übrigbleibt. Diese verschiedenen Komponenten können mit Hilfe der Spektroskopie, durch Zerlegung des Lichts mit einem Beugungsgitter, direkt sichtbar gemacht werden:

 

M57, Spektrum mit Emissionen von Sauerstoff (grün), Stickstoff und Wasserstoff (rot) (Torsten Hansen)

Zurzeit ist ja die Supernova in der Galaxie M82 sichtbar http://www.suedostschweiz.ch/community/blogs/supernova-astronomen-geraten-weltweit-aufregung

Dabei wurde der Typ der Supernova mit Hilfe der Spektroskopie bestimmt.

Auch die Nova im Delphin vom August letzten Jahres wurde mit Spektroskopie detailliert untersucht, sowohl von Amateur- als auch von Profiastronomen. Dabei geben die sich verändernden Spektren detailliert Auskunft über die verschiedenen Phasen der Explosion.

Spektroskopie in Falera, am 90 cm CEDES Teleskop:

Mirasteilas: 90 cm Teleskop (CEDES) mit angeflanschtem Spektrographen)