Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

216 KAPITEL 4. THERMODYNAMIK: TEMPERATUR
Diese Aussage ist bis heute gültig und bildet die Grundlage der Identifizierung astronomischer Objekte. Die Umkehrung
ist ebenfalls interessant: kennt man keine Linien, dann ist es oft unmöglich, das Objekt zu identifizieren. Dies gilt in
besonderem Masse für IR- und Gamma-Quellen.
Die folgenden drei von Kirchhoff (1860) im Labor gefundenen ’Gesetze’ auf astrophysikalische Situationen
umformuliert, lauten:
1. Ein heißer, selbstleuchtender Körper erzeugt ein Kontinuum.
2. Ein optisch dünnes Gas erzeugt Emissionslinien.
3. Ein optisch dünnes, kaltes Gas vor einer heißen Hintergrundquelle erzeugt Absorptionslinien.
Sie sind für das Verständnis der Spektroskopie (bei fehlendem Strahlungstransport) von fundamentaler
Bedeutung. Wir werden sie später im einzelnen herleiten.
Von Kirchhoff stammt auch das erste Modell, die Absorptionslinien der Sonne zu erklären (sein drittes
Gesetz). Diese so genannte Umkehrschicht (ein optisch dünnes, kälteres Gas vor der heißen Strahlungsquelle
der Sonne) würde vermutlich bei einer Sonnenfinsternis als selbst strahlendes Medium mit
Emissionslinien zu beobachten sein.
• ANMERKUNG (DIE ENTDECKUNG VON HELIUM)
Noch vor der Verifizierung des Modells von Kirchhoff entdeckten
Janssen, J. (1824 - 1907) und Lockyer, N. (1836 - 1920)
im Jahre 1868 bei einer Sonnenfinsternis im Spektrum der Chromosphäre der Sonne eine helle gelbe Linie, bei λ = 5876
˚A, welche sie Helium tauften. Auf diese Entdeckung kommen wir später zurück.
Im Labor wurde diese Linie erst von W. Ramsay (1852 - 1916) im Jahre 1895 identifiziert (als Zerfallsprodukt bei radioaktivem
Uranzerfall: α-Strahlung).
1870 (nach einigen vergeblichen vorhergegangen Versuchen) wurde die Emission der Umkehrschicht
tatsächlich von Charles A. Young (zwei Sekunden lang!) beobachtet. Dieses experimentum crucis
bestätigte einerseits die Vorhersage Kirchhoffs aufs schönste, das ’flash’ Spektrum ist in der Tat ein
reines Emissionsspektrum.
Es eröffnete andererseits eine neue Debatte. Viele der entdeckten Linien waren terrestrisch nicht bekannt
(bzw. nicht herstellbar, oder hatten ’falsche’ Intensitäten). Die Frage lautete deshalb: gibt es auf
Sternen noch ganz andere Elemente (Janssen und Lockyer) oder handelte es sich um verbotene Linien?
Auch hier kann die endgültige Antwort nur mithilfe der Quantenmechanik gegeben werden: die Anregungsbedingungen
der Linien folgen aus der Saha Gleichung, sie werden von leicht ionisierbaren
Spurenelementen bestimmt.
Es dauerte dann nochmals gut 50 Jahre bis mit dem Bohrschen Modell die meisten Eigenschaften der
Atomspektren erklärt werden konnten. Allerdings war es auch ohne Modell bereits (aufgrund der sehr
genauen Messungen von ˚Angstrøm) 1885 dem Schweizer Mathematiklehrer J. K. Balmer gelungen,
eine Linienserie zu entziffern.
λn = C n2
n 2 − 4
Die Hα Linie sollte korrekterweise ˚Angstrøm α Linie heißen, so wie Lyα nach Lyman benannt ist, da
er sie als erster im Labor realisiert hat. Eine Verbesserung der Balmer Formel
hwmnc = RH
�
1 1
−
m2 n2 �
, m < n ; w = 1
λ
(mit der Wellenzahl w) stammt (1890) von Rydberg (1854 - 1919).