Einführung in die Spektroskopie für Amateure - ESO

KAPITEL 4. ZUR PHYSIK OPTISCHER SPEKTREN 11
Körper der Temperatur T wechselwirkt, also oft absorbiert und wieder emittiert wird,
ein Spektrum beobachtet wird, das in etwa dem idealen Schwarzkörperspektrum der
Planckschen Strahlungsformel für einen Körper der Temperatur T entspricht. Somit
sind die Emissionsspektren von Planetenoberflächen, wenn man das reflektierte Licht
der Sonne hier einmal nicht berücksichtigt, aber auch von dichten Plasmen in Sternatmosphären
annähernd durch das Planck’sche Strahlungsgesetz bestimmt und es ergibt
sich aus dem Vergleich des kontinuierlichen Spektrums mit diesem Gesetz die Temperatur
der strahlenden Oberfläche des Himmelskörpers. Welche „Oberfläche“ bei einem
Plasma wirklich beobachtet wird, wird im Abschnitt zur Strahlung von Plasmen diskutiert.
Aus der Planckschen Formel zur thermischen Strahlung lernen wir noch eine ganze
Menge: Einmal hängt das Maximum des emittierten Spektrums, das sich durch differenzieren
der Formel nach ν und 0 - setzen (Extremwertbestimmung) finden lässt,
eindeutig mit der Temperatur des Körpers zusammen, in der Weise, dass heißere Körper
ihr spektrales Maximum bei kürzeren Wellenlängen haben. Dies wird durch das
Wiensche Verschiebungsgesetz quantifiziert: λmaxT 0,002898 mK. Zum anderen
können wir das Plancksche Gesetz integrieren und erhalten die insgesamt abgestrahlte
Leistung: Stefan Boltzmannsches
¡
Gesetz: T ε¡ σ¤ 4 , mit 5,67¤ σ 10 ¡ 8 m W¥§¦ 2K4¨ .
Und, in der Tat! Der kontinuierliche Anteil der Spektren von unserer Sonne und
von Sternen, also der Verlauf der Lichtintensität zwischen den Fraunhoferlinien in
Abhängigkeit von der Wellenlänge, lässt sich gut durch Schwarzkörperspektren beschreiben.
Das ist natürlich ein großer Erfolg, weil damit sofort wichtige Aussagen
möglich sind: Es ergibt sich die Temperatur des Bereiches des Sternes, aus dem uns
das Licht zugestrahlt wird. Kennen wir, wie bei unserer Sonne, auch die Fläche, die
das Licht emittiert, dann kennen wir auch die gesamte abgestrahlte Leistung und können
aus der empfangenen Leistung auf die Entfernung schließen. Bei Sternen ist das
leider nicht so einfach. Die Temperatur ist zu ermitteln, aber die auf der Erde empfangene
Leistung wird sowohl von der strahlenden Fläche, also der Größe des Sternes, als
auch seiner Entfernung bestimmt. Für die Entfernungsmessung mit Hilfe von Spektren
muss man also noch mehr wissen, wie etwa bei Supernovae, die als Standardkerzen
bekannter Helligkeit verwendet werden können. Wichtig ist auch die systematische
Untersuchung der Sterntemperatur von offensichtlichen Mitgliedern eines Sternhaufens.
Sie bestimmt die Farbe eines Sternes und mit Hilfe eines kalibrierten Farben-
Helligkeitsdiagramms (analog zum Hertzsprung-Russel-Diagramm ([Uns74] (Kapitel
15, Seite 127 ff.), [Voi75] (§5, Seite 169 ff)]) lässt sich aus der scheinbaren Helligkeit
der Haufensterne und ihrer Anordnung in diesem Diagramm auf ihre Entfernung
schließen.
Aus den kontinuierlichen Spektren ergibt sich also hauptsächlich die Temperatur
von astronomischen Objekten. Diese für Objekte messen zu können, die sich in vielen
Lichtjahren Entfernung befinden, lehrt uns schon viel von den physikalischen Bedingungen,
die im Weltall herrschen. Noch detailliertere Informationen können aus den
vielen Spektrallinien entnommen werden, die wir im Licht der meisten astronomischen
Objekte beobachten können und zwar sowohl in Form heller Emissionslinien als auch
dunkler Absorptionslinien.