Der Griff nach den Sternen - chemisch betrachtet!

Warp-Antrieb oder Wurmlöcher ... leider noch nicht!

Warum wissen wir eigentlich so viel von den Sternen? Es war doch noch nicht jemand außerhalb des Sonnensystems!

Was bei uns ankommt!

Lichtbrechnung am Prisma

Ja, im Grund genommen wissen wir nur das, was bei uns ankommt ... und das ist das Licht der Sterne. Doch genau das kann helfen, zu erfahren, welche Elemente dort in den Weiten zu finden sind.

Was uns als weißes Licht erscheint ist ja ein Gemisch aus sichtbaren elektromagnetischen Wellen verschiedener Wellenlänge. Wie stark das Licht gebrochen wir hängt von dem Wellenlänge ab und so kann man mit Hilfe des Prisma die "Bestandteile" des weißen Licht erkennen.

Den Prismen-Effekt als Hilfsmittel für analytische Zwecke erfand der deutschen Optiker  Joseph von Fraunhofer , der 1814/15 dunkle Spektrallinien im Sonnenspektrum entdeckte. Er nannte diese Untersuchungsmethode des Lichts Spektroskopie. Die hauptsächliche Leistung Fraunhofers bestand darin, dass er sehr akribisch und wissenschaftlich genau bei seinen Forschungen vorgegangen ist und so die schon vorhandenen sogenannten Achromatischen Objektive, die einen sonst typischen Farbfehler bei Linsen vermieden, perfektionierte. Er begründete damit Anfang des 19. Jahrhunderts den Fernrohrbau für die Wissenschaft.

1858 entwickelten die Deutschen Gustav Kirchhoff und Robert Bunsen die Idee weiter zur Spektralanalyse. Die weiter fortschreitende Verbesserung der Geräte und Methoden, wie auch die Nutzung weiterer Frequenzbereiche außer dem sichtbaren Licht, mündete 1925 in die Bestimmung der Entfernung des Andromedanebels durch Edwin Hubble, nach dem heute ein Weltraumteleskop benannt ist.

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  Skizze eine Spektroskops von 1879

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  Die schematische Darstellung eines alten Spektroskops

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  Gemälde, das zeigt, wie Fraunhofer (Mitte) das Spektroskop demonstriert

Was steckt chemisch dahinter?

Das Bohrsche Atommodell wurde 1913 von Niels Bohr entwickelt. Atome bestehen bei diesem Modell aus einem schweren, positiv geladenen Atomkern und leichten, negativ geladenen Elektronen, die den Atomkern auf geschlossenen Bahnen umkreisen. Anders als ältere Atommodelle zeigt das Bohrsche Atommodell viele der am Wasserstoffatom beobachteten Eigenschaften.

Die Vorgeschichte zur Entwicklung des Bohrschen Atommodells ist die Entdeckung der Spektrallinien beim Wasserstoff-Atom in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts. Das folgende Bild den sichtbarer Bereich des Wasserstoff-Spektrums sowie einen Teil aus dem ultravioletten Teil des Spektrums, da der Sensor der Kamera diesen Bereich auch emfangen kann.

Für die Position der Linien innerhalb der jeweiligen Serie konnten Johann Jakob Balmer und Johannes Rydberg anhand von gemessenen Linienspektren bereits 1885 und 1888 numerische Formeln angeben. Der physikalische Hintergrund dieser Formeln blieb jedoch fast dreißig Jahre lang ein Rätsel.

Mit Hilfe des Bohrschen Atommodells konnte man dann erklären, wie es zur Aussendung von Licht mit einem speziellen Frequenz und damit Energie kommt. Wechselt, wie im Bild rechts dargestellt, ein einzelnes Elektron von der 3. auf die 2. Kreisbahn, so es wird ein Photon mit einer Frequenz ausgesendet, die dem Energieunterschied zwischen den beiden Bahnen entspricht.

Beim Wasserstoffatom ergeben sich dann folgende Energieübergänge, die bestimmten Folgen von Spektrallinien im elektromagnetischen Spektrum des Wasserstoffatoms führen. Eine Serie entspricht dabei den Übergängen von Elektronen höherer Niveaus auf das gleiche Grundniveau. Für verschiedene höhere Niveaus erhält man eine höhere Energiedifferenz und damit Photonen höherer Energie, also höherer Frequenz. Im rechten Bild sind die Übergänge im Atommodell dargestellt mit der Angabe der Wellenlängen.

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Damit können wir genauer definieren ...

Eine Spektrallinie ist das Licht einer genau definierten Frequenz, das von einem Atom oder Molekül aufgrund des Übergangs eines Elektron zwischen zwei Schalen abgegeben oder absorbiert (aufgenommen) wird. Es dient der Unterscheidung unterschiedlicher Atomsorten. Die Frequenz (und damit die Farbe) einer Spektrallinie wird durch die Energie des emittierten oder absorbierten Photons bestimmt, die gerade den Unterschied zwischen den Energien der Schalen bestimmt. Spektrallinie, Wikipedia – Die freie Enzyklopädie, 10.9.2013 - Der Text ist unter der Lizenz „Creative Commons Attribution/Share Alike“ verfügbar; zusätzliche Bedingungen können anwendbar sein. Siehe die Nutzungsbedingungen für Einzelheiten. In der Wikipedia ist eine Liste der Autoren verfügbar.

Informationen aus dem Himmel

Als kleines Schmankerl schauen wir uns noch ein paar Bilder aus dem Weltall an, die freundlicherweise größtenteils von der NASA zur freien Verfügung gestellt werden. Als staatlich finanziertes Unternehmen muss seine Bilder nämlich öffentlich machen.

Bilder von Sternen und Galaxien

Wie schon erwähnt, werden für die Untersuchung von Sternen auch andere Strahlungsarten als Licht untersucht. Jede Strahlungsart kann verschiedene Informationen liefern. So sieht man im Bild rechts immer dieselbe Galaxie aber in verschiedenen Frequenzbereiche. Die Beschriftung links ist französisch, sollte aber einigermaßen verständlich sind.

Im Bild links sieht man ein Röntgenspektrum des Sterns Zeta Orionis. Das Spektrum des hellen Licht des Stern wurde links unten eingefügt und man kann einige Peaks (Spitzen) zu erkennen, die darauf Hinweise geben können, dass bestimmte Elemente vorkommen.

Leider stehen bei dieser Spektroskopie keine Informationen dabei. Bei dem folgenden Bild aber wurde beschriftet, welcher Peak was bedeutet.

Die Spitzen entsprechen im Vis-Spektrum den farbigen Linien und links eines Teils des Infrarotspektrums. Auch die Höhen der PEaks spielen eine Rollen, denn je mehr da ist, um so höher ist der Peak. Das Spektrum zeigt übrigens nicht das Spektrum des Licht eines Sterns sonder von einem Gasbrenner mit Butan-Gas.