Sternenlicht

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Die Sterne und ihre Regenbogenfarben
Die weite des Alls, die Sterne, das Universum – seit alters her
beschäftigen sich Menschen mit diesen faszinierenden
Erscheinungen. Von Dichtern gepriesen und Sängern
besungen, sind sie Quellen der Inspiration, fragen nach dem
woher und wohin. Fragen, wo wir stehen und wer wir sind. Viele
Male änderten sich die Weltbilder im Zuge gesellschaftlicher,
politischer, sozialer und technischer Entwicklungen der
Menschheit. Einmal Anhalten, einmal Um- und Zurückschauen,
das Vergangene würdigen, um das heutige genauer sehen und
zielgerichteter in das morgen gehen zu können, dazu möchte
diese Ausstellung beitragen.
Bild 1. Das Sternbild Orion und das erste direkte Bild eines, von der Sonne verschiedenen, anderen Sterns – des Sterns
Betelgeuze im Orion.
Dem Licht kommt dabei eine besondere Rolle zu. Als Bote der
Sterne enthüllt es uns Schritt für Schritt seine Geheimnisse,
erleuchtet nicht nur unseren Nachthimmel sondern ebenso
unser Wissen über unsere kosmischen Ursprünge. Der
Potsdamer Astrophysiker Erwin Freundlich schrieb 1924: „Den
einzigen Zugang in das Problem des Wesens der Materie und
der von ihr ausgehenden Wirkungen eröffnet uns das Studium
des Lichtes und aller ihm nahe verwandten
Strahlungsvorgänge.“
Das Sternenlicht, so wie wir es beobachten, ist aus
verschiedenfarbigem Licht zusammengesetzt. Das wird beim
Durchgang durch Gitter oder Prismen (Bild 2) sichtbar.
Entsprechend ihrer unterschiedlichen Energien und
Wellenlängen (Bild 3) werden die verschiedenfarbigen Anteile
unterschiedlich stark gebeugt oder gebrochen. Das wohl
bekannteste und immer wieder eindrucksvolle Naturphänomen
des Regenbogens veranschaulicht diese Brechung des
Sonnenlichtes immer wieder.
Bild 2. Ein Prisma zerlegt weißes Licht, z.B. das Sonnenlicht, in seine
Spektralfarben.
Bild 4. Objektivprismenaufnahme. Wird vor das Objektiv des Beobachtungsgerätes ein Prisma (oder Gitter) angeordnet, erhält
man anstelle der vergrößerten Sternbilder die entsprechenden Spektren.
Bild 3. Der Abstand zwischen zwei benachbarten Wellenbergen (oder –tälern)
entspricht der Wellenlänge.
Wird ein Prisma oder Gitter vor dem Objektiv des
Beobachtungsgerätes befestigt, erhält man im Brennpunkt des
Gerätes keine vergrößerten Abbilder der Sterne (Bild 1)
sondern ihre entsprechenden Spektren (Bild 4). Diese
Sternspektren enthalten eine Vielzahl vormals unbekannter und
ungenutzter Informationen. Erst mit der Entwicklung der
Spektralanalyse um 1860 stand eine Technik zur
Entschlüsselung der spektralen Informationen zur Verfügung.
Die Nutzung und Auswertung spektraler Daten in der
Astronomie führte zu einem neuen Gebiet in dieser
Wissenschaft – zur Astrophysik. Mit dieser Entwicklung
veränderte sich der Charakter der jahrtausendealten
Astronomie von einer beobachtenden Wissenschaftsdisziplin, in
der die Lagen und Bewegungen der Himmelskörper
beschrieben wurden, zu einer analysierenden. In Potsdam
wurde zur Förderung dieses Trends 1874, vor 125 Jahren, nicht
mehr ein astronomisches sondern ein astrophysikalisches
Observatorium gegründet. Damit zählt Potsdam zu den
Geburtsstätten der deutschen Astrophysik.
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Strukturen in den Spektren
In heißen Körpern strahlen die Atome Licht aus. Die Farben
bzw. ihre Frequenzbereiche und ihre Intensitäten sind von den
physikalischen Bedingungen wie z.B. Druck und Temperatur
abhängig. Neben dem kontinuierlichen Spektrum der
Temperaturstrahlung (Bild 1, a) lassen sich Linienspektren
beobachten (Bild 1, b und c). Die Emissions- (Bild 1, b) und
Absorptionslinien (Bild 1, c) sind für jedes chemische Element
charakteristisch. Eine Linienanalyse erlaubt demnach eine
Bestimmung der chemischen Zusammensetzung eines
bestimmten Sterns. Weitere Aussagen wie z.B. Angaben über
den vorherrschenden Druck und die Temperatur lassen sich
aus den Intensitätsprofilen der einzelnen Linien bestimmen.
In Bild 3 ist am Beispiel der Sonne dargestellt, wie gut die
Intensitätsverteilung im kontinuierlichen Spektrum der
theoretischen Temperaturstrahlung eines „schwarzen Körpers“
entspricht. Eine Kurvenanpassung erlaubt die Bestimmung der
Temperatur des sichtbaren Teils der Sonne – der Photosphäre.
Bild 1. Schematische Darstellung der Spektrenarten: das kontinuierliche Spektrum (1), das Emissionsspektrum (2) und das
Absorptionsspektrum (3). Die letzten beiden Spektrenarten werden auch Linienspektren genannt. Am häufigsten werden bei
Sternen Absorptionsspektren gefunden. Diese ergeben sich daraus, daß das von einem Stern ausgehende Licht, das
kontinuierliche Spektrum, die oberflächennahen Schichten durchquert. Dabei absorbieren diese Schichten entsprechend ihrer
chemischen Zusammensetzung und ihres Zustandes ein Teil des Spektrums. Derartige Bereiche erscheinen dem Beobachter
auf der Erde als dunkle Linien.
Beispiele für Energieverteilungen anderer Sterne sind in Bild 2
dargestellt. Für Sterne mit höherer Temperatur liegt das
Intensitätsmaximum bei höheren Energien als für Sterne mit
tieferen Temperaturen. Auf den sichtbaren Spektralbereich
bezogen heißt das, daß wir heißere Sterne bläulich scheinend
wahrnehmen, weniger heiße dagegen rötlich.
Bild 2. Kontinuierliche Spektren von
Sternen unterschiedlicher
Temperatur. Verschiedene
Temperaturen führen zu veränderten
spektralen Intensitätsverläufen.
Bild 3. Das Spektrum der Sonne (rot)
im Vergleich mit dem Temperaturspektrum eines idealen – schwarzen –
Körpers der Temperatur von 5800 K.
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Vorstoß in das Unsichtbare
Lediglich ein Teil des elektromagnetischen Spektrums ist für
uns als sichtbares Licht wahrnehmbar (Bild 3). In Richtung der
höheren Energien und damit kürzeren Wellenlängen schließen
sich an den sichtbaren blauen der für unsere Augen
unsichtbare Bereich der ultravioletten und dann die Röntgenund Gammastrahlung an. Für kleinere Energien und die damit
verbundenen größeren Wellenlängen geht das sichtbare Rot in
das unsichtbare Infrarot über. Es schließen sich Mikrowellenund die verschiedenen Radiowellenbereiche an.
Die verschiedenen Bereiche der elektromagnetischen Strahlung
wechselwirken, aufgrund anderer Energien, unterschiedlich mit
der Materie. Daraus resultieren unter anderem die verschiedenen Eindringtiefen der elektromagnetischen Strahlung in die
Erdatmosphäre (Bild 2). Es ergeben sich, nach unserem
heutigen Erkenntnisstand, sinnvolle Gebiete für die Aufstellung
und den Betrieb moderner Beobachtungstechnik, die ebenfalls
in Bild 2 schematisch dargestellt sind. Die unterschiedlichen
Größenbereiche der Wellenlängen erfordern für die einzelnen
Spektralbereiche andere astronomische Geräte.
Bild 1. Die nächstgelegene Radiogalaxie Centaurus A. Die Überlagerung des optischen Bildes mit dem Radiobild (Konturlinien)
zeigt unterschiedliche Strukturen in den beiden Frequenzbereichen.
Bild 2. Die Strahlung der verschiedenen Frequenzbereiche dringt unterschiedlich tief in die Atmosphäre ein.
Die Ergebnisse der Wechselwirkungen elektromagnetischer
Strahlung mit Materie zeigen sich nicht nur auf der Erde
sondern im gesamten Universum. So sind beispielsweise weite
Bereiche unserer Milchstraße einer Beobachtung im sichtbaren
unzugänglich, da das Licht durch dazwischenliegende
Staubteilchen und Gase absorbiert wird. Im infraroten
Spektralbereich absorbieren sie hingegen wesentlich
schwächer, so daß die hinter den Gas- und Staubwolken
befindlichen Sterne beobachtet werden können. Weiterhin
können Eigenschaften und Strukturen erkannt werden, die nur
in einem charakteristischen Spektralbereich auftreten. Ein
Beispiel aus der Radioastronomie ist in Bild 1 dargestellt.
Während die Radiogalaxie Centaurus A im sichtbaren keine
besonderen Merkmale besitzt, zeigen Radiountersuchungen
prägnante Strukturen hoher Intensität. Diese resultieren aus
dem gerichteten Anteil der Radiowellenabstrahlung. Erst eine
Kenntnis der Eigenschaften und Strukturen im gesamten
Spektralbereich der elektromagnetischen Strahlung könnte zu
einer adäquaten Beschreibung und Erklärung der Vorgänge im
Universum führen.
Bild 3. Schematische Darstellung der verschiedenen
Frequenzbereiche mit ihren unterschiedlichen Wellenlängen.
Zur Veranschaulichung der Größenverhältnisse werden die
verschiedenen Wellenlängen mit charakteristischen
Objekten ähnlicher Größe verglichen.