Abenteuer Astronomie

Bei einfachen Teleskopen ist es teilweise sehr störend: die Aufspaltung des Lichts in seine farbigen Bestandteile, wenn es an schrägen Flächen gebrochen wird. Nun lässt sich dieses gebrochene farbige Licht aber auch untersuchen. Hierfür nutzte man früher Glasprismen und heute Beugungsgitter. Bereits vor über 200 Jahren fand der englische Chemiker William Wollaston heraus, dass sich schwarze Linien im solcherart gebrochenen farbigen Licht der Sonne finden lassen. Unabhängig von ihm fand der Münchner Optiker Joseph von Fraunhofer 1814, also zwölf Jahre später, dasselbe heraus. Fraunhofer unterzog diese Linien allerdings einer genauen systematischen Untersuchung und fand dabei über 570 Linien im Spektrum der Sonne, die er genau und systematisch katalogisierte und mit Kennzeichnungen versah. Ihm zu Ehren werden diese Linien als Fraunhoferlinien bezeichnet.

Der eigentliche Nutzen dieser Linien wurde jedoch erst gut 40 Jahre später durch den Physiker Gustav Johann Kirchhoff (bekannt geworden durch die Kirchhoffschen Regeln bei der Bestimmung von Spannung und Strom in elektrischen Netzwerken und das nach ihm benannte Strahlungsgesetz) und den Chemiker Robert Bunsen (heute noch durch den nach ihm benannten Bunsenbrenner bekannt) entdeckt. Diese beiden fanden heraus, dass bestimmte Linien bestimmten chemischen Elementen zugeordnet werden konnten und legten damit den Grundstein für die Entschlüsselung der Bausteine und Zusammensetzung auch fernster Sterne.

Man unterscheidet in diesem Gebiet zwischen Emissionsspektren und Absorptionsspektren. Bei Emissionsspektren führen bestimmte Reaktionen bestimmter Elemente zur Abstrahlung von Photonen ganz bestimmter Wellenlänge. Unter Hobby-Astronomen sehr bekannt ist die H-Alpha-Linie des Wasserstoffs bei 656,281 nm. Diese ist von besonderer Bedeutung für die Sonnenbeobachtung, da hier viele Details der obersten Sonnenschicht sichtbar werden.

Umgekehrt können solche Elemente beim Durchgang weißen Lichtes genau diese Wellenlängen absorbieren, um dadurch angeregt zu werden. Im Spektrum des ehemals weißen Lichtes macht sich dieser Effekt dann als schwarze Linien, die Fraunhoferlinien, bemerkbar. Weiß man, welche Elemente welche Linien produzieren, so kann man mit diesem Wissen auch herausfinden, welche Elemente in fernen Sternen enthalten sind.

Aber die Bedeutung der von Fraunhofer entdeckten und katalogisierten Linien reicht noch viel weiter. Entfernen sich Sterne und Galaxien von uns mit großer Geschwindigkeit, so verschieben sich die Absorptionslinien im Spektrum in Richtung des roten Lichtes (Rotverschiebung). Edwin Hubble wies damit 1929 die Expansion des Weltalls nach. Mithilfe des Zeeman-Effektes können Magnetfelder in den Sternen und mithilfe des Dopplereffektes Rotationen nachgewiesen werden.

Während man früher der Meinung war, dass sich die Sterne allein aufgrund ihrer Entfernung jeglicher detaillierteren Untersuchung entzögen, führte die Untersuchung der Fraunhoferlinien in ihrem abgestrahlten Licht zu immer genaueren Erkenntnissen von Struktur, Aufbau und Zusammensetzung.