Arten von Spektren

Josef von Fraunhofer entdeckte 1815 im Spektrum der Sonne dunkle Linien (wie in folgender Abb. c), deren Ursprung man damals aber noch nicht verstand. Erst um 1860 fand Gustav Kirchhoff die Erklärung dafür: Die fehlenden Linien werden von Gasen verursacht, die sich in der Sonnen- und Erdatmosphäre befinden.

a) Kontinuierliches Spektrum, wie es von einem Festkörper oder sehr dichtem Gas ausgesendet wird, b) Linienspektrum von Helium, c) Ein Absorptionsspektrum ist ein kontinuierliches Spektrum, dem einige Linien fehlen (in diesem Beispiel die von Helium).

Die Atmosphäre der Sonne wird bei einer totalen Sonnenfinsternis als Corona sichtbar.

Nehmen wir ein Heliumatom in der Sonnenatmosphäre und einen Lichtstrahl, der in Richtung Erde fliegt. (folgende Abb.). Dieser beinhaltet zunächst noch alle Frequenzen (a). Helium absorbiert nun ganz bestimmte Farben (Quantensprünge nach „oben„) und strahlt sie nach Sekundenbruchteilen wieder aus (Quantensprünge nach „unten“). Die Abgabe des Lichts erfolgt in alle Richtungen (b) und deshalb wird die Lichtintensität in Richtung Erde stark geschwächt (c). Wir auf der Erde sehen daher schwarze Linien im Spektrum.

Manche Farben werden durch Gasatome in alle Richtungen zerstreut und erscheinen dann im Spektrum auf der Erde als dunkler Strich.

Wenn man weißes Licht aufspaltet, dann bekommt man alle Farben, also ein kontinuierliches Spektrum. Umgekehrt gilt das aber nicht. Nicht jedes kontinuierliche Spektrum, das man wieder vereinigt, ergibt weiß. Warum? Weißes Licht bekommst du nur, wenn alle Farben in derselben Intensität leuchten. Das ist aber meistens nicht der Fall.

Sterne senden zwar alle Farben aus, aber nicht in derselben Stärke. Die Intensitätsverteilung und somit auch die Farbe des Sterns hängt nur von seiner Oberflächentemperatur ab (folgende Abb.). Die Farbe eines Sternes sagt uns also, wie heiß seine Oberfläche ist.

Bei heißen Sternen (Oberflächentemperatur 10.000 K) sind die kurzen Wellenlängen intensiver als die langen (a). Heiße Sterne leuchten daher bläulich. Bei kühleren Sternen (3000 K) ist es umgekehrt (b). Sie scheinen daher rötlich. Die Sonne hat rund 6000 K. Durch die relativ gleichmäßige Mischung der Farben sehen wir sie gelbweiß. (Anm.: Die Intensität ist relativ aufgetragen. Heiße Sterne leuchten absolut gesehen wesentlich heller als kühle).