Spektroskopie

Das Spektrum des Lichts und was es uns erzählen kann

von Ludwig Scheibe (TU Berlin), Juli 2024

Ein grundlegendes und unverzichtbares Instrument bei der Erforschung von Exoplaneten ist die Untersuchung von Lichtspektren. Es ist nützlich, die grundlegenden Konzepte der Spektroskopie und ihre Anwendung in der Astronomie zu verstehen.

Licht als elektromagnetische Welle: Frequenz und Wellenlänge

Licht ist eine elektromagnetische Welle. Es besteht aus sich schnell verändernden elektrischen und magnetischen Feldern, die sich durch den Raum ausbreiten. Als Welle hat Licht eine Frequenz, gemessen in Hz, und eine Wellenlänge. Letztere ist im Grunde die Länge zwischen zwei “hohen” Punkten, ähnlich wie zwei Wellenberge bei Wasserwellen. Frequenz und Wellenlänge sind fest und unausweichlich miteinander verbunden: Je höher die Frequenz, desto kürzer die Wellenlänge.

Die Wellenlänge des Lichts bestimmt seine Farbe. Violettes Licht hat eine besonders kurze Wellenlänge, während die Wellenlänge von rotem Licht besonders lang ist. Elektromagnetische (EM-)Wellen mit Wellenlängen von etwa 400 bis 700 Nanometern (nm) sind für das menschliche Auge sichtbar. Kürzere Wellenlängen nennen wir ultraviolett, und Licht mit längeren Wellenlängen wird als infrarot bezeichnet. Beides liegt jenseits der menschlichen Wahrnehmung, kann aber mit unseren Instrumenten gemessen werden.

Dies ist eine Illustration des Wellenlängenbereichs des sichtbaren Lichts. Die Zahlen über dem Farbband geben die Wellenlängen in Nanometern (nm) an. Bildquelle: https://en.m.wikipedia.org/wiki/File:Linear_visible_spectrum.svg

Das Spektrum des Lichts

Das meiste Licht, das wir im Universum antreffen, ist eine Mischung aus verschiedenen Wellenlängen. Weißes Licht beispielsweise ist eine Mischung aller sichtbaren Wellenlängen des Lichts. Von entscheidender Bedeutung ist hier: Verschiedene Wellenlängen können in einem solchen Gemisch verschiedene individuelle Helligkeiten bzw. Intensitäten haben. Diese Intensitäten für verschiedene Wellenlängen nennen wir das Intensitätsspektrum des Lichts.

Das Spektrum wird vor allem von der Lichtquelle bestimmt, aber es kann auch deutlich davon beeinflusst werden, was mit dem Licht auf dem Weg zum Beobachter passiert. Wenn es Beispielsweise durch ein Material hindurchgeht, wird es dadurch verändert. Daher können wir dadurch, dass wir das Spektrum von Sternenlicht messen, eine Menge lernen sowohl über die Eigenschaften des Sterns als Quelle des Lichts, als auch über die Prozesse, die das Licht auf dem Weg durchläuft. Die Methode, das Spektrum von Licht zu messen und daraus Schlussfolgerungen zu ziehen, nennt man Spektroskopie. Einige Beispiele in der Astronomie:

Sternenlicht hat ein kontinuierliches Spektrum über einen breiten Bereich von Wellenlängen mit variierender Intensität. Bei einer Wellenlänge gibt es ein Maximum an Helligkeit und dieses Maximum wird von der Temperatur des Sterns bestimmt. (s. Wiensches Verschiebungsgesetz). Wir können also die Temperatur eines Sterns bestimmen, indem wir sein Spektrum messen.

Hier sieht man eine Simulation des Aussehens verschiedener Sternentypen abhängig von ihrer Temperatur. Die Temperaturen sind in Kelvin angegeben. Kältere Sterne haben ihr Helligkeitsmaximum bei langen Wellenlängen, und sehen daher rötlich-orange aus. Sehr heiße Sterne, auf der anderen Seite, sehen bläulich aus. Bild aus Harre & Heller (2021). Astron. Nachrichten 342, 578

Das Intensitätsspektrum der Sonne; im Wesentlichen die Helligkeit der verschiedenen Wellenlängen. Die gepunkteten Linien markieren die Teile des Spektrums, die für das menschliche Auge sichtbar sind. Der Höhepunkt bei etwa 480 Nanometern entspricht der effektiven Außentemperatur der Sonne von etwa 5770 Kelvin (etwa 5500°C). Datenquelle: Meftah et al. (2017) A&A 611, A1

• In dem kontinuierlichen Sternenspektrum fehlen jedoch bestimmte Wellenlängen, die sogenannt “Absorptionslinien”. Diese Linien werden durch das Gas in der Atmosphäre des Sterns verursacht, und können uns damit Auskunft über die Zusammensetzung des Sterns geben. Dieser Effekt wurde zuerst für die Sonne von Joseph Fraunhofer entdeckt, daher nennt man sie auch “Fraunhofer-Linien”

  

  Das Lichtspektrum der Sonne zeigt die Absorptionslinien der äußeren Sonnenatmosphäre. Dieses Darstellung müsste eigentlich eine durchgehende Zeile sein, wie in dem Bild ganz oben. Aber der hohe Detailgrad in dieser Visualisierung hier würde eine solche Zeile unpraktisch lang machen. Daher wird das Spektrum mit “Zeilenumbrüchen” dargestellt. Bild von: N.A. Sharp / KPNO / NOIRLab / NSO / NSF / AURA; Bildquelle

• Während des Transits eines Planeten vor seinem Stern geht ein kleiner Teil des Sternenlichts durch die Atmosphäre des Planeten. Dadurch wird das Spektrum des Sternenlichts verändert und kann uns Auskunft über die Zusammensetzung der Planetenatmosphäre geben.

• Die Linien in dem Lichtspektrum eines Sterns sind über lange Zeit unveränderlich. Wenn wir also messen, dass die Linien sich periodisch bewegen, kann das ein Anzeichen dafür sein, dass der Stern aufgrund eines planetaren Begleiters “wackelt”. Das ist eine Methode, die Radialgeschwindigkeitsmethode, die wir nutzen, um extrasolare Planeten zu entdecken. Mehr Informationen hier.

Diese Methoden sind ausgesprochen wichtig für die Erforschung von Exoplaneten. Sie geben uns die Chance, einen Planeten dadurch zu charakterisieren, wie er das Licht seines Sterns beeinflusst. Spektralmessungen und -analysen werden stetig verbessert – sei es durch ausgeklügelte Datenanalyse oder die Verwendung neuer Technologien in den Messinstrumenten.