Spektralanalyse

Der Farbindex

Der Farbindex ist eine fundamentale Größe der modernen Astrophysik. Es handelt sich um die Helligkeitsdifferenz, die ein Stern in zwei verschiedenen Wellenlängenbereichen aufweist. Solche Farbindices können anhand der verschiedenen Bereiche des sichtbaren Lichts, aber auch des infraroten bzw. ultravioletten Bereichs gebildet werden.
Auf diese Weise lassen sich die Energiemengen vergleichen, die in den verschiedenen Wellenlängenbereichen abgestrahlt werden und die eng mit der Temperatur verknüpft sind, die auf der Oberfläche des Sterns herrscht.
Bei dieser Methode wird die Helligkeit eines Sterns mit Hilfe von Farbfiltern gemessen. Der gebräuchlichste Farbindex wird aus der Differenz von Blau- und Gelbhelligkeit (B-V) gebildet. Zur grafischen Veranschaulichung werden die Werte von Temperatur und absoluter Helligkeit auf die Abszisse bzw. Ordinate einer kartesischen Ebene aufgetragen, wobei die Werte der Temperatur von links nach rechts abnehmen, während jene der Helligkeit von unten nach oben ansteigen. Auf dem Diagramm, das man auf diese Weise erhält, sind die Sterne nicht zufällig verteilt - sie ordnen sich vielmehr in ganz bestimmten Gebieten an.

Das Hertzsprung Russel Diagramm

Das Hertzsprung-Russel-Diagramm ist ein überaus nützliches Hilfsmittel, mit dem sich Helligkeit und Temperatur (bzw. Farbe) der Sterne in Beziehung setzen lassen. Auf dem HRD ordnen sich die Sterne vorwiegend in drei Zonen an: der Hauptreihe, dem Riesenast sowie dem Gebiet der Weißen Zwerge.

Dopplereffekt und Rotverschiebung

Das Phänomen des Dopplereffekts tritt auf, wenn ein Objekt, das eine elektromagnetische Welle aussendet, sich auf einen Beobachter zu oder weg bewegt. Das heißt, die elektromagnetische Welle wird dabei entweder gestaucht oder gedehnt. Um sich diesen Effekt besser vorstellen zu können, möchte ich folgendes Beispiel anführen:
Stellen wir uns vor, ein Krankenwagen fährt mit eingeschaltetem Martinshorn auf uns zu. Der Ton des Martinshorns verändert sich dabei folgendermaßen: Fährt der Krankenwagen auf uns zu so erscheint der Ton hoch, entfernt er sich wiederum vom Beobachter, so wird der Ton tiefer.
Grundsätzlich lässt sich dieser Effekt bei allen elektomagnetischen Wellen beobachten. Sofern die ursprünglich charakteristische Wellenform bekannt ist, die ein Objekt aussendet, kann über den Dopplereffekt ermittelt werden, mit welcher Geschwindigkeit sich dieses letztendlich von uns weg oder auf uns zu bewegt. Der Dopplereffekt steht vor allem in direktem Zusammenhang mit der Blau- oder Rotverschiebung.
Beobachtet man beispielsweise einen weit entfernten Quasar, so ist bekannt, welche Wellenform dieser im sichtbaren Licht emittiert. Setzt man nun die veränderte Frequenz der Lichtwellen in Abhängigkeit zur Rotverschiebung, so lässt sich aufgrund der Hubble-Konstante ermitteln, in welcher Entfernung sich dieser zu uns befindet. Die Linearität der Hubble-Konstante gilt allerdings nur bis zu einer Entfernung von maximal 400 Mpc, was in etwa einer Rotverschiebung von z ~ 0,1 entspricht.
Für höhere Rotverschiebungswerte müssen zur Entfernungs- bestimmung von Objekten allgemeinere Gesetzte aus kosmologischen Modellen angewandt werden. Die sogenannte Mattigformel beispielsweise besagt, dass die Entfernung nicht mehr linear, sondern quadratisch mit der Rotverschiebung zunimmt.
Zur Bestimmung weit entfernter Objekte verfährt man über die sogenannte Leuchtkraftdistanz (siehe Entfernungsmessung).

Rotverschiebung

Die Rotverschiebung ergibt sich, wie bereits erwähnt, aus dem Phänomen des Dopplereffekts und muss grundsätzlich in drei einzelne Parameter untereilt werden.

z (kosmologisch): Dieser Parameter ergibt sich aus der Tatsache, dass sich das Universum bzw. der Raum ausdehnt. Lichtwellen die den Raum durchwandern, werden dadurch in die Länge gezogen und erscheinen dem Beobachter auf der Erde rot- verschoben. Dieser Parameter ist ausschlaggebend für die Entfernungsbestimmung von Quasaren in sehr großen Distanzen.

z (doppler): Dieser Wert gibt die Radialbewegung eines Objektes wieder, das noch nicht der Raumexpansion unterliegt. Darüber lässt sich beispielsweise bestimmen, ob sich eine Galaxie wie Andromeda auf uns zu- oder von uns weg bewegt. Grundsätzlich kann dieser Parameter zur Entfernungsbestimmung sehr weit entfernter Objekte, die der Raumexpansion unterliegen, vernachlässigt werden.

z (grav): Hierbei handelt es sich um die gravitative Rotverschiebung. Diese konnte über das Doppelsternsystem Sirius A und Sirius B genau bestimmt werden. Sirius befindet sich 8,6 LJ von der Erde entfernt. Bei Sirius B handelt es sich um einen Weißen Zwerg der mit seinem Gravitationspotential, das 8000 mal über dem unserer Sonne liegt, Lichtstrahlen, die seine Oberfläche verlassen, maßgeblich beeinflusst. Ausschlaggebend dafür ist die Zeitdilation, die sich aus der Allgemeinen Relativitätstheorie ergibt.
Für einen Lichtstrahl, der zuerst die Gravitation des Sterns durchwandern muss, vergeht die Zeit langsamer. Dadurch erscheint der Lichtstrahl für uns auf der Erde wiederum rot- verschoben. Dieser Parameter kann ebenso wie z(doppler) bei der Entfernungsbestimmung sehr weiter Objekte vernachlässigt werden.

Zusammenfassend ergibt sich also die Rotverschiebung aus:

z = z(kosmologisch) + z(grav) + z(doppler)

wobei diese drei Parameter spektroskopisch nicht unterschieden werden können, sondern sich lediglich ihr prozentueller Anteil bestimmen lässt.

Interferometrie und Adaptive Optik

Ein grundsätzliches Problem für erdgebundene Teleskope, im Gegensatz zu Teleskopen im Weltraum, ist die Lichtbrechung, die durch unsere Atmosphäre verursacht wird. Um diesen Effekt möglichst zu reduzieren, werden heutige Großteleskope wie beispielsweise das VLT zum einem an Orten errichtet, die möglichst frei von atmospärischen Störungen sind und zum anderen werden sie mit sehr aufwändigen Technologien ausgestatten, um eine möglichst große und störungsfreie Lichtausbeute zu ermöglichen.

Um atmosphärische Störungen auszugleichen, rüstet man heutige Teleskope mit sogenannter Adaptiver Optik aus. Dabei gibt es zwei verschiedene Möglichkeiten: Zum heutigen Stand der Technik lassen sich Parabolspiegel bis zu einem Durchmesser von maximal 8,4 Metern (LBT) aus einem Stück fertigen, da sie ansonsten zu schwer werden. Bei diesen Spiegeln bedient man sich einer sogenannten Regelelektronik, die im Strahlengang nach dem Hauptspiegel montiert ist.
Beim größten erdgebundenen Teleskop, dem Keck-Teleskop auf Hawai, ist die Regelelektronik direkt im Hauptspiegel verbaut. Dieser besteht aus 36 einzelnen hexagonalen Spiegelelementen, wobei jedes einzelne Element per Hydraulikstempel bewegt werden kann um so den Spiegel selbst den atmosphärischen Gegebenheiten anzupassen.

Ein weiterer großer Schritt in der Entwicklung erdgebundener Teleskope, war die Zusammenschaltung mehrerer Einzelteleskope zu einem einzigen großen Teleskop. Um dies zu ermöglichen, wird der Strahlengang jedes einzelnen Teleskopes in sogenannten Delay Lines geleitet, welche die unterschiedlichen Lauflängen des empfangenen Lichts synchronisieren (siehe Abb. rechts). Diese Methode nennt sich Interferometrie (siehe Abb. rechts). Die unterschiedliche Laufzeitdifferenz des Lichts ergibt sich zum einen aus den unterschiedlichen Standorten der Teleskope und zum anderen durch die scheinbare Bewegung eines beobachteten Objektes am Himmel, sofern es sich nicht im Zenit befindet. Dabei erreicht man eine Winkelauflösung, die der Summe der Spiegelfläche aller Einzelteleskope entspricht. Das VLT erreicht dabei beispielsweise bei der Beobachtung des Mondes eine Auflösung von 10 Metern. Das heisst, ein Bildpixel der CCD-Kamera entspricht dabei einem Durchmesser von 10 Metern auf ca. 380.000 km Distanz.

Elektromagnetisches Spektrum

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