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2025-09-04T14:01:26Z

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'''Astrospektroskopie''' ist die Bezeichnung für die wellenlängenabhängige Analyse der Strahlung [[Astronomische Objekte|astronomischer Objekte]]. In der [[Astronomie]] werden fast ausschließlich die [[Elektromagnetische Welle|elektromagnetischen Wellen]] [[Spektroskopie|spektroskopisch]] untersucht, d. h. [[Radiowelle]]n, [[Infrarot]], [[Licht]], [[UV/VIS-Spektroskopie|UV]]-, [[Röntgenstrahlung|Röntgen]]- und [[Gammastrahlung]]. Lediglich [[Gravitationswellendetektor]]en und die [[Astroteilchenphysik]], die beispielsweise die Neutrinos untersucht, stellen eine Ausnahme dar.

== Kontinuierliche Spektren ==
Das kontinuierliche Spektrum eines [[Stern]]s gehorcht mit Ausnahme der kurzwelligen Ultraviolett- und Röntgenbereiche fast genau dem [[Plancksches Strahlungsgesetz|Planckschen Strahlungsgesetz]], so dass man jedem Stern eine [[Effektive Temperatur|Effektivtemperatur]] zuordnen kann, bei der die emittierte Gesamtenergie des Sterns gleich der eines [[Schwarzer Körper|schwarzen Körpers]] mit dieser Temperatur ist. Die Wellenlänge des Strahlungsmaximums (die bei den meisten Sternen im sichtbaren Licht liegt) hängt linear mit der [[Photosphäre]]n-Temperatur zusammen ([[Wiensches Verschiebungsgesetz]], entdeckt 1896). Diese Oberflächentemperatur bzw. die sichtbare ''[[Farbtemperatur|Farbe]]'' des Sterns entspricht im Wesentlichen seiner [[Spektralklasse]]. In der [[Infrarotastronomie|Infrarot]]- und [[Radioastronomie]] wird diese Korrelation auch auf kühlere Objekte wie [[Interstellarer Staub|interstellare Staub]]- oder [[Interstellares Gas|Gaswolken]] angewendet.

== Spektrallinien ==
Aus dem [[Linienspektrum]], das Objekte wie [[Stern]]e, [[Gasnebel]] oder das interstellare Gas aussenden, gewinnt man Informationen über chemische [[Stoff (Chemie)|Stoffe]] und [[Chemisches Element|Elemente]], die in den jeweiligen Objekten vorliegen, sowie über deren Häufigkeit. Da sich die Stärke der Spektrallinien auch mit der [[Temperatur]] und dem [[Druck (Physik)|Druck]] ändern, kann man aus dem Linienspektrum Temperatur und [[Schwerebeschleunigung]], von der der Druck auf einer Sternoberfläche abhängt, bestimmen.

Aus der Breite der Spektrallinien im Licht eines Sternes lassen sich Rückschlüsse auf die Tangentialgeschwindigkeit und somit die [[Rotation (Physik)|Rotation]] des Sterns ziehen. Denn wenn sich der eine Rand des Sterns infolge seiner Eigenrotation auf den Beobachter zu- und der gegenüberliegende Rand wegbewegt, wird jede Spektrallinie durch den [[Dopplereffekt]] zu kürzeren ([[Blauverschiebung]]) bzw. längeren Wellenlängen ([[Rotverschiebung]]) hin verschoben. Da man wegen der großen Entfernung der Sterne nur das Licht der gesamten strahlenden Oberfläche beobachten kann, verbreitern sich dadurch die Spektrallinien. Die maximale Verbreiterung einer Spektrallinie <math>f_0</math> ergibt sich aus der Differenz der beiden Dopplerverschiebungen der Rotationsgeschwindigkeit <math>\beta = v/c</math> und dem Lorentzfaktor <math>\gamma</math>

:<math>\Delta f = f_0(1+\beta)\gamma - f_0(1-\beta)\gamma = 2 f_0 \beta \gamma</math>

Bei [[Doppelstern]]en wiederum ermöglicht der Dopplereffekt, die [[Bahngeschwindigkeit (Astronomie)|Bahngeschwindigkeit]] beider Sterne zu bestimmen, sofern sie größeren Winkelabstand haben (visuelle Doppelsterne). Ein sehr enger, [[spektroskopischer Doppelstern]] verrät sich durch periodische Verdoppelung oder Verbreiterung der Spektrallinien. Bei Einzelsternen erlaubt der [[Zeeman-Effekt]] Rückschlüsse auf das herrschende [[Magnetismus|Magnetfeld]].

Eine sehr wichtige Methode ist die spektroskopische Bestimmung der [[Radialgeschwindigkeit]] von Sternen. Zusammen mit ihrer [[astrometrischer Doppelstern|astrometrisch]] feststellbaren [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]] ergibt sie die räumliche Bewegung, woraus z. B. der [[Sonnenapex]] und die Rotation unseres [[Milchstraße]]nsystems errechnet werden kann – siehe auch [[Oortsche Rotationsformeln]].


Betrachtet man die Spektren des Lichtes, das von fernen [[Galaxie]]n ausgesendet wird, stellt man fest, dass die Verschiebung der Spektrallinien von der Entfernung der Galaxien abhängt. Je weiter entfernt eine Galaxie ist, desto stärker sind die Linien ins Rote verschoben. Dieser Effekt wird nach seinem Entdecker [[Hubble-Effekt]] genannt. Daraus schließt man, dass sich das [[Weltall]] ausdehnt, und indirekt auf seinen Beginn, den sogenannten [[Urknall]]. Bei den entferntesten Galaxien, bei denen andere Entfernungsmessmethoden scheitern, wird umgekehrt aus der Rotverschiebung die Entfernung bestimmt.

Auch für die Analyse von [[exoplanet]]aren [[Atmosphäre (Astronomie)|Atmosphären]] kann die Astrospektroskopie eingesetzt werden, um Aussagen über [[Habitabilität]] und [[Biomarker#Astrobiologie|Biomarker]] machen zu können.<ref>[[Lisa Kaltenegger]] et al.: ''Deciphering Spectral Fingerprints of Habitable Exoplanets.'' Astrobiology, Vol. 10, Issue 1, S. 89–102, 2010, [https://adsabs.harvard.edu//abs/2010AsBio..10...89K abstract]@ adsabs.harvard.edu, [http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/0906/0906.2263.pdf pdf]@arxiv.org, abgerufen am 16. Oktober 2012</ref>

== Technik ==
Vor Einführung der [[Fotografie]] wurden [[Spektroskop]]e zur [[visuell]]en Betrachtung und Messung der [[Spektrallinien]] benutzt. Sie bestanden meist aus einem Prisma und einem im Winkel dazu veränderlichen Okular zur hochauflösenden Sonnenspektroskopie, oder einem im Okular fest angebrachten Prisma zur Stern- und Nebelspektroskopie. Später wurden auch [[Beugungsgitter]] verwendet (siehe [[Gitterspektroskop]]). Mit der Fotografie ersetzte diese Methoden zunehmend der [[Spektrograf]], mit dem auch lichtschwache Spektren messbar sind.

== Geschichte ==
Die astronomische Spektroskopie begann mit [[Josef Fraunhofer]], der 1814 dunkle Linien im Sonnenspektrum entdeckte, sie aber noch nicht erklären konnte. Die Deutung dieser [[Fraunhofer-Linien]] gelang erst als Folge der Versuche von [[Gustav Robert Kirchhoff|Kirchhoff]] und [[Robert Wilhelm Bunsen|Bunsen]], die 1859 bei leuchtenden Gasen jeweils typische Farben feststellten.

Ab den 1860er-Jahren führten unerklärliche Linien wiederholt zum Postulieren [[Hypothetisches Element|hypothetischer Elemente]] wie des [[Nebulium]]s, die sich erst später auf aus dem Labor unbekannte Übergänge bekannter Elemente zurückführen ließen. 1868 lieferte jedoch das [[Sonnenspektrum]] erste Hinweise auf das damals noch unbekannte Element [[Helium]].

Um die Jahrhundertwende konnte man bereits die großen [[Planeten]] und ferne galaktische [[Emissionsnebel]] spektroskopieren. Unter anderem wurden die 1877 entdeckten ''[[Marskanäle]]'' Anfang des 20. Jahrhunderts durch vermeintliche Spektren von [[Moose]]n und Flechten gedeutet, was erst in den [[1960er]]n durch die [[Mariner]]-Raumsonden widerlegt wurde.

== Literatur ==
* Thomas Eversberg, Klaus Vollmann: ''Spectroscopic Instrumentation - Fundamentals and Guidelines for Astronomers.'' Springer, Heidelberg 2014, ISBN 3-662-44534-4
* John B. Hearnshaw: ''The analysis of starlight - two centuries of astronomical spectroscopy.'' Cambridge Univ. Press, New York 2014, ISBN 1-10-703174-5
* James B. Kaler: ''Stars and their spectra - an introduction to the spectral sequence.'' Cambridge Univ. Press, Cambridge 1997, ISBN 0-521-30494-6
* [[Günter D. Roth]]: ''Astronomiegeschichte'', Kosmos-Verlag, Stuttgart 1987
* J. Bennett, M. Donahue, N. Schneider, M. Voith: ''Astronomie'', Kapitel 5 ''Licht und Materie''. Lehrbuch, Hrsg. Harald Lesch, 5. Auflage (1170 S.), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010.

== Weblinks ==
{{Commonscat|Astronomical spectroscopy|Astrospektroskopie}}
* [http://spektroskopie.fg-vds.de VdS-Fachgruppe Spektroskopie]

== Einzelnachweise ==
<references/>

{{Normdaten|TYP=s|GND=4143256-3|LCCN=sh85009001}}

[[Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie]]
[[Kategorie:Spektroskopisches Verfahren]]

Astrospektroskopie - Versionsgeschichte

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