Theorie

1. Was ist Licht?

Licht ist eine Form, Energie zu übertragen. Es ist ein kleiner Teil des sogenannten elektromagnetischen Spektrums. Ein Spektrum zeigt, wie viel Strahlung bei welcher Wellenlänge ankommt. Das elektromagnetische Spektrum wird in sieben Bereiche eingeteilt, von der größten zur kleinsten Wellenlänge: Radiowellen, Mikrowellen, Infrarotstrahlung, sichtbares Licht, Ultraviolettstrahlung, Röntgenstrahlung und Gammastrahlung.

Auf dieser Website geht es nur um das sichtbare Licht, also den Teil, den wir mit bloßem Auge sehen können. Es reicht von etwa 380 nm bis 780 nm (1 nm = ein milliardstel Meter). Unterschiedliche Wellenlängen nehmen wir als unterschiedliche Farben wahr:

Licht als Welle. Licht verhält sich manchmal wie eine Welle. Anders als eine Wasserwelle braucht es dafür aber kein Medium: Es besteht aus elektrischen und magnetischen Feldern, die sich gegenseitig erzeugen – deshalb kann sich Licht auch durch das leere Weltall bewegen. Für jede Lichtwelle gilt:

c = λ · f

Dabei ist c die Lichtgeschwindigkeit (299 792 458 m/s im Vakuum), λ (Lambda) die Wellenlänge und f die Frequenz. Weil c immer gleich ist, gilt: Je kürzer die Wellenlänge, desto größer die Frequenz.

Licht als Teilchen. Gleichzeitig kann man Licht als Strom aus winzigen Energiepaketen beschreiben, den Photonen. Wie viel Energie ein Photon trägt, hängt von seiner Frequenz ab:

E = h · f

h ist die Planck-Konstante (6,63 · 10⁻³⁴ Js). Ein blaues Photon hat also mehr Energie als ein rotes, weil seine Frequenz höher ist.

2. Absorption und Emission

Warum verraten uns Lichtstrahlen, woraus ein Gas besteht? Die Antwort liegt im Aufbau der Atome. Am anschaulichsten erklärt das das Bohrsche Atommodell. Es ist zwar wissenschaftlich überholt, beschreibt das Wichtigste aber sehr gut:

1. Die Elektronen in einem Atom können nur ganz bestimmte Energiezustände annehmen – wie die Stufen einer Treppe. Zwischenstufen gibt es nicht. Wie hoch die Stufen sind, ist bei jedem Element anders.
2. Ein Elektron kann Energie nur aufnehmen oder abgeben, indem es von einer Stufe auf eine andere springt. Die Energie des Photons muss dafür genau zum Abstand zwischen den beiden Stufen passen.
3. Nimmt ein Elektron ein passendes Photon auf (Absorption), springt es auf eine höhere Stufe. Nach kurzer Zeit fällt es von selbst wieder zurück und gibt dabei ein Photon mit genau dieser Energie wieder ab (Emission).

Weil Energie und Wellenlänge zusammenhängen, kann man aus dem Abstand zweier Stufen ΔE direkt ausrechnen, welche Wellenlänge das Licht haben muss. Setzt man die beiden Formeln aus Abschnitt 1 ineinander ein, ergibt sich:

λ = h · c / ΔE

Ein Beispiel: Bei Natrium beträgt ein solcher Stufenabstand etwa 2,1 eV. Daraus folgt eine Wellenlänge von rund 589 nm – gelbes Licht. Genau deshalb leuchten Natriumdampf-Straßenlaternen gelb.

Ionen. Bekommt ein Elektron so viel Energie, dass es das Atom ganz verlässt, spricht man von Ionisierung. Das übrig bleibende Ion hat ein Elektron weniger und dadurch andere Energiestufen – es absorbiert also auch andere Wellenlängen als das neutrale Atom. In der Astronomie kennzeichnet man das mit römischen Ziffern: Ca I ist neutrales Calcium, Ca II ist Calcium, dem ein Elektron fehlt. Im Spiel zählen Ca II, Sr II und Ba II deshalb als eigene Stoffe.

3. Spektren

Zerlegt man Licht in seine Wellenlängen, erhält man ein Spektrum. Dabei gibt es drei Arten:

1. Kontinuierliches Spektrum: Ein heißer, dichter Körper – zum Beispiel ein glühender Draht oder das Innere eines Sterns – sendet Licht aller Wellenlängen aus. Man sieht einen lückenlosen Regenbogen.
2. Emissionsspektrum: Ein heißes, dünnes Gas leuchtet nur bei den Wellenlängen, die zu den Energiestufen seiner Atome passen. Man sieht einzelne helle, farbige Linien auf dunklem Hintergrund.
3. Absorptionsspektrum: Liegt ein kühleres, dünnes Gas vor einer Lichtquelle mit kontinuierlichem Spektrum, schluckt das Gas genau die Wellenlängen, die zu seinen Energiestufen passen. Man sieht einen Regenbogen mit dunklen Lücken – den Absorptionslinien.

Die absorbierten Photonen werden zwar kurz danach wieder abgegeben, aber in alle möglichen Richtungen. In Blickrichtung auf die Lichtquelle fehlt dieses Licht also trotzdem. Schaut man von der Seite auf das Gas, sieht man dagegen ein Emissionsspektrum.

Das Entscheidende: Ein Element absorbiert genau bei den Wellenlängen, bei denen es auch leuchtet. Findet man in einem Spektrum ein bekanntes Linienmuster, weiß man, welches Element dort vorhanden ist.

Wie misst man ein Spektrum? Um Licht in seine Wellenlängen zu zerlegen, gibt es zwei Möglichkeiten: Ein Prisma bricht verschiedene Wellenlängen unterschiedlich stark. Ein Beugungsgitter – eine Fläche mit sehr vielen feinen, regelmäßigen Furchen – lenkt sie durch Interferenz in verschiedene Richtungen. Heute werden fast nur noch Gitter verwendet. In der Astronomie nutzt man dafür häufig einen Spaltspektrographen: Ein Teleskop sammelt das Licht eines Himmelskörpers und bündelt es auf einen schmalen Spalt. Eine Linse macht die Lichtstrahlen parallel, das Gitter fächert sie auf, und eine Kamera zeichnet das Spektrum auf.

4. Fraunhoferlinien

Einer der Ersten, der das Sonnenlicht genau in seine Farben zerlegte, war der Optiker Joseph von Fraunhofer zu Beginn des 19. Jahrhunderts. Dabei fielen ihm Hunderte dunkle Linien im Sonnenspektrum auf. Er vermaß sie sorgfältig und benannte die auffälligsten mit Buchstaben. Die Linie, die er „D“ nannte, ist die gelbe Natriumlinie bei 589 nm – dieselbe, die auch im Experiment (Abschnitt 8) eine Rolle spielt.

Woher die Linien kommen, konnte Fraunhofer selbst noch nicht erklären. Das gelang erst um 1860 Gustav Robert Kirchhoff und Robert Bunsen: Sie zeigten, dass die dunklen Linien der Sonne genau an den Stellen liegen, an denen bestimmte Elemente im Labor leuchten. Die Gase in der äußeren Schicht der Sonne, der Photosphäre, absorbieren also Licht aus dem heißen Inneren. Ein Teil der Linien entsteht übrigens erst in der Erdatmosphäre, wenn das Sonnenlicht sie durchquert.

Damit war Comtes Behauptung widerlegt: Man kann sehr wohl herausfinden, woraus Sterne bestehen – man muss nur ihr Licht genau genug anschauen.

5. Transitmethode

Ein Exoplanet ist ein Planet, der nicht unsere Sonne, sondern einen anderen Stern umkreist. Weil Exoplaneten sehr weit entfernt sind und neben ihrem hellen Stern kaum zu sehen sind, findet man sie meist auf indirektem Weg.

Die erfolgreichste Methode ist die Transitmethode: Zieht ein Planet von uns aus gesehen vor seinem Stern vorbei, verdeckt er einen winzigen Teil davon – ähnlich wie der Mond bei einer Sonnenfinsternis, nur in viel kleinerem Maßstab. Die Helligkeit des Sterns sinkt dadurch für ein paar Stunden ganz leicht ab. Misst ein Teleskop diesen Helligkeitseinbruch regelmäßig, hat man einen Planeten entdeckt.

Der Transit verrät aber noch mehr: Während der Planet vor dem Stern steht, scheint ein Teil des Sternenlichts durch seine Atmosphäre. Und genau darin steckt die Information, woraus diese Atmosphäre besteht.

6. Wie man Atmosphären untersucht

Während des Transits durchquert ein kleiner Teil des Sternenlichts den dünnen Atmosphärenring am Rand des Planeten. Die Atome in dieser Atmosphäre schlucken dabei – genau wie in Abschnitt 3 beschrieben – Licht ihrer typischen Wellenlängen. Bei diesen Wellenlängen wirkt der Planet deshalb ein kleines bisschen größer und der Stern ein kleines bisschen dunkler.

Forschende vergleichen dafür das Spektrum des Sterns während des Transits mit dem Spektrum ohne Planet davor. Der Unterschied zwischen beiden ist das Absorptionsspektrum der Planetenatmosphäre. Findet man darin das Linienmuster von Natrium, enthält die Atmosphäre Natrium. Aus der Stärke der Linien lassen sich außerdem Hinweise darauf gewinnen, wie viel von einem Stoff vorhanden ist.

Zum ersten Mal gelang das im Jahr 2002: Mit dem Hubble-Weltraumteleskop wiesen Forschende Natrium in der Atmosphäre eines jupitergroßen Exoplaneten nach, der etwa 150 Lichtjahre entfernt ist. Dass es so lange gedauert hat, lag an der Technik – die Signale sind extrem schwach. Seitdem sind die Teleskope und Messgeräte so viel besser geworden, dass man heute auch kleinere und weiter entfernte Planeten untersuchen kann.

7. Vereinfachungen im Spiel

Echte Atmosphären sind extrem kompliziert. Damit das Spiel verständlich und spielbar bleibt, wurden einige Dinge vereinfacht. Alle Vereinfachungen sind aber so gewählt, dass das Ergebnis physikalisch plausibel bleibt. Das Ziel ist nicht, echte Forschung zu ersetzen, sondern zu zeigen, wie diese Forschung im Kern funktioniert.

Nur sichtbares Licht. Das Spiel zeigt nur den Bereich von 380 bis 780 nm. Echte Messungen nutzen oft auch Infrarot- oder UV-Licht.

Nur die Lage der Linien. Im Spiel ist jede Absorptionslinie ein gleich dicker schwarzer Strich. Wie stark eine Linie ist und wie hell der Stern bei welcher Wellenlänge leuchtet, wird nicht dargestellt. Du findest also heraus, welche Stoffe vorkommen, aber nicht, wie viel davon.

Nur Atome und Ionen. Echte Atmosphären enthalten auch Moleküle wie Wasser oder Kohlenmonoxid. Die sind im Spiel weggelassen. Deshalb gibt es auch nur sehr heiße Planeten: Bei kühleren Planeten wären fast alle Metalle kondensiert, und es blieben kaum Atome in der Atmosphäre übrig.

Heiße Jupiter. Alle Planeten im Spiel sind sogenannte heiße Jupiter: Gasriesen wie Jupiter, die ihren Stern so eng umkreisen, dass ihre Atmosphäre über 1000 K heiß wird. Es gibt drei Typen mit festen Temperaturen. Die Temperatur gilt überall auf dem Planeten gleich, Unterschiede zwischen Tag- und Nachtseite werden ignoriert.

Welche Stoffe vorkommen können. Ob ein Metall in der Atmosphäre als Gas vorliegt, hängt im Spiel nur von der Temperatur ab. Ein Stoff ist möglich, wenn der Planet heißer ist als die Temperatur, bei der die Hälfte dieses Stoffes verdampft ist (Werte nach Lodders, 2003). Diese Werte gelten für einen bestimmten Druck – in echten Atmosphären kann der Druck stark abweichen, das wird hier vernachlässigt.

Ausnahme Wasserstoff. Wasserstoff ist in allen Fällen gasförmig. Sichtbares Licht kann er aber nur absorbieren, wenn seine Elektronen schon vorher angeregt sind. Forschende vermuten, dass das bei Exoplaneten durch die UV-Strahlung des Sterns geschieht. Im Spiel kann Wasserstoff deshalb bei allen drei Planetentypen vorkommen.

Ausnahme Ionen. Bei sehr hohen Temperaturen werden manche Atome ionisiert. Im Spiel wird das nur für Calcium, Strontium und Barium berücksichtigt – und erst beim ultraheißen Typ mit 2800 K. Dort ersetzen die Ionen (Ca II, Sr II, Ba II) die neutralen Atome vollständig. In Wirklichkeit ist das ein fließender Übergang, und ionisierte Atome dieser drei Elemente wurden schon bei Planeten mit 2100 bis 2400 K nachgewiesen.

8. Das Experiment

Dass Atome Licht bestimmter Wellenlängen schlucken, lässt sich mit einfachen Mitteln zeigen. Für diese Website wurde dazu ein Experiment mit Kochsalz durchgeführt.

Aufbau und Durchführung. Eine Natriumdampflampe strahlt auf eine weiße Wand. Zwischen Lampe und Wand wird ein Löffel mit Kochsalz (Natriumchlorid) mit einem Bunsenbrenner erhitzt, sodass Natriumdampf entsteht. Danach wird der Versuch mit einer UV-Lampe statt der Natriumdampflampe wiederholt.

Erwartung. Die Natriumdampflampe leuchtet fast nur bei den beiden Natrium-Wellenlängen 588,99 nm und 589,59 nm. Genau diese Wellenlängen sollte der Natriumdampf schlucken. Das Licht der UV-Lampe liegt dagegen größtenteils bei anderen Wellenlängen und sollte ungehindert durchkommen.

Beobachtung. Mit der Natriumdampflampe wirft der Natriumdampf einen deutlichen Schatten auf die Wand – obwohl Dampf eigentlich durchsichtig ist. Mit der UV-Lampe entsteht kein Schatten. In beiden Fällen leuchtet der Dampf selbst gelb, weil die Flamme die Natriumatome anregt.

Ergebnis. Der Natriumdampf schluckt genau das Licht, das zu seinen eigenen Energiestufen passt, und gibt es in alle Richtungen wieder ab. Hinter dem Dampf kommt deshalb weniger Licht an. Das ist im Kleinen genau das, was in der Atmosphäre eines Exoplaneten passiert.