Spektroskopie
Die Spektroskopie ist ein Verfahren, das die Aufspaltung von Wellen nach ihren verschiedenen Wellenlängen zur Analyse nutzt. Mit Hilfe der Spektroskopie werden z.B. Schallwellen und elektromagnetische Wellen wie Licht, Radiowellen, Röntgenstrahlung und Gammastrahlung ihrer Wellenlänge nach aufgespalten. Elementarteilchen, die in der Quantentheorie mit Wellen beschrieben werden, kann man auch mit der Methode der Spektroskopie untersuchen. Beispiele sind Elektronenspektroskopie und Neutronenspektroskopie.
Als Ergebnis einer durchgeführten Spektroskopie erhält man die Intensität der betrachteten Welle als Funktion von der Wellenlänge, diese Funktion bezeichnet man als Spektrum. Bei allen oben erwähnten Arten der Spektroskopie beobachtet man Spektrallinien, Absorptions- und Emissionsbanden und Kontinua, wie unter Lichtspektrum beschrieben.
In der Astronomie werden vorwiegend Elektromagnetische Wellen untersucht, die von astronomischen Objekten ausgesendet werden, d.h. Radiowellen, Licht, Röntgen- und Gammastrahlung. Aus dem Linienspektrum, das Objekte wie Sterne, Gasnebel oder das interstellare Gas aussenden, gewinnt man Informationen über chemische Stoffe und Elemente, die in den jeweiligen Objekten vorliegen, sowie über deren Häufigkeit. Da sich die Staerke der Spektrallinien auch mit der Temperatur und dem Druck aendern, kann man aus dem Linienspektrum Temperatur und Schwerebeschleunigung, von der der Druck abhaengt, auf einer Sternoberflaeche bestimmen.
Das kontinuierliche Spektrum eines Sterns gehorcht sehr genau der Planckschen Intensitaesfunktion, so dass man jedem Stern eine Schwarzkörpertemperatur zuordnen kann, siehe auch schwarzer Körper. Anhand dieser Schwarzkörpertemperatur werden die Sterne in Spektralklassen eingeteilt.
Aus der Breite der Spektrallinien im Licht eines Sternes kann man Rückschlüsse über die Tangentialgeschwindigkeit und damit die Rotationsgeschwindigkeit des Sternes ziehen. Denn wenn sich der eine Rand des Sternes infolge seiner Eigenrotation auf den Beobachter zu- und der gegenüberliegende Rand wegbewegt, wird die Spektrallinie des einen Randes durch den Dopplereffekt zu kürzeren Wellenlängen (Blauverschiebung) und die des anderen Randes zu längeren Wellenlängen (Rotverschiebung) hin verschoben. Da man aus der großen Entfernung, in der die Sterne liegen, nur das Licht der gesamten Sternscheibe betrachten kann, verbreitern sich dadurch die Spektrallinien des Sternes.
Betrachtet man die Spektren des Lichtes, das von Galaxien ausgesendet wird, beobachtet man, dass die Verschiebung der Spektrallinien von der Entfernung der Galaxien abhängt. Je weiter die Galaxien entfernt sind, desto stärker sind die Linien ins Rote verschoben. Daraus schließt man, dass sich das Weltall ausdehnt. Bei den entferntesten Galaxien, bei denen andere Entfernungsmessmethoden scheitern, wird umgekehrt aus der Rotverschiebung die Entfernung bestimmt.