Abbildung 1: Schematische Darstellung zur Entstehung von Spektren. Die
Galaxie ist in Falschfarben dargestellt. Sie weist in der Realität
eine praktisch gleichförmig rötliche Farbe auf.
Das Spektrum einer elliptischen Galaxie ist die Summe aller Einzelspektren der
in ihr enthaltenen Sterne. Da K-Riesensterne
das Licht einer Ellipse
über weite Teile des in Abbildung 2 gezeigten
Wellenlängenbereiches
dominieren, weist das resultierende Spektrum (Abbildung 3) also
hauptsächlich die Merkmale eines K-Riesensternspektrums auf. Zum gesamten
Spektrum tragen aber auch andere Sterne bei, z.B. diejenigen, die sich am Knie
im Hertzsprung-Russel-Diagramm) befinden. Diese Sterne
sind z.B. hauptsächlich für die starke Wassersofflinie verantwortlich.
Abbildung 2: Das Spektrum eines K-Riesensternes. Die
Wellenlänge ist in Nanometern angegeben (1 nm entspricht einem
milliardsten Teil eines Meters), der Fluß in beliebigen
Einheiten. Einige Elemente
in den Sternen vorhandener Elemente sind markiert: Fe steht für Eisen, Mg
für Magnesium.
Abbildung 3: Das Spektrum einer elliptischen Galaxie. Die
Wellenlänge ist in Nanometern angegeben, der Fluß in beliebigen
Einheiten. Einige Elemente
in den Sternen der Galaxie vorhandener Elemente sind markiert: Fe steht für
Eisen, Mg für Magnesium,
Hß
steht für Wasserstoff.
Das Spektrum einer elliptischen Galaxie enthält eine Vielzahl an Informationen, die es zu deuten gilt. Drei der wichtigsten Information sollen hier erklärt werden:
Abbildung 4: Die Entstehung einer breiten Linie durch die
Überlagerung vieler einzelner Spektren. Die x-Achse gibt die Geschwindigkeit
des Sternes relativ zum Mittel an.
Aus Spektren läßt sich auch die Metallhäufigkeit der Sterne ableiten. Als Metalle werden in der Astronomie alle Elemente außer Wasserstoff und Helium bezeichnet. Ihre Häufigkeiten kann man aus der Stärke (siehe Abbildung 5) der jeweiligen Linien bestimmen. Die Stärke einer Linie nimmt mit der Häufigkeit eines Elements im Stern zu. Sie hängt darüber hinaus aber auch noch von der Beschaffenheit des Sternes ab, z.B. der Temperatur an seiner Oberfläche, die sich im Laufe seiner Entwicklung stark verändert. Erst mit dem Vergleich zu theoretischen Sternentwicklungsmodellen kann man daher unter der Berücksichtigung aller relevanten Parameter des Sternes seine Metallhäufigkeit messen.
Abbildung 5: Eine Linie mit geringer Linienstärke ist links
abgebildet, eine mit großer Linienstärke rechts.
Wie schon oben beschrieben, sind Linienstärken von einer Vielzahl von Einflüßen abhängig. Neben dem Metallgehalt verändert auch der Entwicklungsgrad, d.h. das Alter, eines Sterns dessen Linienstärken. Unterschiedliche Linien reagieren unterschiedlich stark auf diese Einflüsse. Man kann nun diese Eigenschaft ausnutzen und daraus das Alter einer Galaxie abschätzen.