Um ein Spektrum einer Lichtquelle, z.B. einer elliptischen Galaxie, zu erhalten, wird das Licht in seine verschiedenen Wellenlängen (Farben) zerlegt, indem es z.B. durch ein Prisma geleitet wird (Abbildung 1).




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:

1.
Bewegung der Sterne Bei dem Vergleich der Spektren eines K-Riesensternes (Abbildung 2) und einer elliptischen Galaxie (Abbildung 3) springt sofort ein großer Unterschied ins Auge. Die Linien der elliptischen Galaxie sind um ein vielfaches breiter. Die Breite der Linien resultiert aus der Bewegung der einzelnen Sterne, wodurch sich ihre Spektren als Folge des Dopplereffektes leicht verschieben. Da man einzelne Sterne bei spektroskopischen Untersuchungen elliptischer Galaxien nicht auflösen kann - man beobachtet immer etwa eine Millionen Sterne gleichzeitig - überlagern sich die einzelnen Spektren. Dadurch ergibt eine verbreiterte Linie (siehe Abbildung 4). Mithilfe spezieller spektroskopischer Beobachtungstechniken läßt sich u.a. eine geordnete Rotation oder eine eher chaotische Bewegung der Sterne nachweisen.




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.

2.
Metallgehalt der Sterne

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.

3.
Alter der Galaxie

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.