Spektroskopie

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Anwendungen der Spektralanalyse

Die beiden Hauptanwendungen der Spektralanalyse liegen in der Chemie und der Astrophysik.

10.1

Chemische Analyse

Das Spektrum eines bestimmten Elements ist absolut charakteristisch für dieses Element. Verschiedene Elemente verursachen jedoch manchmal ähnliche Spektrallinien, was Irrtümer und Fehlinterpretationen ermöglicht. Die Fraunhofer’sche C-Linie bei ungefähr 430,8 Nanometern z. B. wird von zwei verschiedenen Linien verursacht. Eine wird von Calcium mit einer Wellenlänge von 430,7749 Nanometern und die andere von Eisen mit einer Wellenlänge von 430,7914 Nanometern verursacht. Mit einem einfachen Spektroskop wäre es schwierig, diese beiden Linien zu unterscheiden. Die anderen Spektrallinien des Calciums unterscheiden sich jedoch sehr stark von den anderen Linien des Eisens. Daher erleichtert der Vergleich des ganzen Spektrums eines Elements mit einem bekannten Spektrum dessen Identifizierung. Wenn das Spektrum einer unbekannten Substanz durch eine geeignete Methode angeregt wird, reicht gewöhnlich eine Schnellanalyse mit einem Spektrographen aus, um das Vorhandensein oder das Nichtvorhandensein eines bestimmten Elements nachzuweisen. Absorptionsspektren werden häufig für den Nachweis von chemischen Verbindungen verwendet.

Spektren jenseits des ultravioletten Bereichs, also im Bereich der Röntgen- und der Gammastrahlen, ermittelt man mit Hilfe von geeigneten Ionisationsdetektoren. Spektren im Bereich der Gammastrahlen dienen der Analyse der Neutronenaktivierung. Bei dieser Technik wird eine Probe mit Neutronen bestrahlt. Dadurch wird die Probe radioaktiv und sendet Gammastrahlen aus. Man erzeugt also künstlich Radioaktivität und misst die für das gesuchte Isotop charakteristische Strahlung. Die Spektren dieser Gammastrahlen dienen dem Nachweis winziger Mengen chemischer Elemente in der Probe. Zusammen mit konventionelleren Arten der Spektroskopie ist diese Technik z. B. bei der Aufdeckung von Verbrechen von besonderem Nutzen.

Die Raman-Spektroskopie wird in der theoretischen Chemie häufig verwendet. Grundlage ist der so genannte Raman-Effekt, der 1928 von dem indischen Physiker Chandrasekhara Venkata Raman entdeckt wurde. Raman-Spektren entstehen, wenn unter bestimmten Bedingungen sichtbares oder ultraviolettes Licht zuerst absorbiert und dann mit einer niedrigeren Frequenz wieder abgestrahlt wird, nachdem es Moleküle zur Rotation oder zur Schwingung angeregt hat. Siehe Raman-Effekt.

Zwei magnetische Verfahren der Spektroskopie im Radiowellenbereich des Spektrums, unterhalb des Infrarotbereichs, sind hilfreich bei der Gewinnung chemischer Informationen über Moleküle und bei der Ermittlung ihres Aufbaus. Diese Verfahren sind die Nuklearmagnetische Resonanz (NMR: Nuclear Magnetic Resonance) und die paramagnetische Elektronenresonanz, die auch als Elektronenspinresonanz (ESR: Electron Spin Resonance) bezeichnet wird. Diese Verfahren beruhen auf der Tatsache, dass sich Elektronen und Protonen wie kleine Kreisel drehen. Diese Eigendrehung bezeichnet man als Spin. Um die Spins auszurichten, wird die Probe in ein Magnetfeld gebracht. Elektronen oder Protonen in der Probe kippen, kehren also ihre Rotationsachsen um, wenn man nun eine Radiowelle geeigneter Stärke einsetzt. Diese Umkehr der Rotationsachsen, die Stärke des Magnetfeldes und die Stärke der Radiowellen sind in ganz charakteristischer Weise mit der Molekülstruktur verbunden. Sie liefern letztendlich die gesuchten Informationen.

10.2

Astrophysikalische Anwendungen

Die Entfernung zwischen Spektroskop und Lichtquelle ist nicht begrenzt. Daher ermöglicht die Spektralanalyse des Sonnenlichtes eine genaue chemische Analyse der Bestandteile der Sonne (siehe Spektroheliograph). Die Fraunhoferlinien wurden im frühen 19. Jahrhundert entdeckt und benannt. Sie stellen die Absorptionslinien im Spektrum der Sonne dar. Ferner wurde herausgefunden, dass die gleichen Linien auf der Erde erzeugt werden konnten. Das Element Helium wurde viele Jahre bevor es auf der Erde nachgewiesen wurde, auf der Sonne entdeckt und nach ihr benannt. Später lieferten spektroskopische Untersuchungen der Sonne stichhaltige indirekte Beweise für das Vorhandensein eines negativen Wasserstoffions. Spektroskopische Untersuchungen der Sterne liefern der Wissenschaft wertvolle theoretische Erkenntnisse, da die Sterne Laboratorien gleichen, in denen Bedingungen herrschen, die auf der Erde verwirklicht werden können. Es handelt sich dabei um extrem hohe Temperaturen und um extrem hohe oder um extrem niedrige Drücke. Gewisse Linien z. B., die in den Spektren von Sternennebeln vorkommen, wurden lange einem Element zugeschrieben, das als Nebulium bezeichnet wurde und das auf der Erde noch nicht nachgewiesen worden war. Heute ist bekannt, dass diese Linien von gewöhnlichen Elementen unter extremen Vakuumbedingungen erzeugt werden. Das Spektroskop eignet sich auch für die Untersuchung von Himmelskörpern im Sonnensystem. So hat z. B. die Spektralanalyse der Saturnringe gezeigt, dass diese großenteils aus gefrorenem Ammoniak bestehen. Die Kenntnis von der Zusammensetzung der Planetenatmosphären und ihrer Satelliten beruht zum größten Teil auf spektroskopischen Untersuchungen.

Eine Verschiebung der Lage von Spektrallinien ergibt sich immer dann, wenn sich die Strahlungsquelle auf den Beobachter zu, oder von ihm wegbewegt. Die Verschiebung bezüglich der Wellenlänge, die als Doppler-Effekt bezeichnet wird, liefert einen ziemlich genauen Wert für die relative Geschwindigkeit einer Strahlungsquelle. Wenn die Spektrallinien eines Sternes in Richtung Rot verschoben sind, bewegt sich dieser Stern von der Erde weg. Die Geschwindigkeit, mit der sich der Stern von der Erde entfernt, kann aus dem Betrag der Rotverschiebung errechnet werden. Wenn sich ein Stern auf die Erde zubewegt, ist sein Spektrum in den violetten Bereich verschoben. Die Doppler-Verschiebungen, die in den Spektren von Galaxien beobachtet werden, weisen darauf hin, dass sich das Universum ausdehnt. Siehe Kosmologie.

Die Spektren einiger weit entfernter Sterne spalten einige Signale regelmäßig auf; die Dubletts (zwei zusammenhängende Linien) vereinigen sich dann wieder zu einfachen Linien. Diese Erscheinung beruht auf dem Vorliegen von zwei Sternen, die sich gegenseitig umkreisen und die so nahe zusammen sind, dass sie ein Teleskop als Einheit registriert. Wenn sich ein Stern auf die Erde zubewegt und der andere von ihr weg, sind die Linien des einen Sternes in den violetten und die des anderen Sternes in den roten Bereich verschoben (Aufspalten). Wenn sich beide Sterne quer zur Sichtlinie von der Erde bewegen, fallen die Linien der beiden Sterne zusammen.

Alle Moleküle eines Gases sind ständig in Bewegung, so dass sich zu jedem Zeitpunkt einige auf das Spektroskop zubewegen und andere von ihm entfernen. Daher sind die Wellenlängen einiger Photonen größer und anderer Photonen kleiner. Aufgrund der unterschiedlichen Wellenlängen sind alle Spektrallinien etwas breiter. Bei höheren Temperaturen erhöht sich auch die Durchschnittsgeschwindigkeit der Moleküle, und die Linien werden noch breiter. Daher ist es möglich, durch die Messung der Breite bestimmter Spektrallinien Rückschlüsse auf die Temperatur der Quelle wie z. B. der Sonne zu ziehen. In vielen Fällen ist das Innere einer Strahlenquelle heißer als das Äußere. Ein Emissionsspektrum mit breiteren Linien kommt dann aus dem Inneren, und im äußeren Bereich wird ein Absorptionsspektrum erzeugt. Da jedoch der äußere Bereich kälter ist, erzeugt er schmälere Linien, und das Ergebnis für jede Linie ist ein heller Bereich, der in der Mitte dunkel ist. Diese Erscheinung wird als Selbstumkehrung bezeichnet.

Mit dem Doppler-Effekt verwandt ist der Mößbauer-Effekt. Er wurde 1958 von Rudolf Ludwig Mößbauer entdeckt. In einem Experiment zum Mößbauer-Effekt wird die rückstoßfreie Aussendung von Gammastrahlen von einem Kern und seine Absorption durch einen zweiten, ähnlichen Kern gemessen. Damit eine Absorption stattfinden kann, muss das Energiespektrum der abgegebenen Gammastrahlen mit dem Spektrum möglicher Anregungsenergien beim Absorber weitgehend übereinstimmen. Die geringste Bewegungsänderung des Absorbers in Bezug zum Emitter bewirkt, dass sich die offensichtliche Energie der Gammastrahlen für den Absorber ändert. Durch eine Bewegung der Strahlenquelle oder des Absorbers können die Energien der Gammastrahlen sehr genau aussortiert werden. Diese Informationen sind bei Untersuchungen der elektrischen und magnetischen Felder von großer Bedeutung (siehe Weltraumforschung).

Hochauflösende Spektroskopie wird in der Kernphysik verwendet, um den Einfluss von Kerngröße und -form auf die äußere Atomstruktur zu untersuchen. Außerdem spalten oder weiten sich Spektrallinien, wenn eine Lichtquelle in ein magnetisches oder elektrisches Feld gebracht wird, und liefern so wichtige Informationen über die Struktur der Lichtquelle oder über die Felder, die sonst nicht gewonnen werden können. Pieter Zeeman entdeckte 1896, dass die Spektrallinien geweitet oder sogar verdoppelt werden, wenn eine Strahlenquelle in ein Magnetfeld gebracht wird. Diese Erscheinung wurde Zeeman-Effekt genannt. Der so genannte Stark-Effekt wurde nach dem deutschen Physiker Johannes Stark benannt, dem es 1913 gelang, mit einem starken elektrischen Feld die Spektrallinien in mehrere Komponenten aufzuspalten.