Sternenlicht ist ein Strichcode. Jedes Element absorbiert Licht nur bei ganz bestimmten Wellenlängen – seinen einzigartigen Fingerabdruck. Im Spektrum erscheinen diese als dunkle Linien (Fraunhofer-Linien). Bewegt sich ein Stern auf uns zu, verschieben sich alle Linien ins Blaue; entfernt er sich, ins Rote. So messen wir, wie schnell sich Sterne und Galaxien bewegen.
Jede Spektralklasse O, B, A, F, G, K, M entspricht einer Oberflächentemperatur und einem charakteristischen Linienspektrum: O (>30.000 K, He II), A (7500-10.000 K, H-Balmer stark), G (5200-6000 K, Ca II, Na), M (<3700 K, TiO-Banden). Die relativistische Doppler-Formel: λ_obs/λ₀ = √((1+β)/(1−β)). Die Hα-Linie bei 656,3 nm verschiebt sich bei 3000 km/s um 6,6 nm. Aus galaktischen Rotationskurven (alle Sterne gleich weit außen rotieren zu schnell) folgt: es muss Dunkle Materie geben.
Der Simulator zeigt 10 Fraunhofer-Hauptlinien (Ca II K 393,4 nm bis O₂ A 759,4 nm) plus interaktiven Zoom auf jede Linie. Die relativistische Verschiebung ist implementiert (nicht die klassische Näherung). Aus Spektrallinien leitet sich ab: Radialgeschwindigkeit (Doppler), Rotationsgeschwindigkeit (Linienbreite), Temperatur (Klasse), Druck (Linienäquivalentbreite), chemische Häufigkeiten (Linientiefen). Alle modernen Spektrographen arbeiten nach diesem Prinzip.
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