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ASTRONOMIEGESCHICHTE: Helium Sonnenelement aus dem Urknall


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 1/2020 vom 13.12.2019

Helium ist mehr als die »Asche« der Kernfusion von Wasserstoff in Sternen. Es entstand unmittelbar nach dem Urknall, wurde zum zweithäufigsten Element und stellte die ersten vollständigen Atome im Universum. Im ersten Teil der Geschichte folgen wir der Entdeckung des Elements, die von Physikern und Chemikern geschrieben wurde, die aber auch gerne bei Astronomen mit ihren Sonnenbeobachtungen verortet wird.


Teil 1: Die Entdeckung des Heliums

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 1/2020

Die Raumsonde Solar Dynamics Observatory (SDO) der NASA wurde 2010 gestartet, um die Sonne aus der Nähe zu erforschen. Diese Falschfarbenaufnahme unseres Heimatgestirns ...

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... zeigt im Licht der UV-Strahlung die sehr dynamische Sonnenoberfläche und die Korona, die äußere Sonnenatmosphäre. Rot erscheint unter anderem ionisiertes Helium bei einer Temperatur von 80 000 Kelvin. In der Protuberanz links bewegt sich Plasma längs gestörter Magnetfeldlinien. Der Bogen ist 30-mal so groß wie die Erde.


NASA / Goddard / SDO AIA Team

Benediktbeuern 1814: Er hatte das Glück des Tüchtigen – im März 1814 sah der Optiker und Physiker Joseph Fraunhofer als erster Mensch eine Vielzahl dunkler Linien im Sonnenspektrum (siehe Bilder S. 38). Seiner Entdeckung vorausgegangen war jahrelange harte Arbeit mit dem Ziel, farbfehlerfreie große Fernrohrobjektive herzustellen. Dazu wollte Fraunhofer das farbabhängige Brechungsvermögen verschiedener selbsterschmolzener Glasproben messen. Das gelang ihm im säkularisierten Kloster Benediktbeuern mit einem großen, genial erdachten Monochromator, dem Sechs-Lampen-Versuch (siehe SuW 12/2014, S. 46). Aber die sechs Öllämpchen, von denen jedes nach spektraler Zerlegung seines Lichts durch ein Prisma eine Farbe lieferte, waren lichtschwach. Fraunhofer versuchte es deshalb mit der Sonne. Zu seiner Überraschung wurde er gleich doppelt belohnt, als er im Spektrum dunkle Linien ausmachte: Nun hatte er natürliche Markierungen im Spektrum zur Verfügung, was die praktische Arbeit mit den Gläsern stark vereinfachte. Und darüber hinaus machte diese Entdeckung seinen Namen für immer weltberühmt.

Fraunhofer gebührt diese Anerkennung zu Recht – obwohl einige Optiker früher auch etwas gesehen zu haben glaubten –, denn sein Versuchsaufbau erlaubte erstmals die genaue Untersuchung der Erscheinung. Er veröffentlichte alle Ergebnisse schriftlich, zeigte sie den ihn besuchenden Physikern und Astronomen aus dem In- und Ausland und ermunterte sie zur unabhängigen Überprüfung und zum Weiterforschen. In der Folge fand Fraunhofer mit seinem neuartigen Objektivprisma unterschiedliche Liniensysteme bei anderen hellen Sternen; er konnte aber keinen Astronomen zum Einstieg in die Interessantes versprechende Spektroskopie von Sternen bewegen. Diese Erin- nerung an Fraunhofers Leistungen sei hier vorangestellt, da sie eine der Voraussetzungen berührt, um Helium dingfest zu machen. Und sie stellt auch heraus, wer zu Recht ein Entdecker ist, was beim Helium lange unklar blieb.

Dieses Spektrum der Sonne wurde im Jahr 1814 von Joseph Fraunhofer in Benediktbeuern gemessen und aufgezeichnet. Dabei fand er mehr als 500 dunkle Linien, von denen er hier rund 300 dokumentierte.


Alamy / SuperStock; Hintergrund: SuW-Grafik

Der deutsche Optiker und Physiker Joseph Fraunhofer (1787 –1826) bemerkte als Erster die Verschiedenheit der Linienspektren von Sternen.


Alamy / Science History Images; Bearbeitung: SuW-Grafik

Die Geburt der Astrophysik

Heidelberg im Jahr 1859: Die Entstehung der dunklen Linien im Spektrum der Sonne wurde erst 45 Jahre nach Fraunhofers Entdeckung aufgeklärt, erstaunlicherweise von zwei Forschern, die keine Astronomen waren. Der Chemiker Robert Bunsen und der Physiker Gustav Kirchhoff (siehe Bild rechts) versuchten in Heidelberg die Zusammensetzung von Stoffgemischen durch das Einbringen in die Flamme eines Bunsenbrenners zu klären. Mit der beobachteten Flammenfärbung gelang das recht gut, denn Natriumverbindungen zum Beispiel färben gelb, Strontium hingegen intensiv rot. Viel empfindlicher aber wurde die Analyse, als Kirchhoff das Licht der Flamme durch ein selbst gebautes Prismenspektrometer schickte. Alle chemischen Elemente zeigten charakteristische Emissionslinien; damit konnten nun auch winzige Stoffanteile sicher aufgespürt werden. Als dann das Licht der Sonne durch eine mit Natriumchlorid leuchtend gelb gefärbte Flamme geleitet wurde, erschienen die fraunhoferschen D-Linien im Sonnenspektrum plötzlich noch dunkler. Der Theoretiker Kirchhoff fand schnell eine Erklärung für diese verblüffende Erscheinung: Ein heißes Gas vor einem dunklen Hintergrund erzeugt helle Linien; im Gegensatz dazu bilden sich im kühleren Gas einer Alkoholflamme vor einer heißeren Quelle, wie einer Lichtbogenlampe, dunkle Linien bei der gleichen Wellenlänge. Die fraunhoferschen Linien im Sonnenspektrum entstanden also auf der Sonne selbst, in ihrer etwas kühleren Atmosphäre über dem heißeren Sonnenkörper. Heute wird mit dieser astronomischen Spektralanalyse die Geburtsstunde der Astrophysik im Jahr 1859 in Heidelberg verbunden (siehe SuW 1/2015, S. 44). Kirchhoff schrieb dazu: »Hiernach erfordert die chemische Analyse der Sonnenatmosphäre nur das Aufsuchen derjenigen Stoffe, die, in eine Flamme gebracht, helle Linien hervortreten lassen, die mit den dunklen Linien im Sonnenspektrum coinzidieren. «

Sofort bestellten Kirchhoff und Bunsen ein leistungsfähiges Vier-Prismen- Spektrometer, mit dem Kirchhoff die Lage von 1500 dunklen Linien im Spektrum der Sonne vermaß (siehe Bild S. 38 unten). Durch Vergleich mit den hellen Linien von Bunsens reinen Laborproben der chemischen Elemente in einer Flamme oder der eines elektrischen Funkens, konnte ein Dutzend Elemente in der Sonne identifiziert werden. Erstaunlicherweise waren es die gleichen Elemente, die auf der Erde vorkommen, unter anderem Eisen, Nickel, Magnesium und Natrium. Damit war die erste Erkundung der Chemie eines fernen Himmelskörpers gelungen, ohne sich Materialproben von dort beschafft zu haben. Das hatten manche Wissenschaftler bisher für ausgeschlossen gehalten.

Dieses Porträtfoto zeigt den deutschen Physiker Gustav Kirchhoff (1824 – 1887) Anfang der 1860er Jahre.


Universitätsarchiv Heidelberg

Kirchhoff nahm dieses Sonnenspektrum aus einem Fenster des Physikalischen Instituts der Universität Heidelberg auf und identifizierte die Linien mit Hilfe von Vergleichsspektren aus dem Labor.


G. Kirchhoff, 1862; mit frdl. Gen. von Dietrich Lemke

Der englische Astronom William Huggins (1824 – 1910) begann ab dem Jahr 1862, systematisch Sterne und Nebel spektroskopisch zu untersuchen.


Wellcome Collection / Sir William Huggins. Photogravure after John Collier, 1905 ( wellcomecollection.org/works/dd6mnfk3) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/ by/4.0/legalcode)

Die Sternwarte von Huggins wurde zu einem chemisch-physikalischen Labor ausgebaut, um Vergleichsspektren bekannter chemischer Elemente zu erzeugen.


aus: An Atlas of Representative Stellar Spectra, London 1899 / public domain

Auch auf der Erde zeigte sich das neue Verfahren einer »chemischen Analyse durch Spektralbeobachtungen« als wirkmächtig: In den chemisch mühevoll aufbereiteten Resten aus Dürkheimer Mineralwasser und sächsischem Lepidolith, einem Mineral der Glimmer-Gruppe, konnten Kirchhoff und Bunsen zwei unbekannte Bestandteile isolieren. Sie entdeckten dabei mittels bisher nicht gesehener blauer Spektrallinien das Element Cäsium und wegen seiner roten Linien das Element Rubidium. Zu den damals bekannten 60 Elementen waren durch die neue Spektralanalyse zwei hinzugekommen, und es sollten bald noch mehr werden.

Als Theoretiker ging Kirchhoff noch einen Schritt weiter, als es für die beschriebenen Experimente notwendig gewesen wäre. So entwickelte er seine Strahlungsgesetze, schuf in einem Gedankenexperiment den berühmt gewordenen Schwarzen Körper, dessen Ausstrahlung nur von der Temperatur, nicht aber von Material oder Geometrie abhängt.

Neues Werkzeug für Astronomen

Die veröffentlichten Berichte aus Heidelberg wurden weltweit mit großem Interesse aufgenommen – insbesondere in London, Rom und Paris. So erinnerte sich William Huggins (siehe Bild oben links), der als Amateurastronom mit einer gut ausgestatteten Privatsternwarte in London begonnen hatte: »Diese Neuigkeiten erfüllten mich mit großer Freude, wie sie vielleicht ein Wanderer empfindet, der in der Wüste einen Brunnen gefunden hat. Jetzt endlich war das Betätigungsfeld gefunden, nach dem ich so lange vergeblich gesucht hatte: die Ausweitung der neuen Ideen von der Sonne zu weiteren Objekten am Himmel.« Seine Sternwarte (siehe Bild oben rechts) wurde zu einem physikalisch-chemischen Laboratorium, in dem er elektrische Lichtbogenspektren der verschiedenen Metalle zum Vergleich mit den Sternspektren erzeugte. Bereits wenige Jahre später konnte er mehr als 50 Fixsterne und ihre absorptionslinienreichen Spektren berichten: »Die Chemie war offensichtlich im ganzen Universum die gleiche.« Im Jahr 1864 entdeckte er überraschend Emissionslinien in einigen Nebelflecken, insbesondere den Gasnebeln; andere diffuse Nebel wie die Andromedagalaxie dagegen zeigten sternähnliche Spektren mit Absorptionslinien.

Unabhängig von Huggins begann ab dem Jahr 1862 Pater Angelo Secchi (siehe Bild S. 40 oben) an der Vatikanischen Sternwarte eine umfangreiche spektroskopische Durchmusterung. Das dafür notwendige Spektrometer hatte Pierre Janssen (siehe Bild S. 40 unten links), ein vielseitiger junger französischer Wissenschaftler entwickelt, der gerne mit Pater Secchi in Rom weitergearbeitet hätte. Aber nachdem das Programm erfolgreich angelaufen war, verabschiedete der Pater den Franzosen, der darüber sehr erzürnt war: »Sein unehrliches Verhalten hat hier zur Empörung geführt […] Ich habe genug in der Hand, um seine Perfidie in Paris zu beweisen und ihn zu entlarven.« Erste Ergebnisse in Form der Publikation »Über die Spektren der Fixsterne« veröffentlichte Secchi alleine 1863 in denAstronomischen Nachrichten . Kurze Zeit später schlug er ein System zur Klassifikation von Sternen in vier, später fünf, Typen vor: weiß-blaue Sterne mit starken Wasserstofflinien, gelbe Sterne mit Metalllinien, orange-rote Sterne mit Banden, rote Sterne mit Absorptionslinien von Kohlenstoff und schließlich Emissionsliniensterne.

Der italienische Pater, Physiker und Astronom Angelo Secchi (1818 – 1878) ersann an der Vatikanischen Sternwarte eine erste Spektralklassifikation nach der spektroskopischen Messung von mehr als 4000 Sternen.


Alamy / Hi-Story; Bearbeitung: SuW-Grafik

Diesem Aufbruch in eine Astrophysik wollten berühmte Astronomen damals nicht folgen. So erinnerte der britische Royal Astronomer George Airy daran, dass man sich um die Bewegungen der Himmelskörper zu bemühen habe, nicht aber um ihre Eigenschaften. Und Otto Wilhelm Struve, Direktor der Kaiserlichen Sternwarte in Pulkowo, hoffte, »Gott verhüte, dass die Astronomie durch die Faszination von Neuigkeiten auf Abwege gerät«.

Pater Secchi wurde bald einer von vielen Zweiflern an Kirchhoffs Ideen zur Spektralanalyse und dessen Strahlungsgesetzen. So glaubte er nicht an die alleinige Abhängigkeit der abgegebenen Strahlung von der Temperatur: »Die heißeste bekannte Flamme, die des Knallgasgebläses, ist sie nicht eine der leuchtschwächsten? « Kirchhoffs Theorie konnte auch nicht beantworten, ob die von ihm angenommene kontinuierliche Schwarzkörperstrahlung des Sonnenkörpers von einer festen, flüssigen oder undurchsichtig- gasförmigen Oberfläche herrührt. So entstand vielerorts auch unter den Anhängern der »neuen Astronomie« – wie Huggins sie nannte – der Wunsch, Kirchhoffs Theorien durch Experimente oder Beobachtungen zu überprüfen.

Der bereits erwähnte Janssen war einer der Ersten, der über solche Versuche nachdachte. Er erwartete, dass sich die dunklen Fraunhoferlinien in helle Linien umkehren sollten, wenn man nur außerhalb der Sonnenscheibe beobachten würde. Bei einer Sonnenfinsternis hätte man dafür die perfekten Bedingungen (siehe Bild unten). Und eine Finsternis war für das Jahr 1868 in Aussicht; der Kernschatten sollte vom Roten Meer über Indien bis nach Thailand reichen.

Janssen plante eine Expedition dorthin und bereitete die Finsternismessungen gründlich vor. Zunächst wollte er die beim Durchgang durch die Erdatmosphäre erzeugten Absorptionslinien (tellurische Linien) aus dem am Boden beobachteten Sonnenspektrum aussortieren. Aufstiege mit seinem Spektrometer auf das 2681 Meter hohe Faulhorn in den Berner Alpen, Beobachtungen eines Feuers über den Genfer See hinweg und schließlich Messungen durch lange, dampfgefüllte Rohre zeigten ihm, dass mehrere Absorptionslinien eindeutig auf Wasserdampf in der Erdatmosphäre zurückzuführen sind. Nun wusste er, bei welchen »echten« Fraunhoferlinien eine Umkehr am Sonnenrand zu erwarten war.

Pierre Jules Janssen (1824 – 1907) entdeckte während der Sonnenfinsternis von 1868 die Spektrallinienumkehr am Sonnenrand. Direkt im Anschluss fand er heraus, dass solche spektroskopischen Beobachtungen auch ohne Finsternis möglich sind.


Alamy / Archive Farms Inc.

Während der totalen Sonnenfinsternis am 18. August 1868 in Indien waren am Sonnenrand einige Protuberanzen zu sehen.


aus Schellen, H.: Total Solar Eclipse Observed from India in 1868. In: Spectrum Analysis in Its Application to Terrestrial Substances, and the Physical Constitution of the Heavenly Bodies. London, England: M. & N. Hanhart, 1872 / Science History Institute (https://digital.sciencehistory.org/ works/76537246t) / public domain

Der englische Astronom Norman Lockyer (1836 – 1920) vermutete als Erster ein neues Element hinter der rätselhaften D-Linie.


Wellcome Collection / Sir Joseph Norman Lockyer. Process print after Elliott & Fry ( wellcomecollection.org/works/yz3jy3hh) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/ by/4.0/legalcode)

Lockyer bestätigte die Existenz der gelben Linie D3 im Emissionsspektrum einer Protuberanz am Sonnenrand (oben rechts). Sie hat keine Entsprechung im fraunhoferschen Absorptionsspektrum (unten rechts). Dagegen ist im linken Bild die fraunhofersche C-Linie (H-Alpha) vor der Sonnenscheibe sowohl als Absorptionslinie (unten links) als auch als Emissionslinie in Protuberanzen am Sonnenrand zu erkennen (oben links). Nur heiße Sterne mit Temperaturen höher als 20 000 Kelvin zeigen Absorptionslinien von Helium.


Lockyer, J. N.: The story of Helium, Nature 6, 1896, fig. 3 + 5

Eine Sonnenfinsternis bringt Licht ins Dunkel

Neben einer französischen Gruppe, angeführt von Janssen, bereiteten auch britische Astronomen die Beobachtung dieser Sonnenfinsternis im Jahr 1868 in Indien vor. Sie hatten dabei den Vorzug, sich in ein Land unter britischem Einfluss zu begeben, und konnten bei Reise und Aufenthalt mit Unterstützung rechnen. Diese gewährten sie allerdings gleichwohl ihren ausländischen wissenschaftlichen Konkurrenten. Die britische Expedition wurde von James Tennant, einem in Indien arbeitenden Landvermesser, Offizier und späteren Astronomen geleitet. Zu dessen Gruppe gehörte auch der inzwischen 76-jährige John Herschel. Heute darf man den Mut und die wissenschaftliche Hingabe dieser Männer bewundern, von denen sich viele auf eine monatelange Reise mit schweren empfindlichen Geräten in ein ungewohntes Klima aufmachten, um ein Sechs-Minuten-Ereignis zu verfolgen. So reiste Janssen mit dem Schiff nach Ägypten, dann über Land nach Suez – dessen bekannter Kanal im Folgejahr 1869 eröffnet wurde – und mit weiteren Schiffen schließlich zur Ostküste Indiens.

Für die Beobachtung wurde der Ort Guntur ausgewählt, an dem für den August 1868 gutes Wetter zu erwarten war. Die Astronomen machten sich daran, Teleskope, Spektrometer und erste fotografische Kameras aufzubauen. Am 18. August um 10 Uhr morgens wurden Janssens Erwartungen bestätigt: Während der Totalität kehrte sich das gewohnte Sonnenspektrum um, die dunklen Fraunhoferlinien wurden durch helle Emissionslinien ersetzt – Kirchhoffs Ideen waren richtig! Die hellen Linien entsprangen »Flammen« oder Protuberanzen, die außerhalb der abgedeckten Sonnenscheibe an ihrem Rand erkennbar waren (siehe Bild S. 40 unten rechts). Die hellsten Linien waren die Umkehr der dunklen Fraunhoferlinien C und F. Sie wurden als leuchtende Wasserstoffwolken gedeutet.

Während andere Expeditionsteilnehmer nach der Finsternis abrüsteten, wollte Janssen am nächsten Tag einer seiner neuen Ideen folgen. Wenn er den Spalt seines Spektrometers senkrecht auf den Rand der Sonne legen würde, sollte von der Sonnenscheibe das Fraunhoferspektrum mit den dunklen Linien erscheinen, und außerhalb daneben das Emissionsspektrum der Protuberanzen. Janssen erwartete, dass trotz der überwältigenden Helligkeit der Sonne beide Spektren gleichzeitig zu sehen sein sollten, denn das Licht der Photosphäre »wird in ein breites Spektrum auseinandergezogen und dadurch geschwächt. Die Protuberanzen dagegen erzeugen wenige helle Linien.« Die Bestätigung dieser Vermutung, nur einen Tag nach der Finsternis, war bedeutend. Denn Astrophysiker müssten zum Studium der Sonnenatmosphäre nicht mehr beschwerlich zu den seltenen Finsternissen reisen, sondern man würde die Sonne jederzeit und überall mit einem geeigneten Spektrometer untersuchen können.

Neben den bekannten Linien war während der Finsternis auch eine helle gelbe Linie bei 587,5 Nanometern direkt neben den bekannten doppelten Natrium-D-Linien – nämlich der D1-Linie bei 589,6 Nanometern und der D2-Linie bei 589,0 Nanometern – entdeckt worden. Zunächst wurde sie als »neue D-Linie« bezeichnet. Allerdings hatte sie keine Entsprechung in einer Fraunhoferlinie, und sie fehlte auch in Kirchhoffs umfangreichen Linienverzeichnis. Sie sollte bald entscheidend für die Geschichte des Heliums werden.

Linienfund in Londons Sonne

Bereits viele Monate vor der Expedition nach Indien bemühte sich Joseph Norman Lockyer (siehe Bild oben links) in London die Linienumkehr zu untersuchen. Der Engländer war beruflich Angestellter im Kriegsministerium und privat Liebhaberastronom. Er machte sich im Jahr 1868 daran, die Sonnenlinien auf seiner Privatsternwarte zu beobachten. Zunächst war Lockyer wenig erfolgreich, erhielt er doch sein neues, leistungsfähigeres Spektrometer leider erst zwei Monate nach der Finsternis. Anfang Oktober begann er damit, an jedem klaren Morgen vor Dienstantritt im Ministerium zu beobachten. Bereits nach wenigen Tagen gelang es Lockyer, die Linienumkehr am Sonnenrand unter den Widrigkeiten des Londoner Himmels zu bestätigen. Und er konnte sogar ebenfalls die neue D-Linie auffinden (siehe Bild S. 41 oben rechts und Bild S. 46 oben). Darüber berichtete er sofort mit Briefen an die Royal Society und nach Paris.

Dimitri Mendelejew (1834 – 1907) war ein russischer Chemiker, der anlässlich eines Studienaufenthalts bei Bunsen in Heidelberg zum ersten Chemikerkongress nach Karlsruhe reiste. Dort erhielten er und Lothar Mayer Anregungen für ihre kurz nacheinander veröffentlichten Periodensysteme.


AKG / Universal Images Group

Das Periodensystem der Elemente wurde vom russischen Chemiker Dimitri Mendelejew in Sankt Petersburg vorgestellt und 1869 in derZeitschrift für Chemie veröffentlicht. Diese erste Anordnung ist für uns ungewohnt, aber eine Drehung um 90 Grad sowie eine Spiegelung nähern es der gewohnten Anmutung an. Einige Lücken in der Reihe der Atomgewichte erlaubten es Mendelejew, die Entdeckung neuer Elemente vorherzusagen, so beispielsweise von Eka-Silizium, also Germanium (Atomgewicht 72,3).


Mendelejew, D.: Über die Beziehungen der Eigenschaften zu den Atomgewichten der Elemente. Zeitschrift für Chemie 12, 1869

An der Pariser Akademie trafen Ende Oktober 1868 zwei Briefe fast gleichzeitig ein: Lockyers aus London und Janssens aus dem fernen Indien. In beiden wurde über die Entdeckung der neuen Methode zur spektralen Sonnenbeobachtung berichtet. Dieses zufällig gleichzeitige Eintreffen der Mitteilungen zweier Beobachter, die weit entfernt und unabhängig voneinander geforscht hatten, machte beide noch berühmter und führte zu vielen Ausschmückungen der Geschichte. Es gab erfreulicherweise keinen Prioritätsstreit, und beide wurden auf einer Erinnerungsmedaille der französischen Regierung gleichermaßen geehrt.

Lockyer verfolgte in London weiterhin die Spur der neuen D-Linie. Schon im November vermutete er, dass es keine weitere Natriumlinie ist: »In Kirchhoffs Spektralatlas fällt die neue Linie in ein Gebiet, in dem er keine Linie gemessen hat.« Auch Pater Secchi in Rom konnte jetzt die neue Linie beobachten und schlug vor, sie als D3-Linie zu bezeichnen. Über ihre Herkunft wurde weiter gerätselt: War es vielleicht eine auf Grund des Doppler- Effekts verschobene Natriumlinie? Wahrscheinlicher erschien es Lockyer, dass es sich um eine Wasserstofflinie unter den besonderen Druck- und Temperaturverhältnissen auf der Sonne handelte.

Er verbündete sich mit dem britischen Chemiker Edward Frankland, der zeitweise bei Bunsen studiert hatte. Gemeinsam untersuchten sie die Beeinflussung der Spektrallinien durch Druck und Temperatur. Das brachte zwar neue Erkenntnisse zu den Verhältnissen in der inzwischen entdeckten Chromosphäre der Sonne, half aber bei der Erklärung der D3-Linie nicht weiter. Lockyer kam schließlich zu der Überzeugung, dass die Linie, die »nicht umkehren« wollte, zu einem auf der Erde unbekannten Element gehört. Ausschließlich für den Laborgebrauch nannten er und Frankland es Helium, nach dem griechischen Wort »Helios« für die Sonne, wobei die Endung »-ium« auf ein Metall hindeutete. Sie veröffentlichten jedoch damals nichts darüber, denn zuvor hatten sich schon andere spektroskopische vermeintliche Entdeckungen wie diejenigen von Nigrium oder Jargonium in Wohlgefallen aufgelöst. Bisher waren alle im Kosmos gefundenen Elemente auch auf der Erde vertreten.

Chemische Spurensuche

In den 1860er Jahren erfuhren die Naturwissenschaften einen bedeutenden Aufschwung. Mit der Spektralanalyse wurde die Chemie des Weltalls erschlossen, und infolgedessen wurden mehrere neue Elemente auf der Erde entdeckt. Doch auch andere Disziplinen konnten mit Durchbrüchen aufwarten: Charles Darwin veröffentlichte sein Werk »Ursprung der Arten«, nach dem sich alle Lebewesen aus einem gemeinsamen Vorfahren entwickelt haben.

Im Zusammenhang mit Helium war ein Fund besonders relevant: Vor genau 150 Jahren stellte in Sankt Petersburg der russische Chemiker Dimitri Mendelejew ein neues Periodensystem der Elemente vor (siehe Bilder S. 42). Darin wurden die 62 damals bekannten Elemente nach Atomgewicht und chemischen Eigenschaften angeordnet. Diese tabellarische Aufstellung erlaubte es Mendelejew, für darin gesehene Lücken erfolgreich neue Elemente vorherzusagen.

Natürlich gab es in diesem ersten Periodensystem keinen Eintrag für ein vermutetes Element Helium, von dem außer einer gelben Spektrallinie nichts bekannt war. Es gab auch keine offensichtliche Lücke, die es füllen könnte, weil bislang noch kein Edelgas entdeckt war. Jedoch musste sich Mendelejew schon bald mit dem hypothetischen Helium befassen.

Im Jahr 1876 e ntdeckte d er f ranzösische Astronom Alfred Cornu bei der Beobachtung eines neuen Sterns im Sternbild Schwan (Nova Cygni) die gleiche gelbe Linie, die in der Sonnenchromosphäre aufgefallen war. In den folgenden Jahren wurde die Linie auch im Orionnebel und in weiteren Nebeln gefunden. Das führte bei mehreren Wissenschaftlern zu Vermutungen, dass die Linie zu einem Urelement im Universum gehören könnte, aus dem alle anderen Elemente in den kosmischen Nebeln entstanden seien. Anregung zu diesen Überlegungen könnte der »Ursprung der Arten« gegeben haben. Der dänische Chemiker Julius Thomson vermutete: »Im Helium haben wir den Stoff in seiner ursprünglichen Form, aus dem unsere Atome und Moleküle sich durch Kühlung und Kondensation entwickelt haben.«

Bestärkt wurden diese Spekulationen durch eine andere Auffälligkeit. Bisher galt, dass die Atomgewichte ganzzahlig sind, Vielfache des Atomgewichts 1 des Wasserstoffs. Allerdings zeigten einige Elemente Abweichungen, unter anderem Chlor mit einem Atomgewicht von 35,5, aber auch Aluminium (27,4) und Strontium (87,6). Wäre nun das kosmische Urelement Helium leichter als Wasserstoff, etwa mit dem halben Atomgewicht, könnte man auch die halbzahligen Atomgewichte im Periodensystem erklären. Mendelejew meinte 1886 dazu: »Vorausgesetzt Helium existiert tatsächlich […], dann haben wir das Element mit der Hälfte des Atomgewichts von Wasserstoff. « Heute wissen wir natürlich, dass die Abweichung von der Ganzzahligkeit der Atomgewichte durch die unterschiedliche Isotopenzusammensetzung bedingt ist. Damals aber blieben alle Bemühungen, Spuren des hypothetischen Elements auf der Erde zu finden, bis zum Jahr 1895 erfolglos.

Geheimnisvoller Stickstoff

Lord Rayleigh, britischer Physiker und Direktor des Cavendish Laboratory in Cambridge, war damals sehr bestrebt, die genauen Atomgewichte der Luftbestandteile Sauerstoff und Stickstoff zu messen. Beim Stickstoff war ihm im Jahr 1892 aufgefallen, dass er verschiedene Werte erhielt, je nachdem, woher der Stickstoff stammte: Der Luft-Stickstoff war geringfügig schwerer als derjenige aus chemischen Reaktionen – beispielsweise aus Ammoniumverbindungen – im Labor gewonnene. Der Unterschied in den Gasgewichten war mit 0,0016 Gramm pro Liter winzig. Er war auf einen kleinen Gasrest in der atmosphärischen Probe zurückzuführen, aus welcher der Stickstoff vorher chemisch abgetrennt worden war. Bestand dieser Rest vielleicht aus N3, vergleichbar dem Ozon O3? Es war dann William Ramsay (siehe Bild unten), ein schottischer Chemie-Professor am University College London, der zeitweise auch bei Bunsen in Heidelberg und in Tübingen studiert hatte, der von dieser offenen Frage erfuhr. Ramsay bat Rayleigh um Erlaubnis, seine eigene Vermutung prüfen zu dürfen: Handelt es sich bei dem Gasrest vielleicht um ein unbekanntes schweres Gas? Bei gemeinsamen Studien fanden sie im Gasrest mehrere Spektrallinien, die in keinem Spektralatlas der Elemente identifiziert waren. Rayleigh und Ramsay hatten tatsächlich ein neues Gas entdeckt, das wegen seiner Unwilligkeit, chemische Verbindungen einzugehen, den Namen Argon (griechisch: »das Träge«) erhielt. Sein Atomgewicht wurde zu 37 bestimmt; damit folgte es im Periodensystem dem Chlor mit 35,5. Das brachte Ramsay auf die Idee, ob nicht ein weiteres unbekanntes Gas dem Chlor-Nachbarn im Periodensystem der Elemente, dem Brom mit Atomgewicht 80, folgen könnte. Er begann nach diesem schwereren Gas zu suchen, das er versuchsweise Krypton (griechisch: »das Verborgene«) nannte. Experimente mit verschiedensten Mineralien und Meteoriten blieben jedoch zunächst erfolglos. Doch dann unterbrach ein ganz anderes, aufregendes Geschehen diese Suche, und das sollte ihn später auch bei seinem vermuteten Krypton weiterbringen.

Der schottische Chemiker und Chemie- Nobelpreisträger 1904 William Ramsay (1852 – 1916) entdeckte im Jahr 1895 Helium auf der Erde und 1898 weitere Edelgase im Labor.


Wellcome Collection / Portrait of Sir William Ramsay (wellcomecollection. org/works/fwfdpnry) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/by/4.0/ legalcode)

Diese Skizze zeigt Ramsays Apparatur zur Gewinnung von Heliumgas. Dazu wurde eine Probe des uranhaltigen Minerals Uraninit im Kolben A erwärmt und mit Säure aus Kolben B versetzt. Das Heliumgas wurde im Gefäß C, das entgastes Wasser enthielt, aufgefangen.


Ramsay, W.: Helium, a gaseous constituent of certain minerals, Part I. Proceedings of the Royal Society 58, 1895

Im Jahr 1904 ergänzte Mendelejew das Periodensystem zu dem hier gezeigten Schema. Nun sind die Edelgase einschließlich Helium in der linken Spalte aufgenommen. In modernen Tabellen erscheint diese Gruppe ganz rechts als Vollendung der Elektronenschalen. Bei Mendelejew enthält die linke Edelgasspalte auch die hypothetischen leichten Elementex undy , die er im Äther vermutete, der für die Lichtausbreitung notwendig schien. Er schrieb: »Hier stehenx undy für zwei unbekannte Elemente mit einem Atomgewicht geringer als das des Wasserstoffs, deren Entdeckung ich erwarte.«


Mendelejew, D.: An attempt towards a chemical conception of the ether. Longmans, Green and Co, London 1904

Endlich: Helium im Labor

Kurz nach der Entdeckung des Argons wurde Ramsay durch einen Mineralogen des Britischen Museums auf einen vor sieben Jahren in einer amerikanischen geologischen Fachzeitschrift erschienenen Aufsatz hingewiesen, den wohl kein Physiker oder Chemiker je gelesen hatte. Darin berichtete der Mineraloge William Francis Hillebrandt über die Gasentwicklung aus einem uranhaltigen Mineral – dem Uraninit oder Pechblende –, das er mit Säure behandelt hatte. In diesem Gas erkannte er die Spektrallinien von Stickstoff und weitere ihm unbekannte Linien. Könnten diese vielleicht vom gerade entdeckten Argon herrühren?

Ramsay beschaffte sich neben Uraninit ein ähnliches uranhaltiges Mineral, Cleveit, und trieb das Gas mit seiner Apparatur aus (siehe Bild S. 43 unten). Spektroskopisch fand er im entwichenen Gas unter anderen eine helle gelbe Linie, die ihm als Chemiker unbekannt war. Könnte sie vielleicht vom gesuchten Krypton herrühren? Er schickte eine Probe davon an seinen Kollegen William Crookes, der schon 1861 mit der neuen Kirchhoff-Bunsen-Spektralanalyse das Element Thallium in einer Schlacke aus Tilkerode im Harz entdeckt hatte. Crookes erinnerte sich sogleich an die rätselhafte gelbe Linie, die Lockyer vor über zwei Jahrzehnten am Sonnenrand gesehen, und die jener damals provisorisch Helium genannt hatte. Er telegrafierte im März 1898 Ramsay, dass seine Gasprobe eben dieses Sonnenelement Helium enthalte! Das Spektrum war eindeutig.

Auch Lockyer hatte eine Probe von Ramsay erhalten, startete aber gleich ein eigenes, komplettes Experiment mit dem Entgasen des uranhaltigen Minerals Bröggerit. Spektroskopisch fand er darin die früher von ihm auf der Sonne gesehenen Linien. Jetzt hatte man das vermutete Sonnenelement auf der Erde dingfest gemacht.

Lockyer, inzwischen Gründer und Herausgeber der naturwissenschaftlichen ZeitschriftNature, schrieb dazu begeistert: »[…] das 26 Jahre alte Helium ist endlich auf die Erde gekommen, D3 wurde schließlich im Laboratorium gesehen […]« Und er bedauerte, dass man lange Zeit im Labor kleinen unerklärlichen Resterscheinungen bei Experimenten nicht nachgegangen sei. Argon und Heli- um hätten Jahre früher entdeckt werden können. Wenn die Forscher »sich weniger um die Metalle gekümmert hätten und stattdessen die Gase untersucht hätten, wäre es für die Wissenschaft des 19. Jahrhunderts besser gewesen.«

Fünf neue Elemente in vier Jahren

Ramsay bestimmte sofort die wichtigsten Eigenschaften des neuen Heliums: Mit dem Atomgewicht von 3,9 folgt es im Periodensystem dem Wasserstoff. Es ist einatomig und geht keine chemischen Verbindungen ein. Da gab es Ähnlichkeiten zu dem von ihm vor einem Jahr entdeckten Argon. Er vermutete jetzt, dass es vielleicht noch weitere ähnliche Gase geben könne, die sogar eine eigene Gruppe im Periodensystem bilden könnten.

Ramsay und sein Mitarbeiter Morris William Travers setzten die schon begonnene Suche nach Krypton fort. Nun kam ihnen die in jenen Jahren durch das Linde-Verfahren einfacher gewordene Gasverflüssigung zu Hilfe. Sie verflüssigten aus der Luft gewonnenes Rohargon, das einen Siedepunkt von –186 Grad Celsius aufweist, und konnten daraus durch fraktionierte Destillation in kurzer Zeit drei neue Gase isolieren. Zuerst entdeckten sie das lang gesuchte Krypton (Siedepunkt –153 Grad Celsius), das sich durch eine breite gelbe Linie verriet. Schließlich trennten sie zwei weitere neue Gase ab, welche die Namen Neon und Xenon erhielten. Alle waren unwillig, chemische Verbindungen einzugehen, und wurden deshalb als Edelgase bezeichnet. In einer neuen nullten Gruppe wurden sie links ins Periodensystem aufgenommen, wohin sie mit ihren ansteigenden Atomgewichten genau passten (siehe Bild S. 44). Mendelejew, anfangs skeptisch gegenüber einer neuen Gruppe, fühlte bald große Genugtuung: »[…] so betrachte ich Ramsay als einen Bestätiger der Wahrheit des periodischen Gesetzes […].« Für seine Entdeckungen von Helium, Neon, Argon, Krypton und Xenon erhielt Ramsay 1904 den Nobelpreis für Chemie. Es war der Erste, der im Zusammenhang mit Helium vergeben wurde, und weitere sollten folgen.

Eine dritte Entdeckung des Elements Helium

Mit Ernest Rutherford (siehe Bild unten links) begann zu Anfang des 20. Jahrhunderts die Kernphysik. Denn er entdeckte den kompakten Atomkern im ansonsten fast leeren Atom. Rutherford definierte auch die Halbwertszeit beim radioaktiven Zerfall und ordnete die dabei freigesetzten Teilchen nach Alpha-, Beta- und Gammastrahlen. Seinem durch Ladungsmessungen an Alphateilchen angeregten Verdacht, dass diese elektrisch geladene Heliumatome seien, folgte er 1908 in Manchester durch ein Experiment. Dabei wurde geprüft, »ob Helium in einem Gefäß erscheint, in das Alphateilchen geschossen werden, während die radioaktive Substanz in einem Behälter eingeschlossen ist, dessen Wand hinreichend dünn ist, um die Alphateilchen entweichen zu lassen, aber dicht genug ist, um den Durchtritt von Helium zu verhindern«. Rutherford ersann dafür eine Apparatur (siehe Bild unten). Dazu wurde das im Jahr 1899 von ihm entdeckte Radon (Rn, Halbwertszeit 3,8 Tage) in das Röhrchen A mit einer Wandstärke von 0,01 Millimetern eingebracht, aus denen die Alphateilchen in ein weiteres Rohr T entweichen konnten.

Nach einigen Tagen zeigten sich im angesammelten Gas eindeutig die charakteristischen Spektrallinien des Heliums. Rutherford meinte dazu: »Wir können mit Sicherheit daraus schließen, dass das Alphapartikel nach Verlust seiner elektrischen Ladung [durch Einfang freier Elektronen] ein Heliumatom ist.« Diese dritte Entdeckung war folgerichtig, da Helium auf der Erde zuerst in uranhaltigen, radioaktiven Mineralien gefunden wurde. Allerdings gab es zu jener Zeit noch keine Kernphysik.

Der neuseeländische Physiker Ernest Rutherford (1871 – 1937) war einer der Pioniere der Kernphysik. Er entdeckte, dass Alphateilchen, die in bestimmten radioaktiven Zerfällen ausgesendet werden, aus Heliumatomkernen bestehen.


Wellcome Collection / Portrait of Ernest Rutherford from the portrait by Oswald Birley in the Royal Society ( wellcomecollection.org/works/ft6n52sg) / CC BY 4.0 (creativecommons.org/licenses/by/4.0/legalcode)

Mit Hilfe dieser Apparatur bestimmte Rutherford die Natur der Alphateilchen von radioaktiven Substanzen. Radioaktives Radon befindet sich im Röhrchen A mit sehr dünnen Wänden, die von den beim Zerfall entstehenden Heliumkernen durchdrungen werden. Sie sammeln sich im umgebenden Rohr T mit dicken Wänden an. Dort wurde das Helium spektroskopisch identifiziert. Alle Gefäße waren vorher ausgepumpt und mit destilliertem Quecksilber verschlossen worden.


Rutherford, E., Royds, T.: The nature of the α particle from radioactive substances. Phil. Mag. 17, 1909

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Die Stärke der Absorptionslinien von Sternen hängt von ihrem Spektraltyp oder ihrer Oberflächentemperatur ab. Die Linienstärken steigen zunächst mit der Temperatur an, fallen dann jedoch wegen der Ionisation (Verlust des Elektrons) mit weiter steigender Temperatur wieder ab. G-Sterne wie die Sonne (5800 Kelvin) sind nicht heiß genug, um neutrale Heliumlinien (He I) anzuregen. Erst B-Sterne (20 000 Kelvin) zeigen He-ILinien. Die heißesten O-Sterne (50 000 Kelvin) haben Linien des ionisierten Helium II.


Wer hat Helium entdeckt?

Über ein Jahrhundert galt in Nachschlagewerken und in der Literatur der französische Astronom Janssen als der Entdecker des Heliums während einer Sonnenfinsternis. In der »Encyclopedia Britannica«, die weltweit für ihre Genauigkeit größtes Vertrauen genoss, fand sich folgender Eintrag: »Helium wurde in der gasförmigen Atmosphäre, welche die Sonne umgibt, vom französischen Astronomen Pierre Janssen entdeckt […].« Aber stimmt das?

Der dänische Wissenschaftshistoriker Helge Kragh hat im Jahr 2009 in denAnnals of Science die Frühgeschichte des Heliums sorgfältig untersucht und kommt zu einem anderen Ergebnis, das durch eigenes Quellenstudium bestätigt wird. Als Entdecker eines Elements kann nur gelten, wer einen Stoff gefunden hat, der sich von allen bekannten unterscheidet. Die Behauptung solch eines Funds muss öffentlich gemacht werden, üblicherweise durch eine Publikation mit allen Beweisen für die Neuartigkeit. Danach müssen die internationalen Fachkollegen diese Entdeckung anerkennen, üblicherweise nach eigenen experimentellen oder theoretischen Überprüfungen der Behauptungen. Diese Anforderungen erfüllt nur William Ramsay, der damit als alleiniger Entdecker des Heliums im Jahre 1895 gelten kann.

Janssen hat zwar als einer der ersten die unbekannte gelbe Linie bei der Sonnenfinsternis von 1868 gesehen, aber nie erklärt, dass sie von einem neuen chemischen Element herrühren könne. Er scheidet als Entdecker von Helium aus. Lockyer hat fast zeitgleich mit Janssen die gelbe D3-Linie in London beobachtet und in der Folge ein neues Element vermutet. Zwar konnte er keine Eigenschaft des neuen Stoffs angeben, glaubte er jedoch zunächst, dass es sich dabei um eine Form modifizierten Wasserstoffs oder eine kosmische Ursubstanz handeln könnte. Beide Astronomen haben Ramsay die Entdeckung des Heliums nie streitig gemacht. Alle Spekulationen über die wiederholte Entdeckung des Elements in den Jahren 1868 und 1895 sind gegenstandslos.

Als 1904 der Nobelpreis für die Entdeckung von Helium und der übrigen Edelgase an Ramsay verliehen wurde, bemerkte der Präsident der Königlich Schwedischen Akademie der Wissenschaften, »dass die Existenz von Helium erstmals von Janssen, dem französischen Astronomen, […] demonstriert wurde«. Ramsay war großzügiger: In seiner Rede erwähnte er den Studenten Nils Abraham Langlet, der in Cleves Labor in Uppsala gearbeitet hatte, als ganz unabhängigen Entdecker des Heliums, wenige Wochen später.


»So betrachte ich Ramsay als einen Bestätiger der Wahrheit des periodischen Gesetzes.«
Dimitri Mendelejew


Kaum war Helium im Labor fassbar geworden, begannen Versuche, das neue Gas zu verflüssigen. Der deutsche Ingenieur Carl von Linde hatte im Jahr 1895 die Luftverflüssigung revolutioniert, und James Dewar war 1898 die Verflüssigung von Wasserstoff gelungen. Helium allerdings widersetzte sich diesen Versuchen als einziges Gas lange Zeit. Als es 13 Jahre nach seiner Entdeckung im Jahr 1908 dem niederländischen Physiker Heike Kamerlingh Onnes doch gelang, es zu verflüssigen, wurden viele Türen zu neuer Wissenschaft aufgestoßen. Mehr dazu folgt in Teil 2, in dem es auch um die Entstehung des Heliums im Urknall gehen soll.

DIETRICH LEMKE leitete bis zu seiner Emeritierung am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg mehrere Weltraumprojekte für die Infrarotastronomie.

IN KÜRZE

■ Die UN hatte 2019 zum Jahr des Periodensystems der Elemente ausgerufen, um an dessen Grundlegung vor 150 Jahren zu erinnern.

■ Vor 125 Jahren wurde ein neues Element eingetragen: Helium.

■ Seine wendungsreiche Entdeckungsgeschichte involvierte Astronomen, Chemiker und Physiker.

Literaturhinweise

Engels, S., Nowak, A.: Auf der Spur der Elemente. Deutscher Verlag für Grundstoffindustrie, Leipzig 1983
Hattenbach, J.: William Huggins und das Katzenauge. Von der Astronomie zur Astrophysik. Sterne und Weltraum 8/2015, S. 70 – 74
Kragh, H.: The solar element: A reconsideration of Helium’s early history. Annals of Science 66, 2009
Lemke, D.: Die Energiequellen der Sterne. Teil 1: Was heizt die Sonne? Sterne und Weltraum 1/2018, S. 28 – 36
Lockyer, J. N.: The story of helium. Nature 53, 1896
Nath, B. B.: The story of helium and the birth of astrophysics. Springer 2013
Trieloff, M., Althaus, T.: Aus den Tiefen der Erde in die Tiefen des Sonnensystems. Edelgase und die Entstehung der Erde. Sterne und Weltraum 5/2002, S. 30 – 38

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Der Artikel basiert auf einem Beitrag zur bundesweiten Lehrerfortbildung 2019 an der Universität Jena.