2. Zwei Jahrhunderte den Sternen auf der Spur

Seit Jahrtausenden blicken die Menschen nachts in den Himmel, um die unzählig vielen Lichtpünktchen zu bewundern. Jedes dieser kleinen Lichter ist ein Stern aus unserer Milchstraße. Aufgrund ihrer enormen Leuchtkraft strahlen alle diese galaktischen Sonnen viele Lichtjahre weit – sie sind quasi die »Straßenlaternen« unserer Galaxie. Friedlich und etwas geheimnisvoll erscheinen sie einem am Nachthimmel und ermöglichen uns, die Weiten des Kosmos zu erahnen. Denn auch in anderen, weit entfernten Galaxien gibt es unzählige Sterne. Sie lassen ihre Heimatgalaxie hell erstrahlen – wie ein entferntes, bei Nacht beleuchtetes Fußballfeld. Bei der Beobachtung von Galaxien führen uns also die darin befindlichen Sterne noch viel weiter hinaus in die scheinbar unendlichen Weiten des Weltalls.

Aber wie kommt es eigentlich dazu, dass Sterne so kräftig und auch so lange über Milliarden Jahre hinweg strahlen können? Was passiert genau im Inneren der Sonne, dass sie uns jeden Tag aufs Neue Licht schenken kann, welches für uns Menschen und für unsere Evolution auf der Erde doch so ungeheuer wichtig ist?

Die Antwort auf diese so fundamentale Frage ist erstaunlicherweise erst seit ca. 75 Jahren bekannt. Wir wissen also erst seit kurzem, was in der Sonne und somit in allen anderen Sternen wirklich vor sich geht. Der Weg zu dieser Erkenntnis war wie so oft in der Wissenschaft von vielen kleineren und größeren Entdeckungen geprägt, die sich über viele Jahre hinweg Mosaiksteinchen für Mosaiksteinchen zu einem großen Bild zusammenfügten. Wenn man heute auf diese Zeit zurückblickt, ist es wirklich faszinierend, wie Schritt für Schritt die physikalischen Grundlagen über Sterne erforscht, erarbeitet, belegt und manchmal auch widerlegt wurden. Es muss eine spannende Zeit in der Physik gewesen sein, in der so viele, heute selbstverständliche Konzepte der Naturwissenschaften entwickelt werden konnten.

Wir werden jetzt also »Mäuschen spielen« und uns in den Schreibstuben, Laboratorien und Observatorien verschiedener Physiker, Mathematiker und Astronomen des frühen neunzehnten Jahrhunderts verstecken und ihnen bei ihren Entdeckungen zuschauen. Denn zu dieser Zeit wurden die ersten wichtigen theoretischen Hintergründe erkannt, die halfen herauszufinden, warum die Sonne denn nun Tag für Tag Licht und Wärme spendet.

2.1. Den Linien auf der Spur

Der lange Weg zur Lösung des Rätsels der Energiequelle der Sonne begann Anfang des 19. Jahrhundert mit Joseph Fraunhofer. Der deutsche Optiker entwickelte verschiedene optische Instrumente wie feingeschliffene Linsen, Prismen und auch Teleskope, um auf diese Weise systematische, spektroskopische Untersuchungen des Lichts durchführen zu können. Wie schon der Brite Isaac Newton um 1730 herausgefunden hatte, kann man das Farbgemisch, etwa das des Sonnenlichts, auffächern, wenn man es durch ein Prisma schickt. Auf einem Schirm hinter dem Prisma sieht man dann die im Licht enthaltenen Spektralfarben, das sogenannte Spektrum. Im Falle des Sonnenlichts also Rot, Orange, Gelb, Grün, Türkis und Blau. Ein Regenbogen ist ein natürliches Spektrum, bei dem die Regentropfen als Prisma wirken. Physikalisch entspricht den verschiedenen Farbeindrücken des Auges eine bestimmte Wellenlänge des Lichtes. So hat rotes Licht z.B. eine größere Wellenlänge als blaues Licht.

Um Licht mit einzelnen, ganz bestimmten Farben künstlich zu erzeugen, experimentierte der junge Fraunhofer mit verschiedenen Lichtquellen wie z.B. Feuer und 1814 auch mit Sonnenlicht. Dabei erkannte er, dass das Sonnenspektrum mit unzähligen stärkeren und schwächeren dunklen Linien »verziert« ist. Sie teilen das farbige Spektrum scheinbar in viele kleine Abschnitte auf, so als ob das Licht bei diesen Wellenlängen von irgendetwas »weggestohlen« würde. Abbildung 2.1 veranschaulicht solche Spektren. Er begann, diese vertikalen Linien und deren Wellenlängen akribisch zu katalogisieren, wobei er die am stärksten ausgeprägten Linien von A bis K durchbuchstabierte und schwächere Linien mit weiteren Kleinbuchstaben bezeichnete. Insgesamt identifizierte er auf diese Weise über 500 solcher Spektrallinien. Dank verbesserter Instrumente wissen wir heutzutage von vielen Tausenden dieser Linien im Sonnenspektrum.

Auch anderen Wissenschaftlern vor Fraunhofer, wie z.B. dem englischen Chemiker William Wollaston 1802, waren schon einige dieser dunklen Streifen im Spektrum des Sonnenlichts aufgefallen. Allerdings wurde zu jener Zeit solchen Beobachtungen noch keinerlei Beachtung geschenkt. Erst Fraunhofer erkannte, dass diese Linien eine Eigenschaft des Sonnenlichts darstellen, da er genau die gleichen Signaturen in den Spektren von Wolken, dem Mond oder von Planeten gefunden hatte. Da diese Objekte nicht selbständig leuchten und nur das Sonnenlicht reflektieren, musste es sich also um eine Charakteristik des Sonnenlichts handeln. Doch noch wusste niemand genau, wie diese Linien zu erklären sind. Die auch heute noch als »Fraunhofer’sche Linien« bezeichneten dunklen Streifen im Sonnenspektrum waren eine der fundamentalsten Entdeckungen der Naturwissenschaft.

Man kann sich diese Linien wie einen Barcode auf einer Kekspackung vorstellen. Auf engstem Raum ist eine erstaunliche Menge von Informationen verpackt, die an der Kasse entschlüsselt werden kann. Ein Sternspektrum gleicht nun diesem Keks-Barcode, und die Astronomen möchten natürlich alle Informationen, die in einem Spektrum verschlüsselt sind, vollständig entschlüsseln. Durch die Analyse seines Lichts, sozusagen also durch die Entschlüsselung seines spektralen Barcodes, kann sehr viel über einen Stern und seine Natur herausgefunden werden. Deswegen ist die Spektroskopie ein Hauptarbeitsgebiet in der Astronomie. Auch meine Arbeit zur chemischen Zusammensetzung von alten Sternen basiert auf spektroskopischen Beobachtungen.

Der Durchbruch, der schließlich zum Verständnis dieser Beobachtungen führte, sollte erst ca. 45 Jahre nach Fraunhofers Beschreibung der Spektrallinien im Sonnenspektrum gelingen. Um 1853 hatte der schwedische Physiker Anders Jonas Ångström verschiedene Theorien über das von Gasen ausgesendete Licht und deren Spektren vorgelegt. Ähnliche Arbeiten zu den spektralen Eigenschaften von Licht glühender Metalle sowie von verschiedenen Gasen wurden kurz darauf von dem Amerikaner David Alter veröffentlicht. Das neue Wissen fand langsam breitere Anerkennung, aber erst ab 1859 begann man allmählich, hinter die physikalischen Ursachen der Fraunhofer’schen Linien zu kommen.

Der deutsche Physiker Gustav Kirchhoff und der Chemiker Robert Bunsen konnten jetzt durch Laborversuche zeigen, dass einige der Fraunhofer’schen Linien bei genau den gleichen Wellenlängen auftreten wie die hellen Emissionslinien in Spektren von glühenden Metallen.

So lag der Schluss nahe, dass diejenigen Stoffe, deren Linien im Labor untersucht wurden, die gleichen waren, die auch in Sternen vorhanden sein mussten. Offenbar hatte jeder Stoff sein eigenes, unverwechselbares Muster von Spektrallinien. Diese Erkenntnis führte über die Spektroskopie zu den Entdeckungen der Elemente Cäsium (1860) und Rubidium (1861). Letztendlich konnten Kirchhoff und Bunsen daraus ableiten, dass die dunklen solaren Spektrallinien auf Absorption des Lichts durch die in der Sonnenatmosphäre vorhandenen chemischen Elemente zurückzuführen sind. Sie hatten sozusagen die »Fingerabdrücke« der Atome und damit die der einzelnen Elemente gefunden. Diese Erkenntnis war ein großartiger wissenschaftlicher Durchbruch, der Physik, Chemie und Astronomie für immer eng miteinander verknüpfte. Chemische Inhaltsanalysen von diversen Objekten sowohl auf der Erde als auch im Weltraum wurden jetzt möglich. Kirchhoff war dementsprechend auch der Erste, der die Spektren der bis dahin bekannten etwa dreißig Elemente im Detail mit dem Sonnenspektrum verglich. So fand er heraus, dass die Sonne mindestens aus Natrium, Kalzium, Magnesium, Chrom, Eisen und Nickel bestehen musste.

Kirchhoff führte zusammen mit Bunsen weitere fundamentale Arbeiten zur Spektroskopie durch. Unter anderem kombinierte er das bis dahin durch Ångström und Alter schon um 1855 gewonnene Wissen zur Strahlung von heißen Körpern und Gasen und deren Emissionsfähigkeiten mit seinen eigenen Entdeckungen und Erklärungen zur spektralen Absorption. Daraus resultierten Regeln, die auch heute noch erklären, in welchen Fällen ein kontinuierliches Spektrum oder eines mit Emissions- oder Absorptionslinien zu erwarten ist.

Ab 1863 begann der italienische Priester und Astronom Angelo Secchi, systematisch Sternspektren aufzunehmen und zu untersuchen. Ihm lag daran herauszufinden, ob die verschiedenen Sterne auch alle verschiedene Zusammensetzungen haben würden oder nicht. Damit erweiterte er die Arbeit Fraunhofers mit dem Sonnenspektrum auf die weit entfernten Sterne. Insgesamt analysierte er um die 4000 Spektren. So fand er heraus, dass sich alle Spektren aufgrund der Anzahl und Stärke ihrer Absorptionslinien, also den morphologischen Eigenschaften des Spektrums, in bestimmte Gruppen und Untergruppen einteilen lassen. Ganz speziell fand er fünf Gruppen von Spektren, die sehr häufig auftraten. So entwickelte er als Erster ein System zur Klassifikation von Sternspektren, die fünf sogenannten Secchi-Klassen.

Unter anderem erkannte er, dass breite Absorptionsbänder aufgrund von molekularem Kohlenstoff und Kohlenstoffradikalen in Sternspektren auftreten. Für diese speziellen Sterntypen führte er die Klasse der »Kohlenstoff-Sterne« ein, die bis heute beibehalten wurde. Sein gesamtes Klassifikationsschema spielt nach wie vor eine wichtige Rolle in der Astronomie.

Aufgrund dieser entscheidenden Arbeiten war Secchi auch einer der ersten Astronomen, die mit Daten belegen konnten, dass die Sonne tatsächlich ein Stern genau wie alle anderen Sterne ist. Seit ca. 1860 spektroskopierten auch der reiche und an der Astronomie interessierte Engländer William Huggins und seine Frau Margaret mit dem eigenen Teleskop in London viele Sterne, Nebel und Galaxien. Sie waren die Ersten, die herausfanden, dass verschiedene kosmische Objekte unterschiedliche Spektren zeigen. Die Spektren einiger Nebel ähnelten eher den Emissionsspektren von Gasen, die Spektren von Galaxien eher denen von Sternen. Aus der Untersuchung ihrer Sternspektren schlossen sie, dass Sterne zwar oft unterschiedliche Spektren haben, sie aber alle aus den gleichen Elementen zusammengesetzt sind, nämlich aus den Elementen, aus denen auch die Sonne und die Erde bestehen. »Himmel« und »Erde« bestanden also aus der gleichen Materie – im Gegensatz zur fast zwei Jahrtausende lang für wahr gehaltenen Lehre Aristoteles’, wonach alles »oberhalb des Mondes« aus Äther bestehen sollte.

Um 1860 war auch der Engländer Norman Lockyer zunehmend von der Spektroskopie fasziniert. So konnte er selbst kosmische Objekte und deren Zusammensetzung mit seinem kleinen Teleskop von nur 16 cm Öffnung studieren. Wie auch dem Franzosen Pierre Jannsen fiel ihm 1868 eine bisher unbekannte, nicht identifizierte, relativ starke Linie im Spektrum der Sonnenkorona auf, die sich ganz in der Nähe der Fraunhofer’schen Natrium-D-Linien bei 588 nm im gelben Spektralbereich befand. Lockyer schlug dementsprechend vor, dass diese »gelbe« Linie auf ein noch unbekanntes Element in der Sonne zurückzuführen sei. Er benannte das Element nach dem griechischen Wort für Sonne (Helios) »Helium«. Auf der Erde wurde Helium, das zweitleichteste aller Elemente, erst ca. zehn Jahre später gefunden. Es ist ein schönes Beispiel dafür, wie die Sternspektroskopie die Entdeckung eines neuen Elements herbeiführte.

Der Schweizer Mathematiker Johann Balmer entdeckte 1885 dann noch, dass die vier starken Absorptionslinien von Wasserstoff, dem leichtesten Element, im sichtbaren Licht sowie anschließend schwächere im ultravioletten Bereich eine zusammenhängende Serie von Linien bilden. Deren Wellenlängen lassen sich durch eine einfache mathematische Formel beschreiben. Der Schwede Johannes Rydberg entwickelte unabhängig hiervon 1888 eine allgemeinere mathematische Beschreibung, die sich auch auf andere Linienserien des Wasserstoffs im ultravioletten und infraroten Bereich anwenden lässt. Die »Balmer«-Serie des Wasserstoffs wird auch heute so genannt, und mit der Rydberg-Formel können Wellenlängen der Linien des Wasserstoffs und weiterer Elemente leicht berechnet werden. Ganz generell sind die Wasserstofflinien in vielen Sternspektren die am stärksten ausgeprägten Linien in jedem Sternspektrum, so dass diese neuen Berechnungen wesentlich zur Interpretation der Spektren beigetragen haben.

Mit dem Aufkommen dieser neuen, ungeheuren Datenmengen zur Spektroskopie von Sternen und anderer Objekte war ein sehr wichtiger Schritt getan, nicht nur in der Astronomie und den Naturwissenschaften generell, sondern auch bezüglich des damaligen Weltbildes: Die Spektroskopie ermöglichte nun, fremde, weit entfernte Objekte am Himmel und deren Zusammensetzung zu studieren. Die Lichtanalyse war auf einmal in der Lage, diese Weiten scheinbar mühelos zu überbrücken. In diesem Sinne war man in die Lage versetzt worden, sich die Sterne vom Himmel zu holen.

2.2. Dem Licht auf der Spur

Gegen Ende des 19. Jahrhunderts benutzte man die Spektrallinien schon fleißig zu Analyse- und Klassifikationszwecken – wie sie entstehen, war aber immer noch ein Rätsel. Es gab viele Phänomene, die immer neue Fragen aufwarfen: Warum hatte jedes chemische Element sein charakteristisches Muster an Spektrallinien? Warum erschienen manche Linien scharf, andere dagegen diffus? Eine ganze Reihe von Wissenschaftlern beschäftigte sich deshalb mit der Natur der Atome. Das Ergebnis waren verschiedenste neuartige Konzepte, die letztendlich zur Quantenmechanik führten.

Der Wunsch, die Natur der großen Sterne zu erklären, welche mit Hilfe der Spektroskopie ja nun zum Greifen nahe war, führte viele zeitgenössische Wissenschaftler in die entgegengesetzte Richtung, zu den kleinen Atomen. Die Zeit schien reif, sich der Frage zu stellen, »was die Welt im Innersten zusammenhält«. So wendete sich schnell das Blatt: Nach den früheren Experimentatoren wie Fraunhofer traten bald die Theoretiker in den Vordergrund. Sie erforschten nun mit Köpfchen, Stift und Papier den sich vor ihnen auftuenden Mikrokosmos. Dies sollte auch Auswirkungen auf die Erforschung des Makrokosmos, also die Astronomie, haben.

Schon um 1890 herum hatte der deutsche Physiker Max Planck sich mit den Strahlungseigenschaften eines sogenannten »schwarzen Körpers« beschäftigt. Er fand heraus, dass ein solcher idealisierter Körper eine charakteristische Energieverteilung im Spektrum aussendet. Die Energieverteilung der Strahlung eines einige tausend Grad heißen schwarzen Körpers ähnelt der Energieverteilung eines Sterns. Die Energieabstrahlung eines schwarzen Körpers hat ein Maximum, das temperaturabhängig ist. Für einen etwa 6000 Kelvin heißen schwarzen Körper liegt dieses Maximum im grünen Spektralbereich, dort, wo auch die Sonne am meisten Energie abstrahlt und das menschliche Auge am empfindlichsten ist. Um die Energieverteilung dieser Strahlung beschreiben zu können, stellte er 1900 die außerordentliche Hypothese auf, dass bei jeglicher Interaktion zwischen Strahlung und Materie Energie nur in diskreten »Portionen« ausgetauscht werden könne. Er nannte diese Portionen »Quanten«. Dabei postulierte er, dass jedes Lichtquant eine bestimmte Energie hat, die proportional zur Strahlungsfrequenz des Lichts ist. So haben z.B. hochenergetische Quanten eine hohe Frequenz und dementsprechend eine kurze Wellenlänge.

Auf der Grundlage dieser Arbeiten entwickelte Albert Einstein Plancks Ideen weiter, um zu zeigen, dass elektromagnetische Wellen auch als Teilchen mit bestimmten Energiequanten beschrieben werden können. Indem auch Einstein das Licht als Teilchen und nicht als eine Welle beschrieb, konnte er 1905 zeigen, dass die neue Theorie mit experimentellen Daten zum »photoelektrischen Effekt« übereinstimmte. Bei diesem Effekt werden von einigen Materialien Elektronen ausgesendet, aber nur, wenn das Material mit Strahlung einer materialabhängigen Mindestenergie bestrahlt wurde. Solche Elektronen werden als Photoelektronen bezeichnet.

Einsteins Erklärung war folgende: Um ein Photoelektron freizusetzen, muss es eine bestimmte Mindestenergie aufnehmen. Erst dann kann es das Atom, an das es bisher gebunden war, verlassen. Die einzelnen Lichtteilchen der einfallenden Strahlung müssen daher diese Mindestenergie mit sich tragen: Ein Elektron im Atom absorbiert ein Photon und bekommt dessen Energie übertragen. Ein Teil der absorbierten Energie, die Mindestenergie, wird dazu verwendet, das Elektron aus dem Atom zu lösen. Eine eventuelle Restenergie wird in Bewegungsenergie des Elektrons umgesetzt. Energieärmere Strahlung mit größerer Wellenlänge als die für das Material charakteristische Grenzwellenlänge vermag keine Photoelektronen freizusetzen – die Elektronen bekämen nicht genug Energie übertragen, um den Atomverband zu verlassen. Damit hängt die Energie der Photoelektronen nur von der Energie der einfallenden Strahlung und nicht von ihrer Intensität ab. Diese von Planck und Einstein gefundene Quantelung der Energie in kleinste Portionen stand im Widerspruch zur bisherigen Vorstellung, dass Energie in beliebige Portionen teilbar sei.

Diese Erklärung führte bald zu einer Revolution in der Beschreibung von Phänomenen auf subatomaren Skalen. Einstein erhielt 1921 für seine Arbeiten zum Photoeffekt den Nobelpreis für Physik. Heute sind die Anwendungen für den Photoeffekt schon ganz alltäglich geworden, z.B. in Solarzellen oder in Sensoren für Digitalkameras.

Für Einstein und seine Zeitgenossen waren die Lehren aus dem Photoeffekt jedoch vollkommen neu und umwälzend. Licht war hier nicht wie in den bisher bekannten Experimenten als Welle aufgetreten, wie es der englische Physiker James Clark Maxwell um 1861 mit seinen Maxwell’schen Gleichungen beschrieben hatte. Der Photoeffekt ließ sich vielmehr am besten verstehen, wenn man annahm, dass die zum Herauslösen eines Elektrons nötige Energie durch ein Lichtteilchen übertragen wurde. Licht erscheint uns deswegen unter bestimmten experimentellen Umständen als Welle, unter anderen jedoch als Teilchen. Man spricht von einem Welle-Teilchen-Dualismus, der unserer alltäglichen Erfahrung völlig zu widersprechen scheint. Im Jahr 1924 zeigte der französische Physiker Louis-Victor de Broglie, dass der Welle-Teilchen-Dualismus für jegliche Art von Materie gilt, dass also z.B. auch Elektronen unter gewissen Umständen als Welle erscheinen können.

1905 war in vielerlei Hinsicht ein wichtiges Jahr für die Physik. In diesem seinem »Wunderjahr« veröffentlichte Einstein sage und schreibe vier wichtige Arbeiten, die das physikalische Verständnis der Welt veränderten und enorm vorantrieben. Die Erklärung des Photoeffekts war erst der Anfang. Als nächstes kam seine Erklärung zur Brown’schen Bewegung von Atomen und Molekülen in einer Flüssigkeit.

Gleichzeitig konnte er auf diese Weise indirekt erstmals die Existenz von Atomen nachweisen. Um 1900 war die genaue Natur der Atome nämlich noch unbekannt. Weiterhin beschäftigte sich Einstein mit verschiedenen Vorgängen aus der Klassischen Mechanik, wenn sie nahe oder bei Lichtgeschwindigkeit stattfinden. Diese Arbeit wurde schnell als Spezielle Relativitätstheorie bekannt. Sie half zudem auch, die verschiedenen Ergebnisse zu den Versuchen des Äthernachweises zu verstehen. So wurde zum ersten Mal postuliert, dass die Lichtgeschwindigkeit eine konstante Größe sei.

Schließlich formulierte Einstein noch die Äquivalenz von Masse und Energie. Sie beschreibt ganz allgemein, dass die Masse eines Körpers gleichzeitig auch ein Maß für seine Energie ist. Einstein zeigte also, dass jedes Teilchen eine »Ruhe-Energie« zusätzlich zu seiner kinetischen und potentiellen Energie hat. Dementsprechend dürfen masselose Teilchen auch keine Ruheenergie besitzen. Einstein hatte so die berühmte Formel E = mc² aus der Speziellen Relativitätstheorie abgeleitet, die in dieser Form für Materie in Ruhe gilt. »E« steht für die interne Energie eines ruhenden Körpers, die dem Produkt der Ruhe-Masse »m« mal der Lichtgeschwindigkeit im Vakuum »c« zum Quadrat entspricht. Die Lichtgeschwindigkeit ist hierbei aber lediglich ein Faktor, um die physikalische Einheit einer Masse mit der einer Energie in Einklang zu bringen. Die relativistische Form sieht ein wenig komplizierter aus, da dann die relativistischen Massen und Energien berücksichtigt werden müssen.

Schon lange vorher hatte Max Planck vorhergesagt, dass ein gebundenes System weniger Masse als die Summe seiner Einzelteile haben würde, nachdem die Bindungsenergie abgegeben worden sei. Planck dachte dabei wahrscheinlich an chemische Reaktionen, bei denen aber die Bindungsenergie zu niedrig ist, um gemessen werden zu können. Chemische Reaktionen waren zu dieser Zeit oft Vorbild für die noch weniger bekannten physikalischen Prozesse. Einstein schlug dann vor, dass radioaktives Material wie z.B. Radium eventuell einen Test seiner Theorie ermöglichen könnte. Aber auch Radium strahlte nicht genügend stark für ein erfolgreiches Experiment. So gab es um 1905 noch keinerlei Möglichkeiten, Einsteins Aussage experimentell zu bestätigen. Erst mit der Entdeckung des Antiteilchens Positron konnte 1932 gezeigt werden, dass die gesamte Masse eines Materie-Antimaterie-Paares komplett in Energie umgewandelt werden kann. Die Erkenntnis der Äquivalenz von Masse und Energie hatte auch eine fundamentale Bedeutung für die Frage, warum die Sterne leuchten.

Der Däne Niels Bohr führte 1913 ein neues, ausgeklügeltes Modell zur Beschreibung des Atoms und dessen Struktur ein. Das war der nächste wichtige Schritt, um der Natur der Atome auf die Spur zu kommen, wusste man doch seit Einsteins Arbeiten von 1905 endlich, dass es Atome auch tatsächlich gab. Nach der Aufstellung der Quantentheorie des Lichts wollte Bohr vor allem das Wasserstoffatom und seine Eigenschaften verstehen. So entwickelte er ein Modell für das einfachste aller Atome, welches er später für schwerere Atome zu einem Schalen-Modell erweiterte. Dazu hatte er das um 1911 von dem englischen Physiker Ernest Rutherford vorgeschlagene Atommodell mit dem Konzept der Lichtquanten von Planck zusammengeführt. Rutherford hatte als Erster angenommen, dass ein Atom aus einem positiv geladenen Kern besteht, das von einer entsprechenden Anzahl negativ geladener Elektronen umkreist wird, um nach außen elektrisch neutral zu erscheinen. Das Elektron und seine negative Ladung waren nämlich schon seit 1897 bekannt. Allerdings führte die klassische Beschreiburg Rutherfords letztendlich zu instabilen Atomen.

Das neue Atommodell, oft auch Rutherford-Bohr-Modell genannt, beschreibt heute noch, wenn auch in vereinfachter Weise, Atome mit nur einem Elektron wie z.B. Wasserstoff. Der Erfolg lag darin, dass die seit einiger Zeit bekannten experimentellen Ergebnisse die Rydberg-Formel zur Beschreibung der Wellenlängen von Wasserstofflinien in Spektren endlich theoretisch erklären konnten. Bohrs Vorschlag war, dass negativ geladene Elektronen den positiv geladenen Atomkern wie die Planeten die Sonne umkreisen würden. Allerdings würde dabei nicht die Gravitation das System zusammenhalten, sondern die elektrostatische Kraft. Eine solche Atomkonfiguration ist in Abbildung 2.2 dargestellt. Zum ersten Mal konnte eine ganze Reihe von schon bekannten Eigenschaften von Atomen durch ein recht umfassendes Modell erklärt werden. Daraus konnte man für schwerere Atome folgern, dass aufgrund der größeren positiven Kernladung auch mehr Elektronen vorhanden sein müssten, um das Atom elektrisch neutral zu halten. Bohrs neuartige Idee war, dass jede Schale nur eine bestimmte Anzahl von Elektronen aufnehmen könne. Wenn eine Schale mit Elektronen voll wäre, müsste eine weitere Schale besetzt werden. Daraus entwickelte sich das Schalenmodell, welches viele Eigenschaften der Elemente des Periodensystems erklärte wie z.B. die zunehmende Größe der Atome von links nach rechts im Periodensystem oder die chemische Trägheit der Edelgase mit ihren komplett gefüllten äußeren Schalen. Die Anzahl der Elektronen in den äußeren Schalen der Atome sagte jetzt etwas über die spektralen und chemischen Eigenschaften des jeweiligen Elements aus.