Absorptionsspektren Physik?

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1 Antwort

Hallo Allarounder,

zunächst einmal: Das Spektrum eines Sterns besteht aus 2 Anteilen - dem Kontinuum und den Spektrallinien.

Das Kontinuum oder der kontinuierliche Anteil des Sternspektrums ist die thermische Strahlung des Sterns, die in sehr guter Näherung durch die Formel von Planck beschrieben wird, die er für die Strahlung schwarzer Körper aufgestellt hat.

Nun ist es immer ein bissi witzig, dass gerade Sterne, die die einzigen leuchtenden Objekte am Nachthimmel sind, durch die Formel für "schwarze Körper" beschrieben werden. Das liegt daran, dass die Formel immer gilt, wenn die thermische Strahlung eines Körpers praktisch ganz durch Emission - also Abstrahlung - bestimmt wird und die Absorption keine Rolle spielt. Und das gilt natürlich für Sterne: Die absorbieren kein Licht anderer Lichtquellen, sondern strahlen selber ab.

Also: Jeder Stern hat eine kontinuierliche Strahlung, die der Planckformel folgt. Der Verlauf des Kontinuums ist temperaturabhängig, weil es sich ja um eine thermische Abstrahlung handelt. Hier ein Bild:

https://de.wikipedia.org/wiki/Plancksches_Strahlungsgesetz#/media/File:BlackbodySpectrum_lin_150dpi_de.png

Du kannst Dir das an Eisen vorstellen: Wenn es sehr heiß ist, sehen wir es weiß glühend. Kühlt es ab, leuchtet es nur noch rötlich - die blauen, kurzwelligen Anteile im Kontinuum fehlen, weil die Strahlung des abkühlenden Eisens insgesamt weniger energiereich ist - das Maximum der Abstrahlung liegt bei längeren Wellenlängen.

Kühlt das Eisen noch mehr aus, leuchtet es für unsere Augen nicht mehr, weil das Maximum der Abstrahlung zu noch längeren Wellenlängen ins IR oder noch weiter zur "Wärmestrahlung" hin verschoben ist. Auch Du und ich strahlen im langwelligen Bereich der Wärmestrahlung nach der Planckformel ständig Energie ab. Eine Wärmekamera kann das sichtbar machen. Bestimt kennst Du die bunten Bilder.

Das Wien'sche Verschiebungsgesetz folgt aus der Planck-Formel und beschreibt, wie die Lage des Maximums des Kontinuums von der Temperatur abhängt. (Hier nachzulesen: http://www.physik.tu-berlin.de/institute/IFFP/moses/Subsites/themenseiten/blackbody/bb_index.html)

Deswegen kann man aus dem Kontinuum des Sterns seine Oberflächentemperatur bestimmen.

So. Jetzt zum zweiten Teil des Sternspektrums: Die Absorptionslinien.

Die entstehen in der Sternatmosphäre, durch die das Licht aus den tieferen Schichten des Sterns durch muss. Die darin enthaltenen Ionen und Atome absorbieren einzelne, für sie charakteristische Wellenlängen und strahlen dieses Licht in alle Richtungen ab. Es kommt bei diesen Wellenlängen deswegen weniger bei uns an - es intstehen die typischen schwarzen Fraunhofer-Linien im Spektrum.

Zunächst einmal kann man hier etwas über die Temperatur ablesen, wenn man sich anschaut, welche Linien überhaupt da sind: Manche Übergänge von Elementen werden nur angeregt, wenn ein Stern heiß genug ist. Anderseits wird man Linien von nicht ionisierten Atomen oder gar Molekülen nur sehen, wenn der Stern kühl genug ist, denn sonst würden diese Bindungen thermisch aufgebrochen sein. Das führt dann auf die sogenannte Spektralklasse. (Siehe Link unten)

Wenn man außerdem das Licht des Sterns über die Wellenlängen aufträgt, dann sind diese Linien nicht beliebig scharf, sondern kleine Trichter. Die Form dieser Trichter (also, ob man eher einen Eimer mit flachem Boden oder einen spitzen Trichter hat), ist ebenfalls von den Temperatur- und Druckverhältnissen in der Atmosphäre des Sternes abhängig.

Die Form der Spektrallinien verrät uns also etwas darüber, wie sich Temperatur und Druck mit zunehmender Tiefe in der Atmosphäre des Sternes verändern. Man berechnet hierfür phyikalisch sinnvolle Druck- und Temperaturschichtungen im Modell entlang des Lichtweges (nicht lineare Integralgleichungen) und vergleicht die berechneten Modelle mit den gemessenen Linienformen.
(Hier sieht man zum Beispiel, wie so ein Trog für H-beta aussieht: http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/spektrum.html)

Auch aus dem Linienspektrum bekommt man deshalb Informationen über die Temperatur des Sternes und den Verlauf innerhalb der Atmosphäre.

Alles klar? :-)

Grüße

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