Intensität von Absorptionslinien

Sternspektren sehen unterschiedlich aus, d.h. es gibt unterschiedliche Linien in unterschiedlicher Stärke bei verschiedenen Sternen.

Deshalb klassifizierte man die Spektren nach Ähnlichkeit und führte die Klassen A, B, C, D,....ein.

Dann wurden Sondertypen als solche erkannt und ausgeschlossen.

Schließlich entdeckte man, dass das unterschiedliche Aussehen der Spektren durch die Photosphärentemperaturen der Sterne bestimmt ist.

Das möchte ich jetzt erklären:

Ursprünglich sah man, dass die Spektrallinien von Wasserstoff nur in der Klasse A sehr deutlich sind. Bedeutet dass, das nur diese Sterne Wasserstoff enthalten?

Wir wissen heute, dass alle Sterne (bis auf die Weißen Zwerge) etwa ähnlich viel Wasserstoff enthalten (etwa 72%).

Wenn die Spektrallinien von Wasserstoff schwach sind, liegt es nicht daran, dass zu wenig Wasserstoff da ist, sondern dass die Bedingungen für das Entstehen der Wasserstofflinien schlechter sind.

Als man erkannte, dass die Temperatur das Aussehen der Spektren bestimmt, ordnete man die Spektralklassen nach absteigender Photosphärentemperatur um:

O   B   A    F    G    K    M   (Sonderklassen  R      N    S)  

Merkspruch: 

Oh bei allen Fixsternen gibts kennzeichnende Merkmale!

Oh be a fine girl, kiss me  (Right Now! Smash!)

R- und N-Sterne haben starke Kohlenstoffverbindungen wie CN, CO, C2, S-Sterne haben Molekülbanden von ZrO, YO, LaO u.a.

Die folgende Darstellung beschreibt einige physikalische Merkmale

 

 O               B            A         F      G               K                 M

30 000 K              10 000 K            5000 K                        3000 K

bläulich                 weiß                gelb                            rot

 ionisierte Atome              neutrale Atome                        Moleküle

Die Wasserstoffabsorptionslinien entstehen wohl besodners gut bei Temperaturen um 10 000 K. Ist eine Photosphäre zu heiß oder zu kühl, kann Wasserstoff nicht gut absorbieren und seine Linien in den Spektren werden schwächer.

Warum das so ist, klären wir im nächsten Post dieser Reihe.

Das Bild zeigt typische Sternspektren. Die stärksten Linien des Wasserstoffs sind mit H markiert.

 

 Nun  möchte ich erklären, wieso die Wasserstofflinien bei Sternen der Klasse A besonders intensiv sind, dagegen bei heißeren und bei kühleren Sternen schwächer sind.

Dazu müssen wir wissen, dass wir im sichtbaren Licht nur die sog. Balmerlinien von Wasserstoff sehen.

Dies sind Spektrallinien, die durch Sprünge des Elektrons ab der zweiten Bahn (Absorption) oder auf die zweite Bahn (Emission) entstehen.

Die berühmteste ist Hα durch Wechsel zwischen Bahn 2 und 3.

Spektrallinien entstehen ja durch Quantensprünge der Elektronen im Inneren der Atome, vereinfacht gesagt, wenn sie die Bahn um den Atomkern wechseln.

Damit das eine Elektron des Wasserstoffatoms im sichtbaren Licht absorbieren kann, muss es auf der zweiten Bahn sein (man sagt im Zustand n = 2 sein). Das aber erfordert Energie, die es durch Stöße der Atome untereinander bekommt, denn üblicherweise sind die Elektronen im kleinst möglichen Energiezustand, also bei Wasserstoff im Zustand n = 1.

 

 Das Bild zeigt das Schema für Emissionslinien des Wasserstoffs.
 

Wasserstofflinien in Emission, University of Tennessee

Sollten sie durch einen Stoß auf n=2 kommen, gehen sie innerhalb einer Millionstel Sekunde wieder zurück auf n =1. Die Differenzenergie geben sie als UV-Strahlung ab, wir sehen sie also im sichtbaren Licht nicht.

Ist die Temperatur der Photosphäre zu niedrig, so reicht die bei Stößen übertragene Energie nicht aus, die Elektronen von n=1 auf n=2 zu bekommen. Die meisten Wasserstoffatome können im sichtbaren Licht nicht absorbieren.

Das ist der Grund, warum die Absorptionslinien des Wasserstoffs bei kühlen Sterne  schwach sind.

Je höher die Temperatur, desto größer der Anteil der Atome, die im Moment bei n= 2 sind.

Ist die Temperatur zu hoch, so gehen die Elektronen nicht auf n=2 sondern auf n =3. Damit können sie auch kein sichtbares Licht mehr absorbieren. Von n= 3 aus geht es nur mit IR-Strahlung.

Das ist der Grund, warum bei heißen Sternen die Wasserstofflinien schwächer werden, weil eben immer mehr Elektronen auf n = 3 statt n = 2 sind.

Bei einer Temperatur der Klasse A von 10 000 K liegt eine Optimierung vor:

Es sind ausreichend Elektronen schon auf n = 2 aber noch nicht zu viele auf n=3...die Wasserstofflinien sind am intensivsten.

Daran sehen wir, dass die Stärke der Spektrallinien nicht nur von der Elementhäufigkeit abhängt (natürlich gäbe es keine Linien, wenn kein  Wasserstoff vorhanden ist..) ,sondern sehr stark von den physikalischen Bedingungen im Stern.