Christian Netzel - astrospectroscopy.de
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Absorptionslinien Absorptionsspektrum der Sonne Emissionsspektrum Labor Sonnenspektrum in einem Echellespektrographen Erstellt von Martin Huwiler Inhaltsverzeichnis • Geschichte • Wechselwirkung Licht – Materie Streuung Absorption, Emission, Einsteinkoeffizienten • Thermische Gleichgewichte • Literatur Geschichte • • • • • • • • 1802 William Wollaston entdeckt Spektrallinien zum ersten Mal 1814 Joseph Fraunhofer entdeckt sie wieder und erforscht sie ab 1859 Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Kirchoff erkennen, daß mittels Spektren die chemischen Elemente identifiziert werden können 1866 Angelo Secchi erarbeitet eine Klassifizierung der Sterne ab 1885 Harvard Klassifizierung 1908, 1913 Hertzsprung-Russel Diagramm 1916 Einsteinkoeffizienten Ab 1925 physikalische Erklärung durch Quantenmechanik Vereinfachtes Sonnenmodell • Querschnitt, stark vereinfacht heiß, thermisches Gleichgewicht kühler ca 5700 K kein thermisches Gleichgewicht, aber stationärer Zustand Wir nehmen den Zustand des blauen Bereichs als gegeben an. Frage: Was geschieht mit den Photonen, die aus dem blauen Bereich in den roten eindringen? Vereinfachtes Sonnenmodell Plancksches Strahlungsgesetz Kontinuum • Kontinuum der Sonne aus David F. Gray, Stellar Photospheres Thomson und Rayleigh Streuung Thomson-Streuung: Niederenergetische Photonen (große Wellenlänge) mit freien langsamen (niederenergetischen) Elektronen Elastische Streuung, d. h. Wellenlänge ändert sich nicht Wirkungsquerschnitt unabhängig von der Frequenz Rayleigh-Streuung: Niederenergetische Photonen mit gebundenen Elektronen, also Atomen oder Molekülen Elastische Streuung, d. h. Wellenlänge ändert sich nicht Aber Wirkungsquerschnitt abhängig von der Frequenz ~ ν4 Bei beiden Winkelabhängikeit ~ 1 + cos2 φ d. h. Vorwärts- wie Rückwärtsstreuung gleich stark Ein Teil der Strahlung wird also wieder in das Sterninnere zurückgeschickt Durch beide Streuungsarten wird das allgemeine Strahlungsfeld, Kontinuum genannt, abgeschwächt, aber keine Absorptionslinien erzeugt. Absorption, Emission, Einsteinkoeffizienten h*ν = E2 – E1 E1 E2 B12 Absorption h*ν A21 Spontane Emission h*ν h*ν h*ν B21 dN1 N1 * B12 * J N 2 B21 * J N 2 A21 dt Jedes eingefangene Photon wird also irgendwann wieder neu erzeugt. Wie können dann Absorptionslinien entstehen? stimulierte Emission Absorption, Emission, Einsteinkoeffizienten (Forts.) Kollision Atom – Atom oder Atom – Elektron, in kühleren Sternen auch Moleküle C12 Anregung durch Stoß C21 A21 2h 2 B21 c h*ν Emission B12 g 2 B21 g1 A21 2h B21 c2 C12 g 2 E21 e C21 g1 kT Diese Formeln gelten ohne lokales thermodynamisches Gleichgewicht, letztere nur solange Maxwell-Verteilung herrscht. Absorption, Emission, Einsteinkoeffizienten (Forts.) Beispiel: Hα =656,2 nm 3,000E-01 C12/C21 2,500E-01 2,000E-01 1,500E-01 Reihe2 1,000E-01 5,000E-02 0,000E+00 00 500 000 500 000 500 000 500 000 500 000 0 5 5 6 6 7 7 8 8 9 9 10 T Entstehung der Linien durch Zusammenstöße • • • • Wirkliche Absorption in einem engen Spektralbereich kann nur durch Kollision entstehen. Die dadurch verbrauchte Energie wird in Wärme umgewandelt Die Photosphäre wird dadurch um 200 K erwärmt Lokales thermisches Gleichgewicht: Bei weiteren Zusammenstößen zwischen Atomen bzw. Elektronen können natürlich wieder Atome angeregt werden. An der Verteilung der Strahlungsenergie über die einzelnen Wellenlängen ändert sich nichts • Kein lokales thermisches Gleichgewicht: Bei weiteren Zusammenstößen zwischen Atomen bzw. Elektronen können natürlich wieder Atome angeregt werden. Jedoch werden dabei auch andere Energieniveaus besetzt, sodaß sich beim Zerfall die Strahlung auf das Kontinuum verteilt. Es findet also eine temperaturabhängige Umverteilung des Energiniveaus auf andere Wellenlängen statt, die das Kontinuum erhöht. Entstehung der Linien durch Zusammenstöße • Querschnitt, stark vereinfacht Thermisches Gleichgewicht Kein thermisches Gleichgewicht C12 g 2 E21 e C21 g1 kT Entstehung der Linien durch Zusammenstöße • • • Was geschieht am Sonnenrand? Das bisher gesagte gilt für die randfernen Bereiche der Sonne. Die dort entstehende Strahlung kann wegen der geringen Dichte ungehindert ohne Kollisionen entweichen. Daher haben wir statt der Absorptions- Emisionslinien! Thermisches Gleichgewicht Kein thermisches Gleichgewicht Parameter der Photosphäre • Aus Michael Stix, The Sun Weiteres Beispiel: ε Aur Weiteres Beispiel: ε Aur Aus D. Emerson, Interpreting astronomical spectra Literatur [1] R. J. Rutten, Radiative Transfer in Stellar Atmospheres, http://www.astro.uu.nl/~rutten/Lecture_notes.html [2] D. Mihalas and B. Weibel-Mihalas, Foundations of Radiation Hydrodynamics [3] F. H. Shu, The Physics of Astrophysics, Vol. I Radiation [4] D. Emerson, Interpreting astronomical Spectra
