Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 38
durch ein hoch energetisches Photon (Photoionisation), durch Erhitzung (Thermische Ionisation)
oder Kollision mit externen Elektronen oder Ionen (Stossionisation) geschehen.
Bei der Rekombination fängt ein ionisiertes Atom ein freies Elektron aus der Umgebung und
wird dadurch wieder „neutral“.
9.2 Balmerserie
Eine Gruppe von Elektronenübergängen, zwischen einem fixen Energieniveau
und allen darüber liegenden Ebenen, wird Serie genannt. Für
Amateure ist vorwiegend die Balmerserie (rote Pfeilgruppe) wichtig,
weil nur ihre Spektrallinien im sichtbaren Bereich des Spektrums liegen.
Sie enthält die bekannten H- Linien und umfasst alle Elektronenübergänge,
welche vom zweitniedrigsten Energieniveau nach
oben abgehen (Absorption) oder von oben herkommend hier enden
(Emission). Die Balmerserie wurde vom Schweizer Mathematiker und
Architekten (!) Johann Jakob Balmer (1825–1898) entdeckt und beschrieben.
Die Linien der benachbarten Paschen-Serie liegen im infraroten-,
diejenigen der Lyman-Serie im ultravioletten Bereich.
Dies klingt alles recht theoretisch, hat aber hohe praktische Relevanz und kann selbst mit
einfachsten, spaltlosen Spektrografen quasi „sichtbar“ gemacht werden! Dazu wird am einfachsten
das klassische Anfängerobjekt, d.h. ein Sternspektrum der Klasse A (Kap. 13.4)
aufgenommen. Am besten eignen sich Sirius (A1) oder Wega (A0). Diese Sterne haben eine
Oberflächentemperatur von ca. 10‘000 K, welche die Balmerserie im Spektrum am deutlichsten
zur Geltung bringt. Der Grund dafür: Infolge thermischer Anregung erreicht bei dieser
Temperatur der Elektronenanteil, der sich bereits auf dem erhöhten Ausgangsniveau
der Balmerserie aufhält, das Maximum. Bei noch weiter steigenden Temperaturen
nimmt dieser Anteil auf wieder ab, weil er sich auf noch höhere Niveaus verlagert
(Paschen Serie) und schliesslich gar völlig freigesetzt wird, d.h. Ionisation der H- Atome).
In der Grafik sind in einem Ausschnitt des Sirius Spektrums sechs der H- Balmerlinien zu
sehen, beschriftet mit den verantwortlichen Elektronenübergängen. Diese Absorptionslinien
werden fortlaufend mit griechischen Kleinbuchstaben bezeichnet, beginnend bei Hα
im roten Bereich des Spektrums, welche durch den niedrigsten Übergang erzeugt
wird. Ab Hε wird häufig auch die betreffende Niveaunummer verwendet, z.B. Hζ = H8. Hier
ist schön zu sehen, wie die Linienabstände gegen den Blaubereich immer enger werden –
ein direktes Abbild für die immer geringer werdenden Energiemengen, welche zur Erreichung
des nächst höheren Niveaus notwendig sind – nach meinem Empfinden das wohl
ästhetischste, was die Spektroskopie optisch zu bieten hat!
n2 – n8
n2 – n7
n2 – n6
Hζ Hε Hδ
n2 – n5
Hγ
Verantwortliche Elektronenübergänge
n2 – n4
Hβ
Linienbezeichnung
n2 – n3
Hα