Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 41 Zur Umrechnung der Wellenlänge [Å] in Energie [eV] und umgekehrt gibt’s einfache und taschenrechnertaugliche Formeln: 10.3 Die Photonenenergie der Balmerserie Mit Formel lassen sich nun zu den Wasserstofflinien des Sirius Spektrums, mit ihren bekannten Wellenlängen , die entsprechenden Werte der Photonenenergie errechnen: 3889 Å 3970 Å 4102 Å Hε Hδ Hζ 4340 Å Hγ 4861 Å Hβ In professionellen Publikationen sieht man, vorwiegend im UV Bereich, auch Spektren, welche statt in Wellenlängen in Photonenenergien [eV] kalibriert sind. Am linken Rand ist die sog. Balmerkante oder Balmersprung rot eingetragen. Hier endet die Balmerserie mit ihrer kurzwelligsten Linie bei 3647 Å und das Kontinuum erleidet einen dramatischen Intensitätsabfall. Dieser erfolgt, weil hier die Absorptionslinien immer näher zusammenrücken und so auf Photonen mit diesen Wellenlängen wie eine Barriere wirken (siehe Kap 10.4). Der Wert einer Absorptionslinie entspricht der Energiedifferenz des ursächlichen Elektronenübergangs zwischen Ausgangs- und Anregungsniveau und damit auch den Pfeillängen im folgenden Orbital- Energieschema. So entspricht in der oberen Grafik z.B. 2.55eV dem Übergang oder Hβ. Dieser Zusammenhang ermöglicht es nun, für das Wasserstoffatom die Energieniveaus der H- Balmerserie zu berechnen. Energieniveau E [eV] Balmer kante 3.40 eV 3647 Å n2 – Balmerkante 0 -0.54 -0.85 -1.51 -3.40 -13.6 n2 – n8 n2 – n7 n2 – n6 3.19 eV 3.12 eV 3.02 eV Lyman (Ultraviolett) n2 – n5 2.86 eV Hα Hβ Hγ Hδ Hε Balmer (sichtbar) n2 – n4 2.55 eV Paschen (Infrarot) n = ∞ n = 6 n = 5 n = 4 n = 3 n = 2 n = 1 Anregungsniveau n2 – n3 6563 Å 1.89 eV Hα Elektronen übergang Wellenlänge [Å] Photonenenergie Ep [eV]
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 42 Da definitionsgemäss auf dem Niveau die Energie gesetzt werden muss, verschiebt sich der - Wert der Balmerkante (3.40 eV), nun mit negativem Vorzeichen, auf das Ausgangsniveau der Balmerserie . Dieser Betrag entspricht ja auch der Energiedifferenz zwischen dem Ausgangsniveau und der Balmerkante, sowie der minimal benötigten Energie, um das H-Atom ab dem Ausgangsniveau zu ionisieren. Für die Berechnung der dazwischen liegenden Energieniveaus müssen nun von 3.40 eV die Werte der entsprechenden Niveaudifferenzen subtrahiert werden. So muss z.B. für das Niveau der –Wert von Hα abgezogen werden: 3.40 eV – 1.89 eV = 1.51 eV. Die Werte der Energieniveaus tragen im Schalenbereich definitionsgemäss negative Vorzeichen. 10.4 Balmer- Paschen- und Bracketkontinuum Heisse Sterne, mit Strahlungsschwerpunkt im UV-Bereich, zeigen in Richtung zu kürzeren Wellenlängen einen steilen Kontinuumsanstieg. Dieser wird, wie oben bereits gezeigt, bei 3646 Å durch den Balmersprung abrupt beendet. Nach dem dramatischen Intensitätsabfall steigt das Kontinuum im UV Bereich wieder an, bis bei 912 Å die Ionisationsgrenze von Wasserstoff erreicht ist (auch Lyman-Grenze genannt). Die folgende Grafik zeigt den Balmersprung an einem synthetischen A0 I Profil aus der Vspec Datenbank. Ein vergleichbarer Vorgang ereignet sich an der Grenze zum Infrarotbereich bei 8207 Å, dem sog. Paschen Sprung. Etwas verwirrend ist die Bezeichnung der dazwischen liegenden Kontinuumsabschnitte, welche immer den Namen des vorhergehenden Sprungs oder Serie tragen. Die Balmerserie liegt daher im sog. Paschenkontinuum. Nach dem Balmersprung beginnt im UV Bereich das Balmerkontinuum mit der Lymanserie . Die Paschenserie im Infrarotbereich , liegt folglich auf dem Bracketkontinuum. Der dramatische Einfluss der Wasserstoffabsorption auf den Kontinuumsverlauf erklärt sich durch das extrem hohe Vorkommen dieses Elementes in den meisten stellaren Photosphären. I Paschensprung 8207 Å λ [Å]
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