Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 43
11 Ionisierungsstufe und Ionisierungsgrad
11.1 Die Lymangrenze beim Wasserstoff
Im zweiten Diagramm von Kap. 10.3 beträgt die Energie für das unterste Ausgangsniveau
, der Lyman- Serie, . Umgerechnet mit Formel {10} ergibt dies die bekannte
Lyman-Grenze oder Lyman-Kante im UV Bereich, mit der Wellenlänge .
Sie entspricht funktionell der „Balmerkante“ bei der Balmerserie (Kap. 10.4). Dieser Wert
ist für die Astrophysik sehr wichtig, da er auch die erforderliche Minimalenergie definiert,
um das H-Atom ab seinem Grundzustand zu ionisieren. Dies ist nämlich erst bei extrem
heissen Sternen der frühen B- und der gesamten O- Klasse möglich, d.h. ab ca.
25‘000K [3]. Die sehr hohe UV Strahlung solcher Sterne kann dadurch die Wasserstoffwolken
der Umgebung ionisieren und durch die nachfolgende Rekombination zum Leuchten
anregen (H II Regionen, z.B. M42, Orion Nebel, Kap. 22).
11.2 Ionisierungsstufe und Ionisierungsgrad
Die Ionisierungsstufe entspricht der Anzahl Elektronen, welche ein Atom abgegeben hat.
Dieser darf nicht verwechselt werden mit dem Ionisierungsgrad in der Plasmaphysik, welcher
den Anteil der Gasatome angibt, die bei einer bestimmten Temperatur durch Ionisation
Elektronen abgegeben haben (Bestimmung mit der Saha Gleichung).
11.3 Astrophysikalische Notationsform für die Ionisierungsstufe
Leider hat die Astrophysik für ionisierte Atome nicht die chemische Notationsform übernommen,
sondern verwendet eine eigene Variante, welche wohl viele Anfänger (so auch
mich) zuerst mal in die Irre geführt hat! Ich habe schon hochgebildete Amateure, deren
chemische Kenntnisse vielleicht etwas verblasst waren, bei Diskussionen über H II Regionen
von doppelt ionisiertem Wasserstoff sprechen hören. Da Wasserstoffatome jedoch nur
ein Elektron besitzen, können sie maximal auch nur einfach ionisiert sein – es wird demnach
nie H III Regionen geben können.
Das nicht ionisierte, neutrale Wasserstoffatom beschreiben Chemiker mit H, das ionisierte
mit H + , was klar und unmissverständlich ist. Astrophysiker benennen hingegen bereits den
neutralen Wasserstoff mit einer zugesetzten römischen Ziffer als H I und den ionisierten
dann mit H II. Das zweifach ionisierte Kalzium wird durch Chemiker mit Ca ++ bezeichnet,
für Astrophysiker entspricht dies Ca III. Si IV ist z.B. dreifach ionisiertes Silizium Si +++ . Das
System funktioniert also nach dem „(n–1) Prinzip“, d.h. astrophysikalisch ist die Ionisierungsstufe
eines Atoms immer um 1 niedriger als die römische Zusatzziffer. Eine hohe Ionisierungsstufe
bei Atomen bedeutet für Astrophysiker zwangsläufig, dass in diesem Prozess
sehr hohe Temperaturen im Spiel sein müssen.