Grundlagen der elementanalytischen Sternspektroskopie - FG ...

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Da sich Sterne, wie oben erwähnt, in Näherung wie Schwarze Strahler verhalten, lässt sich
über ihr Intensitätsmaximum ihre tatsächliche Oberflächentemperatur (Photosphäre)
bestimmen. Abbildung 3.1.3 zeigt die Planck-Kurven der Temperatur 3000, 5000 und 7000
mit ihren dazugehörigen Spektren.
Abbildung 3.1.3: Planck-Kurven im „sichtbaren“ Wellenlängenbereich von 400-775nm und die
dazugehörigen Spektren
Gut zu sehen ist die temperaturabhängige Verschiebung des Intensitätsmaximums, welches
für die unterschiedlichen Sternfarben verantwortlich ist. Sterne, die am Himmel blau
erscheinen, sind folglich wesentlich heißer als solche, die rötlich strahlen. Diese
Temperaturunterschiede reichen von blauen Überriesen mit bis zu 30000K zu den kühlen
roten Riesen mit nur noch 2600K.
3.2 Allgemeines zu Emission und Absorption
Sternspektren sind nicht gleichförmig, sondern weisen eine große Anzahl von dunklen und
hellen Linien auf, die durch die Anregung von Elektronen in Atomen verursacht werden.
Zugunsten der Anschaulichkeit werden wir uns auf das Wasserstoffatom und die Anregung
seines Valenzelektrons beschränken.
Ein Schwarzer Strahler emittiert Licht aller Wellenlängen, einschließlich derer, die man aus
der Schule vom Spektrum des Wasserstoffs kennt. Wenn nun ein Elektron des Wasserstoffs
im Grundzustand von einem γ-Quant der Energie hcλ -1 getroffen wird und die Wellenlänge
des γ-Quants mit der einer Emissionslinie des Wasserstoffs übereinstimmt, wird das Elektron
die Energie aufnehmen und in eine höhere Schale angehoben. Nach ca. 10 -8 sec fällt das
Elektron wieder in eine niedrigere Schale zurück, sofern es nicht erneut angeregt wird und
gibt dabei seine absorbierte Energie in Form der selben Strahlung wieder ab.