Grundlagen der elementanalytischen Sternspektroskopie - FG ...

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Grotrian Diagramm sehen, recht weit auseinander liegt. Mit gehobenen Amateur-
spektrographen lässt sich diese Linie bereits optisch trennen. Bei meinen durchgeführten
Messungen stand jedoch die Spektralklassifikation im Vordergrund und nicht die Trennung so
feiner Übergänge. Wie man im Grotrian Diagramm sieht, erzeugt der Übergang von S1/2 - P3/2
eine leicht kürzere Wellenlänge. Wenn der Elektronenspin aber antiparallel ist, sodass der
Übergang S1/2 - P1/2 stattfindet, ist die Energie etwas niedriger. Das sieht man auch wenn man j
in Formel 4.1.4.2 einsetzt. Man erhält zwar falsche Werte, da die Formel so nur für
Wasserstoff anwendbar ist, jedoch funktioniert das Prinzip. Antiparalleler Spin wirkt also
energiemindernd bei der Feinstrukturaufspaltung.
4.1.6 Das Nebulium und die „verbotenen“ Linien
Bei der 21cm Linie hatten wir bereits kurz Emissionsnebel angesprochen. Dies sind Wolken
aus Wasserstoff und Spuren anderer Elemente, in denen Sterne entstehen. Junge heiße Sterne
strahlen, das wissen wir, energiereiche UV-Strahlung ab. Mit Hilfe dieser UV-Strahlung kann
nun zum Beispiel der sie umgebende Wasserstoff ionisiert werden. Bei der Rekombination,
dem Einfangen von Elektronen, kehren die Teilchen nicht wieder sofort in den Grundzustand
zurück, sondern durchlaufen eine Kaskade von Emissionsprozessen, während sie sich dem
Grundzustand nähern. Durch die Rekombination wird Licht im sichtbaren Spektrum frei.
Daher leuchten Emissionsnebel. Besonders markant ist dabei die Hα Emissionslinie, die den
Gaswolken aus ionisiertem Wasserstoff ihre charakteristische rötliche Färbung gibt. Der
bekannteste Emissionnebel dürfte wohl der Große Orionnebel (Messier 42) sein.
Abbildung 4.1.6.1: Großer und kleiner Orionnebel, M42, 43