Grundlagen der elementanalytischen Sternspektroskopie - FG ...

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die Wahrscheinlichkeit einer Ionisation. Umso höher die Energie des Photons ist, desto
weniger wird es zur Ionisation genutzt. Zu kurzen Wellenlängen hin flacht sich die
Einsenkung der Intensität des Spektrums wieder ab und verschwindet schließlich ganz. Dies
ist in der Grafik nicht mehr zu sehen, jedoch können wir den sogenannten Balmersprung
beobachten, eben diese Einsenkung, die wir gerade beschrieben haben. Den Effekt, dass das
Spektrum nicht überall dem Verlauf der Planck Kurve folgt, sondern durch Kontinua
unterbrochen ist, kann man an allen Seriengrenzen beobachten, jedoch ist der Balmersprung
in mittelheißen Sternen besonders deutlich ausgeprägt, da sich bei ca. 10000 Kelvin das
Maximum der Wasserstoffatome in angeregtem Zustand befindet. Ein Stern mit solcher
Oberflächentemperatur ist bspw. der Stern Sirus im Sternbild Großer Hund, der uns vor allem
in den Wintermonaten als hellster Stern am Himmel im Süden auffällt. Sein Spektrum zeigt
den Balmersprung besonders deutlich.
Abbildung 4.2.1.1: Spektrum von Sirius mit den starken Balmerlinien 1 Å = 10 nm
Einheit [Å] – Angström, nach Anders Jonas Ångström, einem schwedischen Astronom benannt.
4.2.2 Linienbreite
Die Breite von Spektrallinien lässt sich auf mehrere Ursachen zurückführen. Zunächst einmal
sind Übergänge aufgrund der Heisenbergschen Unschärferelation einer gewissen
Grundunschärfe unterworfen. Abgesehen davon kann durch Stöße zwischen den Gasteilchen
der Energiezustand verschmiert werden, da Impulsübertragung stattfindet. Dies hängt direkt
mit dem Druck zusammen, denn je dichter das Gas ist, desto mehr Stöße können erfolgen. Die
nächsthäufigste Ursache breiter Spektrallinien stellt neben der Druckverbreiterung der
Dopplereffekt dar. Die Teilchen in der Sternatmosphäre sind ständig in Bewegung. Je
nachdem wie sich ein Teilchen relativ zu uns bewegt, tritt eine Rot-, bzw. Blauverschiebung
auf. Die Verbreiterung der Linie errechnet sich aufgrund ihrer Abhängigkeit von der
Teilchengeschwindigkeit nach folgender Formel: