Entstehung von Spektrallinien

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3 Sternspektren und Sternatmosphären
Beobachtungsfrequenz bei τ ν
≈ 1 liegt. Im Fall des Kontinuums ist κ ν
sehr klein,
weshalb man besonders tief und damit in eine besonders heiße Atmosphärenschicht
hineinsehen kann. Deren Spektrum entspricht näherungsweise dem der
Planck-Funktion B ν
(T cont
). Befinden sich dagegen in Blickrichtung in der Gassäule
Atome, die in der Lage sind, Licht der Beobachtungsfrequenz ν zu absorbieren,
dann wird der Wert τ ν
≈ 1 bereits in einer entsprechend geringeren und damit kühleren
Atmosphärenschicht erreicht. Die Planck-Funktion B ν
(T line
) ist aufgrund
der geringeren Temperatur an dieser Stelle flacher, weshalb sich auch ein Intensitätseinbruch
(d. h. eine Fraunhofer‘sche Linie) im Kontinuum bei der Frequenz
ν ausbildet. Die Temperatur dieser Atmosphärenschicht entspricht dabei in etwa
der Anregungstemperatur T line
der entsprechenden Spektrallinie. In Bezug auf die
Ergiebigkeit S ν
gilt hier τ ν
< 1 und I ν
(τ ν
) > S ν
, was nichts anderes bedeutet, als dass
unter den hier genannten Bedingungen Absorption überwiegt (Abb. 3.29).
Erhöht sich die Temperatur radial nach außen, wie es z. B. bei der Sonne
beim Übergang der oberen Chromosphäre in die Korona der Fall ist, dann ist
wegen τ ν
< 1 I ν
(τ ν
) ≤ S ν
, was bedeutet, dass hier Emission überwiegt. In solch
einer Schicht beobachtet man Emissionslinien, wie das bei totalen Sonnenfinsternissen
für einen kurzen Augenblick beobachtbare Flashspektrum eindrucksvoll
beweist. Da die Temperaturen im Bereich der Chromosphärenaußengrenze
ungefähr doppelt so hoch sind wie in der Photosphäre (≈10.000 K), ergeben
sich Anregungsbedingungen, die insbesondere im UV-Bereich zu einer Vielzahl
sehr intensiver Emissionslinien führen. Die stärksten unter ihnen nutzt man zur
monochromatischen Überwachung der Chromosphäre und der Übergangszone
Abb. 3.29 Übergang eines Absorptionslinienspektrums in ein Emissionslinienspektrum am Beispiel
des UV-Spektrums der Sonne