Entstehung von Spektrallinien

310
3 Sternspektren und Sternatmosphären
Temperatur die 25.000 K-Marke überschreitet (Spektraltyp O), wesentlich. Dabei
erfolgt der Übergang von einem LTE-Regime in ein non-LTE-Regime allmählich
und kann insbesondere am vermehrten Auftreten von Spektrallinien von hochionisierten
Atomen verfolgt werden.
Da mittlerweile die Theorie von non-LTE-Plasmen sehr weit fortgeschritten ist,
werden die damit einhergehenden Strahlungsprozesse natürlich immer mehr in die
Modellierung von Sternatmosphären und die daraus folgende Berechnung synthetischer
Spektren einbezogen. Da aber ihre Behandlung die Zielsetzung dieses
Buches bei Weitem übersteigen würde, sei an dieser Stelle nur auf das Standardwerk
von Ivan Hubeny und Dimitri Mihalas (1939–2013) zum Thema „Sternatmosphären“
hingewiesen (Hubeny und Mihalas 2015).
3.2.2 Formale Lösung der Strahlungstransportgleichung
Für einen ersten Überblick über die Funktionsweise des Strahlungstransports
reicht es aus, sich eine Sternatmosphäre als eine planparallele Schicht vorzustellen
(s. Abb. 3.30). In diesem Fall hängt die spezifische Intensität I ν
nur von der zum
Beobachter hin gerichteten Koordinate z und vom Winkel ϑ zwischen der z-Achse
und dem Strahl s ab. Hier erweist es sich als günstig, für den Cosinus des Winkels
ϑ die Variable μ = cos ϑ einzuführen. Gl. 3.162 wird dann zu
µ dI ν(µ, z)
dz
=−I ν (µ, z) + S ν (z) =−κ ν I ν (µ, z) + ε ν (z).
(3.166)
Im trivialen Fall κ ν
= 0 und ɛ ν
= 0, d. h., wenn am betrachten Ort weder Absorptions-
noch Emissionsprozesse auftreten, erhält man für dI ν
/dz = 0 die erwartete
Abb. 3.30 Geometrie
einer planparallelen
Sternatmosphäre.
Der Temperatur- und
Dichtegradient steigt von
oben nach unten an
Lichtstrahl
Photosphärenobergrenze
τ 1
τ 2
R 0 , τ ν=0
ds
µ
dz
τ ν
R i