Entstehung von Spektrallinien

3.2 Strahlungstransport in Spektrallinien
321
Materialeigenschaft), der aktuellen Besetzungszahlen und von Linienverbreiterungsmechanismen.
3.2.4.3 Kontinuierliche Absorption
Neben den eben behandelten gg-Übergängen gibt es noch die bereits kurz
angesprochenen gf- und ff-Übergänge, die jeweils zu einer kontinuierlichen
Absorption und damit zu signifikanten Abweichungen der Sternstrahlung über
einen größeren Frequenzbereich in Bezug auf die Planck-Funktion B ν
(T) führen.
Zur Beschreibung dieser Abweichungen wird der kontinuierliche Absorptionskoeffizient
eingeführt, der von der Art der betrachteten Atome (astronomisch
signifikant insbesondere Wasserstoff, Helium und einige „Metalle“) oder Ionen
(z. B. H − und im geringen Maß H 2 + ) sowie von den physikalischen Bedingungen,
die in der Sternatmosphäre realisiert sind (Temperatur sowie Ionen- und
Elektronendruck), abhängt. Gerade deshalb spielt er in der Physik der Sternatmosphären
eine überaus wichtige Rolle, da er als eine Ursache der Opazität
(d. h. Lichtundurchlässigkeit, Trübung) der Sternmaterie den Energietransport
im Sterninneren ganz wesentlich festlegt. In diesem Zusammenhang muss noch
erwähnt werden, dass auch sehr viele eng beieinander liegende Absorptionslinien,
die von einem Spektrografen nicht mehr aufgelöst werden, bzw. Spektrallinien, die
sich aufgrund diverser Verbreiterungsmechanismen überlappen, eine ähnliche Wirkung
haben wie eine kontinuierliche Absorption.
3.2.4.3.1 Ionisation, Rekombination und Seriengrenzkontinua
Betrachtet man die Beziehung
hν = (E ion − E n ) + E kin
(3.199)
mit der Ionisationsenergie E ion
eines Atoms in Hinblick auf Ionisationsprozesse
(gf) bzw. Rekombinationsprozesse (fg), dann erkennt man, dass sich an die Seriengrenze
n → ∞ ein kontinuierliches Spektrum anschließen muss, welches man
deshalb folgerichtig auch als Seriengrenzkontinuum bezeichnet. Der Grund dafür
ist, dass freie Elektronen jeden beliebigen Energiewert (ausgedrückt durch ihre
kinetische Energie E kin
) annehmen können. Wird ein derartiges freies Elektron
von einem Ion in ein Energieniveau n eingefangen, dann wird die gesamte Energie
Gl. 3.199 in Form eines Photons abgestrahlt. Da diese Energie größer ist als
die Ionisationsenergie und natürlich auch die ursprüngliche kinetische Energie des
Elektrons enthält, ergibt sich in der Summe entsprechend vieler Rekombinationsvorgänge
zwangsläufig ein Seriengrenzkontinuum. Bei Gasentladungsspektren
lässt sich dann ein Emissionslinienspektrum beobachten, an dessen kurzwelligem
Ende die Spektrallinien immer dichter werden und dann in ein Kontinuum übergehen
(Abb. 3.32).
In astronomischen Sternspektren äußert sich dieses Seriengrenzkontinuum
in einem meist abrupten Intensitätsabfall im Bereich der Seriengrenze, wo
die Absorptionslinien immer enger beieinander stehen, um dann schließlich in
ein mit ν 3 abfallendes Kontinuum überzugehen. Im Fall der Seriengrenze der
Balmer-Serie (n = 2) des Wasserstoffs spricht man vom „Balmer-Sprung“ und