Entstehung von Spektrallinien

3.2 Strahlungstransport in Spektrallinien
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Abb. 3.34 Dieses Diagramm zeigt die Abhängigkeit der Linienstärke ausgewählter Atome und
Ionen von der Temperatur einer stellaren Photosphäre: Man beachte besonders die Kurven von
neutralem Wasserstoff und von einfach ionisiertem Kalzium
Das bedeutet mit den obigen Zahlen, dass es rund 400-mal mehr Ca II-Ionen in
der Sonnenatmosphäre gibt als neutrale Wasserstoffatome im Anregungszustand
n = 2. Das erklärt, warum im Sonnenspektrum die H- und K-Linie bedeutend
intensiver sind als die Balmer-Linien.
Analoge Rechnungen lassen sich natürlich für alle möglichen Elemente unter
unterschiedlichen Temperatur- und Druckregimes sowie chemischen Zusammensetzungen
von Sternatmosphären durchführen und damit die Abhängigkeit der entsprechenden
Linienstärken von den genannten Parametern studieren (Abb. 3.34).
Wie bereits in Abschn. 3.1.7 angerissen, spielt gerade in den Sternatmosphären
der mittleren Spektraltypen G und F das negativ geladene Hydridion H − als
wesentliche Opazitätsquelle im optischen und infraroten Spektralbereich eine
besonders wichtige Rolle, die sich aus dessen permanenter Bildung und Zerstörung
gemäß der Reaktionsgleichung
H + e − ⇄ H − + γ
ergibt. Je nachdem, auf welcher Seite dieser Gleichung sich das Gleichgewicht
einstellt, kann ein heißes neutrales Wasserstoffgas entweder mehr Licht
absorbieren oder mehr Licht emittieren. Ausschlaggebend – und das soll hier noch
näher untersucht werden – ist dabei die lokale Elektronendichte N e
. Doch zuvor
noch ein paar Worte zum Hydridion selbst.
Bei dem Hydridion handelt es sich um ein negativ geladenes Zweielektronensystem
ähnlich Helium, jedoch mit der Kernladungszahl 1. Die Bindungsenergie
des zusätzlichen Elektrons ist deshalb mit 0,75 eV äußerst gering, sodass
es leicht durch Absorption eines Photons im Energiebereich oberhalb der
genannten Bindungsenergie aus dem Atomverbund herausgelöst werden kann.