Entstehung von Spektrallinien

3.2 Strahlungstransport in Spektrallinien
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r + ds) hat sich die Intensität aufgrund von Absorptionsprozessen um I + dI verändert.
Da es sich dabei um eine Abschwächung handelt, ist dI ein negativer Wert.
Bezeichnet man mit κ den Absorptionskoeffizienten (welcher eine Materialeigenschaft
darstellt und in diesem Beispiel die Absorptionsfähigkeit der Sternmaterie
beschreibt), dann gilt für die Verringerung der Intensität I über die Strecke ds:
Wie ein Blick auf ein Sternspektrum eindrucksvoll beweist, muss die Größe κ (und
damit auch die Intensität I) unter gegebenen Umgebungsbedingungen (T, P, chemische
Zusammensetzung) eine (meist komplizierte) Funktion der Frequenz ν sein:
− dI ν
I ν
− dI
I
= κds
= κ(ν)ds = κ ν ds
(3.152)
(3.153)
Da κ nichts anderes als ein Wirkungsquerschnitt pro Volumeneinheit ist, wird er
in einer reziproken Längeneinheit gemessen (im SI in m −1 ). Er gibt den Bruchteil
der Intensitätsänderung an, welche die Strahlung pro Meter Weg erfährt. Da die
Absorptionsvorgänge durch Teilchen entlang des Lichtwegs hervorgerufen werden
(durch Strahlungsabsorption und Streuung), hängt κ ν
offensichtlich von der Anzahl
dieser (absorbierenden) Teilchen pro Volumeneinheit, also von der Dichte ϱ, ab:
¯κ ν = κ ν
̺
[
m 2 /kg
(3.154)
Diese Größe (Massenabsorptionskoeffizient) wird oft verwendet, wenn man die
Intensitätsänderung benötigt, die beim Durchgang von Strahlung durch eine Gassäule
mit dem Querschnitt 1 m 2 und einem Masseinhalt von 1 kg absorbierender
Materie auftritt.
Bezieht man κ ν
auf jeweils ein absorbierendes Teilchen, dann spricht man von
einem „atomaren Absorptionskoeffizienten“. Dessen Größe entspricht einem klassischen
Streuquerschnitt σ ν
, dessen SI-Einheit bekanntlich m 2 ist und wegen seiner
Kleinheit oft in barn doors (Scheunentore) gemessen wird: 1 barn = 10 −28 m 2 .
Die wichtigsten mikrophysikalischen Prozesse, die Beiträge zum Absorptionskoeffizenten
der stellaren Materie in Abhängigkeit von Druck P, Temperatur T und
chemische Zusammensetzung liefern, sind:
• Gebunden-frei-Übergänge (Photoionisation, Strahlungsrekombination)
• Gebunden-gebunden-Absorption (atomare An- und Abregung)
• Frei-frei-Übergänge (kontinuierliche Absorption durch freie Elektronen,
Bremsstrahlung)
• Hydrid-Ionen-Absorption (s. Abschn. 3.1.7).
Den Absorptionskoeffizienten κ ν
kann man zur Definition einer weiteren, recht
anschaulichen Größe – der optischen Tiefe τ ν
– verwenden. Diese neue und
dimensionslose Größe stellt ein Maß für die „Durchsichtigkeit“ einer Sternatmosphäre
bei der Frequenz ν dar und wird über das Wegintegral über den
]