Zusammenfassung
Sternspektren spiegeln die physikalischen Bedingungen in der dünnen Schicht wider, in der ein Stern im optischen Spektralbereich quasi „durchsichtig“ wird. Diese Schicht wird gewöhnlich als Photosphäre bezeichnet und ist sozusagen der sichtbare Teil einer Sternatmosphäre. Die gesamte Sternatmosphäre, die auch äußere, im optischen Spektralbereich völlig durchsichtige Teile umfasst (bei der Sonne beispielsweise Chromosphäre und Korona, bei bestimmten Sternen auch abgestoßene Hüllen und dichtere Teile von „Sternwinden“), kann man sich am besten als Übergangsregion zwischen dem quasi undurchsichtigen Plasma des Sterninneren und dem interstellaren Medium vorstellen.
Why in the world would anyone want to study stellar atmospheres? They contain only \( 10^{\text{-}10}\) of the mass of a typical star! Surely such a negligible fraction of a star mass cannot possibly affect is overall structure and evolution!
Dimitri Mihalas (1939–2013)
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Notes
- 1.
Wegen der Äquivalenz von Wellenlänge und Frequenz gibt es natürlich auch einen frequenzabhängigen Emissions- und Absorptionskoeffizienten, der mit dem Index \( \nu \) gekennzeichnet wird.
- 2.
Man spricht hier auch von einem „verbotenen“ Übergang. Darunter versteht man aus historischen Gründen ganz allgemein Übergänge, die quantenmechanische Auswahlregeln verletzen und zu Zuständen außergewöhnlich hoher Lebensdauer führen.
- 3.
Die Bergmann-Serie ist nach Arno Bergmann (1882–1960) benannt, der sie im Jahre 1907 im Rahmen seiner Dissertation entdeckte. Was weniger bekannt ist, hier aber unbedingt Erwähnung finden soll – Arno Bergmann war auch ein berühmter Entomologe, der sich mit großer Akribie der Erforschung der Schmetterlinge Thüringens gewidmet hat.
- 4.
Für die abgeschlossenen Schalen des Atomrumpfes gelten ja entsprechend des Pauli-Prinzips \( L = 0 \) und \( S = 0 \).
- 5.
Interkombinationen zwischen Zuständen mit verschiedenem Gesamtspin sind unter L/S-Kopplung nicht erlaubt. Oder anders ausgedrückt: Absorptionsvorgänge optischer Dipolstrahlung können im Atom zu keinem Spin-Umklappprozess führen. Erst bei schweren Atomen, für die die jj-Kopplung gilt, können derartige Interkombinationsvorgänge mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit auftreten.
- 6.
Darunter versteht man das kurzzeitig aufleuchtende Emissionsspektrum der solaren Chromosphäre kurz vor und nach der totalen Phase einer Sonnenfinsternis.
- 7.
Molekularer Wasserstoff strahlt nur sehr schwach bei einer Wellenlänge von 28 und 17 µm, wobei die vergleichsweise hohen Anregungsenergien in kalten Molekülwolken kaum erreichbar sind.
- 8.
Der Abstand \( d \) wird oft auch als „Bindungslänge“ bezeichnet.
- 9.
Alle frequenzabhängigen Größen lassen sich wegen λν = c auch als Funktion der Wellenlänge schreiben. Insbesondere gilt für die Intensität Iνdν = Iλdλ.
- 10.
z. B. Solar Dynamics Observatory, http://sdo.gsfc.nasa.gov/.
- 11.
vorausgesetzt, die Zustände sind nicht entartet (g1 = g2 = 1).
- 12.
HWHM = „Half Width at Half Maximum“ – ie Hälfte der Halbwertsbreite einer Spektrallinie.
- 13.
Eine detaillierte Einführung in die Problematik von non-LTE und ihre Realisierung in stellaren Photosphärenmodellen inklusive der dazu notwendigen mathematischen Verfahren findet sich in Hubeny und Mihalas (2015).
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Scholz, M. (2018). Sternspektren und Sternatmosphären. In: Die Physik der Sterne . Springer Spektrum, Berlin, Heidelberg. https://doi.org/10.1007/978-3-662-57801-8_3
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DOI: https://doi.org/10.1007/978-3-662-57801-8_3
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Publisher Name: Springer Spektrum, Berlin, Heidelberg
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