Absorptionsspektren der Sterne

Der innerste Teil der Sternatmosphäre, die Photosphäre, strahlt als schwarzer Körper. Dieses Licht ergäbe ein kontinuierliches Spektrogramm. Die charakteristischen Absorptionslinien entstehen erst im obersten Teil der Photosphäre sowie in der Chromosphäre des Sterns, in denen die Gasdichte, Druck und Temperatur abnehmen.

Die Elektronen der Elementarstoffe absorbieren bestimmte Wellenlängen des vom Innern des Sterns kommenden Lichts. Dabei gelangen die Elektronen von einem tiefen Energiniveau des Atoms auf ein energetisch höheres. Da die Energiniveaus der Atome quantisiert sind, und somit immer exakt gleich viel Energie benötigt wird, um die Elektronen einen bestimmten Niveauübergang ausführen zu lassen, entsteht bei jedem Übergang an nur einer einzigen, charakteristischen Stelle des Spektrums eine Absorptionslinie; es werden jeweils nur Lichtquanten einer ganz bestimmten Wellenlänge absorbiert.
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Wenn Elektronen vom energieärmsten (und am nächsten beim Atomkern liegenden) Niveau 1 eines Atoms auf ein höheres befördert werden, wird verhältnismässig viel Energie aufgenommen, so dass Absorptionslinien im Ultraviolettbereich des Spektrogramms entstehen. Beim Wasserstoff entsteht dabei die so genannte Lyman-Serie mit Spektrallinien im Bereich um 1'000Å. Übergänge von Niveau 2 aus brauchen bereits viel weniger Energie, da die Energieniveaus, je weiter sie vom Atomkern entfernt sind, immer geringere Abstände annehmen. So entsteht beim Wasserstoff die berühmte Balmerserie von Spektrallinien im sichtbaren Licht. Diese sind besonders gut bei Sternen der Spektralklasse A zu sehen. Übergänge der Elektronen ab Niveau 3 brauchen so wenig Energie, dass meist Absorptionslinien im Infrarotbereich entstehen. Wird einem Elektron zu viel Energie zugeführt, entweicht es aus dem Atom. Das Atom ist dann ionisiert.

Elektronen, die durch das Absorbieren eines Lichtquants im oberen Teil der Photosphäre und in der Chromosphäre auf ein hohes Niveau gelangt sind, fallen kurze Zeit später wieder in ihren Grundzustand zurück. Dabei emittieren sie wieder den Niveauübergängen entsprechende Lichtquanten, jedoch in eine beliebige Richtung (also zum Beispiel auch nach unten in Richtung Stern). Zu uns gelangen nur vereinzelte Lichtquanten dieser spezifischen Wellenlängen, also so wenige, dass wir im Spektrum eine dunkle Absorptionslinie wahrnehmen.
Da bei jedem Elementarstoff andere Niveauübergänge stattfinden, finden wir in den Spektrogrammen unzählige Spektrallinien, mit deren Hilfe wir Rückschlüsse auf die stoffliche Zusammensetzung der Chromosphären von Sternen ziehen können.

Emissionsspektren der Nebel

Das Gas von Emissions- und planetarischen Nebeln wird vom Sternenlicht eines sehr heissen Sterns (Spektralklasse O oder B) ionisiert. Werden freie Elektronen wieder von einem Atom angezogen, wird durch die Niveauübergänge zu tieferen Energiezuständen Licht bestimmter Wellenlängen emittiert und in eine beliebige Richtung ausgesandt, unter anderem auch Richtung Erde, so dass wir den Nebel als leuchtend wahrnehmen können.
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Quellen