Spektren 8) Spektralklassen Teil 2

 In diesem Post möchte ich erklären, wieso die Wasserstofflinien bei Sternen der Klasse A besonders intensiv sind, dagegen bei heißeren und bei kühleren Sternen schwächer sind.

Dazu müssen wir wissen, dass wir im sichtbaren Licht nur die sog. Balmerlinien von Wasserstoff sehen.

Dies sind Spektrallinien, die durch Sprünge des Elektrons ab der zweiten Bahn (Absorption) oder auf die zweite Bahn (Emission) entstehen.

Die berühmteste ist Hα durch Wechsel zwischen Bahn 2 und 3.

Spektrallinien entstehen ja durch Quantensprünge der Elektronen im Inneren der Atome, vereinfacht gesagt, wenn sie die Bahn um den Atomkern wechseln.

Damit das eine Elektron des Wasserstoffatoms im sichtbaren Licht absorbieren kann, muss es auf der zweiten Bahn sein (man sagt im Zustand n = 2 sein). Das aber erfordert Energie, die es durch Stöße der Atome untereinander bekommt, denn üblicherweise sind die Elektronen im kleinst möglichen Energiezustand, also bei Wasserstoff im Zustand n = 1.

Wasserstofflinien in Emission, University of Tennessee

Das Bild zeigt das Schema für Emissionslinien des Wasserstoffs.
 

Sollten sie durch einen Stoß auf n=2 kommen, gehen sie innerhalb einer Millionstel Sekunde wieder zurück auf n =1. Die Differenzenergie geben sie als UV-Strahlung ab, wir sehen sie also im sichtbaren Licht nicht.

Ist die Temperatur der Photosphäre zu niedrig, so reicht die bei Stößen übertragene Energie nicht aus, die Elektronen von n=1 auf n=2 zu bekommen. Die meisten Wasserstoffatome können im sichtbaren Licht nicht absorbieren.

Das ist der Grund, warum die Absorptionslinien des Wasserstoffs bei kühlen Sterne  schwach sind.

Je höher die Temperatur, desto größer der Anteil der Atome, die im Moment bei n= 2 sind.

Ist die Temperatur zu hoch, so gehen die Elektronen nicht auf n=2 sondern auf n =3. Damit können sie auch kein sichtbares Licht mehr absorbieren. Von n= 3 aus geht es nur mit IR-Strahlung.

Das ist der Grund, warum bei heißen Sternen die Wasserstofflinien schwächer werden, weil eben immer mehr Elektronen auf n = 3 statt n = 2 sind.

Bei einer Temperatur der Klasse A von 10 000 K liegt eine Optimierung vor:

Es sind ausreichend Elektronen schon auf n = 2 aber noch nicht zu viele auf n=3...die Wasserstofflinien sind am intensivsten.

Daran sehen wir, dass die Stärke der Spektrallinien nicht nur von der Elementhäufigkeit abhängt (natürlich gäbe es keine Linien, wenn kein  Wasserstoff vorhanden ist..) ,sondern sehr stark von dernphysikalischen Bedingungen im Stern.