Im Innern der Sterne wird über Kernfusion Energie erzeugt. Die Energie diffundiert Richtung Oberfläche. Der Energiestrom ist ein Strom von Photonen, ein Strahlungsfeld, das im Sterninneren die Form der Planck-Funktion hat (Schwarzkörperstrahlung).
Die Bedingung für das Auftreten eines Strahlungsfeldes nach Planck ist, dass alle möglichen Wechselwirkungsprozesse derart oft auftreten, dass "alles" im Gleichgewicht ist, und das Strahlungsfeld ist dann auch "isotrop". Dieser Zustand wird "thermodynamisches Gleichgewicht" genannt (thermodynamic equilibrium, TE). Also: Temperatur und Bewegung sind im Gleichgewicht mit der Strahlung.
Für viele Betrachtungen
wird mit einem "lokalen" TE gearbeitet (LTE), da
große Einheiten (ein Stern) eben doch nicht im Gleichgewicht sind
(ein Stern verliert eben Energie).
Nahe der Sternoberfläche stimmt das TE immer weniger. Hier wird das
Strahlungsfeld immer asymmetrischer (weniger isotrop),
da die Strahlung aus der Atmosphäre entweicht.
Das spektrale Kontinuum wird grobweg durch die Planck-Funktion gegeben,
allerdings mit breitbandigen, verstandenen Abweichungen.
Die Spektrallinien sind durch atomare Absorption aufgeprägte, i.a.
kleine Absorptionsstrukturen.
Was wir von Sternen messen können, ist nur das,
was aus der Atmosphäre zu uns kommt.
Dies bedeutet,
dass Parameter wie mV, Sp.T., B-V und auch
Teff
Eigenschaften der Sternoberfläche sind.
Die Parameter des Stern-Inneren sind nicht sichtbar.
--> In Diagrammen wie
HRD und FHD
sind nur Parameter der Sternoberfläche gegeben.
Das sich dahinter Parameter wie Masse, Radius und Energieproduktion verbergen
ist wahr, aber nicht "sichtbar".
Auch das "theoretische HRD" (L,Teff)
enthält nur Parameter der Oberfläche.
Die komplette Strahlungstransportgleichung berücksichtigt: die Frequenz der Strahlung, ihre Richtung, die Fläche, durch die die Strahlung geht, alles zeitabhängig. Es gibt dazu aber jede Menge Vereinfachungen, die verwendet werden, um schneller Einsicht in die Wirkung der Sternatmosphäre zu bekommen. Begriff "optische Tiefe". Was bedeutet τ=1?
Im zweiten Teil wird der Strahlungstransport im Frequenzbereich unmittelbar um Spektrallinien behandelt. Hier geht es darum, aus der Form der Spektrallinie und/oder ihrer Stärke etwas über die Eigenschaften der Gase der Atmosphäre zu erfahren. Die "Wachstumskurvenanalyse" erlaubt es, Verhältnisse von Materiemengen zu bestimmen und somit etwas über Temperatur, Anregungszustand, Ionisationszustand und sogar über Elementhäufigkeiten auszusagen.
Im dritten Teil wird die Boltzmann-Statistik der Energiezustände eines Atoms besprochen, die die Basis für die Interpretation der Spektrallinien ist. Angewendet auf Ionisation liefert dies die Saha-Gleichung. Beide Gesetze sind wichtige theoretische Grundlagen für die Astronomie.
Im vierten Teil wird ganz kurz etwas über die Sonne berichtet.
Die in diesem Kapitel gebrachten Formeln dienen der Anschauung und dem Verständnis.
Ionisation. Das Ionisationspotential von H liegt bei 13.6 eV (äquivalent mit der Wellenlänge 912 Angström). Photonen mit mehr Energie werden das H ionisieren. In Atmospären mit hohem Teff wird das H ionisiert sein, in kühlen Atmospären nicht.
Anregung. Die Gasatome und -ionen der Sternatmosphäre stossen häufig aufeinander und auf freien Elektronen. Dabei wird kinetische Energie zur Anregung der an Atomen oder Ionen gebundenen Elektronen verwendet und das Atom gerät in einen "angeregten Zustand". Je höher die Temperatur, desto stärker die Anregung. Der erste Anregungszustand des H liegt bei 10.2 eV. Dies ist das sogenannte Balmerniveau, von dem aus die Absorption der Linien der Balmerserie stattfindet. Von diesem Niveau aus kann das H-Atom auch ionisiert werden, was zu einer Einsenkung des Kontinuums bei Wellenlängen unter 3646 Angström (der "Balmersprung") führt.
Das Vorkommen der Balmerlinien und des Balmersprungs folgt aus dem Zusammenspiel von Anregung und Ionisation. Von niedriger zu hoher Temperatur gehend, nimmt erst die Anregung zu. Bei über 10000 K wird auch die Ionisation aktiv, bis bei sehr hohen Temperaturen das H ionisiert ist. In dieser Sequenz steigender Temperatur geht die Stärke der Balmerlinien und des Balmersprungs daher hoch und wieder herunter.
Satellit SOHO
echtzeit Aufnahmen SOHO
Sonnenflecken in Zeitraffe