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Sternspektren

Astronomie und Astrophysik, die von Spektralapparaten sichtbar gemachten Linienspektren der Sterne. Auf Grund ihrer Oberflächentemperatur setzen sich Sternspektren aus zwei Anteilen zusammen. Das Kontinuum entspricht der Strahlung eines Schwarzen Körpers mit der Temperatur der Sternoberfläche. In dieses Kontinuum sind Absorptionslinien und Emissionslinien eingebettet, die von unterschiedlichen chemischen Elementen und ihren verschiedenen Anregungszuständen erzeugt werden. Die Analyse dieser Linien liefert Informationen über die Zustandsgrössen der Sterne, etwa der chemischen Häufigkeit des betreffenden Elements und der Gasdichte an der Sternoberfläche. Entsprechende Informationen erhält man auch aus der Analyse der Spektren von Gasnebeln und Galaxien. Eine Verschiebung von Spektrallinien gegenüber der Laborwellenlänge deutet darauf hin, dass sich der Stern in Bezug auf die Sonne bewegt. Durch die Doppler-Verschiebung werden die Spektrallinien dann zum blauen oder roten Ende des Spektrums verschoben. Die Breite einer Spektrallinie wird durch mehrere Prozesse beeinflusst. Gemessen wird die Linienbreite durch zwei Parameter, die sogenannte Äquivalentbreite und die Halbwertsbreite. Die Äquivalentbreite ist ein Rechteck an der Stelle des Linienzentrums, das dieselbe Fläche besitzt wie die Spektrallinie. Die Halbwertsbreite berücksichtigt das in etwa gaussförmige Profil einer Spektrallinie und gibt die Breite der Linie bei der halben Höhe des Intensitätsmaximums (bzw. Minimums) an. Durch radiale Bewegungen der Sternoberfläche, aber auch durch Stösse mit anderen Gasatomen sowie die kinetische Bewegung der Gasatome, werden die Linien verbreitert, wobei die Effekte oft nur in den Linienflanken, dem Übergangsbereich zum Kontinuum, sichtbar werden. In seltenen Fällen können in Sternspektren auch physikalische Effekte wie der Zeeman-Effekt oder der Stark-Effekt beobachtet werden, die Hinweise auf stellare Magnetfelder geben. Besonders in Gasnebeln treten wegen der geringen Dichte sogenannte verbotene Linien auf. Sie können im Labor nicht reproduziert werden, da sie metastabilen Energieniveaus entsprechen, die bei geeigneter Dichte durch Stösse sofort wieder abgeregt werden. Derartige Linien geben Hinweise auf die Dichte in Gasnebeln.

Sternspektren

Sternspektren: Wichtige Elemente bei der Analyse von Spektrallinien. a) Das schattierte Rechteck entspricht der Äquivalentbreite; b) Darstellung der Halbwertsbreite Dl, der Breite der Spektralline bei der Hälfte des Intensitätsmaximums.

 

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