Ich habe gelesen, dass Sterne sowohl Absorptions- als auch Emissionslinien aufweisen. Während mir klar ist, wie wir Absorptionslinien sehen, verstehe ich nicht, wie (und wann) wir die Emissionslinien sehen. Basierend auf dem, was ich in mehreren Ihrer Threads gelesen habe, wie z. B. Warum heben sich Absorptions- und Emissionslinien in unserer Sonne nicht auf? wir sollten überhaupt keine Emissionslinien sehen, da alle Emissionen aus dem heißeren Inneren kommen würden, diese aber nicht nach außen gelangen können (es sei denn, ich habe diesen Punkt falsch verstanden), und die einzige Emission, die wir sehen, ist Schwarzkörperstrahlung. Aber wie sehen wir dann die wenigen Emissionslinien wie im hier gezeigten Spektrum ?
Licht, das in das Innere eines Sterns emittiert wird, ist zu dem Zeitpunkt, zu dem es seinen Weg nach draußen findet, weitgehend thermalisiert und hat ein Schwarzkörperspektrum.
Die interessanten Teile des Spektrums stammen von Molekülen und Atomen in der Korona: der „Atmosphäre“ des Sterns.
Jedes Gas, das ionisiert oder zumindest zu etwas über dem Grundzustand angeregt wird, erzeugt ein Emissionsspektrum. Praktisch das gesamte Gas in den ersten mehreren Zehntausend Meilen über der "Oberfläche" des Sterns wird ionisiert und emittiert Licht mit hoher Rate, wodurch Emissionslinien entstehen. In Übereinstimmung mit dem von Ihnen bereitgestellten Link absorbiert ein Molekül (oder Atom) Licht nur dann, wenn die Lichtfrequenz mit einem verfügbaren Energieübergang im Molekül übereinstimmt. Wenn das Molekül bereits über dem unteren Niveau dieses Übergangs angeregt ist, ist der Übergang nicht verfügbar. Solange es jedoch kühleres Gas in hohen Höhen in der Sternatmosphäre gibt, wird es Absorptionslinien geben.
Im Allgemeinen treten Emissionslinien in Gasen auf, die optisch dünn sind, oder in Atmosphären, die eine Temperaturinversion aufweisen (dh näher am Beobachter heißer sind).
Wenn in einem optisch dünnen Gas angeregte Atome oder Ionen durch Strahlung abgeregt werden, können die erzeugten Photonen einem Beobachter entkommen. Wenn eine kontinuierliche Absorption/Emission unwahrscheinlich ist, führt dies zu einer beobachteten Emissionslinie. Beispiele sind die meisten Nebel.
Der zweite Fall tritt auf, weil, wenn Sie eine heiße Schicht auf einer kühlen Schicht haben, das Licht, das wir von der "Photosphäre" empfangen, von einer heißeren Schicht bei der Wellenlänge eines starken Strahlungsübergangs (näher am Beobachter) im Vergleich dazu kommt das Kontinuum. Da die heißere Schicht heller ist, sehen wir eine Emissionslinie. Der genaue umgekehrte Fall zur Bildung einer Absorptionslinie, die entsteht, wenn Licht bei der zentralen Wellenlänge eines Übergangs aus einer höheren, kühleren Schicht entsteht.
Eine Temperaturumkehr erfordert eine Möglichkeit, Wärme strahlungslos in der heißeren Schicht abzugeben, andernfalls würde Strahlungsdiffusion sie eliminieren. Ein Beispiel ist eine stellare Chromosphäre, die über und heißer als die Photosphäre ist und durch Magnetfelder erwärmt wird. Dies kann Hochtemperatur-Emissionslinien erzeugen. Die Chromosphäre ist jedoch (a) lückenhaft und (b) dünn genug, um Licht der meisten Wellenlängen durchzulassen, sodass wir die solare Photosphäre immer noch mit ihren Absorptionslinien sehen, aber mit zusätzlichen Emissionslinien aus der heißeren Chromosphäre.