Wie in einem Hertzsprung-Russell-Diagramm zu sehen ist, kann eine bestimmte Sternklassifikation mehr als einer Gruppe/Sequenz von Sternen entsprechen (G5 könnte beispielsweise entweder ein riesiger Hauptreihenstern oder ein weißer Zwerg usw. sein). Ich habe in einem Lehrbuch gelesen, dass diese Gruppen, obwohl sie das gleiche Absorptionsspektrum haben, durch die Breite ihrer Absorptionslinien unterschieden werden können. Zum Beispiel haben Riesen schmale Linien und Zwerge breite. Was ist die physikalische Erklärung dafür?
Viele der stärksten Spektrallinien (z. B. Balmer-Absorptionslinien und Resonanzlinien von Metallen) sind sehr empfindlich gegenüber der Oberflächengravitation des Sterns. Dies ermöglicht eine Unterscheidung zwischen Hauptreihenzwergen und -riesen, da die Oberflächengravitation eines Riesensterns Faktoren von ist niedriger als die eines Zwergsterns gleicher Temperatur und hat schmalere Absorptionslinien. Umgekehrt haben Weiße Zwerge viel breitere Linien, weil ihre Oberflächengravitation so groß ist mal größer als ein Hauptreihenstern.
Der Grund, warum die Oberflächengravitation eine Rolle spielt, liegt im hydrostatischen Gleichgewicht; Die Dichten und Drücke in der Atmosphäre eines Riesensterns sind bei einer bestimmten Temperatur viel geringer. Wenn ein Atom oder Ion in einer Umgebung mit hoher Dichte häufig kollidiert, kann der Absorptionsquerschnitt durch "Druckverbreiterung" verschmiert werden - ein Sammelbegriff, der sich auf eine Reihe von Mechanismen beziehen kann (Stark-Effekt, Van-der-Waals-Verbreiterung , Kollisionsverbreiterung), wobei Wechselwirkungen entweder die Energieniveaus von Atomen und Ionen stören oder die Strahlungsemissionsprozesse abschneiden können (z. B. Foley 1946 ; Griem 1976 ).
Bei Hauptreihenzwergen reicht die Druckverbreiterung aus, um einen nennenswerten Querschnitt in den Linienflügeln zu ergeben, und bedeutet, dass die sichtbaren Linien in einem größeren Temperaturbereich gebildet werden, als dies sonst der Fall wäre. Bei Riesensternen ist dieser Verbreiterungsmechanismus selbst bei starken Linien unwirksam, und sie werden vollständig von thermischer Dopplerverbreiterung nahe der Temperatur dominiert, bei der der Linienkern gebildet wird, und dies erzeugt insgesamt ein schmaleres Profil.
Es gibt viele Mechanismen, die zur Verbreiterung von Spektrallinien beitragen können . Normalerweise haben die Atome auf die eine oder andere Weise einen breiten Bereich zufälliger Geschwindigkeiten, die Dopplerverschiebungen unterschiedlicher Größe verursachen und die Linie verbreitern. Einer der grundlegenderen Fälle ist die einfache „thermische Verbreiterung“, bei der die Geschwindigkeit von thermischer Bewegung herrührt. Je heißer das Gas ist, je höher die Geschwindigkeit, desto breiter die Linie.
Man könnte also denken, dass Sterne derselben Spektralklasse (mit ähnlichen Temperaturen) dann dieselbe thermische Verbreiterung aufweisen sollten. Dies ist eigentlich normalerweise nicht der Fall, da das Gas, das Absorptionslinien verursacht, an verschiedenen Orten in der Atmosphäre jedes Sterns vorkommt. Absorptionslinien in Riesen zum Beispiel werden tendenziell durch Gas weit draußen in der kühleren Atmosphäre verursacht – und daher schmalere Linien, während die von Zwergen dazu neigen, aus heißeren Regionen nahe der Oberfläche zu kommen – und daher breitere Linien.
ProfRob