Warum haben Sterne Absorptionsspektren?

Absorptionsspektren entstehen dadurch, dass Licht einer bestimmten Wellenlänge ein Atom von einem niedrigeren Energieniveau auf ein höheres anregt und gleichzeitig absorbiert wird. Das Atom sollte jedoch schließlich in seinen niedrigeren Energiezustand zurückkehren und gleichzeitig ein Photon derselben Frequenz emittieren, das es zuvor absorbiert hat. Insgesamt sollten keine Veränderungen im Spektrum des Sterns auftreten.

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Eine ähnliche Erklärung ist, dass die Intensität bei jeder gegebenen Frequenz der optische tiefengewichtete Durchschnitt der Plankenfunktion (schwarzer Körper) ist. Wenn der Lichtstrahl tiefer geht (vielleicht kommt er von tiefer unten, ist intuitiver), bestimmt die lokale Temperatur für jedes Delta in der optischen Tiefe das Verhältnis von Emission zu Absorption. In der Mitte einer Absorptionslinie ist die Opazität höher, und daher ist die Tiefe in der Photosphäre für eine gegebene optische Tiefe geringer als außerhalb der Linie. Da in der Photosphäre die Temperatur mit der Höhe abnimmt, spiegeln die Spektrallinien eine niedrigere Emissionstemperatur wider. Eine intuitivere, aber weniger exakte Art, darüber nachzudenken, besteht darin, den Lichtstrahl so zu betrachten, dass er in einer optischen Einheitstiefe gebildet wird. In der Mitte einer Absorptionslinie ist diese Tiefe viel geringer,

Bei sehr sehr starken Linien können Sie den gegenteiligen Effekt erzielen – Emissionslinien, da die Temperatur in der Chromosphäre und Korona der Sterne mit der Höhe zunimmt, und je näher Sie am Linienzentrum sind, desto höher ist die effektive Formationshöhe.

Wenn das Energieniveau abfällt und das Photon erneut emittiert wird, wird es gestreut oder in eine zufällige Richtung erneut emittiert, sodass weniger dieser Frequenz Ihr Teleskop / Spektroskop erreicht. Es ist eine Art Analogie zur Frage „Warum ist der Himmel blau?“. Was Sie sehen, sind direkte Linienphotonen (Sichtlinie), sodass Photonen, die die gasförmigen Schichten des Sterns passieren, in dieser Sichtlinie durch die zufällige Streuung erschöpft sind.

Was meinst du mit "zufälliger Richtung"? Sterne sind kugelsymmetrisch, die Photonen fliegen bereits in zufällige Richtungen.
@Itai --- Photonen, die vom Stern direkt zu Ihrer Sichtlinie gehen, werden von Gas auf ihrem Weg absorbiert. Die erneut emittierten Photonen werden selten direkt auf ihrem vorherigen Weg erneut emittiert, daher werden sie gestreut, sodass weniger dieser ursprünglichen Photonen aus Sichtlinie Ihren CCD oder Ihr Spektrometer erreichen.
Wie Omega Centauri in seiner Antwort betont, ist die entscheidende zusätzliche Zutat, dass die tieferen Schichten eines Sterns höhere Temperaturen haben als die äußeren Schichten. Wenn ein Stern eine einheitliche Temperatur hätte, gäbe es keine Absorptionslinien: Es würden genauso viele Photonen in Ihre Sichtlinie gestreut wie außerhalb.
@TedBunn, ein weiterer Pop-Sci-Mythos.

Sterne haben viel "kaltes" Gas (Atome in ihren Grundzuständen). Wenn Sie etwas Gas auf den Weg von einer Lichtquelle zu Ihnen geben, werden einige Frequenzen weniger dargestellt (dunkle Absorptionslinien) als Nichtresonanzfrequenzen. Atome sind für solche Frequenzen wie ein Nebel auf dem Weg des Lichts - sie fangen die Resonanzfrequenzen ein und verteilen sie auf den gesamten Raumwinkel 4 π . Sie beobachten sie also als weniger repräsentiert als die benachbarten Nichtresonanzfrequenzen im kontinuierlichen Spektrum.

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