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Spektroskopische Dichtediagnostik für stellare Koronen
Die Korona der Sonne, die äußerste Schicht, besteht
aus extrem heißem Plasma, das mit ca. 1-2 Millionen Grad
viel heißer ist als die
weiter innenliegende Oberfläche (Photosphäre).
Direkte Dichtebestimmungen werden
üblicherweise durch Messung von Masse und Volumen oder
aber durch Messung von
Druck und Temperatur durchgeführt. Dies ist bei weit
entfernten Sternen nicht
machbar, da man im Gegensatz zur Sonne keine räumliche
Auflösung hat (z.B. für
Volumenmessungen). Bei weit entfernten Sternen ist man dabei allein auf die bei
der Sonne bereits erprobte spektroskopische Dichtediagnostik
angewiesen, bei der
aus dem Spektrum des Sterns Information über die Elektronendichte in der
stellaren Korona ermittelt werden kann.
Verschiedene Techniken der
spektroskopischen Dichtebestimmung stehen für die Analyse von Chandra und
XMM-Newton Daten zur Verfügung.
Heliumartige Ionen
Abb. 1: Typisches Spektrum eines Heliumartigen Tripletts
Heliumartigen Ionen sind besonders interessant, da sie über große
Temperaturbereiche auftreten und sehr starke Linien erzeugen. Ein Beispiel
ist in Abb.1 zu sehen, wo das heliumartige OVII Ion bei dem Stern Capella
gemessen wurde. Man betrachtet dabei das Verhältnis der verbotenen Linie
f zur Interkombinationslinie i.
Abb. 2: Termschema eines Heliumartigen Tripletts
Ein (vereinfachtes) Termschema eines heliumartigen
Ions ist in Abb.2 reproduziert. Der angeregte Zustand eines heliumartigen Ions
(1s,2s) bzw. (1s,2p) spaltet sich in die Terme
auf, die Anlaß zur Emission der
Resonanzlinie (r), Interkombinationslinie (i) und verbotenen Linie (f) geben.
Obwohl die Übergangswahrscheinlichkeit, d.h. der Einstein
A-Koeffizient,
wegen des erforderlichen Spinflips der verbotenen Linie um viele
Größenordnungen
kleiner als der der Resonanzlinie ist, ist die
Linienintensität dennoch (häufig)
recht stark. Der Grund hierfür liegt darin,
daß zum einen die Population des
verbotenen Niveaus über Elektronenstoß
erfolgt, so daß Spinänderungen einfach zu
bewerkstelligen sind, aber zum anderen in einem Plasma geringer Dichte kein
anderer Zerfallskanal zur Verfügung steht als eben ein verbotener
Strahlungsübergang. In einem Plasma geringer Dichte spiegelt daher das
Verhältnis von verbotener und Interkombinationslinie
die (Stoß-)Anregungsraten
der entsprechenden Niveaus wider, während in einem
Plasma höherer Dichte ein
zunehmender Teil der im verbotenen Niveau angeregten
Ionen über Stöße zerfallen
und daher nicht im radiativen Zerfallskanal erscheinen; die verbotene Linie
verschwindet.
Dichtebestimmung mit Hilfe von Ionen mit mehr als zwei Elektronen
Bei Ionen mit mehr als zwei Elektronen können andere
Linienverhältnisse als Dichtediagnostik verwendet werden.
Das angewandte
physikalische Grundprinzip ist allerdings ein anderes. Es sei - als
Beispiel - das Ion FeXXI mit 6 Elektronen betrachtet. Die
Grundkonfiguration von FeXXI , auf. Der Grundzustand ist
das Niveau , der Abstand zu
den angeregten Zuständen beträgt 9 bzw. 14.5 eV, der zu 30 eV. In einem Plasma geringer
Dichte werden praktisch alle Atome sich im Grundzustand befinden, während sich in einem
Plasma hoher
Dichte ein Boltzmanngleichwicht mit den höheren
Niveaus einstellen wird.
Mit anderen Worten ausgedrückt, in einem Plasma höherer
Dichte werden Linien aus
angeregten Zuständen auftreten.
In diesem Fall zeigt - im Gegensatz zu den
heliumartigen Ionen - das Auftreten einer Linie Plasma hoher Dichte an.
Eine Anwendung der Dichtediagnostik auf die Koronen der beiden Sterne
Capella und Procyon findet sich in Ness,
Mewe, Schmitt et al. 2000 (gziped Postscript file)
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