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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 1P, 3P und 1S 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 1s22s22p2 spaltet in die Zustände 3P, 1D, 1S, auf. Der Grundzustand ist das Niveau 3P0, der Abstand zu den angeregten Zuständen 3P1 und 3P2 beträgt 9 bzw. 14.5 eV, der zu 1D2 30 eV. In einem Plasma geringer Dichte werden praktisch  alle Atome sich im Grundzustand 3P 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)

Ein kurzer Abriß der Geschichte der Röntgenastronomie

Röntgenemission von Planeten

Spektroskopische Dichtediagnostik





Stand: Don, 20 Dez 2001 13:45:00

Verantwortlich für den Inhalt: J.-U. Ness