Allgemeines zum Wasserstoffatom

Sterne bestehen im Wesentlichen aus Wasserstoff. Daher ist das Verständnis des Wasserstoffatoms von großer Bedeutung für das Verständnis der Sternspektren.               
                                                                                                                       

Bohrsches Atommodell 

Das Wasserstoffatom läßt sich mit Hilfe des Bohrschen Atommodels hinreichend genau beschreiben. Im Bohrschen Atommodel kann das Elektron auf verschiedenen, genau festgelegten Bahnen den Kern ohne Energieverlust umkreisen. Die unterschiedlichen Kreisbahnen entsprechen dabei bestimmten Energiezuständen des Elektrons. Die innerste Kreisbahn n=1 stellt den energetischen Grundzustand dar. Alle anderen Kreisbahnen n>1 stellen angeregte Energiezustände dar, in die das Elektron durch Stöße mit anderen Elektronen gelangen kann (sogenannte Stoßanregung). 

Angeregte Energiezustände                                                                                                                                                   

Die Wahrscheinlichkeit, daß ein Elektron in den angeregten Zustand gelangt, hängt von der Temperatur ab. Bei niedrigen Temperaturen (Sterne der Spektralklassen K und M)  befinden sich nur wenige Elektronen in einem angeregten Zustand. Mit Zunahme der Temperatur steigt auch die Wahrscheinlichkeit für die Stoßanregung (Sterne der Spektralklasse A). Bei höheren Temperaturen werden jedoch auch immer mehr Elektronen ionisiert (Sterne der Spektralklasse B). Diese ionisierten Elektronen sind nicht mehr an den Kern gebunden und können beliebige Energiezustände erlangen. Bei sehr hohen Temperaturen (Sterne der Spektralklasse O) sind praktisch alle Wasserstoffatome ionisiert.

Quantensprünge 

Die Verweildauer eines Elektrons im angeregtem Energiezustand ist jedoch wesentlich kürzer wie im Grundzustand. Beim Übergang von einem höheren Energieniveau zu einem tieferen Niveau, wird die Energiedifferenz in Form eines Lichtquants emittiert (sogenannter Quantensprung). Dabei muß das Elektron von einem höheren Energieniveau nicht direkt in den Grundzustand gelangen. Man unterscheidet daher verschiedene Übergangsserien, die nach den Namen ihrer Entdecker benannt wurden :

Lyman-Serie :     n>1 auf n=1 (ultraviolett)
Balmer-Serie :     n>2 auf n=2 (z.T. sichtbar)
Paschen-Serie :  n>3 auf n=3 (infrarot)
Brackett-Serie :   n>4 auf n=4 (infrarot)
Pfund-Serie :       n>5 auf n=5 (infrarot)

Die emittierten Lichtquanten der Blamer-Serie liegen zum Teil im sichtbaren Spektralbereich. Daher sind sie für die Klassifizierung der Sterne von Bedeutung (siehe Spektrum Vega). Die H-alpha-Linie entsteht zum Beispiel durch den Sprung von n=3 auf n=2, die H-beta-Linie entsteht durch den Sprung von n=4 auf n=2 u.s.w.. Je höher die Energiedifferenzen sind, umso stärker verschiebt sich das emittierte Lichtquant zum UV Bereich hin. Ab einer bestimmten Energie ist das Elektron nicht mehr an den Kern gebunden, das Wasserstoffatom ist dann ionisiert. Diese Energie entspricht einer Wellenlänge von 364,7 nm und wird als Balmer-Grenze bezeichnet.
Diese kurzen und einfachen Erläuterungen reichen für das Verständnis der Wasserstofflinien völlig aus. Weitere Informationen über das Bohrsche Atommodell findet man unter [1].

[1] Bohrsches Atommodell, http://de.wikipedia.org/wiki/Bohrsches_Atommodell
 

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