Waarom is de spectraallijn van helium geen absorptielijn in zonlicht?

[jkien]

Het onbekende element helium werd in 1868 tijdens een zonsverduistering ontdekt door een onbekende lijn in het emissiespectrum van de chromosfeer van de zon.(1, 2) Maar waarom is de spectraallijn van helium geen absorptielijn van gewoon zonlicht? Ik dacht dat het absorptiespectrum dat in de chromosfeer ontstaat gelijk is aan het emissiespectrum van de chromosfeer.

 

helium 1465 keer bekeken

Figuur uit: Hardi Peter (3)

[Michel Uphoff]

Maar waarom is de spectraallijn van helium geen absorptielijn van gewoon zonlicht?

 
Helium geeft in normaal zonlicht een absorptielijn (de chromosfeer is kouder dan de fotosfeer). Bij een totale zonsverduistering echter, kom je gedurende enkele seconden in de bijzondere situatie dat de extreem heldere fotosfeer door de Maan is afgedekt, en je even het veel zwakkere rode licht van de chromosfeer aan de rand kan waarnemen. In dat zogenoemde flash spectrum van de chromosfeer zelf zit een emissielijn van helium, die volledig wegvalt in normale omstandigheden.

[jkien]

Het gaat me toch ook om de sterkte. Ik verwacht dat een sterke emissielijn van helium correspondeert met een sterke absorptielijn, want ze ontstaan in dezelfde chromosfeer, misschien zelfs in de verhouding van 1 uitgezonden foton per 1 geabsorbeerd foton. Maar de absorptielijn (D₃) blijkt erg zwak vergeleken met de emissielijn, die ongeveer even sterk is als Hα en Hβ. 

Het omgekeerde blijkt te gelden voor natrium: de emissielijn (D₁+D₂) is erg zwak vergeleken met de absorptielijn, die ongeveer even sterk is als Hα en Hβ.

[Michel Uphoff]

blijkt erg zwak vergeleken met de emissielijn, die ongeveer even sterk is als Hα en Hβ.

 
Heb je daar (absorptie, emissie) vergelijkbare meetwaarden van?
 
Hoe het precies komt weet ik niet. Wel is de emissielijn van Hα in zonlicht eigenlijk zwakjes t.o.v. het aandeel waterstof in de ster. Slechts een deel van het waterstof komt bij de geldende temperatuur aan het N2 niveau toe, en daarvan weer een deel aan de sprong van N2 naar N3 (Hα). Bij hetere sterren (bijvoorbeeld type A) is de emissielijn veel sterker, en bij zeer hete sterren weer zo goed als afwezig vanwege de ionisatie van het waterstof.

[Michel Uphoff]

De fysicus Peter Zetner (universiteit Manitoba) schrijft hier ondermeer over de vrijwel afwezige D3 absorptielijn:
 

This line is generally invisible on the solar disk (absorption is too weak) except in regions of plage and filaments where absorption is enhanced.

 
Uit dit paper maak ik t.a.v. de D3 lijn op:
 
Vrijwel afwezig in het normale zonnespectrum, in zonnevlammen zichtbaar als absorptie- of emissielijn en het mechanisme dat de lijn veroorzaakt is sterk verschillend van dat bij Hα. Al met al is het behoorlijk complexe materie.

[jkien]

Ik begrijp het optreden van de helium D₃-lijn inmiddels iets beter. De emissielijn ontstaat doordat helium eerst ioniseert tot He+, en daarna keert er een elektron terug naar de grondtoestand via een gebroken val in het energieniveau diagram.
Een D₃-emissie ontstaat tijdens de gebroken val bij een klein stapje omlaag van 3d naar 2p. In de chromosfeer komt het ioniseren van helium vaak voor door de hoge temperatuur en door harde straling uit de corona. Een vast percentage van de ionisaties resulteert in een D₃-emissie.
Een D₃-absorptie is zeldzaam in de chromosfeer omdat het eerst de absorptie een foton van precies 22 eV vereist om het elektron van grondniveau naar 2p te brengen. Een foton van precies 22 eV is zeldzaam vergeleken met alle fotonen van >25 eV die ionisatie opleveren gevolgd door D₃-emissie
Een andere route die tot D₃-absorptie zou kunnen leiden is een val vanuit ionisatie naar 2p langs een andere route dan via 3d. Dan zou de verblijfstijd op niveau 2p ook lang moeten zijn vergeleken met de gemiddelde wachttijd tot het arriveren van een 588 nm foton uit de zon. De verblijfstijd op niveau 2p is blijkbaar niet lang genoeg.
In de fotosfeer komt D₃-absorptie niet voor omdat het er te koud is om heliumatomen te ioniseren, of ze te exciteren naar het 2p niveau.

 

helium2 1463 keer bekeken

Bron: hyperphysics

[jkien]

Dat natrium in de fotosfeer wel een absorptielijn oplevert valt te verklaren met het energieniveau diagram van natrium. De D-absorptielijn hoort bij een elektron dat van de grondtoestand omhoog springt naar het laagste niveau daarboven. De sprong vereist absorptie van een foton van 2 eV.

natrium 1460 keer bekeken

Kennelijk zijn er twee factoren die bijdragen aan een sterke D-absorptielijn. In de fotosfeer, met een temperatuur van 6000 K, is ½kT = 0.3 eV, dus de bezettingsgraad van de grondtoestand zal hoog zijn. Bovendien zijn fotonen met een energie van 2 eV ruimschoots aanwezig in een omgeving van 6000 K, volgens de wet van Wien, λ_wT = k_w . De energie van het modale warmtestralingsfoton is  E_w = hc/λ_w = hcT/k_w = 2.6 eV.

Merkwaardig: er lijkt in het algemeen een verband te zijn tussen de energie E_w van het modale warmtestralingsfoton en de energie per vrijheidsgraad, E_B = ½k_BT. De wet van Wien, λ_wT = k_w , leidt tot:    E_w = hc/λ_w = hcT/k_w = 2hc/(k_Bk_w) E_B   →   E_w = 9.9 E_B

Heeft de dimensieloze 'natuurconstante' 2hc/(k_Bk_w) = 9.9 een naam?