¿Podemos ver líneas de emisión en las estrellas?

Question

He leído que las estrellas se muestran ambas líneas de absorción y emisión. Mientras que de cómo vemos las líneas de absorción es claro para mí, no entiendo cómo (y cuándo) vemos que las líneas de emisión. Basado en lo que he leído en varios hilos, tales como ¿por Qué no líneas de absorción y emisión cancelar en nuestro Sol? no debemos ver a las líneas de emisión del todo, ya que todas las emisiones provienen de la más caliente de interior, sino aquellos que no pueden llegar al exterior (a menos que no he entendido este punto), y que la única emisión que vemos es la radiación de cuerpo negro. Pero entonces, ¿cómo vemos el par de líneas de emisión como en el espectro que se muestra aquí?

Answer 1

La luz emitida en el interior de una estrella es en gran parte thermalized por el tiempo trabaja a su manera, y tendrá un espectro de cuerpo negro.

Las partes interesantes del espectro se debe a las moléculas y átomos en la corona: la "atmósfera" de la estrella.

Cualquier gas que se ioniza o al menos emocionado a algo por encima de la tierra del estado va a producir un espectro de emisión. Prácticamente todo el gas en la primera de varias decenas de miles de kilómetros por encima de la estrella de la "superficie" va a ser ionizado y la emisión de luz a una velocidad alta, la producción de líneas de emisión. En consonancia con el enlace que nos ha facilitado, una molécula (o átomo) de absorber la luz sólo si la frecuencia de la luz coincide con una energía de transición en la molécula. Si la molécula ya está emocionado por encima del nivel inferior de la transición, la transición no está disponible. Sin embargo, mientras no se enfriador de gas en niveles altos de la atmósfera estelar, habrá líneas de absorción.

Answer 2

En general, las líneas de emisión se producen en gases que son ópticamente delgada, o en atmósferas que tienen una inversión de la temperatura (es decir, más cálidos, más cerca del observador).

En un ópticamente delgada de gas, si excitados de los átomos o iones se radiatively deexcited, entonces los fotones producidos pueden escapar a un observador. Si continuum de absorción/emisión es raro entonces esto lleva a que se observa una línea de emisión. Los ejemplos incluyen la mayoría de las nebulosas.

El segundo caso se plantea porque si usted tiene una capa caliente en la parte superior de una capa fresca, entonces la luz que recibimos de la "fotosfera" vendrá de una más caliente de la capa en la longitud de onda de una fuerte radiación de transición (más cerca del observador) en comparación con el continuum. Como el más caliente de la capa es más brillante, vemos una línea de emisión. Exactamente el caso contrario a la formación de una línea de absorción, el cual se presenta cuando la luz en la longitud de onda central de una transición surge a partir de un superior, enfriador de capa.

Una inversión de la temperatura requiere un camino de no-radiatively depósito de calor en el más caliente de la capa, de lo contrario radiativo de difusión eliminaría. Un ejemplo es un estelar cromosfera, que está por encima y más caliente que el resto de la fotosfera, y se calienta por los campos magnéticos. Esto puede producir la alta temperatura de líneas de emisión. Sin embargo, la cromosfera es (a) con parches y (b) lo suficientemente delgada como para permitir que la luz de la mayoría de las longitudes de onda a través de ella, por lo que todavía la vista de la fotosfera solar, con sus líneas de absorción, pero con la adición de líneas de emisión de la más caliente de la cromosfera.