¿Cómo es posible observar las líneas de Fraunhofer en el espectro de emisión de cualquier estrella, ya que los elementos que absorben la radiación no podrían absorber toda la radiación correspondiente a una determinada longitud de onda? Por ejemplo, para poder ver la línea Na 'D' en el espectro solar, una pequeña cantidad de Na presente en el Sol debería absorber toda la radiación correspondiente a la longitud de onda de la línea D. Incluso para elementos muy abundantes como H y He, ¿por qué no es posible que al menos una cierta cantidad de radiación en sus espectros de absorción escape y llegue al observador? Además, incluso si aceptamos que toda la radiación original es absorbida por la excitación de los electrones, ¿no es posible que eventualmente se desexciten y emitan la misma radiación (para ser precisos, no se producen desexcitaciones a altas temperaturas)? Si alguna de estas cosas sucede, entonces no deberíamos poder ver líneas oscuras en el espectro de estrellas. La mayoría de las fuentes atribuyen la presencia de las líneas a la presencia de los elementos, pero no entran en los detalles de cómo ocurre esto realmente. Por favor hágamelo saber. ¡Gracias!
Las líneas de absorción no son negras. Tiene razón en que todavía emerge algo de radiación en nuestra dirección, incluso en las longitudes de onda centrales de las líneas D de sodio.
La presencia de líneas de absorción se debe al gradiente de temperatura en el Sol y que el campo de radiación de cuerpo negro es .
A medida que avanzamos hacia el exterior en la fotosfera solar, en algún punto, el material integrado por encima de ese punto es insuficiente para evitar que la mayoría de los fotones se escapen. Esta es una definición de dónde está la fotosfera.
Sin embargo, la profundidad de este punto depende de la longitud de onda. Si estamos mirando una longitud de onda "continua", entonces la opacidad es relativamente baja (dominada por la recombinación H) y la radiación que escapa proviene de una capa relativamente profunda. Si estamos mirando el centro de una línea D de Na, entonces la opacidad es alta y la emisión proviene de una región más alta en la fotosfera. Debido al gradiente de temperatura, la primera capa está más caliente que la segunda. Y debido a la dependencia, el primero es brillante mientras que el segundo es comparativamente oscuro.
Tenga en cuenta que este proceso funciona porque hay un gradiente de temperatura . Si no lo hubiera, en última instancia, los átomos que absorben la radiación repondrían los fotones absorbidos con fotones emitidos a medida que hacen la transición hacia abajo. Las explicaciones en términos de una lámpara detrás de una nube fría de gas no son apropiadas para las estrellas a menos que se reconozca que la lámpara en realidad corresponde a una capa más caliente debajo de la nube fría.
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