Radiativübertragung

Radiativübertragung beschreibt die Ausbreitung elektromagnetischer Strahlung durch Materie und deren Wechselwirkungen. Sie berücksichtigt Absorption, Emission und Streuung und ist entscheidend für die Interpretation von Spektren in Sternatmosphären, Planetenatmosphären, dem interstellaren Medium und kosmologischen Signalen.

Die zentrale Größe ist die spektrale Strahlungsintensität Iν. Ohne Streuung lautet die Radiative-Transfer-Gleichung dIν/ds = - κν ρ Iν + jν, wobei κν der Absorptionskoeffizient und jν die Emissionskoeffiziente ist. Oft wird der optische Tiefenparameter τν eingeführt, dτν = κν ρ ds, und die formale Lösung Iν(τν) = Iν(0) e^{-τν} + ∫_0^{τν} Sν(t) e^{-(τν - t)} dt, mit der Quellfunktion Sν = jν/κν. Im thermischen Gleichgewicht, LTE, gilt Sν = Bν(T).

Bei Streuung muss die Gleichung erweitert werden. Die Quellfunktion wird zu Sν = (jν + σν Jν) / (κν + σν), wobei σν der Streuungskoeffizient ist und Jν der richtungsdurchschnittliche Intensität, Jν = (1/4π) ∫ Iν dΩ. Die Lösung hängt von Geometrie (plane-parallele Geometrie, sphärische Geometrie), von Bewegungen (Doppler-Verschiebung) und von NLTE-Effekten ab.

Numerische Methoden wie das Feautrier-Verfahren, das diskrete-Ordinaten-Verfahren (S_N) oder Monte-Carlo-Simulationen werden eingesetzt. Typische Anwendungen in der Astronomie und Atmosphärenwissenschaft umfassen die Spektralanalyse von Sternatmosphären, Planetensystemen, dem interstellaren Medium, der kosmischen Hintergrundstrahlung sowie die Bewertung des Strahlungstransfers in Klimamodellen.

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