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) Beispiel Vergleich Wega-Sirius Aufnahmedaten (beide): Spektrograph: Objektivprismenspektrograph Film: T-Max 400 34 Oben: Wega A0Va Belichtungszeit: 4*10s 1.5 fach Bildnr.: 14 Unten: Sirius A1Vm Belichtungszeit: 1.5 fach Bildnr.: 16 Spektrallinienverzeichnis Tracing (Diagramm) H-β 4861Å H-γ 4340Å H-δ 4102Å H-ε 3970Å H8 3889Å H9 3835Å H10 3798Å Die beiden bekanntesten A-Sterne des nördlichen Himmels sind sicherlich Sirius und Wega. Ein Vergleich der beiden Aufnahmen (Bining) zeigt die große Ähnlichkeit. Es dominieren ausschließlich die Balmerlinien. Unterschiede zwischen beiden Spektren sind kaum festzustellen, auch wenn das „m“ im Spektraltyp bei Sirius einen überdurchschnittlichen Metallreichtum kennzeichnet. Diese Linien sind zu fein, um mit dem Objektivprismenspektrographen erkannt werden zu können.
c) Beispiel Leuchtkraftklassen Objektinformationen: Katalognummer: α Lyr, Eigenname: Wega Bildnr.: 18 35 visuelle Helligkeit: 0.03 mag Spektraltyp: A0Va Belichtungsdaten: Spektrograph: „klassischer“ Belichtung: T-Max 400/20s Objektinformationen: Katalognummer: α Cyg, Eigenname: Deneb Bildnr.: 23 visuelle Helligkeit: 0.03 mag Spektraltyp: A2Ia Belichtungsdaten: Spektrograph: „klassischer“ Belichtung: T-Max 400/? Die Balmer-Serie ist deutlich erkennbar, wenn auch bei Deneb wesentlich schwächer. Die Linien haben bei diesem eine wesentlich geringere Stärke. Dies scheint zunächst sonderbar, da ja theoretisch bei A2 das Maximum der Balmerstärke auftreten sollte. Die Erklärung liegt in den verschiedenen Leuchtkraftklassen der beiden Sterne. Deneb ist ein Überriese und Vega ein Zwerg. Die Atmosphäre eines Zwergs hat einen wesentlich höheren Gasdruck [vgl. Kaler, 1994, 212]. Die Zahl der Teilchen im passenden Anregungszustand ist also größer als im Überriesen. Die Linien sind folglich bei dem leuchtkräftigeren Stern schwächer als bei dem leuchtschwächeren. Diese Tatsache bezeichnet man als einen „negativen Leuchtkrafteffekt“. Er ermöglicht eine einfache Einteilung in Leuchtkraftklassen. 4. F-Sterne a) Spektren Die Balmerlinien müssen bei den F-Sternen ihre dominierende Rolle zugunsten der K und H Linien des Ca(II) aufgeben. Die Anzahl der Linien verschiedener Elemente mit einer Ordnungszahl größer als 6 nimmt immer mehr zu [vgl. Pfau, 2003, 4/52, 20], so dass der Verlauf des Kontinuums nur noch schwer erkannt werden kann. Auch erste Linien von besonders widerstandsfähigen Molekülen, die auch bei recht hohen Temperaturen noch bestehen können, treten auf. Dies ist insbesondere das G-Band des CH Moleküls bei ca. 4300Å, das ab F3 deutlich an Stärke gewinnt. [vgl. Jaschek, 1990, 241]
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