Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 102
24.2 Gemeinsame spektrale Merkmale von Emissionsnebeln
Neben der chemischen Zusammensetzung prägen die Energie der UV Strahlung sowie die
Temperatur und Dichte der freien Elektronen den lokalen Zustand des Nebelplasmas.
Durch Rekombination fangen die Ionen wieder Elektronen ein, welche beim Übergang auf
niedrigere Niveaus den Energieüberschuss ∆ in Form von Photonen mit entsprechender
Frequenz abgeben (∆=ℎ∙). Aus diesen Gründen erzeugen Emissionsnebel, ähnlich
einer Gasentladungslampe, vorwiegend „quasi monochromatisches“ Licht, d.h. eine überschaubare
Zahl diskreter Emissionslinien. Mit Ausnahme der SNR, zeigen Emissionsnebel
nur eine sehr schwache Kontinuumsstrahlung. Entsprechend wirksam sind deshalb Nebelfilter,
weil die Durchlasskurven schmalbandig auf die gewünschten Linien ausgelegt werden
können, z.B. auf Hα, oder [O lll].
Da sich der Hauptteil des Lichtes auf wenige, intensive Emissionslinien konzentriert, lassen
sich solche Objekte noch in extremen Entfernungen nachweisen. Die hellsten [O III] Linien
werden fotografisch schon nach kurzen Belichtungszeiten sichtbar. Bei allen Emissionsnebelarten
sind Ionisationsprozesse aktiv, wenn auch mit stark unterschiedlicher Anregungsenergie.
Dies erklärt das sehr ähnliche Erscheinungsbild der Spektren. Die Grafik zeigt einen
Ausschnitt aus dem Emissionsspektrum von M42 mit zwei wichtigen Merkmalen:
1. Das Intensitätsverhältnis der hellsten
[O III] Linien beträgt: (5007)/(4959) ≈ 3.
2. Das Intensitätsverhältnis zwischen den
einzelnen Wasserstofflinien, Balmerdekrement
genannt, repräsentiert den
quantenmechanisch bedingten Intensitätsschwund
dieser Emissionslinien in
Richtung abnehmender Wellenlänge. Details
siehe [30], Kap. 18.
Für die Astrophysik wichtig ist das Intensitätsverhältnis
= ()/(). Der theoretisch
errechnete Wert für dünne Gase
beträgt ≈2.85. Je steiler die Kurve verläuft, desto grösser ist die interstellare Extinktion
(Reddening) des Lichtes durch Staubpartikel, was photometrisch als roter Farbexzess bezeichnet
wird. Dadurch werden die Linien bei kürzeren Wellenlängen zunehmend zu kurz
dargestellt. Die meisten für Amateure erreichbaren, galaktischen PN zeigen Werte von
≈2.9−3.5 [203]. Deshalb kann dieser Effekt für die grobe Bestimmung der Anregungsklasse
vernachlässigt werden, zumal die Diagnoselinien noch relativ nahe beieinander liegen
(siehe unten). Es gibt allerdings krasse Ausreisser wie NGC 7027 mit ≈7.4 [14]! Bei
extragalaktischen Objekten, d.h. bereits bei M31, beträgt >4, was jedenfalls eine Korrektur
der Intensitäten („Dereddening“) erfordert [204].
24.3 Liniendiagnose und Anregungsklasse
Seit Beginn des 20. Jahrhunderts sind zahlreiche Methoden zur Bestimmung der Anregungsklasse
von Emissionsnebeln vorgeschlagen worden. Eine der best akzeptierten und
auch für Amateure geeigneten Methoden ist das revidierte 12-stufige System nach Gurzadyan
[14], welches u. a. auch von Aller, Webster, und Acker, entwickelt worden ist [205,
206]. Sie beruht auf dem einfachen Prinzip, dass mit zunehmender Anregungsklasse die
Intensität der verbotenen [O III] Linien, verglichen zur H-Balmerserie, immer stärker werden.
Als Klassierungskriterium wird daher die Intensitätssumme der beiden hellsten [O III]
Linien, im Verhältnis zum Referenzwert Hβ der Balmerserie ausgewertet. Dieser Wert
nimmt im Bereich der niedrigen Anregungsklassen : 1 − 4, markant zu. Die [O III] Linien
bei λλ 4959 und λ 5007 werden in den Formeln mit und bezeichnet.
Hβ 4861.33
Olll 4958.91
Olll 5006.84
Hα 6562.82