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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
Spektralatlas für Astroamateure 103 Für niedrige Anregungsklassen E1 – E4: / Bei den höheren Stufen (: 4 − 12) wird ab der Übergangsklasse 4 [205] erstmals die He II Linie bei λ4686 sichtbar. Diese Ionen erfordern zu ihrer Erzeugung 24.6 eV, entsprechend ca. 50‘000K [202]. Das ist fast die doppelte Energie wie für H II mit 13.6 eV. Diese Linie steigert ab hier die Intensität und ersetzt die stagnierende Hβ Emission als Vergleichswert in der Formel. Das Verhältnis wird ab hier logarithmisch (zur Basis 10) ausgedrückt, um den Wertebereich für das Klassierungssystem auf einen vernünftigen Bereich zu limitieren: Für mittlere und hohe Anregungsklassen E4 – E12: log( / ()) Die 12 -Klassen werden in die Gruppen Niedrig ( =1−4), Mittel ( = 4 − 8) und Hoch (=8−12) unterteilt. In Extremfällen wird noch 12 + vergeben. Niedrig Mittel Hoch –Klasse / –Klasse log( / ) –Klasse log( / ) E1 0 – 5 E4 2.6 E9 1.7 E2 5 – 10 E5 2.5 E10 1.5 E3 10 – 15 E6 2.3 E11 1.2 E4 >15 E7 2.1 E12 0.9 E8 1.9 E12 + 0.6 24.4 Hinweise zur Spektralaufnahme und Bestimmung der Anregungsklasse Die Bestimmung der niedrigen E-Klassen 1–4 ist einfach, da hier die Hβ Linie, im Verhältnis zu den [O III] Emissionen, relativ intensiv bleibt. Ab Stufe E4 beginnt die He II Linie (λ4686) zuerst schwach und erfordert sehr rauscharme Spektren, sowie starkes Zoomen in der Intensitätsachse. Am einfachsten zu spektroskopieren sind die scheibchenförmig und blaugrün scheinenden PN. Sie sind dadurch innerhalb einer Sterngruppe sehr leicht zu finden und die Belichtungszeit beträgt bei den hellen Vertretern nur wenige Minuten (200L Reflexionsgitter). Die hellste [O III] Linie erscheint oft schon nach einigen Sekunden auf dem Bildschirm (z.B. NGC 6210)! Die Intensität der Linien wird bei so klein erscheinenden Objekten über den sehr kurzen, ausgeleuchteten Spaltbereich integriert. Entlang dieses winzig erscheinenden Scheibchendurchmessers zeigen aber die einzelnen Linien beträchtliche Intensitätsunterschiede (siehe Kap. 24.7). Zudem sind während langen Belichtungszeiten, infolge von Seeing- und Nachführungseinflüssen, leichte Veränderungen der Spaltposition bezüglich des Nebels zu beobachten. Versuche haben gezeigt, dass die Auswertung mehrer Spektren desselben Objektes signifikant unterschiedliche Ergebnisse zeigen können, wobei auch das Balmerdekrement betroffen ist. Dabei war aber nur ein geringer Einfluss auf die Anregungsklasse festzustellen! Das Bild zeigt den Spirographnebel (IC 418) auf dem 25μm Spalt (PHD Guiding). Zwischen dem grünen Autoguiding Kreuz und dem Spalt ist noch der helle Zentralstern erkennbar. Die grossflächig erscheinenden Nebel wie M27 und M57 benötigen hingegen mit einem C8 und der Meade DSI III mindestens 20–30 Minuten Belichtungszeit (ohne Binning) und einen absolut dunst- und wolkenfreien Himmelsabschnitt. Sie erlauben aber das selektive Spektroskopieren ausgewählter Nebelbereiche sowie die Analyse des Intensitätsverlaufs entlang des Spaltes (siehe 24.7). In diesen Fällen zeigten mehre Spektren desselben Objektes immer konsistente Resultate.
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