Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

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Spektralatlas für Astroamateure 106 Tafel 81 Spirographnebel IC 418 Objekttyp: PN Anregungsklasse: E1 Spektrum von IC 418 (Distanz ca. 2500 Lj). Der lediglich 35‘000K [207] heisse, noch instabile und in kurzen Zeiträumen stark veränderliche Zentralstern, vermag mit dem Kriteriumswert / ≈2.8 diesen Nebel nur auf die niedrigste Klasse E1 anzuregen (Gurzadyan: E1 [206]). Dies ist noch niedriger als bei der H II Region in M42 und Hβ übertrifft hier sogar noch klar die Intensität von [O III] (4959). Entsprechend muss das PN Stadium noch sehr jung sein und auch der Durchmesser der ionisierten Hülle misst erst 0.2 Lj [207]. Das komplexe Spirograph-Muster im Nebel ist noch nicht verstanden. Belichtungszeit mit dem C8: 3x170 Sekunden. Bild IC418: HST. Tafel 82 Schildkrötennebel NGC 6210 Objekttyp: PN Anregungsklasse: E4 Spektrum von NGC 6210 (Distanz ca. 6500 Lj). Der ca. 58‘000K [207] heisse Zentralstern der Spektralklasse O7f erregt diesen Nebel mit dem Kriteriumswert / ≈ 14 bis knapp unterhalb die Grenze zur Klasse E4 (konsistent zu Gurzadyan: E4 [206]). Im Spektrum ist hier bereits sehr fein He II (λ4686) zu sehen. In Einzelfällen kann diese Linie aber auch direkt vom Zentralstern stammen [206]. Belichtungszeit mit dem C8: 4x45 Sekunden. Bild NGC 6210: HST. Tafel 83 Saturnnebel NGC 7009 Objekttyp: PN Anregungsklasse: E8 Spektrum von NGC 7009 (Distanz ca. 2000 Lj). Der zentrale, Weisse Zwerg, vermag hier mit ca. 90‘000K [207] den Nebel auf den Kriteriumswert log( / ()) ≈1.9, entsprechend der Klasse E8 anzuregen (Gurzadyan: leicht abweichend E7 [206]). Das blaue Profil ist in der Intensität gezoomt um die schwächeren Linien besser sichtbar zu machen. Auffällig sind hier die, trotz hoher Anregungsklasse, noch intensiven H-Emissionen und ein deutlich zu niedriges Balmerdekrement D
Spektralatlas für Astroamateure 107 knapp um die Klassifizierungslinie He II (4686) darzustellen. Dies gelang jedoch mit dem C8, dem niedriger auflösenden 50μm Spalt und einer Zeit von 3x1270 Sekunden (Ausschnittspektrum rechts). Dies demonstriert den hohen erforderlichen Aufwand für die grossflächig erscheinenden PN (hier 86“x72“). Typisch für diese hohe Anregungsklasse sind das hohe Alter von ca. 20‘000 Jahren und die sichtbar grosse Ausdehnung des Nebels von ca. 1.4 Lj. Tafel 84A M57, Intensitätsprofil entlang der Längsachse des Nebels T84A zeigt für die stärksten Emissionslinien [O III] und [N II] den Intensitätsverlauf entlang des gesamten 50μm Spaltes, positioniert auf der Längsachse des Ringnebels. Erzeugt wurden diese Intensitätsprofile mit Vspec an einem mit IRIS um 90° gedrehten Spektralstreifen. Tafel 85 M1, NGC 1952 Objekttyp: SNR Anregungsklasse: E >5 T85 zeigt das Emissionsspektrum des Supernova Überrests (SNR) von M1 (Distanz ca. 6300 Lj). Der 50μm Spalt verläuft ca. in N–S Richtung durch den Zentralbereich dieses sehr jungen Nebels. Die ursächliche Supernova Explosion wurde im Jahre 1054 von den Chinesen schriftlich dokumentiert. Heute beträgt der Durchmesser des Nebels ca. 11 Lj. Vesto Slipher gewann 1913 das erste Spektrum von M1. Dabei ist ihm die massive Aufspaltung der Emissionslinien aufgefallen. In Unkenntnis der Nebel Expansion, interpretierte er dieses spektrale Symptom fälschlicherweise als den damals neu entdeckten Stark Effekt, verursacht durch die Einwirkung elektrischer Felder. 1919 belichtete R.F. Sanford das M1 Spektrum mit dem 2.5m Hooker Teleskop und den damals „schnellsten“ Film Emulsionen, während sage und schreibe 48 h! Das Resultat beschreibt er dann nüchtern als „dissapointingly weak“, ein klarer Hinweis, dass dies wohl auch mit heutigen Mitteln noch kein Anfängerobjekt sein kann. Die Expansion dieses SNR wurde erst 1921 von C.O. Lampland durch den Vergleich fotografischer Platten nachgewiesen! Mit dem C8 und einer auf –20°C gekühlten Atik 314L Kamera im 2-fach Binning-Mode, waren immerhin noch 2x30 Minuten notwendig, um mit dem 200L Gitter ein halbwegs akzeptables Spektrum zu gewinnen. Als lästiger Nebeneffekt wurde dadurch, trotz passablem Landhimmel mit Grenzgrösse ca. 4–5 m , die Lichtverschmutzung und das Airglow (Tafel 96) in vergleichbarer Intensität zum M1 Signal aufgezeichnet. Das Störspektrum wurde daher knapp ausserhalb des Nebels separat aufgezeichnet und mit Fitswork vom M1 Signal subtrahiert. Diese scheinbar knapp 1000 Jahre alte, expandierende Explosionshülle ist bereits so stark verdünnt, dass sie optisch transparent geworden ist. Dies zeigen auch die rotverschobenen Peaks der gesplittet erscheinenden, gut ausgeprägten Emissionslinien, welche häufig vergleichbar intensiv sind wie die blauverschobenen, in einzelnen Fällen allerdings auch deutlich geringer. Die Grafik rechts zeigt die Aufsplittung der Emissionslinien infolge des Dopplereffekts. Die Hüllenteile, welche sich in Erdrichtung bewegen, verursachen eine Blauverschiebung und die sich entfernenden- gleichzeitig eine Rotverschiebung der Linien, welche sich dadurch zu einer sog. Geschwindigkeitsellipse („velocity ellipse“) deformieren. Dieser Effekt ist hier an den verrauschten [O III] Linien des M1 Spektrums zu sehen – im Bereich des 50μm- (unten) und des 25μm Spaltes (oben). O III Richtung Erde
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