Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 108
Bei dieser niedrigen Auflösung bildet der rotverschobene Peak der [O III] (λ 4959) Emission
einen Blend mit dem blauverschobenen Peak der [O III] (λ 5007) Linie. Infolge der Transparenz
des SNR wird mit der Aufsplittung deshalb die gesamte, auf den Durchmesser bezogene
Ausbreitungsgeschwindigkeit der Materie bestimmt (hier ca. 1800 km/s). Die Radialgeschwindigkeit
erhält man erst durch Halbierung dieses Wertes. Sie beträgt daher knapp
1000km/s und liegt bei diesem jungen SNR ca. 50mal höher als typischerweise bei PN. Im
Gegensatz dazu sind die Hüllen der Wolf Rayet Sterne (Tafel 5), P Cygni (Tafeln 13/13 A)
und in noch deutlich extremerem Mass der Novae und Supernovae so dicht, dass wir nur
die zur Erde gerichtete Hemisphäre der expandierenden Hülle sehen und deshalb mit der
Dopplerformel und Halbwertsbreite FWHM direkt die Radialgeschwindigkeit messen.
Auch weitere spektrale Symptome zeigen, dass die SNR in der Familie der Emissionsnebel
ein Sonderfall sind. Im Nebelzentrum (Profil B) ist infolge Synchrotron- und Bremsstrahlungsvorgänge
(siehe [30]) ein deutliches Kontinuum sichtbar, welches hier im Randbereich
des Nebels (A) nur schwach ist. Profil A musste da noch leicht angehoben werden, um die
Beschriftung der Achse lesbar zu machen. Im Gegensatz zu den SNR kann ein Kontinuum
bei PN und H II Regionen nur schwer nachgewiesen werden.
Die Linienintensitäten der Profile B1,2 wurden grob so angepasst, dass sie, relativ zur Kontinuumshöhe
(/) von Profil A vergleichbar sind. Demnach sind die Emissionen im Bereich
um λ 6500 in Profil A und B ähnlich intensiv. Die [O III] Linien bei λ 5000 sind hingegen am
Nebelrand, d.h. in Profil A, um ein mehrfaches stärker. Offenbar sind hier die Bedingungen
für verbotene Übergänge wesentlich günstiger als in der Nähe des hochenergetischen Pulsars,
dem stellaren Überrest der SN Explosion. Dieses Statement wird durch die Unsicherheit
relativiert, ob und wie stark die rudimentäre Subtraktion der Lichtverschmutzung den
Kontinuumsverlauf beeinflusst hat. Infolge Schockwellen-induzierter Anregung wird das
auffallend intensive Schwefel Doublett (λλ 6718/33) deutlich sichtbar. Letzteres ist bei PN
nur sehr schwach erkennbar und fehlt bei H II Spektren sogar völlig. Dies gilt auch für die
[O I] Linie bei λ 6300. Diese Emission kann bei dieser Auflösung allerdings kaum von der
[O I] Airglow-Linie mit gleicher Wellenlänge separiert werden (siehe Kap. 27).
24.8 Die spektralen Unterscheidungsmerkmale der Emissionsnebelarten
Hier werden die wichtigsten Unterscheidungsmerkmale nochmals zusammengefasst. SNR
zeigen durch die Synchrotron- und Bremsstrahlung, speziell im Röntgenbereich, ein deutliches
Kontinuum. Röntgenteleskope sind deshalb zur Unterscheidung der Nebelarten sehr
geeignet, speziell wertvoll bei lichtschwachen, extragalaktischen Objekten. Bei den übrigen
Nebelarten ist der Nachweis einer Kontinuumsstrahlung schwierig.
Im optischen Spektralbereich sind bei SNR die [S II] und [O I] Linien im Verhältnis zu intensiver
als bei PN und H II Regionen, weil sie, infolge von Schockwellen ausgelöster
Stossanregung, verstärkt entstehen. [S II] Emissionen sind bei PN nur schwach ausgeprägt
und fehlen gänzlich bei H II Regionen [204].
Die Elektronendichte ist bei SNR sehr gering, d.h. noch etwas niedriger als in H II Regionen.
Sie liegt beim stark expandierten, alten Cirrusnebel im Bereich von 300 cm -3 : Beim
noch jungen und kompakten Krebsnebel sind es ca. 1000 cm -3 [204]. Bei PN ist am
höchsten und liegt meistens in der Grössenordnung von 10 4 cm -3 [204]. Bei der H II Region
M42 liegt im Bereich von ca. 1000–2000 cm -3 [224]. Die Ermittlung von und aus
gemessenen Linienintensitäten wird in [30] vorgestellt.
Bei H II Regionen ist die Anregung durch Sterne der O- und frühen B-Klasse relativ gering
und deshalb die Anregungsklasse mit ca. E=1-2 bescheiden. Planetarische Nebel durchlaufen
meistens sämtliche 12 Anregungsstufen, entsprechend der Evolutionsphase des zentralen
Reststerns. Die SNR sind auch diesbezüglich ein komplexer Sonderfall. Beim sehr jungen
SNR, Krebsnebel (M1), dominieren höhere Anregungsklassen, deren Werte inhomogen
über den Nebel verteilt sind, entsprechend der komplexen Filamentstruktur [222]. Folglich
zeigt sich in M1 auch die Diagnoselinie He II (4686) mehr oder weniger prominent [222].