Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

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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].
Spektralatlas für Astroamateure 109 TAFEL 80 Kriterium I N1+N2 /Hβ ≈ 5 Anregungsklasse E1 Orion Nebel M42 [O lll] 5006.84 Hα 6562.82 [N ll] 6583.6 [O lll] 4958.91 Hβ 4861.33 He I 5876 Hγ 4340.47 ©Richard Walker 2010/09
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