Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

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Spektralatlas für Astroamateure 116 TAFEL 85 SNR M1 NGC 1952 N W B Δλ ≈ 31Å B 1 B 2 50μ Spalt Δλ ≈ 41Å [N ll] 6583.6 Hα 6562.82 A [S ll] 6732.7 [S ll] 6718.3 [O I] 6300.23 Anregungsklasse E > 5 [O lll] 5006.84 [O lll] 4958.91 Hβ 4861.33 He II 4685.7 Δλ ≈ 30Å He I 5875.6 Δλ ≈ 28Å A ©Richard Walker 2012/02
Spektralatlas für Astroamateure 117 25 Reflexionsspektren im Sonnensystem 25.1 Einführung Überblick Die Objekte unseres Sonnensystems sind bekanntermassen nicht selbstleuchtend, sondern nur dank reflektiertem Sonnenlicht überhaupt sichtbar. Deshalb enthalten diese Spektren, mit Ausnahme der Kometen, auch immer die Absorptionslinien des Sonnenlichts. Der Kontinuumsverlauf des Spektralprofils wird hingegen überprägt, da bestimmte Moleküle, z.B. CH4 (Methan) in den Atmosphären der grossen Gasplaneten das Licht bei bestimmten Wellenlängen unterschiedlich stark absorbieren, resp. reflektieren. Die Planetenspektren sind hier, entsprechend ihren Merkmalen, auf zwei Tafeln verteilt, immer verglichen mit dem Kontinuumsverlauf des Sonnenlichtes. Sämtliche Profile wurden auf denselben Kontinuums abschnitt normiert [31]. Sämtliche Objekte standen bei der Aufnahme ca. 30 – 40° über dem Horizont. Tafel 90: Reflexionsspektren von Mars und Venus Die extrem dichte Atmosphäre der Venus erzeugt auf ihrer Oberfläche einen Druck von ca. 90 bar, d.h. ca. 90x so hoch wie auf der Erde. Sie besteht zu ca. 96% aus Kohlendioxid (CO2). Die restlichen Anteile sind hauptsächlich Stickstoff (N2), Wasserdampf (H2O), und Schwefelverbindungen in der Form von Schwefeldioxid (SO2) und Schwefelsäure (H2SO4). Die extrem dünne Atmosphäre des Mars besteht, ähnlich wie bei der Venus, zu ca. 96% aus CO2, hier jedoch bei einem Oberflächendruck von gerade mal 0.006 bar, d.h. weniger als 1% des Wertes auf der Erdoberfläche. Hier dürfte vor allem die Gesteinsoberfläche des Planeten das Reflexionsverhalten bestimmen. Im dargestellten Spektralbereich und bei dieser mässigen Auflösung sind weder bei Venus noch bei Mars deutliche Abweichungen vom Profiverlauf des Sonnenlichts erkennbar. Experten können hier jedoch in hochaufgelösten Spektren spezifische Details erkennen und auswerten. Tafel 91: Reflexionsspektren von Jupiter und Saturn Die äussere Atmosphäre Jupiters besteht zu ca. 89% aus Wasserstoff und10% Helium, der Rest überwiegend aus Methan und Ammoniak. Saturns äussere Atmosphäre ist leicht anders zusammengesetzt. Sie enthält etwa 93 % Wasserstoff und nur knapp 7% Helium. Ferner kommen Spuren von Methan, Ammoniak und anderen Gasen vor. Gut zu sehen sind hier, konzentriert im nahen Infrarotbereich, die sehr breiten Methan- (CH4) und Ammoniak- (NH3) Absorptionslücken im Spektralprofil. In diesem Wellenlängenbereich sind die Intensitätsdifferenzen am deutlichsten in den Zonen λλ 6200 und 7300 sichtbar. Tafel 94: Spektralprofil des Kometen C/2009 P1 Garradd Wie die übrigen Objekte des Sonnensystems reflektieren auch Kometen das Sonnenlicht. Auf ihrer Bahn in das innere Sonnensystem verdampft zunehmend Kernmaterial, welches in die Koma, und anschliessend in einen getrennten Plasma- und Staubschweif, abströmt. Das Koma- und Plasma Material besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffverbindungen, welche permanent mit geladenen Teilchen des Sonnenwindes (vor allem Protonen und Heliumkernen) beschossen und dadurch angeregt werden. So wird das reflektierte Sonnenspektrum mehr oder weniger stark mit molekularen Emissionsbanden überprägt. Die auffälligsten Merkmale sind die C2 Swan Bänder, vor allem die Band Heads bei λλλ 5165, 5636 und 4737 (siehe dazu Kap. 28.2 und den Kommentar zu Tafel 110). Weitere, häufig auftretende Emissionen sind CN (Cyan) bei λλ 4380 und 3880, NH2 (Amidogen Radikal), sowie C3 bei
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