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