Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 122
26 Molekulare Absorptionsbanden der Erdatmosphäre
Tafel 95: Übersicht der prominentesten, molekularen Absorptionen der Erdatmosphäre
Schwerpunktmässig zwischen ca. λλ 6200 – 7700 wimmelt es buchstäblich von erdatmosphärisch
bedingten, molekularen H2O- und O2 Absorptionsbanden. Vereinzelt treten in diskreter
Form Linien „tellurischer“ Herkunft noch jenseits von ca. λ 5700 auf und täuschen
das Vorhandensein stellarer Absorptionen vor. Der Begriff „tellurisch“ bedeutet: die Erde
betreffend, von ihr stammend (lateinisch tellus = Erde). Auf der Tafel ist der Ausschnitt von
λλ 6800 – 7800 des Sonnenspektrums dargestellt (900L Gitter). Hier erscheinen diese Absorptionen
so prominent, dass ihnen Fraunhofer die Linienbezeichnungen A und B zugeteilt
hat. Er konnte damals noch nicht wissen, dass diese Linien nicht von der Sonne stammen,
sondern erst in der Erdatmosphäre entstehen.
Für den Astronomen sind sie nur hinderlich, es sei denn, er braucht z.B. feine Wasserdampflinien
bekannter Wellenlänge zur Eichung der Spektren. Diese „Kalibriermarken“
werden durch komplexe molekulare Vibrationsvorgänge, als unübersichtlicher und sehr
breit verstreuter Schwarm erzeugt.
Der Atmosphärenphysiker kann aus den H2O Absorptionen Feuchtigkeitsprofile in der Troposphäre
ableiten. Die O2 Bänder (Fraunhofer A und B) erlauben ihm Rückschlüsse auf die
Schichttemperaturen, in welchen diese Linien entstehen [180].
Für den „Durchschnittsamateur“ ist lediglich die Erkenntnis wichtig, dass in diesem Bereich
bei der Linienidentifikation grösste Vorsicht angebracht ist. Zweifelsfrei ragt da meist lediglich
noch die Hα Linie über diesen tellurisch bedingten „Dschungel“ von Absorptionslinien
und -bändern hinaus. Dies gilt in besonderem Masse für die frühen Spektralklassen, deren
Kontinuumsmaximum im Ultravioletten liegt. Eine Ausnahme bilden hier aber „stellare Exoten“
wie z.B. die Be- Sterne (Kap. 11) und solche, welche infolge Massenverlustes starke
P Cygni Profile zeigen (Tafel 13). In diesen Fällen kann meistens noch die Helium Linie He l
bei λ 6678 sicher identifiziert werden. Deren Form, sowie Halbwerts- und Äquivalentbreite,
ist für die Untersuchung solcher Sterne von entscheidender Bedeutung [30].
Sterne später K- und aller M-Klassen, sowie diejenigen der AGB Sequenz, strahlen vorwiegend
im Infrarot Bereich. Deshalb können hier vor allem intensive Titanoxid Absorptionsbänder
(TiO) diese tellurischen „Störsignale“ entscheidend überprägen (siehe entsprechende
Spektraltafeln). Die Reflexionsspektren der grossen Gasplaneten zeigen vorwiegend in
diesem Bereich die eindrücklichen Absorptionslücken im Kontinuumsverlauf.
Diese Bänder und Linien lassen sich unter relativ grossem Aufwand bis zu einem gewissen
Grad reduzieren, indem z.B. ein synthetisch erzeugtes Standardprofil der tellurischen Linien
vom Spektrum subtrahiert wird (siehe z.B. Vspec Manual). Weiter kann noch der Profilvergleich
mit Standardsternen beigezogen werden. Erschwerend ist jedoch, dass Intensität
und Profilverlauf tageszeitlichen und wetterbedingten Einflüssen unterliegt und vom Elevationswinkel
des Objektes über dem Horizont abhängt. Für weiterführende Informationen
verweise ich z.B. auf [180] [181].