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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].
Spektralatlas für Astroamateure 123 TAFEL 95 Sonnenspektrum im Bereich der prominentesten molekularen Absorptionen der Erdatmosphäre Fraunhofer A O2 Absorption H 2O Absorption Fraunhofer B O2 Absorption 7594 – 7684 6867 – 6944 7168 - 7394 I= –0.2 ©Richard Walker 2010/05
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