Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor
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<strong>Spektralatlas</strong> <strong>für</strong> <strong>Astroamateure</strong> 13<br />
FWHM: Full width at half maximum height, Halbwertsbreite einer Spektrallinie [30]<br />
HB: Horizontal Branch, Horizontaler Riesenast im HRD<br />
HRD: Hertzsprung-Russel Diagramm<br />
HST: Hubble Space Telescop<br />
MK: Morgan Keenan Kellman, Klassifikationssystem Spektralklassen und <strong>Spektralatlas</strong><br />
PMS: Pre Main Sequence Star. Noch nicht auf der Hauptreihe etablierter Protostern<br />
PN: Planetarischer Nebel<br />
RGB: Red Giant Branch, Roter Riesenast im HRD<br />
SB1: SB 1 System, Spektroskopischer Doppelstern bei dem die Helligkeit einer Komponente<br />
so stark dominiert, dass nur ein Spektrum beobachtet werden kann.<br />
SB2: SB 2 System, Spektroskopischer Doppelstern bei dem der geringe Helligkeitsunter-<br />
schied der Komponenten ein Komposit Spektrum erzeugt.<br />
SN: Supernova, SNR: Supernova Überrest (Supernova Remnant)<br />
SuW: Zeitschrift Sterne und Weltraum<br />
VLT: Very Large Telescope, Teleskopgruppe der ESO auf dem Cerro Paranal, Chile<br />
WR: Wolf-Rayet Sterne<br />
K: Temperatureinheit Kelvin: K ≈ °Celsius + 273°<br />
Å: Einheit <strong>für</strong> die Wellenlänge: Angström. 1 Å = 10 -10 m<br />
Lj: Lichtjahr 1Lj = 9.46 x 10 12 km parsec: Parallaxensekunde 1 parsec = 3.26 Lj<br />
Hα, Hβ, Hγ, Hδ, Hε, H8, H9:… Bei der Beschriftung der H-Balmerserie wird ab Hε die betroffene<br />
Schalennummer des ursächlichen Elektronensprungs verwendet.<br />
200L / 900L: Reflexionsgitter des DADOS Spektrografen mit 200-, resp. 900 Linien/mm.<br />
V: Scheinbare visuelle Helligkeit eines Himmelsobjektes<br />
V: Spektrallinie, identifiziert mit Hilfe des Vspec Tools<br />
: Molekulares Absorptionsband<br />
: Vergleich zur Sonne: M: Sonnenmasse, L: Leuchtkraft der Sonne<br />
3.6 Bezeichnung der Elemente und Ionen<br />
Wie in der Astrophysik üblich, werden hier alle Elemente, ausser Wasserstoff und Helium,<br />
als „Metalle“ bezeichnet und in der astrophysikalischen Notationsform angegeben. Details<br />
dazu siehe [30]. Der Begriff Ionisierungsstufe bezieht sich hier auf die Anzahl Elektronen,<br />
welche ein bestimmtes Atom abgegeben hat (Si lV, Fe ll, H ll etc.). Die römische Ziffer I bedeutet,<br />
dass das Element im neutralen Zustand ist, Ziffer ll im einfach ionisierten-, Ziffer lll<br />
im zweifach ionisierten- etc. Dieser Begriff darf nicht verwechselt werden mit dem Ionisierungsgrad<br />
in der Plasmaphysik. Dieser definiert den Anteil der Atome eines bestimmten<br />
Elementes in einem Gasgemisch, welcher bei gegebenen Werten <strong>für</strong> Temperatur, Dichte<br />
und erforderlicher Ionisationsenergie Elektronen abgegeben hat (Bestimmung mit der Saha<br />
Gleichung).<br />
Sogenannte „Verbotene Linien“ sind in Klammern gesetzt, z.B. [O III], [N II].<br />
3.7 Die Metallhäufigkeit<br />
Von grosser Bedeutung ist das logarithmische Verhältnis Eisen zu Wasserstoff / (Anzahl<br />
Atome, nicht Masse!) als Mass <strong>für</strong> die Metallhäufigkeit (Metallicity) einer Sternatmosphäre.<br />
/ = log (/)<br />
(/) <br />
Ein / kleiner als in der Sonnenatmosphäre gilt als metallarm und trägt ein negatives<br />
Vorzeichen. Der Bereich geht aktuell von ca. +0.5 bis -5.4 (SuW 7/2010).
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