Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 57
Tafel 22: Auswirkung der Leuchtkraftklasse auf die Detailspektren von Wega (α Lyr), Ruchbah
(δ Cas) und Deneb (α Cyg).
Wega (25 Lj) ist mit A0V klassiert und steht, wie unsere Sonne, als sog. „Zwergstern“ noch
auf der Hauptreihe. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 9500 K, seine scheinbare Rotationsgeschwindigkeit
am Äquator ist mit ca. 15 km/s sehr niedrig. Neuere interferometrische
Untersuchungen zeigen aber, dass wir Wega fast „Pole on“ betrachten und die effektive
Rotationsgeschwindigkeit tatsächlich > 200 km/s beträgt.
Ruchbah (100 Lj) ist mit A5 lll-lV klassiert. Somit bewegt er sich im HRD auf dem Weg von
der Hauptreihe auf den Riesenast. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 8400 K. Seine
Rotationsgeschwindigkeit wird von Kaler [506] mit 113 km/s angegeben, für diese Klasse
ein unauffälliger Wert.
Deneb (2000 Lj) ist mit A2 la klassiert und gehört somit zu den Überriesen. Die Oberflächentemperatur
beträgt ca. 8500 K. Die scheinbare Rotationsgeschwindigkeit wird, mit ca.
21 km/s angegeben. Der Überriese war während seines Hauptreihenstadiums ein früher B-
oder sogar ein später O- Stern [506].
Der Vergleich dieser drei gleich normierten Spektren zeigt eine deutliche Intensitäts- und
Breitenabnahme der H-Linien mit zunehmender Leuchtkraft. Umgekehrt dazu werden die
Metallinien bei den Riesen intensiver und schmaler, was infolge der dünneren Sternatmosphäre,
und dadurch niedrigerem pressure- und collision broadening, auch zu erwarten ist.
Das rotational broadening hat bei diesen relativ mässigen sin Werten keinen dominierenden
Einfluss auf das Erscheinungsbild der Profile.
Tafel 23: Unterschiedliche Metallhäufigkeit bei Wega und Sirius.
Der Vergleich der „Metallizität“ zwischen Wega und Sirius ist seit langem Gegenstand zahlreicher,
professioneller Untersuchungen, z.B. [703], [704]. Ausser der unterschiedlichen
Metallhäufigkeit sind die beiden Sterne fast gleich klassifiziert und weisen zudem eine ähnlich
tiefe, scheinbare Rotationsgeschwindigkeiten auf. Unterschiede im Spektrum müssen
also primär auf die unterschiedliche Metallhäufigkeit zurückzuführen sein, was die beiden
hellen Sterne für solche Untersuchungen prädestiniert. Bei dieser Auflösung (900L Gitter)
fällt sofort auf, dass die Ca ll Linie (Fraunhofer K bei λ 3934) bei Wega klar intensiver ist,
obwohl der Stern sogar etwas früher klassiert ist als Sirius. Dies ist bereits rein optisch
feststellbar, auch ohne Messung der Äquivalentbreite.
Die meisten, wenn auch nicht
alle Metallabsorptionen, sind bei Sirius je-
doch deutlich kräftiger. Die Grafik zeigt
den Verlauf der sog. „Curve of Growth“
gemäss Keith Robinson [3]. Uns interessiert
hier ausschliesslich der näherungsweise
linear verlaufende Bereich der ungesättigten
Spektrallinie. Hier verhält sich die
Äquivalentbreite EW einer bestimmten
Spektrallinie ungefähr proportional zur Anzahl
Atome des entsprechenden Elementes
in einem Gasgemisch.
In einer chinesischen Studie von H. M. Qiu et al. [703] wird zusammengefasst, dass Sirius
mit einem / Verhältnis von +0.5 relativ metallreich, Wega mit –0.57 dagegen vergleichsweise
metallarm ist. Hier wird auch bestätigt, dass Ca, sowie auch Sc, beim Sirius
untervertreten und anderseits Fe deutlich übervertreten ist. Das Defizit von Ca und Sc, sowie
die Übervertretung von Fe sind gemäss [703] definierende Marker für metallreiche A-
Sterne. Die Fraunhofer K (Ca ll Linie bei λ 3934) dient auch bei diversen anderen Studien
als wichtiger Indikator für die Metallhäufigkeit.
Äquivalenzbreite EW [Å]
Linie gesättigt
Curve of Growth
Linearer
Bereich
Linie ungesättigt
Anzahl Atome