Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor
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<strong>Spektralatlas</strong> <strong>für</strong> <strong>Astroamateure</strong> 61<br />
Das Intensitätsmaximum des realen Kontinuums liegt jetzt deutlich im sichtbaren Bereich<br />
des Spektrums. Die Grafik zeigt qualitativ den Kontinuumsverlauf eines F5 V Standardsterns<br />
gemäss Vspec /Tools/Library. Markiert ist hier das Linien-Duo des G-Bandes und der Hγ Linie,<br />
als unverwechselbares Merkmal der F-Klasse.<br />
G Band<br />
Hγ<br />
15.4 Kommentierte Spektren<br />
Tafel 30: Adhafera (ζ Leo) und Procyon (α CMi)<br />
Die Entwicklung der F- Subklassen wird hier durch die überlagerte Darstellung je eines frühen<br />
und späten Spektraltypen mit breitbandigen Übersichtsspektren demonstriert (200L<br />
Gitter).<br />
Adhafera (260 Lj) steht mit der Spektralklasse von F0 lll am oberen Rand der F-Klasse und<br />
hat bereits das Riesenstadium (lll) erreicht. Die Oberflächentemperatur beträgt ca.<br />
7030 K, seine scheinbare Rotationsgeschwindigkeit ca. 84 km/s [506]. Die Fraunhofer<br />
H + K- Linien haben bereits bei dieser frühen F-Klasse die Intensität der H- Balmerserie<br />
übertroffen und die K- Linie bei λ 3968 hat die Hε Absorption überprägt.<br />
Procyon (11 Lj) ist mit F5 lV-V klassiert und repräsentiert somit etwa die Mitte der F-Klasse.<br />
Wie Sirius hat er einen Weissen Zwerg als Begleiter. Die Leuchtkraftklasse lV-V verrät, dass<br />
er damit begonnen hat, im HRD die Hauptreihe in Richtung Riesenast zu verlassen. Die<br />
scheinbare Rotationsgeschwindigkeit liegt bei lediglich ca. 6 km/s. Die Oberflächentemperatur<br />
beträgt ca. 6630 K und ist somit erwartungsgemäss deutlich tiefer als beim früher<br />
klassierten Adhafera. Dies hat auf den ersten Blick nur geringe Auswirkungen auf den Profilverlauf<br />
des Spektrums. Der markanteste und wichtigste Unterschied betrifft das „Markenzeichen“<br />
der F-Klasse – die Intensitätszunahme des molekularen CH-Absorptionsbandes<br />
(bei ca. λ 4300) und umgekehrt das Schrumpfen der benachbarten Hγ Linie. Ebenso das Intensitätswachstum<br />
der Ca l Linie (λ 4227), welche bei dieser Auflösung erst beim kühleren<br />
Procyon deutlich sichtbar wird. Einige weitere Differenzen dürften u. a. auch durch die unterschiedliche<br />
Leuchtkraftklasse bedingt sein.<br />
Linienidentifikation:<br />
Die Identifikation basiert u. a. auf [1], [5], [51], [52], [59]
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