Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

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Spektralatlas für Astroamateure 98 23 Spektren von extragalaktischen Objekten 23.1 Einführung Mit Amateurmitteln ist es unmöglich, Einzelsterne in externen Galaxien spektroskopisch aufzuzeichnen. Im Vordergrund steht daher die niedrig auflösende Gewinnung und Analyse von Kompositspektren ganzer Galaxien und Quasare. Im Unterschied zu Profilen von Einzelsternen, zeigen diese die überlagerten Merkmale hunderter Milliarden von Einzelspektren. Mittels Dopplerspektroskopie können damit auch die Radialgeschwindigkeiten resp. z – Werte solcher Objekte gemessen, sowie bei „edge on“ Galaxien auch grob die Verteilung der Rotationsgeschwindigkeit in der Scheibe abgeschätzt werden [30]. Professionell wird dies seit ca. den 20er Jahren des 20. Jahrhunderts erfolgreich praktiziert, was entscheidend zu unserem heutigen Verständnis des Universums beigetragen hat. Der erste, welcher dies bei M31 versuchte, war 1912 Vesto M. Slipher am Lowell Observatorium in Flagstaff, Arizona. Er konnte bereits damals die Blauverschiebung dieses Spektrums messen und daraus eine Radialgeschwindigkeit von – 300 km/s ableiten. Weiter stellte er die Rotation dieses „Nebels“ fest. Dass es sich hier um eine Galaxie ausserhalb der Milchstrasse handelt, wurde erst später in den Zwanzigerjahren bewiesen. Weiter entdeckte er auch, dass die meisten anderen Galaxien rot verschoben erscheinen und sich somit von uns entfernen. Hubble nutzte später diese Verschiebungsmessungen zur Korrelation mit der Entfernung (Hubble Konstante). Bald stellte sich auch heraus, dass solche Komposit Spektren eine ähnliche Aussagekraft besitzen wie diejenigen von individuellen Einzelsternen. Auch hier zeigen sich z.B. Profile mit oder ohne Emissionslinien, hauptsächlich abhängig von der Art und Aktivität des galaktischen Kerns. Die relative Ähnlichkeit dieser galaktischen Komposit Spektren zu denjenigen von Einzelsternen war in dem damaligen historischen Disput (hauptsächlich zwischen H. Shapley und H. Curtis) ein wichtiges Argument, dass Galaxien keine Staubwolken oder Gasnebel wie M42 sind (vergleiche Tafel 80/80A), sondern extrem weit entfernte, gewaltige Cluster von Einzelsternen! Die Merkmale der Spektren korrelieren aber auch mit der Morphologie der verschiedenen Galaxientypen (siehe Grafik des sog. Hubble-Sandage Stimmgabeldiagramms). Solche Spektralprofile sind, neben anderen Methoden, ein leistungsfähiges Mittel z.B. zur Abschätzung des Gehaltes an Sternen, sowie mit gewissen Einschränkungen auch des Entwicklungszustandes der Galaxie [301]. In dieser Ausgabe wird vorerst nur ein Kompositspektrum unserer Nachbargalaxie Andromeda M31 vorgestellt. Später sind Profile von weiteren Galaxien und auch Quasaren geplant.
Spektralatlas für Astroamateure 99 Tafel 70: Andromeda Galaxie M31/NGC224 Heliozentrische Eckdaten gemäss NED [501], anderen Quellen [*], und Evans, N.W. Wilkinson (2000) [ 1 ] (Wert inkl. vermuteter Dunkelmaterie). Radialgeschw. Redshift z Entfernung Morphologie* Durchmesser* Masse 1 –300km/s –0.001 2.6 Mio Lj Sb 200‘000 Lj 1.23 10 12 M Tafel 70 zeigt ein Kompositspektrum von M31. Die DADOS Spaltachse wurde ungefähr parallel zur scheinbaren Querachse der Galaxie ausgerichtet, da hier keine Rotationseffekte demonstriert werden sollen. Gemäss [301] werden die Kompositspektren von Galaxien des Typs Sa – Sb hauptsächlich von entwickelten Sternen im Riesenstadium dominiert. Der Verlauf des Pseudokontinuums des aufgenommenen Spektrums passt hier tatsächlich am besten zu dem eines Einzelsterns der späten G-Klasse. Deshalb ist hier zum Vergleich das M31 Profil mit dem Pseudokontinuum von Vindemiatrix (ε Vir) überlagert. Die dominantesten Gemeinsamkeiten sind das Fraunhofer G-Band, das Kalzium Triplet sowie das Natrium Doublet (Fraunhofer D Linie). Die H-Balmerlinien sind hier nur schwach in Absorption zu sehen. Dieser Befund passt gemäss [301] zu Elliptischen Galaxien (Typ E). Vereinzelt sollten beim Typ Sa – Sb auch Emissionslinien von einer jüngeren Sternpopulation zu sehen sein. Dies ist im aufgenommenen Spektrum jedoch nicht feststellbar. Das Spektrum wurde mit dem 90 cm CEDES Cassegrain Teleskop in Falera aufgenommen/ 3x340 Sekunden. Deutlich sichtbar ist hier die erwartete Blauverschiebung des bezüglich der Wellenlänge absolut geeichten M31 Profils von mehreren Ångström, gegenüber dem „relativ“, d.h. mit bekannten Linien kalibrierten ε Vir Spektrum. Slit axis
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