Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 99 Eingetragen sind auch die beiden Minimalgeschwindigkeiten für die Anregung der [O III] Linien. Den oberen Diagrammrand habe ich mit den Werten der kinetischen Elektronenenergie ergänzt. Die Maximalwerte der beiden Kurven entsprechen der mittleren kinetischen Energie nach Formel {55} (0.86eV und 1.72eV). 22.10 Prozessschema der Photonenkonvertierung in Emissionsnebeln Mit diesem Schema möchte ich die vorgängig erläuterten Prozesse in H II Regionen und PN zusammenfassen und wichtige Zusammenhänge veranschaulichen. Nicht dargestellt sind hier die Bremsstrahlungsvorgänge, welche erst in SNR mit typischerweise relativistischen Elektronengeschwindigkeiten, relevant werden. Prozesse mit Photonen sind blau, solche mit Elektronen rot dargestellt. Sog. bound-bound Übergänge zwischen den Elektronenschalen sind mit schwarzen Pfeilen gezeichnet. Die beiden breiten, grauen Doppelpfeile zeigen die zwei fundamental wichtigen Gleichgewichtszustände im Nebel: Das Thermische Gleichgewicht zwischen dem Heizprozess durch die kinetische Energie der freien Elektronen und dem permanenten Energieentzug durch die dem Nebel entweichenden Photonen, regelt und bestimmt die Elektronentemperatur Te. Das Ionisationsgleichgewicht zwischen Ionisation und Rekombination regelt und bestimmt die Elektronendichte Ne. Falls dieses Gleichgewicht gestört ist, dehnt sich die Ionisationszone des Nebels aus oder sie schrumpft [239]. Übersicht Ionisations- Rekombinations- und Anregungsprozesse Elektron Ionisation Freie Elektronen heizen den Nebel T e N e Ionisations- Gleichgewicht UV Photon T eff > 25‘000K Elektron Rekombination Stossan- Direktabsorption regung Photonen Photonen Thermisches Gleichgewicht Stern Elektron Photonen Entweichende Photonen kühlen den Nebel Passendes Photon ©Richard Walker 2011/12
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 100 22.11 Praktische Aspekte der Plasmadiagnose Für Amateure steht hier die Bestimmung der Anregungsklasse von Emissionsnebeln im Vordergrund (Kap. 22.12). Deren Diagnoselinien sind vergleichsweise intensiv. Sie liegen nahe beisammen und zudem in einem Bereich, wo der Unterschied zwischen Original- und Pseudokontinuum relativ gering ist – siehe frühe Spektralklassen in der letzten Grafik von Kap. 8.6. Dies erlaubt daher für galaktische Objekte selbst am Rohprofil, d.h. ohne Extinktions- und andere Korrekturen, eine grobe Einstufung mit einer Genauigkeit von ca. 1 Klasse. Bei den mittleren und hohen Anregungsklassen, kann infolge des etwas grösseren Abstandes der He II Diagnoselinie (λ 4686) eine, um maximal eine Klasse zu niedrige Einstufung resultieren. Für genauere Analysen sollte die Intensitätskorrektur der einzelnen auszuwertenden Linien nach Formel {53} vorgenommen werden, Begründung siehe Kap. 21.4. Alternativ zu dieser Methode haben eigene Versuche mit der Division des Profils durch Korrekturkurven (Kap. 8.6, 8.7), meistens unbefriedigende Ergebnisse gezeigt – vermutlich infolge der diffusen Mischung aus Restkontinuum und Rauschen. Die Dekrementwerte liegen beim Grossteil der Amateuren zugänglichen Objekten, bei [10]. Es gibt allerdings krasse Ausreisser wie NGC 7027 mit [10]! Da die Klassierungslinien nahe beieinander liegen kann auch dieser Effekt für die Grobbestimmung der Anregungsklasse meistens vernachlässigt werden. In solchen Extremfällen kann ein wesentlicher Teil der Extinktion auch durch massive Staubwolken um den Stern selbst verursacht werden. Bei den extrem jungen T-Tauri Objekten ist z.B. die Abweichung zum theoretischen Balmer-Dekrement sogar ein Klassierungskriterium, siehe [33] Kap. 13.2! Ein Sonderfall sind hier die nicht flächig sondern sternförmig erscheinenden PN. Sie erfordern zwar, im Gegensatz zu M27 und M57, nur kurze Belichtungszeiten. Sie können auch nur im integrierten Licht und nicht selektiv auf ein bestimmtes Nebelareal spektroskopiert werden. Da innerhalb dieser winzig erscheinenden Scheibchen grössere Intensitätsunterschiede einzelner Emissionen auftreten, kann auch das gemessene Balmer-Dekrement verfälscht werden – noch verschärft durch mögliche Verschiebungen der Spaltposition während der Aufnahme, infolge schlechten Seeings oder mangelhafter Nachführung. Aber selbst dieser Einfluss hat sich für die Bestimmung der Anregungsklasse als gering herausgestellt. Die Bestimmung weiterer Plasma Parameter, wie der Elektronentemperatur Te und der Elektronendichte Ne ,erfordert speziell rauscharme Spektren mit hoher Auflösung, was bei diesen lichtschwachen Objekten wohl für die meisten Amateure eine echte Herausforderung darstellt. Zudem sind einzelne der verwendeten Diagnoselinien extrem schwach und die Fehlerquote entsprechend hoch. Sogar in professionellen Publikationen sind zwischen einzelnen Werten oft grössere Abweichungen festzustellen!
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