Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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!