Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 101
22.12 Bestimmung der Anregungsklasse
Seit dem Beginn des 20. Jahrhunderts sind zahlreiche Methoden zur Bestimmung der Anregungsklasse
von Emissionsnebeln vorgeschlagen worden. Eine der best akzeptierten
und auch für Amateure geeigneten Methoden ist das 12-stufige „revidierte“ System nach
Gurzadyan [10], welches u. a. auch von Aller, Webster, und Acker, mitentwickelt worden
ist. Als Klassierungskriterium wird die Intensitätssumme der beiden hellsten (verbotenen)
[O III] Linien, im Verhältnis zum Referenzwert der Balmerserie ausgewertet. Dieser Wert
nimmt, beschränkt auf den Bereich der niedrigen Anregungsklassen , markant zu.
Die [O III] Linien bei λλ 4959 und 5007 werden in den Formeln mit und bezeichnet.
Für niedrige Anregungsklassen E1 – E4:
Bei den höheren Stufen wird ab der Übergangsklasse 4 [225] erstmals die
Linie bei λ 4686 sichtbar. Diese Ionen erfordern zu ihrer Erzeugung mit 24.6 eV fast
die doppelte Energie wie (13.6 eV). Diese Linie steigert ab hier die Intensität und ersetzt
die stagnierende Emission als Vergleichswert in der Formel. Das Verhältnis wird
logarithmisch verwendet, um den Wertebereich für das Klassierungssystem zu limitieren:
Für mittlere und hohe Anregungsklassen E4 – E12:
Die 12 -Klassen werden in die Gruppen Niedrig ( , Mittel und Hoch
unterteilt. In Extremfällen wird noch 12 + vergeben.
Niedrig Mittel Hoch
- Klasse - Klasse - Klasse
E1 0 – 5 E4 2.6 E9 1.7
E2 5 – 10 E5 2.5 E10 1.5
E3 10 – 15 E6 2.3 E11 1.2
E4 >15 E7 2.1 E12 0.9
E8 1.9 E12 + 0.6
22.13 Die Anregungsklasse als Indikator für die Plasmadiagnose
Gurzadyan [10], [226] hat (neben anderen) gezeigt, dass die Anregungsklassen mit der
Evolution der PN verknüpft sind. Eine Untersuchung an einem Sample von 142 PN ergab,
dass die E-Klasse ein grober Indikator für die folgenden Nebelparameter ist, deren Werte in
der Realität allerdings beträchtlich streuen [8].
1. Das Alter eines PN
Typischerweise starten PN auf der niedrigsten E- Stufe und steigern diese mit zunehmendem
Alter. Die vier untersten Klassen werden meist sehr schnell durchlaufen. Dieses
Tempo verringert sich nach oben dramatisch. Der gesamte Vorgang dauert insgesamt ca.
10‘000 – 20‘000 Jahre.
2 Die Temperatur des Zentralsterns
Auch die schwierig zu bestimmende Temperatur des Zentralsterns steigt mit zunehmender
E- Klasse. Durch das Abstossen der Hülle werden zunehmend tiefere und somit heissere
Schichten „freigelegt“, bis ab ca. E7 noch ein extrem heisser Stern mit einem oft
WR- ähnlichen Spektrum, oder ein Weisser Zwerg übrigbleibt. Daraus können für [K]
folgende, grobe Richtwerte abgeleitet werden [33]:
E-Klasse E1-2 E3 E4 E5 E7 E8-12
35‘000 50‘000 70‘000 80‘000 90‘000 100‘000 – 200‘000