Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 103
durch Gleichsetzung von und eliminiert werden und die implizit bleibende Variable
iterativ bestimmt werden. Dazu müssen aber die Werte sämtlicher Diagnoselinien, für
beide Verfahren, in guter Qualität vorliegen.
22.15 Abschätzung der Elektronendichte aus dem S II und O II Verhältnis
Die Elektronendichte kann nach Osterbrock aus dem Verhältnis der beiden Schwefellinien
[S II] λλ 6716, 6731 oder der Sauerstofflinien [O II] λλ 3729, 3726 abgeschätzt werden
[10], [201]. Der grosse Vorteil dieses Verfahrens: Diese Emissionen sind so nahe zusammen,
dass die Extinktion und instrumentelle Einflüsse keinen relevanten Einfluss auf
den Verhältniswert ausüben können. Der Nachteil: die beiden Linien sind, mit Ausnahme
bei SNR, sehr schwach und daher schwierig zu vermessen.
22.16 Spektrale Unterscheidungsmerkmale der Emissionsnebelarten
Intensitätsverhältnis
1.6
1.4
1.2
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
[O II] 3729 / 3726
[S II] 6716 / 6731
Elektronendichte [cm-3 0.0
10
]
1 102 103 104 105 SNR zeigen durch die Synchrotron- und Bremsstrahlung, ein deutliches Kontinuum siehe
[33], Tafel 85. Speziell ausgeprägt ist es im Röntgenbereich, weshalb Röntgenteleskope
zur Unterscheidung der Nebelarten sehr geeignet sind, speziell wertvoll bei lichtschwachen,
extragalaktischen Objekten. Bei den übrigen Nebelarten ist der Nachweis der Kontinuumsstrahlung
schwierig. Im optischen Spektralbereich sind bei SNR die [S II] und [O I]
Linien im Verhältnis zu intensiver als bei PN und H II Regionen, weil sie, infolge von
Schockwellen ausgelöster Stossionisation, verstärkt entstehen, siehe [33] Tafel 85. Diese
Emissionen sind bei PN nur schwach ausgeprägt und fehlen bei H II Regionen gänzlich
[201].Die Elektronendichte ist bei SNR sehr gering, d.h. noch etwas niedriger als in H II
Regionen. Sie liegt beim stark expandierten, alten Cirrusnebel im Bereich von 300 cm -3 :
Beim noch jungen und kompakten Krebsnebel sind es ca. 1000 cm -3 [201]. Bei PN ist
am höchsten und liegt meistens in der Grössenordnung von 10 4 cm -3 [201]. Bei der H II Region
M42 liegt im Bereich von ca. 1000–2000 cm -3 [224].
Bei H II Regionen ist die Anregung durch Sterne der O- und frühen B-Klasse relativ gering
und die Anregungsklasse mit ca. E=1-2 deshalb bescheiden [33]. Planetarische Nebel
durchlaufen meistens sämtliche 12 Anregungsstufen, entsprechend der Evolutionsstufe
des zentralen Reststerns. Die SNR sind auch diesbezüglich ein komplexer Sonderfall. Beim
sehr jungen SNR, Krebsnebel (M1), dominieren höhere Anregungsklassen, deren Werte inhomogen
über den Nebel verteilt sind, entsprechend der komplexen Filamentstruktur [231].
Folglich zeigt sich in M1 auch die Diagnoselinie He II (4686) prominent, siehe [33] Tafel
85.