Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Weitere Magazine

Empfehlungen

Info

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 105 spricht dies einem Verhältnis . Aus quantenmechanischen Gründen ist Ca II bei der solaren Photosphärentemperatur von 5800 K, ein äusserst effektiver Absorber. Die optimalen Bedingungen für die Wasserstofflinien werden hingegen erst bei knapp 10‘000 K erreicht (siehe Kap. 9.2). Im professionellen Bereich wird die Elementhäufigkeit auch durch den iterativen Vergleich des Spektrums mit synthetisch berechneten Profilen unterschiedlicher, chemischer Zusammensetzung bestimmt [11]. 23.4 Relativer Häufigkeitsvergleich bei Sternen ähnlicher Spektralklasse Einen vereinfachenden Sonderfall bilden Sterne mit ähnlicher Spektral- und Leuchtkraftklasse sowie vergleichbarer Rotationsgeschwindigkeit. Die physikalischen Parameter dieser Photosphären sind dadurch sehr ähnlich. Hier können einfach die Äquivalentbreiten EW bestimmter Linien verglichen und so, mindestens qualitativ, die relativen Häufigkeitsunterschiede gesehen werden. Im Spektralatlas [33] wird dies am klassischen Beispiel der beiden ähnlichen Hauptreihensterne Sirius A1Vm und Wega A0V vorgeführt. Das Grundprinzip ist die sog. Curve of Growth („Wachstumskurve“). Sie zeigt, dass sich im ungesättigten, und einigermassen linear verlaufenden Bereich, die Äquivalentbreite EW einer bestimmten Spektrallinie ungefähr proportional zur Anzahl Atome des entsprechenden Elementes in einem Plasmagemisch verhält. Äquivalenzbreite EW [Å] Linearer Bereich Linie ungesättigt Linie gesättigt Curve of Growth Anzahl Atome
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 106 24 Spektroskopische Parallaxe 24.1 Möglichkeiten der spektroskopischen Distanzmessung Spektroskopisch lassen sich Distanzen mit der Spektroskopischen Parallaxe und im extragalaktischen Bereich über die dopplerbedingte Rotverschiebung, in Kombination mit dem Hubble Gesetz ermitteln (Kap. 15.5). Diese Verfahren werden ergänzt durch Radar- und Laserreflexionsmessungen (Sonnensystem), die Trigonometrische Parallaxe (nähere Sonnenumgebung) und die Photometrische Parallaxe (Milchstrasse und extragalaktischer Bereich). Letztere basiert auf dem Helligkeitsvergleich mit genau bekannten, sog. „Standardkerzen“ wie Cepheiden und Supernovaexplosionen des Typs Ia. 24.2 Begriff und Prinzip der Spektroskopischen Parallaxe Die Spektroskopische Parallaxe erlaubt die grobe Distanzabschätzung zu einem Stern, basierend lediglich auf der spektroskopisch bestimmten Spektralklasse und der photometrisch gemessenen, scheinbaren Helligkeit. Die Bezeichnung „Parallaxe“ für dieses Verfahren ist deshalb irreführend. Korrekt ist sie hingegen für die Trigonometrische Parallaxe. Diese entspricht der scheinbaren Verschiebung des beobachteten Gestirns bezüglich des Himmelshintergrundes, verursacht durch den Erdorbit um die Sonne. Das Prinzip funktioniert analog zur Photometrischen Parallaxe. Die absolute Helligkeit eines Objektes wird definiert für die einheitliche Entfernung von 10 parsec [pc] oder 32.6 Lichtjahre [Lj]. Dieser Wert wird mit der tatsächlich gemessenen, scheinbaren Helligkeit verglichen und daraus die Distanz berechnet. Bei der Spektroskopischen Parallaxe wird die absolute Helligkeit eines Sterns anhand seiner Spektralklasse bestimmt. 24.3 Spektralklasse und absolute Helligkeiten In der folgenden Tabelle stammen die Werte der absoluten Helligkeit für die Hauptreihensterne (V) aus einer Vorlesung der University of Northern Iowa http://www.uni.edu/. Deren Abweichung im Vergleich mit bekannten Literaturwerten bleibt für unseren Zweck im akzeptablen Rahmen. So beträgt z.B. der Tabellenwert für die Spektralklasse G2V 5.0 M , dies im Vergleich zum Literaturwert der Sonne von 4.83 M . Für die Riesen (III) und Überriesen (I) habe ich einige Literaturwerte bekannter Sterne aus unterschiedlichen Quellen zusammengetragen, um einen Eindruck von der Grössenordnung und über den enormen Streubereich zu vermitteln. Bei diesen Leuchtkraftklassen ist kein verwertbarer Trend im Zusammenhang mit den Spektralklassen erkennbar. Überriesen der frühen Spektralklassen sind zudem häufig spektroskopische Doppelsterne. Diese Fakten demonstrieren auch drastisch die Grenzen dieser Methode. Die Entfernungsbestimmung über die Spektroskopische Parallaxe bleibt daher, mindestens im Amateurbereich, auf die Hauptreihensterne beschränkt. Im Anhang zu Gray/Corballi [4] ist eine Kalibrationstabelle der absoluten Helligkeiten für sämtliche Spektral- und Leuchtkraftklassen zu finden. Spektral Typ Hauptreihe (V) O5 –4.5 O6 –4.0 O7 –3.9 Riesen (III) O8 –3.8 Meissa, λ Ori –4.3 Überriesen (I) O9 –3.6 Iota Ori –5.3 ζ Ori, Alnitak –5.3 B0 –3.3 Alnilam, ε Ori –6.7
Seite 1 und 2:
Beitrag zur Spektroskopie für Amat
Seite 3 und 4:
Seite 5 und 6:
Seite 7 und 8:
Seite 9 und 10:
Seite 11 und 12:
Seite 13 und 14:
Seite 15 und 16:
Seite 17 und 18:
Seite 19 und 20:
Seite 21 und 22:
Seite 23 und 24:
Seite 25 und 26:
Seite 27 und 28:
Seite 29 und 30:
Seite 31 und 32:
Seite 33 und 34:
Seite 35 und 36:
Seite 37 und 38:
Seite 39 und 40:
Seite 41 und 42:
Seite 43 und 44:
Seite 45 und 46:
Seite 47 und 48:
Seite 49 und 50:
Seite 51 und 52:
Seite 53 und 54:
Seite 55 und 56: Linien Intensität EW Beitrag zur S
Seite 57 und 58: Beitrag zur Spektroskopie für Amat
Seite 105: Beitrag zur Spektroskopie für Amat
Alle anzeigen

Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Sie wollen auch ein ePaper? Erhöhen Sie die Reichweite Ihrer Titel.

Template löschen?

Als Template speichern?