Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 109
25 Linienidentifikation
25.1 Aufgabe und Voraussetzungen
Mit der Linienidentifikation soll einer Absorptions- oder
Emissionslinie mit der Wellenlänge , das verursachende
Element oder Ion zugeordnet werden. Rein theoretisch
müsste dies relativ einfach sein, wie der nebenstehende
Ausschnitt aus der „lineident“ Tabelle der Vspec Software
zeigt (Tools/Elements/lineident). In der Praxis ist
aber unter anderem Folgendes zu beachten:
– Das Spektrum muss ein hohes S/N Verhältnis aufweisen,
sehr genau kalibriert und von allfälligen Dopplerverschiebungen
bereinigt sein. Nur so lässt sich das
der einzelnen Linie genau bestimmen.
– Je höher die Auflösung des Spektrums, umso genauer
kann bestimmt werden und desto weniger Linien
verschmelzen zu sog. Blends.
25.2 Praktische Probleme und Lösungsstrategien
Der Tabellenausschnitt zeigt auch, dass in bestimmten Abschnitten des Spektrums die Abstände
zwischen den einzelnen Positionen sehr eng sind. Dies gilt aus quantenmechanischen
Gründen für mehrere der Metalllinien, was entsprechende Mehrdeutigkeiten, speziell
bei stellaren Spektren mittlerer und später Spektralklassen erzeugen kann.
Betroffen sind dadurch häufig auch Edelgase, sowie sog. „Seltene Erden“, z.B. Praseodym,
Lanthan, Yttrium etc. Letzteren begegnen wir bei der Analyse von Gasentladungslampen,
wo sie als Dotiersubstanzen, Legierungsbestandteile und Fluoreszenzmittel dienen, siehe
z.B. [33] Kap. 28 und [35].
In vielen Fällen hilft das Ausschlussverfahren. Am wichtigsten ist die Kenntnis der Prozesstemperatur.
Bei stellaren Spektren wird diese durch die Spektralklasse geliefert. Mit diesem
Parameter liefert die Grafik am Ende von Kap. 13.8 einerseits mögliche Vorschläge,
schliesst aber bereits a priori bestimmte Elemente oder entsprechende Ionisationsstufen
aus. Wie dort schon erläutert, kann so z.B. Helium He I im normalen Photosphärenspektrum
der Sonne ausgeschlossen werden.
Bei bestimmten Stadien der stellaren Evolution sind genauere Kenntnisse der ablaufenden
Prozesse notwendig. Da z.B. Sterne, im finalen Wolf Rayet Stadium, zuerst ihre Wasserstoffhülle
abstossen, kann dieses Element kaum mehr nachgewiesen werden. Kritisch ist
hier die meist markante He II Emission bei 6560.1 Å, welche von Amateuren oft als Hα Linie
bei 6562.82 Å fehlinterpretiert wird, siehe [33] Tafeln 5 und 6.
Relativ einfach ist die Linienidentifikation bei Kalibrierlampen mit bekannter Gasfüllung. So
lassen sich bei Vspec in einem wellenlängengeeichten Lampenspektrum, die entsprechenden
Emissionslinien mit ihren relativen Intensitäten direkt einblenden (siehe unten). Für
solche „Labor Spektren“ hat sich bei Vspec die „element“ Datenbank bewährt
(Tools/Elements/element). Für stellare Profile ist hingegen die „lineident“ Datenbank vorzuziehen
(Tools/Elements/lineident). Bei unbekannter Gasfüllung können so probeweise die
Emissionslinien der einzelnen Edelgase He, Ne, Ar, Kr und Xe eingeblendet werden. Meistens
wird bereits am Linienraster schlagartig sichtbar, ob das entsprechende Element enthalten
ist. Dies war auch die wichtigste Bestimmungstaktik für [32] [33] [34] [35]. Einzelne
Edelgaslinien können aber sehr eng beieinander liegen so z.B. Ar 6114.92 Å und Xe
6115.08 Å siehe [33] Tafel 102.