Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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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.
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 110 25.3 Hilfsmittel Bei stellaren Spektren ist ein Spektralatlas wohl das sicherste Mittel zur Linienidentifikation (siehe Literaturverzeichnis). Bei seltenen stellaren „Exoten“ sind oft auch objektbezogene Publikationen sehr hilfreich. Die auf Modellspektren beruhenden Softwarelösungen werden vor allem im professionellen Sektor verwendet und sind für die meisten Amateure kaum geeignet. Für Detailabklärungen einzelner Elemente und deren Ionen sind online auch Datenbanken verfügbar, so z.B. von der US amerikanischen NIST Behörde (National Institute of Standards and Technology) [103]. Der folgende Vspec Screenshot zeigt das kalibrierte DA- DOS Spektrum [401] des Wolf Rayet Sterns WR 136, mit den eingeblendeten He II Emissionslinien aus der „lineident“ Datenbank (Tools/Elements/Lineident/He II/Sort/Export). Das kommentierte Spektrum ist in [33], Tafel 6 zu finden. Der folgende Vspec Screenshot zeigt das hochaufgelöste SQUES Echelle Spektrum [400] der Hα Linie von Delta Scorpii. Es ist überlagert mit den atmosphärischen Wasserdampfabsorptionen (H2O), welche mit der „atmos“ Datenbank, hier rot dargestellt, eingeblendet wurden (Tools/Elements/atmos/He II/Sort/Export). Ein solches Spektrum ist kommentiert in [33], Tafel 95A zu finden.
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