Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
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<strong>Beitrag</strong> <strong>zur</strong> Spektroskopie für Amateurastronomen 12<br />
Mit dem Wienschen Verschiebungsgesetz des deutschen Physikers Wilhelm Wien (1864–<br />
1928) lässt sich rein theoretisch für einen Stern, bei gegebener Wellenlänge [Å] seiner<br />
maximalen Strahlungsintensität , die Atmosphärentemperatur [K] berechnen.<br />
Diese wird auch als Photosphärentemperatur oder Effektivtemperatur bezeichnet.<br />
[Å]: Angström, 1 Å = 10 -10 m [K]: Kelvin K ≈ °Celsius + 273°<br />
Beispiele: Alnitak = ca. 25‘000 K = 1‘160 Å (Ultraviolett)<br />
Sonne = ca. 5‘800 K = 4‘996 Å (Grün)<br />
Beteigeuze = ca. 3‘450 K = 8‘400 Å (Infrarot)<br />
3.3 Das Pseudokontinuum<br />
Der Kontinuums-Verlauf unbearbeiteter, stellarer Rohspektren, egal ob mit professionellen-<br />
oder Amateurmitteln gewonnen, weicht immer stark vom theoretischen, idealen Sollverlauf<br />
ab. Gründe dafür sind vor allem interstellare, atmosphärische sowie gerätespezifische Einflüsse<br />
(Teleskop, Spektrograf, Kamera), welche den originalen Profilverlauf zu einem Pseudokontinuum<br />
verfälschen. Deshalb kann hier anhand des Intensitätsmaximums der<br />
Effekt des Wienschen Verschiebungsgesetzes nur qualitativ beobachtet werden.<br />
Die folgende Grafik zeigt die überlagerten Spektralprofile (Pseudo-Kontinuen) aller hellen<br />
Orionsterne, gewonnen mit einem einfachem Transmissionsgitter (200L/mm), einer Canon<br />
Kompaktkamera (Powershot S 60) und ausgewertet mit der Vspec Software. Eingetragen<br />
sind die Spektralklassen, sowie einige identifizierte Absorptionslinien.<br />
Relative<br />
Intensity<br />
Hδ 4102 A<br />
Alnitak O9.7Ib<br />
Bellatrix B2III<br />
Hγ 4340 A<br />
Mintaka O9.5II<br />
Rigel B8Ia<br />
He I 4471 A<br />
Saiph B0.5Ia<br />
OII 4638/-49 A<br />
TiO<br />
Alnilam B0Ia<br />
TiO TiO<br />
Hβ 4861 A<br />
TiO<br />
Beteigeuze M1-2Ia-Iab<br />
Wavelength [Angström]<br />
Hier ist gut sichtbar, dass die Profile und auch die Maximalintensitäten der späten O- und<br />
frühen B- Klassen (siehe Kap. 13), fast genau übereinander liegen. Erwartungsgemäss ist<br />
diese Maximalintensität bei Rigel, einem etwas weniger heissen, späten B- Riesen (grünes<br />
Profil), und in krassem Ausmass beim kühlen M- Riesen Beteigeuze (oranges Profil), nach<br />
rechts, in Richtung grösserer Wellenlänge verschoben.<br />
TiO<br />
TiO<br />
TiO<br />
Na I 5890 A