Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 14
4 Der nutzbare Spektralbereich
4.1 Der nutzbare Spektralbereich für Amateure
Die professionelle Astronomie untersucht heute die Objekte fast im gesamten elektromagnetischen
Spektralbereich. Dazu gehört auch die Radioastronomie. Dabei kommen auch
Weltraumteleskope zum Einsatz, welche zunehmend auf den Infrarotbereich optimiert werden,
um die extrem rotverschobenen Spektren von Objekten aus der Anfangszeit unseres
Universums aufzeichnen zu können (siehe Kap.15.5–15.8). Dem mit Standardteleskopen
und Spektrografen ausgerüsteten, erdgebundenen Amateur, ist nur ein bescheidener
Bruchteil davon zugänglich. Der für uns nutzbare Bereich wird, neben den spezifischen
Konstruktionsmerkmalen des Spektrografen, vorwiegend durch die spektrale Charakteristik
und eine allfällige Filterbestückung der Kamera limitiert. Die Meade DSI III z.B. erzielt am
DADOS Spektrografen brauchbare Resultate im Bereich von ca. 3800 – 8000 Å, d.h. im gesamten
sichtbaren Bereich des Spektrums, sowie im nahen Infrarot. Hier sind auch die bekanntesten
und am besten dokumentierten Linien angesiedelt, wie z.B. die Wasserstofflinien
der H- Balmerserie und die Fraunhoferlinien (siehe später).
4.2 Die Auswahl des Spektralbereiches
Bei hochauflösenden Spektren wird die Wahl des aufzunehmenden Bereiches normalerweise
durch ein Beobachtungsprojekt oder das Interesse an bestimmten Linien vorgegeben.
Allenfalls müssen auch noch die Emissionslinien der Eichlampe in die Planung des Abschnittes
einbezogen werden. Bei niedrig auflösenden, breitbandigen Spektren wird meistens
etwa der Bereich der H- Balmerserie bevorzugt (siehe Kap. 9). Heisse O- und B- Sterne
können tendenziell eher kurzwelliger aufgenommen werden, da deren Strahlungsmaximum
im UV Bereich liegt. Hier macht es meist wenig Sinn, den Bereich auf der roten (langwelligen)
Seite von Hα einzubeziehen, ausgenommen jedoch die Emissionslinien von P Cygni,
den Be-Sternen und den Emissionsnebeln (Kap. 22). Zwischen ca. 6‘200 – 7‘700Å (siehe
Bild unten) wimmelt es buchstäblich von erdatmosphärisch bedingten H2O und O2 Absorptionsbanden
(Sonnenspektrum, DADOS Spektrograf 900L/mm).
Hα
Fraunhofer
B Band O 2
H 2O Absorption
Fraunhofer
A Band O 2
Abgesehen von ihrer unbestreitbaren Ästhetik sind sie lediglich für Atmosphärenphysiker
interessant. Für Astronomen sind sie meistens nur hinderlich, es sei denn die feinen Wasserdampflinien
werden zur Eichung der Spektren gebraucht! Diese können in Teilabschnitten
mit der Vspec Software oder über sehr grosse Bereiche mit dem Freeware Programm
SpectroTools von Peter Schlatter [413] extrahiert werden.
Bei den späten Typen der K-, sowie bei der gesamten M- Klasse (Kap. 13.5), macht es hingegen
Sinn, diesen Bereich zu berücksichtigen, da hier die Strahlungsintensität im IR Bereich
sehr stark ist und sich gerade hier zum Teil interessante, molekulare Absorptionsbänder
zeigen. Auch die Reflexionsspektren (Kap. 5.7) der grossen Gasplaneten zeigen vorwiegend
da die eindrücklichen Absorptionslücken im Kontinuums-Verlauf.
Orientierungshilfen zum Einstellen des Bereiches am Spektrografen sind z.B. die Skala der
Mikrometerschraube, das Eichlampenspektrum oder das Sonnen- resp. Tageslichtspektrum,
nachts reflektiert verfügbar ab Mond und Planeten. Ein guter Marker im Blaubereich ist dabei
die eindrückliche Doppellinie der Fraunhofer H- und K Absorption (Kap. 13.2.).