Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 16
5 Typologie der Spektren
5.1 Kontinuierliche Spektren
Feste oder flüssige Glühlichtquellen senden, ähnlich einem Schwarzkörperstrahler, ein kontinuierliches
Spektrum (Kontinuum) aus, z.B. Glühlampen. Das Intensitätsmaximum und der
Kontinuums-Verlauf gehorchen dem Planckschen Strahlungsgesetz.
5.2 Absorptionsspektren
Ein Absorptionsspektrum entsteht, wenn breitbandig abgestrahltes Licht auf dem Weg zum
Beobachter durch eine Gasschicht niedrigen Druckes laufen muss. Astronomisch entstehen
Absorptionsspektren meistens in Regionen, in denen vergleichsweise „kühleres“ Gas zwischen
uns und einer sehr heissen Strahlungsquelle liegt. Im überwiegenden Teil der Fälle
ist die Strahlungsquelle ein Stern und die zu durchlaufende Gasschicht seine eigene Atmosphäre.
Abhängig von der chemischen Zusammensetzung des Gases werden dabei Photonen
spezifischer Wellenlängen absorbiert, indem sie die Atome anregen, d.h. einzelne
Elektronen kurzzeitig auf ein höheres Niveau befördern. Die so absorbierten Photonen fehlen
schlussendlich bei diesen Wellenlängen und hinterlassen im Spektrum charakteristische
dunkle Lücken, die sog. Absorptionslinien. Dieser Vorgang wird detaillierter in Kap. 9.1
beschrieben. Das Beispiel zeigt Absorptionslinien im grünen Bereich des Sonnenspektrums
(DADOS 900L/mm).
Hβ Fe Fe Fe Mg Fe
5.3 Emissionsspektren
Ein Emissionsspektrum entsteht, wenn in einem dünnen Gas die Atome so erhitzt oder angeregt
werden, dass Photonen mit bestimmter, diskreter Wellenlänge abgestrahlt werden,
z.B. Neon Glimmlampen, Energiesparlampen, Natrium Dampflampen der Strassenbeleuchtung
etc. Abhängig von der chemischen Gaszusammensetzung werden die Elektronen
durch thermische Anregung oder Photonen passender Wellenlänge, zuerst auf ein höheres
Niveau angehoben oder gar völlig freigesetzt, d.h. ionisiert. Die Emission erfolgt anschliessend
bei der Rekombination oder wenn das Elektron von höheren auf tiefere Niveaus „zurückfällt“
und dabei ein Photon spezifischer Wellenlänge emittiert (Kap. 9.1). Astronomisch
stammt dieser Linientyp meistens von ionisierten Gasnebeln (Kap. 22) in der Umgebung
sehr heisser Sterne, Planetarischer Nebel, oder extrem heisser Sterne, welche Gashüllen
abstossen (z.B. P Cygni). Das folgende Bild zeigt ein Emissionsspektrum mit (Hα, Hβ, Hγ,
He, [O III]), des Planetarischen Nebels NGC6210, welcher durch einen ca. 58‘000K heissen
Zentralstern ionisiert wird [33] (DADOS 200L/mm).
Hγ Hβ [O III] He Hα