Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 20
6 Form und Intensität der Spektrallinien
6.1 Die Spektrallinienform
Die Grafik rechts zeigt mehrere Absorptionslinien
mit gleicher Wellenlänge, jedoch unterschiedlicher
Breite und Intensität, sowie idealer,
Gauss-ähnlicher Intensitätsverteilung.
Entsprechend ihrem Sättigungsgrad dringen
sie unterschiedlich tief in das Kontinuum ein,
bis maximal hinunter zur Wellenlängenachse.
Die beiden roten Profile sind ungesättigt. Das
grüne, welches am tiefsten Punkt die Wellenlängenachse
berührt, ist gesättigt und das
blaue sogar übersättigt [5]. Der tiefere Teil
des Profils wird „Core“ (Kern) genannt, welcher
im oberen Teil über die „Wings“ (Flügel)
in das Kontinuumsniveau übergeht. Der
kurzwellige Flügel wird „Blue Wing“, der
langwellige- „Red Wing“ genannt [5].
Die Emissionslinienprofile steigen, im Unterschied zu den hier vorgestellten Absorptionslinien,
immer vom Kontinuumsniveau nach oben.
6.2 Der Informationsgehalt der Linienform
Es existiert wohl kaum eine stellare Spektrallinie, welche die obige Idealform besitzt. Die
Abweichung von dieser Form enthält aber eine Fülle von Informationen über das Objekt.
Hier einige Beispiele physikalischer Vorgänge, welche die Profilform charakteristisch beeinflussen
und dadurch messbar werden:
– Die Rotationsgeschwindigkeit eines Sternes (rotational broadening) verflacht und verbreitert
die Linie infolge des Dopplereffekts, siehe Kap. 16.
– Temperatur und Dichte/Druck der Sternatmosphäre verbreitern die Linie (temperature- /
pressure-/collision broadening). Siehe Kap. 13.9.
– Makroturbulenzen in der Sternatmosphäre verbreitern die Linie durch den Dopplereffekt,
siehe Kap. 16.6.
– Instrumenteneinflüsse (instrumental broadening) verbreitern die Linie.
– Im Bereich starker Magnetfelder (z.B. in Sonnenflecken) erfolgt ein Aufspalten und Verschieben
der Spektrallinie durch den sog. Zeeman Effekt
– Elektrische Felder erzeugen ein ähnliches Phänomen, den sog. Stark Effekt.
Die kombinierten Effekte von Doppler- und Druckverbreiterung ergeben sog. Voigt Profile.
6.3 Blends
Stellare Spektrallinien werden meistens, mehr oder weniger stark, durch eng benachbarte
Linien deformiert – dadurch entstehen sog. „Blends“. Je niedriger die Auflösung des
Spektrografen, desto mehr Linien werden in Blends zusammengefasst.
6.4 Sättigung der Absorptionslinie im Spektraldiagramm
Das folgende Spektralprofil (Vspec) habe ich zu Demonstrationszwecken mit einem 11–
stufigen Grauwertdiagramm entlang der Wellenlängenachse erzeugt. Die mögliche Spannweite
von schwarz bis weiss umfasst bei Vspec 256 Graustufen [411]. Der Profilabschnitt
Intensität I
0
Blue Wing Red Wing
Kontinuum
gesättigt
Kontinuumsniveau
Core
λ
Wellenlänge λ