Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 21 im Schwarz-Bereich zeigt sich hier zu 100% gesättigt und verläuft erwartungsgemäss auf dem untersten Niveau, d.h. deckungsgleich mit der Wellenlängenachse. Die Sättigung der übrigen Grauwerte nimmt treppenförmig nach oben ab, bis sie zuoberst auf dem Kontinuumsniveau = 0 wird (weiss). Falls der Spektralstreifen vorgängig mit IRIS aufbereitet wurde [410] [30], wird selbst bei unterbelichteten Spektralaufnahmen der höchste Punkt im Diagramm immer auf Weiss gesetzt. Dadurch wird ein maximaler Kontrast erzielt. Soweit die Theorie auf der elektronischen Aufzeichnungsebene. In astronomischen Spektren erreicht gemäss [11] eine Absorptionslinie jedoch die volle Sättigung, bereits bevor sie die Wellenlängenachse berührt. Im übersättigten Bereich beginnt sie jedoch im oberen Teil des Profils ihre „Wings“ massiv zu verbreitern, ohne dabei wesentlich weiter ins Kontinuum vorzustossen (Skizze gemäss [11]). I/Ic gesättigt = schwarz gesättigt übersättigt Grauwertdiagramm 6.5 Die übersättigte Emissionslinie im Spektraldiagramm Keinerlei Kunstgriffe erfordert die Darstellung einer übersättigten Emissionslinie. Dazu braucht lediglich das Eichlampen- Spektrum überbelichtet aufgenommen zu werden. Die stärkeren, übersättigten Neonlinien erscheinen dadurch oben abgeflacht. Ein solch misslungenes Neon Spektrum darf keinesfalls zu Eichzwecken verwendet werden! Kontinuumniveau = Weiss Grauwerte Wellenlängenachse = schwarz λ [Å]
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 22 7 Die Vermessung der Spektrallinien 7.1 Methoden und Bezugsgrössen der Intensitätsmessung Abhängig von der konkreten Aufgabenstellung wird die Linienintensität entweder mit einfacher Relativmessung oder aufwendig mit absolut kalibrierter Grösse bestimmt. Hier wird ausschliesslich die Relativmessung vorgestellt, welche für die meisten Amateurzwecke genügt, und durch die Auswertesoftware (z.B. Vspec) unterstützt wird. Als Bezugsgrösse oder Einheit dient meistens das lokale oder normierte Kontinuumsniveau . (Kap. 8.5), allenfalls aber auch Werte einer linearen, aber ansonsten beliebigen Einteilung der Intensitätsachse. 7.2 Messtechnische Unterschiede zwischen Absorptions- und Emissionslinien Bei Messungen an Spektrallinien müssen folgende Unterschiede beachtet werden. Die Absorptionslinie kann vereinfacht als das Produkt eines „Filterprozesses“, betrachtet werden. Die meistens in der stellaren Photosphäre absorbierten Photonen hinterlassen im Strahlungskontinuum, bei der Element-spezifischen Wellenlänge , eine Lücke mit definierter Fläche, Form und Linientiefe. Diese Parameter bleiben dadurch immer relativ mit der Kontinuumsintensität verbunden. Die Emissionslinie wird unabhängig vom Kontinuum durch Rekombination und Elektronenübergänge (Kap. 9) erzeugt. Weil dieser Prozess aber ebenfalls durch die stellare Strahlung angeregt wird, entsteht zur Kontinuumsstrahlung ein objektabhängig unterschiedlicher, zeitlicher Kopplungsgrad. So werden diese Linien z.B. bei P Cygni direkt in der turbulenten, expandierenden Gashülle erzeugt, bei den Be- Sternen in der zirkumstellaren Gasscheibe, oder in den H II Regionen oder Planetarischen Nebeln PN bis zu mehrere Lj entfernt, wo fast labormässige Bedingungen herrschen. Die Kombination von Emissionslinien und Kontinuumsstrahlung resultiert in der Superposition der beiden Intensitäten: Infolge der physikalisch und lokal unterschiedlichen Erzeugung, können und unabhängig voneinander schwanken. Das Kontinuumsniveau ist abhängig von der Strahlungsdichte, die der Stern bei der Wellenlänge erzeugt. Dazu addiert sich unabhängig die Emissionsintensität . Die Kombination von Emissionslinien und Absorptionslinien resultiert ebenfalls in der Superposition beider Intensitäten: Bei Be-Sternen wird die schlanke Wasserstoff Emissionslinie in der zirkumstellaren Gasscheibe erzeugt und überlagert sich der rotations- und druckverbreiterten H-Absorption der stellaren Photosphäre. Dieses spektrale Merkmal wird deshalb englisch als „Shell Core“ bezeichnet [4]. Die H-Absorption eines solchen spektralen Merkmals kann aber auch von der Photosphäre eines heissen O-Sterns und die Emissionslinie aus der ihn umgebenden H II Region stammen, so z.B. die Hβ Linie von Θ 1 Ori C / M42 [33]. I I I I I C λ) + I E λ) I C λ) I A λ) I E λ) λ λ I E λ) I C λ) λ I E λ I A λ λ
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