Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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