Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 23
7.3 Linienintensität und Peak-Intensität
Die Linienintensität
Am einfachsten ist die direkte Messung der Linienintensität
. Dieses Mass ist aber nur aussagefähig in einem
relativ radiometrisch korrigierten, oder absolut kalibrierten
Profil gemäss Kap. 8.6, 8.7, 8.8.
Die Peakintensität
In einem Pseudokontinuum, aber auch in einem nur begradigten
Profil gemäss Kap. 8.5, wird die Intensität
nur im Verhältnis zum lokalen Kontinuumsniveau , als
dimensionslose Peak-Intensität mit anderen Linien
vergleichbar.
{4}
Der Wert bei Absorptionslinien
wird hier englisch auch für „Line Depth“ genannt. Die Peak Intensität im Scheitel der
Absorptionslinie entspricht der maximalen, relativ auf das Kontinuumsniveau bezogenen,
Intensität oder Flussdichte , welche durch den Absorptionsvorgang der Kontinuumsstrahlung
entzogen wird. Dies entspricht der Photonenenergie pro Zeit, Fläche und betrachtetem
Wellenlängenintervall, bezogen auf den Level (gebräuchliche Einheiten siehe Kap.
8.8). Zusätzlich zeigt sie qualitativ den Absorptionsgrad oder den Anteil an Photonen, welcher
im unteren Scheitel der Absorptionslinie mit der Eindringtiefe , absorbiert wird.
Der Wert bei Emissionslinien
Falls die nach oben ausschlagenden und unabhängig entstehenden Emissionslinien einem
Kontinuum überlagert sind , werden sie z.B. für Untersuchungen an Einzellinien ebenfalls
gemäss {4} auf den Level bezogen. Die Peak Intensität entspricht so der maximalen,
relativ auf das Kontinuumsniveau bezogenen Intensität oder Flussdichte im oberen
Scheitel der Emissionslinie. Dies entspricht der Photonenenergie pro Zeit, Fläche und betrachtetem
Wellenlängenintervall, bezogen auf den Level .
7.4 Full Width at Half Maximum height
Die sog. Halbwertsbreite ist einfach zu verstehen und bezeichnet
die Linienbreite in [Å] auf halber Höhe der Maximalintensität.
Sie kann bei Absorptions- und Emissions-
I = 0
linien auch an nicht intensitätsnormierten Spektren korrekt
gemessen werden. Die Verbreiterung einer Spektral-
FWHM
linie ist u.a. abhängig von Temperatur, Druck/Dichte und
Turbulenzeffekten in der Sternatmosphäre (Kap. 6.2). Sie
erlaubt daher entscheidende Rückschlüsse und ist deshalb
oft als Variable in empirischen Bestimmungsgleichungen,
z.B. für die Rotationsgeschwindigkeit von Ster-
½ Imax nen zu finden (Kap. 16.6). Diese Linienbreite wird in den
meisten Fällen als Wellenlängendifferenz in der Einheit
[Å] angegeben. Bei der Messung von Rotations- und
Imax Expansionsgeschwindigkeiten sieht man aber häufig auch als Geschwindigkeitswert
gemäss dem Dopplerprinzip ausgedrückt. Dazu wird [Å] sinngemäss mit der
Dopplerformel {15} in einen Geschwindigkeitswert [km/s] umgerechnet
(Kap. 15). Zuallererst muss aber der aus dem Spektrum gewonnene Wert [30] noch
von der Linienverbreiterung durch den Instrumenteneinfluss (instrumental broadening) korrigiert
werden.
I c
I
I c
I
P=I/Ic