Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
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<strong>Beitrag</strong> <strong>zur</strong> Spektroskopie für Amateurastronomen 51<br />
Was hier sofort auffällt:<br />
– im oberen Drittel der Tafel (B7–A7) die starken Linien der H- Balmerserie, d.h. Hα, Hβ,<br />
Hγ etc. Am stärksten treten sie beim Typ A0 (z.B. Wega) in Erscheinung. Sie werden gegen<br />
oben und unten zunehmend schwächer.<br />
– im unteren Viertel der Tafel (K5–M5) die auffälligen Bandenspektren, vorwiegend infolge<br />
des Titanoxids (TiO).<br />
– knapp unterhalb der Hälfte relativ „fade“ Spektren (G2–K1.5), allerdings gespickt mit<br />
zahlreichen feinen Metall- und den kräftigen Fraunhofer H + K Linien (Ca II), sowie der<br />
Fraunhofer D-Linie (Na I Doppellinie). Die H- Balmerserie ist nur schwach ausgeprägt.<br />
– Zuoberst ist noch die O-Klasse mit wenigen, feinen und relativ schwachen Linien, meist<br />
ionisiertes Helium (He II), sowie ein- bis mehrfach ionisierte Metalle. Die H- Balmerserie<br />
ist nur noch schwach ausgeprägt.<br />
– In den Spektren der heissen Sterne (in den Klassen ab ca. frühe A bis O) kann die Doppellinie<br />
des neutralen Natriums Na I (Fraunhofer D1, 2) zwingend nur interstellaren Ursprungssein.<br />
Das neutrale Natrium Na I hat eine sehr tiefe Ionisationsenergie von nur<br />
gerade 5.1 eV und kann deshalb nur in der Atmosphäre kühler Sterne entstehen. Die<br />
Wellenlänge des ionisierten Natriums (Na II) liegt im UV Bereich und kann deshalb mit<br />
Amateurausrüstungen nicht nachgewiesen werden.
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