Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
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Linien Intensität EW<br />
<strong>Beitrag</strong> <strong>zur</strong> Spektroskopie für Amateurastronomen 54<br />
Das folgende Diagramm zeigt die relative Änderung der Linienintensität charakteristischer<br />
Spektrallinien, in Abhängigkeit von der Spektralklasse, resp. Temperatur. Es wurde 1925 in<br />
einer Dissertation von Cecilia Payne Gaposhkin (1900 – 1979) entwickelt. Dieses Diagramm<br />
ist nicht nur für die Bestimmung der Spektralklasse sehr wertvoll, sondern bewahrt<br />
auch bei der Linienidentifikation vor groben Interpretationsfehlern. So wird z.B. klar, dass<br />
die Photosphäre der Sonne (Spektraltyp G2V) ca. 4000°K zu kühl ist, um im normalerweise<br />
zugänglichen Photosphären Spektrum die neutrale Heliumlinie He I in Absorption erscheinen<br />
zu lassen. He I ist nur während Sonnenfinsternissen als Emissionslinie im sog. Flash<br />
Spektrum sichtbar, welches hauptsächlich in der Chromosphäre entsteht.<br />
Photosphärentemperatur (K)<br />
50‘000 25‘000 10‘000 8‘000 6‘000 5‘000 4‘000 3‘000<br />
He II He I<br />
Si IV<br />
Si III<br />
H<br />
Mg II<br />
Si II<br />
O5 B0 A0 F0 G0 K0 M0 M7<br />
Spektralklasse<br />
13.9 Einfluss der Leuchtkraftklasse auf die Linienbreite<br />
Hier wird sichtbar, wie sich innerhalb derselben Spektralklasse die Linienbreite mit abnehmender<br />
Leuchtkraft vergrössert. Dies ist vorwiegend auf das sog. „Pressure broadening“,<br />
d.h. die Verbreiterung der Spektrallinien mit zunehmendem Gasdruck <strong>zur</strong>ückzuführen. In<br />
der englischsprachigen Literatur wird dies als „Luminosity effect“ bezeichnet. Ursache dafür<br />
ist die zunehmende Dichte der Sternatmosphäre mit abnehmender Leuchtkraft, d.h. der<br />
Stern wird kleiner, weniger leuchtkräftig und dichter. Am dichtesten ist sie bei den Weissen<br />
Zwergen der Klasse VII, am dünnsten bei den Überriesen der Klasse I. Am stärksten wirkt<br />
dieser Effekt bei der H- Balmerserie der Klasse A (Ausschnitt links). Bereits bei der F-Klasse<br />
(Ausschnitt mit gleichem Wellenbereich rechts) ist dieser Effekt nur noch schwach erkennbar.<br />
Dieser Trend setzt sich bei den späteren Spektralklassen fort (Ausschnitte aus [33]).<br />
Deneb α Cyg<br />
Deneb α Cyg<br />
A2 A2 la Ia<br />
Ruchbah δ Cas δ Cas<br />
A5III-IV A5 III – IV<br />
Vega Vega α Lyr α Lyr<br />
A0 V<br />
A0 V<br />
Fe II<br />
Ca II<br />
Fe I<br />
Auswirkung der Leuchtkraftklassen (Luminosity Auswirkung effect) auf der Spektraltyp Leuchtkraftklasse A (Luminosit<br />
Ca II 3933.66<br />
Hε 3970.07<br />
Fe l 4002/05<br />
Sr ll 4077.71<br />
Fe l 4067.6<br />
Fe l 4045.82<br />
Zr ll/Ti ll 4024/28<br />
Hδ 4101.74<br />
Si ll 4128/30<br />
Fe ll 4178.9<br />
Fe l 4173.1<br />
Fe ll 4233.17<br />
Ca I 4226.73<br />
Fe l 4271-72<br />
Fe ll 4416.8<br />
Ti ll 4395.04<br />
Fe ll 4384-85<br />
Fe ll 4366.17<br />
Fe ll 4352<br />
Hγ 4340.47<br />
Sc ll/Ti ll 4314<br />
Fe ll 4303.2<br />
Mirphak α Per<br />
F2 Ib<br />
Mirphak α Per<br />
F2 Caph lb β Cas<br />
F2 III – IV<br />
Caph β Cas<br />
F2lll-lV<br />
Porrima γ Vir<br />
Porrima F0 γ Vir V<br />
F0 V<br />
Ca II 3933.66<br />
Ca I<br />
TiO<br />
Fe l/ll 4384-85<br />
Ti ll 4368<br />
Fe ll/Cr l 4352<br />
Hγ 4340.47<br />
Fe l 4326<br />
Sc ll/Ti ll 4314<br />
CH/Fe ll 4299-13<br />
Cr l/Ti ll 4290<br />
Fe l 4271-72<br />
Zr ll 4258<br />
Sc ll 4247<br />
Fe ll 4231-33<br />
Sr ll 4215.52<br />
Fe l/V ll 4202<br />
Y ll/V ll/Fe ll 4177-79<br />
Fe ll/Ti ll 4172-73<br />
Zr ll 4149<br />
Fe l 4143<br />
Si ll 4128/30<br />
Fe l/ll 4118/22<br />
Hδ 4101.74<br />
Fe l 4084<br />
Sr ll 4077.71<br />
Fe l 4064<br />
Fe l 4045<br />
Mn l 4031-36<br />
Zr ll 4024<br />
Fe l 4002/05<br />
Fe l 3997<br />
Fe l/Yll 3983<br />
Ca II 396<strong>8.7</strong>4<br />
Fe ll 4520/23<br />
Ti ll 4501.27<br />
Mg ll 4481<br />
Ti ll 4470<br />
Ti ll 4444<br />
Mn l 4055<br />
Fe ll 4550<br />
Cr ll 4588<br />
Fe ll 4583.8<br />
Fe ll 4634.6<br />
Fe ll 4629.9<br />
Cr ll 4617/19<br />
Ti ll 4154<br />
Fe ll/Cr l 4666<br />
Ca I 4226.73<br />
Deneb<br />
Deneb<br />
Vega<br />
Ruchbah<br />
Vega<br />
©Richard Walker 2010/05<br />
TAFEL 22
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