Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 65 15.8 Die Fluchtgeschwindigkeit des Quasars 3C273 Die sehr niedrigen, kosmologisch bedingten Anteile an den -Werten zeigen deutlich, dass die Messier Galaxienwelt quasi noch zu unserem „Vorhof“, des Universums gehört. Im Gegensatz dazu zeigt die eindrückliche Rotverschiebung der H-Emissionslinien des scheinbar hellsten Quasars 3C273 im Sternbild Jungfrau, dass die obigen Formeln keineswegs Spielereien auf akademischem Niveau sind. Heute können, dank technologischen Fortschritten, auch Amateure in kosmologisch relevante Distanzbereiche vordringen und müssen sich deshalb auch der Effekte der SRT sowie der unter Debatte stehenden, kosmologischen Modelle bewusst werden. Dieses nur 12 m Quasar 3C273, Rotverschiebung 7 helle Objekt der war H-Balmerlinien früher eine Domäne der spaltlos verwendeten DADOS: Gitter 200L Transmissionsgitter mm [480]. Jetzt kann es wesentlich besser aufgelöst auch mit niedrig auflösenden Spaltspektrografen aufgezeichnet werden – Details siehe [35]. -1 , 50μm Spalt, aufgenommen am 26.5.2012 mit Atik 314L+ -10°C, 5x1200s Die Wellenlängenangabe, gemessen an Gaussfits, erfolgt in dieser Tafel rotverschoben auf der Originalskala 1.0 0.6 I Das Profil ist auf das Kontinuum Ic = 1 normiert, Wellenlängenachse Ic = 0.6. Δλ≈683 Å Hδ 4748 Δλ≈646 Å Hγ 5023 Δλ≈771Å Hβ 5632 Rot verschobene, kalibrierte Originalskala Δλ≈1017Å Hα 7580 ©Richard Walker 2012/05 Die –Werte wurden hier an Gauss-gefitteten H-Balmerprofilen gemessen und mit Formel {17} berechnet. Die erhaltenen Werte bei Hβ: 0.1586, Hγ: 0.1574 und Hδ 0.1574, sind bis auf fast drei Kommastellen mit dem Literaturwert konsistent [100], [101]. Die Aufspaltung der Hα Linie wird hier durch die Überlagerung mit dem intensiven Fraunhofer A Band (O2) verursacht. Mit bekanntem - Wert lässt sich nun die scheinbare „Fluchtgeschwindigkeit“ von 3C273 abschätzen. Das Adjektiv „scheinbar“ steht hier deshalb, weil sich das Objekt nicht im Sinne der klassischen Mechanik kinematisch von uns wegbewegt, sondern sich der Raum (oder das sog. „Raumzeitgitter“) dazwischen ausdehnt [431]. Bei dieser enormen Distanz kann die Radialgeschwindigkeit mit gleichgesetzt werden, da hier die kinematische Eigenbewegung des Objekts kaum mehr eine Rolle spielt. Gemäss Formel {19} ), beträgt 47‘490 km s -1 , d.h. fast 20% der Lichtgeschwindigkeit! Deshalb muss die modifizierte Dopplerformel {22} angewendet werden. Dadurch reduziert sich die „Fluchtgeschwindigkeit“ von 3C273 deutlich auf 43‘808 km s -1 . Dies ist bemerkenswert konsistent mit dem entsprechenden Wert von 43‘751 km s -1 in der CDS Datenbank [100]. Wird trotz die Distanz mit dem konventionellen Hubble Gesetz {20} abgeschätzt, ergibt ca. 650 Mpc oder 2.12 Mrd. Lj. Die Literaturwerte liegen da etwas höher bei ca. 2.4 Mrd. Lj. Bei solchen Überlegungen sollte immer bewusst bleiben, dass das aufgezeichnete Licht seit ca. 2.4 Mrd. Jahren unterwegs war und erzeugt wurde, als sich unsere Erde noch im geologischen Zeitalter des Präkambriums befand!
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 66 16 Das Messen der Rotationsgeschwindigkeit 16.1 Begriffe, Definitionen Durch die Messung der Doppler-bedingten Radialgeschwindigkeitsdifferenz zwischen dem Ost- und Westrand eines rotierenden, kugelförmigen Himmelskörpers, kann auf die Rotationsgeschwindigkeit der Oberfläche geschlossen werden. Hier beschränken wir uns auf den spektroskopisch direkt messbaren Anteil der Rotationsgeschwindigkeit, den sogenannten Wert, welcher in die Sichtlinie zur Erde projiziert wird. Dieser Fachbegriff ist gleichzeitig auch die Formel zur Berechnung dieses Geschwindigkeitsanteils aus der effektiven Äquatorgeschwindigkeit und dem Inklinationswinkel zwischen der Rotationsachse und der Sichtlinie zur Erde. In der Wikipedia Grafik wird hier abweichend als bezeichnet. Steht die Rotationsachse senkrecht auf der Sichtlinie zur Erde wird und s . Ausschliesslich in diesem Spezialfall können wir exakt die Äquatorgeschwindigkeit messen. Ist , sehen wir direkt auf einen Pol des Himmelskörpers und somit wird s , und damit auch die projizierte Rotationsgeschwindigkeit s . 16.2 Die Rotationsgeschwindigkeit der grossen Planeten Wird der Spektrografenspalt auf den Äquator eines rotierenden Planeten ausgerichtet, erscheinen die Absorptionslinien des reflektierten Lichtes leicht schiefgestellt – dies wegen der Dopplerverschiebung infolge der Radialgeschwindigkeitsdifferenz zwischen dem Ost- und Westrand der Kugel. Die grobe Spaltausrichtung kann beim Jupiter mit Hilfe seiner Monde und beim Saturn anhand der Ringstellung erfolgen. Die Radialgeschwindigkeitsdifferenz zwischen dem Ost- und Westrand des Planeten wird aus der Schiefstellung der Linie im Spektralstreifen berechnet. Dazu wird an qualitativ guten Einzelspektren, je am äussersten Unter- und Oberrand des Spektrums, ein schmaler Streifen mit nur wenigen Pixel Breite ausgewertet und so der unterste und oberste Punkt z.B. der Hα Linie vermessen. Die Subtraktion dieser Werte ergibt dann die Dopplerverschiebung und mit Formel {15} kann die Geschwindigkeitsdifferenz zwischen Ost- und Westrand berechnet werden (Detailliertes Vorgehen siehe [30]). v sin i -v sin i v r -v r v r -v r Δλ
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