Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
Erfolgreiche ePaper selbst erstellen
Machen Sie aus Ihren PDF Publikationen ein blätterbares Flipbook mit unserer einzigartigen Google optimierten e-Paper Software.
<strong>Beitrag</strong> <strong>zur</strong> Spektroskopie für Amateurastronomen 69<br />
Abdunkelungseffekte auf der Scheibe gestützt (Peterson, Aufdenberg et al. 2006). Der<br />
Streubereich der neu geschätzten effektiven Werte für Wega ist breit und reicht in diesen<br />
Studien von ca. 160 – 270 km/s. Dieses Beispiel zeigt deutlich, wie schwierig bei Fixsternen<br />
die Bestimmung der Inklination und der damit zusammenhängenden, effektiven<br />
Rotationsgeschwindigkeit ist – dies im Vergleich zum relativ einfach ermittelbaren s -<br />
Wert!<br />
Ergänzt wird die - Methode heute u.a. durch Fourier Analysen des Linienprofils, deren<br />
erste Minimumsstelle den Wert für s mit einer Auflösung von ca. 2 km/s repräsentiert<br />
[125]. Dieses Verfahren erfordert aber hochaufgelöste Spektren.<br />
Diverse Untersuchungen haben gezeigt, dass die Ausrichtung der Fixstern-Rotationsachsen<br />
zufällig verteilt ist – dies im Gegensatz zu den meisten Planetenachsen unseres<br />
Sonnensystems. Da die effektive Äquatorgeschwindigkeit nur in Ausnahmefällen bestimmt<br />
werden kann, ist die Forschung hier fast ausschliesslich auf statistische Methoden beschränkt,<br />
basierend auf umfangreichen s - Datensätzen. Die meisten Amateure werden<br />
sich wohl darauf beschränken, einzelne Literaturwerte früher Spektraltypen mit hohen Rotationsgeschwindigkeiten<br />
nachzuvollziehen.<br />
Empirische Formeln für s in Abhängigkeit von , s =<br />
Eine beachtliche Zahl astrophysikalischer Paper aus der SAO/NASA Datenbank beschäftigt<br />
sich ab ca. 1920 bis <strong>zur</strong> Gegenwart mit der Kalibration der Rotationsgeschwindigkeit gegenüber<br />
der Halbwertsbreite. Einige der zahlreichen „Protagonisten“ sind hier<br />
A. Slettebak, O. Struve, G. Shajn, F. Royer und F. Fekel. Das wohl meist zitierte Basiswerk<br />
für solche Formeln ist das sog. „New Slettebak System“ von 1975. Neuere Studien haben<br />
aber gezeigt, dass es systematisch zu tiefe s Werte liefert. Deshalb stelle ich hier aktuellere<br />
Ansätze vor. Die Variablen sind jeweils in [Å], in einigen Formel jedoch<br />
auch als Dopplergeschwindigkeit [km/s]. In einem Fall ist zusätzlich noch die Äquivalentbreite<br />
[Å] beteiligt (siehe Kap. 7).<br />
Das Verfahren nach Fekel<br />
Gut etabliert hat sich das Verfahren nach F. Fekel [122, 123]. Es basiert auf zwei verschiedenen<br />
Eichkurven, je eine für den roten- und blauen Bereich des Spektrums. Die beiden Polynome<br />
2. Grades kalibrieren den „Rohwert“ für s in [km/s], bezüglich dem gemessenen<br />
und bereinigten in [Å] . Unten sind zuerst die beiden „Fekel‘schen“ Kalibrierpolynome<br />
{26a, 27a} für die Spektralbereiche 6430 Å und 4500 Å aufgeführt, gefolgt<br />
von zwei weiteren Formeln {26b, 27b}, die ich entsprechend dem explizit gesuchten -<br />
Wert aus {26a, 27a} umgeformt habe:<br />
Das Vorgehen <strong>zur</strong> Bestimmung des Wertes habe ich anhand eines Beispiels in [7]<br />
beschrieben. Hier ein kurzer Überblick: Zuerst werden mehrere Werte [Å] an<br />
schwach bis mässig intensiven und Gauss-gefitteten Spektrallinien (keine H-Balmerlinien)<br />
vermessen und gemittelt. Diese Werte werden zuerst vom „instrumental broadening“ bereinigt<br />
( ). Dann wird der –Wert durch Einsetzen des Betrages in<br />
die obigen Formeln {26b} oder {27b}, entsprechend dem Wellenbereich 4500 Å oder<br />
6430 Å, berechnet.