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 77<br />
18 Das Messen der stellaren Photosphärentemperatur<br />
18.1 Einleitung<br />
Stellare Spektren und deren messbare Grössen, reflektieren - je nach Spektralklasse in unterschiedlichem<br />
Ausmass – auch den physikalischen Zustand der Photosphäre. Zur spektroskopischen<br />
Bestimmung der Effektivtemperatur (Kap. 3.2) existieren zahlreiche Verfahren<br />
mit unterschiedlichem Genauigkeits- aber auch Komplexitätsgrad.<br />
18.2 Temperaturabschätzung über die Spektralklasse<br />
Die Spektralklasse widerspiegelt direkt die Sequenz der entsprechenden Photosphärentemperaturen<br />
(Kap. 14.2). Sie ist deshalb die direkteste, einfachste, aber relativ ungenaue<br />
Art, die Effektivtemperatur abzuschätzen. Für Hauptreihensterne der mittleren und<br />
späten Spektralklassen dürfte für Amateure der realistische Genauigkeitsrahmen etwa bei<br />
einigen 100 K liegen. In der Literatur sind zahlreiche Tabellen zu finden, welche den einzelnen<br />
Spektralklassen die Effektivtemperaturen zuordnen. Für die Leuchtkraftklassen III und V<br />
werden zusätzlich separate, merklich abweichende Werte ausgewiesen. Im Bereich der<br />
frühen Spektralklassen können, auch zwischen renommierten Quellen, Unterschiede bis zu<br />
>1000 K auftreten. So werden auch, speziell bei den frühen Typen der Spektralklasse O, für<br />
ein und denselben Stern, oft deutlich unterschiedliche Klassierungen publiziert. Dies zeigt,<br />
dass sich diese Methode, mindestens für Amateure, auf die Hauptreihensterne beschränken<br />
muss, da die Leuchtkraftklasse nur schwierig bestimmt werden kann. Als Beispiel folgt<br />
hier eine Tabelle, deren Daten aus einer Vorlesung der University of Northern Iowa stammen<br />
http://www.uni.edu/. Diese weichen bei den frühen Spektralklassen z.T. deutlich von<br />
den Werten ab, welche in der Tabelle in Kap. 14.5 oder in [33] ausgewiesen sind.<br />
Spektral<br />
Typ<br />
Hauptreihe (V)<br />
(K)<br />
Riesen (III)<br />
(K)<br />
Überriesen (I)<br />
(K)<br />
O5 54‘000<br />
O6 45‘000<br />
O7 43‘300<br />
O8 40‘600<br />
O9 37‘800<br />
B0 29‘200 21‘000<br />
B1 23‘000 16‘000<br />
B2 21‘000 14‘000<br />
B3 17‘600 12‘800<br />
B5 15‘200 11‘500<br />
B6 14‘300 11‘000<br />
B7 13‘500 10‘500<br />
B8 12‘300 10‘000<br />
B9 11‘400 9‘700<br />
A0 9‘600 9‘400<br />
A1 9‘330 9‘100<br />
A2 9‘040 8‘900<br />
A3 8‘750<br />
A4 8‘480<br />
A5 8‘310 8‘300<br />
A7 7‘920