Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 78
F0 7‘350 7‘500
F2 7‘050 7‘200
F3 6‘850
F5 6‘700 6‘800
F6 6‘550
F7 6‘400
F8 6‘300 6‘150
G0 6‘050 5‘800
G1 5‘930
G2 5‘800 5‘500
G5 5‘660 5‘010 5‘100
G8 5‘440 4‘870 5‘050
K0 5‘240 4‘720 4‘900
K1 5‘110 4‘580 4‘700
K2 4‘960 4‘460 4‘500
K3 4‘800 4‘210 4‘300
K4 4‘600 4‘010 4‘100
K5 4‘400 3‘780 3‘750
K7 4‘000
M0 3‘750 3‘660 3‘660
M1 3‘700 3‘600 3‘600
M2 3‘600 3‘500 3‘500
M3 3‘500 3‘300 3‘300
M4 3‘400 3‘100 3‘100
M5 3‘200 2‘950 2‘950
M6 3‘100 2‘800
M7 2‘900
M8 2‘700
18.3 Temperaturabschätzung mit dem Wienschen Verschiebungsgesetz
Ein weiterer Ansatz ist die Abschätzung von mit dem Prinzip des Wienschen Verschiebungsgesetzes
(Kap. 3.2). Er basiert auf der Annahme, dass die Strahlungscharakteristik
des Sterns ungefähr derjenigen eines Schwarzkörpers entspricht. Theoretisch könnte so
gemäss Formel , d.h. basierend auf der Wellenlänge bei der Maximalintensität,
berechnet werden. Dies erfordert allerdings ein radiometrisch korrigiertes Profil gemäss
Kap. 8.7. In Kap 3.3 wurde bereits demonstriert, dass die Lage des Intensitätsmaximums im
Pseudokontinuum nur eine sehr grobe Information über die Temperatur des Strahlers vermittelt.
Weiter muss die Maximalintensität innerhalb des aufgezeichneten Bereiches liegen – bei
einem typischen Amateurspektrografen ca. 3800 – 8000 Å. In der folgenden Grafik erfüllt
dieses Kriterium lediglich die gelbe Kurve mit 6000 K. In diesem Abschnitt können deshalb,
gemäss Formel , lediglich Profile mit von ca. 7600 – 3600 K nach ihrer Maximalintensität
ausgewertet werden, was ungefähr den Spektralklassen M1 – F0 entspricht.