Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 81 18.4 Temperaturbestimmung basierend auf Einzellinien Generell nutzen diese Verfahren die Temperaturabhängigkeit der Linienintensität . Die Intensität und Form der Spektrallinien wird gemäss Kap. 6.2 aber von zahlreichen weiteren Variablen bestimmt, wie z.B. Elementhäufigkeit, Druck, Turbulenzen, Metallizität und Rotationsgeschwindigkeit des Sterns. Ähnlich wie bei der Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit (Kap. 16) müssen deshalb alle Verfahren diese störenden Nebeneinflüsse zu einem hohen Grad ausblenden können oder Linien verwenden, welche speziell temperatursensitiv sind [11]. Falls die Temperatur nicht bloss „abgeschätzt“ sondern einigermassen genau „bestimmt“ werden soll, bleiben deshalb nur relativ anspruchsvolle Verfahren, die auf der spektroskopisch hochauflösenden Detailanalyse an ausgewählten, speziell temperatursensitiven Metalllinien beruhen. 18.5 Das „Balmer-Thermometer“ Die Temperaturbestimmung mit der Intensität der H-Balmerlinien wird im Amateurbereich oft „Balmer-Thermometer“ genannt. Die Methode ist eher rudimentär, bietet aber ein interessantes Experimentierfeld. Die H-Linien sind dafür prädestiniert, weil die stellaren Photosphären der meisten Spektralklassen, zu über 90% aus Wasserstoffatomen bestehen. Dieses Element kann zudem als einziges fast über die gesamte Temperatursequenz (Klassen O – M) nachgewiesen und ausgewertet werden. Im Gegensatz dazu ist ionisiertes Kalzium Ca II nur bei den Spektralklassen A – M zu sehen. Die oft vorgeschlagene Natrium-Doppellinie D1,2 ist nur von ~Typ F – M auswertbar, da Na I bei höheren Temperaturen ionisiert wird und Na II Absorptionen nur im UV Bereich erscheinen. Bei den früheren Spektralklassen ist deshalb Na I immer interstellaren Ursprungs und somit für diesen Zweck unbrauchbar. Die Abbildung rechts zeigt den Intensitätsverlauf der Hβ-Linie, ein Ausschnitt aus der Spektralklassenübersicht von Kap. 13.8 sowie [33]. Diese Absorption ist von allen Balmerlinien am weitesten zu verfolgen und bleibt bei dieser niedrigen Auflösung selbst noch im langwelligen Bereich bis ca. K5 auswertbar. Das Maximum wird bei der Spektralklasse A1 erreicht. Die quantenmechanischen Gründe für diesen Effekt sind in Kap. 9.2 erläutert. Im Diagramm unten sind die Hβ-Äquivalentwerte (EW) von 24 Atlassternen [33] gegen die Effektivtemperaturen aufgetragen . Infolge der glockenförmig verlaufenden Kurve entsteht eine Zweideutigkeit, welche zur Klärung zusätzliche spektrale Infos erfordert. Ein deutliches Merkmal für den Kurvenabschnitt auf der langwelligen Seite von O9 25‘000 K B1 22‘000 K B7 15‘000 K A1 10‘000 K A7 7‘550 K F0 7‘030 K F5 6‘330 K G2 5‘700 K G8 4‘990 K K2 4‘290 K K5 3‘950 K Hβ 4861 Hβ 4861
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 82 10‘000 K ist z.B. die Fraunhofer K-Linie (Ca II) bei 3934 Å. Weitere Details siehe [33]. Im mittleren Temperaturbereich sind hier fast nur Hauptreihensterne, in den Randbereichen auch Riesen der Leuchtkraftklassen I – III vertreten. Trotz relativ wenig Datenpunkten und niedriger Auflösung (DADOS 200L/mm) lässt sich der Kurvenverlauf, hier als manuell eingefügter „Least Square Fit“, zweifelsfrei darstellen. Damit soll lediglich das Prinzip demonstriert werden. Genauere Ergebnisse würde die Auswertung an hochauflösenden Spektren und auch die Trennung zwischen den Leuchtkraftklassen erfordern. EW Hβ [Å] α Aql ζ Leo α Gem α CMa 78 Vir γ Vir α Cmi Sonne η Boo α Ori ε Vir α Sco 61 Cyg α Leo Effektivtemperatur T eff [K] 18.6 Präzisions-Temperaturmessung mit ausgewerteten Einzellinien γ Crv Solche Verfahren werden im professionellen Bereich vorwiegend an nichtionisierten Metallinien der späten Spektralklassen K – M angewendet. Einen repräsentativen Eindruck dazu vermittelt [190], [191], [191b]. Hier werden mit relativen Linientiefen unterschiedlich temperatursensitiver Metallabsorptionen, Verhältnisse gebildet und diese dann in Bezug zu bekannten -Werten kalibriert (LDR Line Depth Ratio) [11]. Gemäss den Autoren soll so eine Genauigkeit von wenigen K erreicht werden können. Mit einem längeren Temperaturmonitoring kann so z.B. der Nachweis und sogar die Vermessung riesiger Sonnenflecken, typisch für die späten Spektralklassen K, erfolgen [191b]. α Vir ε Ori δ Ori ζ Ori 68 Cyg
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