Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 90
20 Balmer–Dekrement
20.1 Begriff und Ursachen
In Spektren, wo die H–Balmerserie in Emission auftritt, schwindet deren Linienintensität
mit abnehmender Wellenlänge . Dieses Phänomen wird Balmer-Dekrement genannt.
Der Intensitätsschwund erfolgt reproduzierbar nach physikalischen Gesetzen und ist daher
für die Astrophysik als Indikator von grosser Bedeutung. Die H–Emissionslinien entstehen
durch Elektronenübergänge, welche in „Abwärtsrichtung“ auf dem zweituntersten Energieniveau
des Wasserstoffatoms enden. Die Wahrscheinlichkeit, von welchem der höheren
Ausgangsniveaus diese Elektronen stammen, wird für die einzelnen Linien durch quantenmechanische
Gesetze bestimmt. Aus diesen folgt, dass die Intensität der Linie am
höchsten ist und bei den kurzwelligeren Linien , , , , etc. kontinuierlich abnimmt.
Das Ausmass dieser Abnahme (Dekrement) ist in bescheidenem Ausmass noch abhängig
von der Dichte und der Temperatur der Elektronen und .
20.2 Qualitative Auswertung
Für die meisten Amateure stehen wohl qualitative Anwendungen dieses Effekts im Vordergrund.
Am niedrig aufgelösten Spektrum von P Cygni (DADOS 200L), kann die Intensitätsabnahme
der hier alles dominierenden Wasserstoff-Emissionslinien, normiert auf eine einheitliche
Kontinuumsintensität, demonstriert werden.
Hδ
Hγ
Balmer – Dekrement P Cygni
Hβ
Entgegen diesem Trend zeigt Mira (o Ceti) nur und, noch stark gedämpft, in Emission.
Diese eindrücklichen Linien deuten an, welch enorme Intensitäten, und gemäss
Balmer–Dekrement eigentlich zeigen müssten. Diese werden aber im langwelligen Bereich
durch Titanoxid Absorptionen verdeckt, welche offensichtlich in höheren Schichten der
Sternatmosphäre entstehen, als die H–Emissionslinien. Details siehe [33].
Hδ
Hγ
Balmer – Dekrement Mira, o Ceti
TiO
TiO
TiO
TiO
TiO
TiO
TiO
Hα
TiO