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 94<br />
21.3 Balmer-Dekrement und Farbexzess<br />
Aus dem gemessenen Balmer-Dekrement lässt sich direkt der Farbexzess in<br />
[mag] für die Balmerlinien bestimmen [10].<br />
Falls , wird , d.h. es liegt in diesem Spezialfall erwartungsgemäss<br />
keine Rötung vor.<br />
Der Link <strong>zur</strong> „klassischen“ Photometrie im System ermöglicht die Formel von C.S.<br />
Reynolds [208]:<br />
Die zugehörigen Parameter für:<br />
Logarithmisch umgeformt und eingesetzt:<br />
21.4 Balmer-Dekrement und Extinktionskorrektur im Amateurbereich<br />
Für Amateure steht hier weder die exakte Bestimmung der Extinktion noch des geröteten<br />
Balmer-Dekrements im Vordergrund. Dies würde die Bereinigung des Rohprofils von der<br />
instrumentellen und atmosphärischen Dämpfung gemäss Formel in<br />
Kap. <strong>8.7</strong> erfordern, damit das Profil nur noch mit der zu bestimmenden belastet<br />
bleibt.<br />
Die wichtigste Anwendung bildet aber der Sonderfall der Emissionsnebel, welche meistens<br />
ein extrem schwaches und diffuses Kontinuum erzeugen und somit keine seriöse Bestimmung<br />
der Kontinuums-bezogenen Messwerte, wie der Peak Intensität oder des<br />
Wertes, erlauben. Glücklicherweise erzeugen aber diese Objekte H-Emissionslinien. Diese<br />
werden hauptsächlich weit vom Stern entfernt und vorwiegend durch die Rekombination<br />
ionisierter H Atome erzeugt. Deren Intensitäten entsprechen im Ursprungsspektrum daher<br />
nahezu dem ungedämpften Balmer-Dekrement und können so – im Verhältnis zu den gemessenen<br />
Dekrementwerten – als eine Art „Korrekturschablone“ dienen.<br />
Dieses Verfahren ist eigentlich für die Teilkorrektur der interstellaren Rötung vorgesehen.<br />
Für Amateurzwecke ermöglicht Formel , im relevanten Bereich zwischen Hα<br />
und Hβ, in vernünftiger Näherung auch für die anderen Dämpfungseinflüsse eine grobe Intensitätskorrektur<br />
der Emissionslinien. und zeigen eine ähnliche Charakterisik<br />
mit zunehmender Dämpfung gegen kürzere Wellenlängen. Deutlich abweichend verhält<br />
sich lediglich , da bei den meisten Amateurkameras die Dämpfung erst ab dem<br />
Grünbereich des Spektrums beginnt. Ergänzende Hinweise dazu siehe Kap. 22.11.<br />
Im professionellen Bereich sind Extinktionskorrekturen bei der Auswertung extragalaktischer<br />
Emissionslinienobjekte unumgänglich und werden mit Softwareunterstützung durchgeführt.<br />
Bereits bei Objekten innerhalb von M31, wird [201].