Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 95
22 Plasmadiagnose bei Emissionsnebeln
22.1 Vorbemerkung
Im Spektralatlas für Astroamateure [33] wird ein Klassierungssystem für die Anregungsklasse
bei ionisierten Nebelplasmen vorgestellt und deren Bestimmung anhand mehrerer
Objekte praktisch demonstriert. Ergänzend werden hier weitere Diagnosemöglichkeiten
und der dazu erforderliche, physikalische Hintergrund vorgestellt [10], [222], [225], [237].
22.2 Überblick Phänomen Emissionsnebel
Im Gegensatz zu den lediglich passiv Licht reflektierenden Reflexionsnebeln, leuchten
Emissionsnebel aktiv. Dies erfordert die Ionisierung von Nebelatomen durch UV- Photonen,
oberhalb der sog. Lyman Grenze von 912 Å. Dies entspricht einer Ionisationsenergie von
>13.6 eV und einer Temperatur von >25‘000K. Solche Bedingungen können erst Sterne ab
der frühen B-Klasse erfüllen, wodurch sie in ihrer weiteren Umgebung ein teilionisiertes
Plasma erzeugen. Durch Rekombination fangen die Ionen wieder Elektronen ein, welche
beim Übergang auf niedrigere Niveaus den Energieüberschuss in Form von Photonen
mit entsprechender Frequenz abgeben ( ). So produzieren diese Nebel durch
den Fluoreszenzeffekt, ähnlich einer Gasentladungslampe, hauptsächlich „quasi monochromatisches“
Licht, d.h. eine überschaubare Zahl diskreter Emissionslinien, welche mit
Ausnahme der SNR, einem sehr schwachen Emissionskontinuum überlagert ist. Die energetische
Voraussetzung dazu erfüllen hauptsächlich H II Regionen (z.B. M42), Planetarische
Nebel (z.B. M57) und Supernovaüberreste (z.B. M1). Weiter können noch die Kerne aktiver
Galaxien (AGN), T-Tauri Sterne (Kap. 17.2) etc. genannt werden. Die Nebelmaterie besteht
hauptsächlich aus Wasserstoff, Helium, Stickstoff, Sauerstoff, Kohlenstoff, Schwefel, Neon
und Staub (Silikate, Graphit etc.). Neben der chemischen Zusammensetzung prägen der UV
Strahlungsfluss sowie die Temperatur und Dichte der freien Elektronen den lokalen
Zustand des Nebelplasmas. Dies äussert sich direkt in der Intensität der Emissionslinien,
was eine erste grobe Abschätzung wichtiger Parameter des Nebelplasmas erlaubt.
22.3 Gemeinsame spektrale Merkmale von Emissionsnebeln
Bei allen Emissionsnebelarten sind Ionisationsprozesse
wenn auch mit stark unterschiedlicher
Anregungsenergie aktiv. Dies erklärt das sehr ähnliche
Erscheinungsbild solcher Spektren. Die Grafik
zeigt einen Ausschnitt aus dem Spektrum von
M42 mit den zwei auffälligsten Merkmalen:
1. Das Intensitätsverhältnis der hellen [O III] Linien
ist praktisch konstant und beträgt:
.
2. Das Balmer-Dekrement . Aus dem Verhältnis
von gemessenem und theoretischem Verlauf kann
die Interstellare Extinktion bestimmt werden (Kap. 21.).
22.4 Ionisationsprozesse in Emissionsnebeln
Diese Prozesse werden zu Beginn schematisch an einem Wasserstoffatom demonstriert.
Die hochenergetischen UV-Photonen des Zentralsterns ionisieren die Nebelatome und werden
dadurch bis zum Rand der sog. Strömgrensphäre völlig absorbiert. Hier endet deshalb
das teilionisierte Plasma des Emissionsnebels. Da die beobachtete Intensität der Spektrallinien
kaum schwankt, muss zwischen neu ionisierten und rekombinierten Ionen ein permanenter
Gleichgewichtszustand bestehen. Als grober Indikator für die Stärke des Strahlungsfeldes,
dienen die Sorte, Ionisationsstufe und Menge der erzeugten Ionen. Die ersten zwei
Parameter können direkt aus dem Spektrum herausgelesen und mit der erforderlichen Ionisationsenergie
verglichen werden. (siehe Tabelle unten und [33]).
Hβ 4861.33
Olll 4958.91
Olll 5006.84
Hα 6562.82