Tutorial VSPEC IRIS 5.3 - UrsusMajor

Das Aufbereiten und Auswerten von Spektralprofilen 30
rungszuständen erscheinen können. Eindrücklich ist zu sehen, wie z.B. die Wasserstofflinien
der Balmerserie als einzige, wenn auch in stark unterschiedlicher Intensität,
bei fast sämtlichen Spektralklassen sichtbar bleiben. Weiter wird hier auch klar,
dass die Photosphäre der Sonne (Spektraltyp G2V) einige Tausend °K zu kühl ist, um
im normalerweise zugänglichen Spektrum die neutrale Heliumlinie He I in Absorption
erscheinen zu lassen. Dies wird auch bei der Durchsicht eines hochauflösenden
Spektralatlanten der Sonne bestätigt [14], [15]. Helium wurde auf der Sonne als berühmte
„D3 Emissionslinie“ erst im sog. Flashspektrum während der totalen Sonnenfinsternis
von 1868 bei 5874.9 Å (587.49 nm) entdeckt. D3 wurde sie deshalb genannt,
weil sie unmittelbar neben den Fraunhofer Linien D1 und D2 liegt (Natrium
Doppellinie).
Vergleich des Rohspektrums mit synthetischem Spektrum ähnlicher Spektralklasse
Zur Erleichterung der Kalibrierung (ohne Eichlampe) eines Sternspektrums mit bekannter
Spektralklasse kann im Vspec das dat-file eines kalibrierten synthetischen
Vergleichsspektrums geladen werden. Dazu muss im „file/open profile“ Dialogfenster
der file type in der „Format“ box auf „.dat“ gesetzt werden. Diese Spektren können unter
c:/Program files/vspec/LibSpec gefunden werden. Vorsicht: Diese Library files
dürfen keinesfalls nachher als „geändert“ wieder abgespeichert werden!
Vspec Tool zur Linienidentifikation mit synthetischen Elementlinien
1. Unter Tools/Elements die Element Dialogbox aufrufen
2. Im unteren Fenster „Elements“ das gewünschte Element ankreuzen
3. Zuerst „Sort“ dann „Export“ Taste anklicken. Überlagert zum Spektralprofil erscheint
nun ein synthetisches Spektrum mit den Linien des angewählten Elementes.