Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

Abb. 12: Die Sauerstoff - Linie bei 615,7 nm auf der Sonnenmitte
und am Sonnenrand (rot)
Dieses Verhalten kann z.B. auch bei der Kohlenstoff-Linie
C I bei � 538,0 nm beobachtet werden,
die mit 7,7 eV von einem nicht ganz so hohen Anregungszustand
entsteht.
Abb. 13: Die Kohlenstoff-Linie bei 538,0 nm auf der Sonnenmitte
und am Sonnenrand (rot)
Diese Linie verschwindet nicht ganz am Sonnenrand.
Die Aufnahme zeigt übrigens auch, dass sich
die Stärke mancher Linien am Sonnenrand kaum
verändert.
Die gezeigten Spektren wurden „so weit wie möglich“
am Sonnenrand gewonnen. Der Austrittswinkel
wurde zu µ = 0,15 geschätzt.
4. Berechnung von Spektren
O I
Die Berechnung von Spektren und der anschließende
Vergleich mit den Beobachtungen ist mit einigen
frei erhältlichen PC-Programmen möglich. Ohne
auf die Details dieser Programme eingehen zu können,
dies würde die Kompetenz des Verf. weit übersteigen,
wird in diesen Abschnitt nur die grundsätzliche
Vorgehensweise erklärt und an einem Beispiel
erläutert. Alle Angaben beziehen sich meist
auf die Sonne, können aber mit Einschränkungen
auch auf andere Sterne übertragen werden.
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4.1 Das Modell der Photosphäre
Zunächst benötigt man ein Modell der jeweiligen
Sternatmosphäre. Dieses liegt oft in schier endlosen
Zahlenkolonnen in Form von Tabellen vor. Der
Aufbau ist meist ähnlich. Es wird der Verlauf von
Temperatur, Gasdruck, Elektronendruck und weitere
Parameter als Funktion der optischen Tiefe
(meist bezogen auf 500 nm) in diskreten Schichten
angegeben. Die Anzahl der Schichten variiert je
nach Modell. Diese, häufig historischen Modelle,
wurden teilweise aus Messungen des Mitte-Rand-
Kontrastes der Sonne und unter der Annahme einer
entsprechenden Elementverteilung experimentell
gewonnen. Zusätzlich gibt es Modelle, die aus rein
theoretischen Überlegungen bei gegebener Elementzusammensetzung
der Photosphäre berechnet
wurden. Diese Modelle, z.B. von Kurucz, sind z.B.
im Internet verfügbar oder können mit Hilfe des
Programms Atlas 9 selbst berechnet werden. Dieses
Programm wurde von F. Castelli u.a. von VMS auf
PC-Linux übertragen [13] und steht so auch dem interessierten
Amateur zur Verfügung. Atlas 9 beschreibt
einen iterativen Prozess, so dass ein Startmodel
vorhanden sein muss. Dies kann ein historisches
Model sein.
Temperatur [ K ]
10000
9000
8000
7000
6000
5000
4000
Bilderberg
Holweger
Vitense II
Vitense I
Vernazza_C
Castelli
3000
1,0E-06 1,0E-05 1,0E-04 1,0E-03 1,0E-02 1,0E-01 1,0E+00 1,0E+01 1,0E+02
optische Tiefe tau500 Abb. 14: Beispiele von Photosphärenmodellen
Als Ergebnis erhält man den Verlauf von Temperatur,
Gasdruck, Elektronendruck usw. nicht als
Funktion der optischen Tiefe � sondern als Funktion
der sog. „Säulendichte“. Dies ist der Quotient aus
Gasdruck und Gravitation an der Sternoberfläche.
Zu beachten ist, dass es in der Astronomie üblich
ist, im cgs-System zu rechnen. Für die Sonne gilt
somit g = 27400 cm/s². Die Drücke werden meist in
der Dimension dyn/cm² angegeben. Um eine Vergleichbarkeit
mit den historischen Modellen zu erhalten,
kann z.B. mit dem Programm spectrum von
O. Gray [14] die Säulendichte in die optische Tiefe
� bezogen auf 500 nm umgerechnet werden. Dazu