Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

wurde das Programm vom Verf. ein klein wenig
modifiziert.
Die Abb. 14 zeigt einen Vergleich verschiedener
Modelle. Einige Modelle zeigen einen kontinuierlichen
Temperaturabfall zum Sonnenrand. Bei anderen
durchläuft diese Kurve ein Minimum. Allen
Modellen gemeinsam ist ein kontinuierlicher Temperaturanstieg
ab etwa � = 0,001 zum Sonneninneren.
Es sei noch einmal darauf hingewiesen, dass
nur der Temperaturverlauf zwischen den schwarzen
Balken messtechnisch (z.B. durch den Mitte-
Rand-Kontrast) von der Erde aus ermittelt werden
kann. Hier zeigen alle Modelle auch eine gute
Übereinstimmung.
Vom Verf. wird zur Berechnung meist das Modell
ap00t5777g44377k1asp.dat verwendet [15], das
wohl die z.Z. genaueste Elementhäufigkeit verwendet.
4.2 Linien-Listen
Zur Berechnung von Spektren werden zudem spezifische
Angaben der verschiedenen Übergangszustände
der Elektronen in den verschiedenen Atomen
benötigt. Diese sog. linelist’s enthalten alle erforderlichen
Daten wie z.B. Atomart, Ionisierungszustand,
Wellenlänge, Übergangswahrscheinlichkeit
u.v.m. in Form von Tabellen. Die Mutter aller linelist’s
ist vermutlich die Zusammenstellung von Kurucz.
Daneben gibt es weitere Zusammenstellungen
z.B. von O. Gray (luke.lst). Die Angaben in luke.lst
haben den Vorteil, dass hier die Übergangswahrscheinlichkeiten
vieler Linien (die sog. log(gf) –
Werte) aus Beobachtungen von Sonnenspektren
abgeleitet wurden. Gegenüber den Listen von Kurucz
sind hier aber weniger Atome erfasst, dafür
aber zusätzlich viele Moleküllinen, die bei Kurucz
in separaten files abgelegt sind.
4.3 Die Berechnungsprogramme
Die beiden Teile bestehend aus Photosphären-
Modell und Linien-Liste dienen als Eingangsfiles
für die Programme zur Berechnung von Spektren.
Vom Verf. werden zwei Programme verwendet:
� spectrum von O. Gray
� Synthe von Kurucz
Das Programm spectrum ist sehr gut dokumentiert
und sogar unter Windows � lauffähig. Verf. verwendet
aber ausschließlich die Linux-Version. Diese
Anwendung ist problemlos und selbsterklärend.
Ein interessantes Tool ist das mitgelieferte Pro-
28
gramm lines. Hier wird nicht das Spektrum selbst
sondern die Äquivalentbreite einzelner Linien berechnet.
Dadurch kann man sich im Vorfeld schon
überlegen, ob die Beobachtung einer bestimmten
Linie überhaupt möglich ist. Als untere Grenze
kann man etwa 1-3 milli-Angström annehmen.
Zum Programm Synthe für PC-Linux gibt es mittlerweile
auch eine Dokumentation [13]. Aus eigener
Erfahrung ist aber festzustellen, dass diese Anwendung
nicht ganz so einfach zu handhaben ist.
Ohne zu Hilfenahme von externen Sachverstand ist
es schwierig, alleine damit zurecht zu kommen.
Beiden Programmen gemeinsam ist, dass die Anwendung
gewissen Restriktionen unterliegt. Die
Spektren von Hüllensternen sind damit nicht zu berechnen.
Für die Sonne sind aber beide bestens geeignet.
Zudem ist auch die Berechnung von Spektren
bei unterschiedlichen Austrittswinkeln möglich.
Zu beachten ist ferner, dass die drei Teile Modell,
Linien-Liste und Programm nicht beliebig miteinander
kombiniert werden können. Das Programm
Synthe versteht nur Atlas 9 – Modelle und die Linien-Listen
von Kurucz. Das Programm spectrum
ist hier flexibler, man muss nur die Eingangs-files
in die entsprechende Form bringen. Damit sind
dann auch Berechnungen mit historischen Modellen
möglich.
4.4 Beispiel
Im Folgenden wird die Anwendung an einem Beispiel
erläutert. Als Rechenprogramm wurde Synthe
verwendet.
Die Abb. 15 zeigt einen kleinen Teil des Sonnenspektrums
um 505 nm. Neben zahlreichen Linien
verschiedener Metalle ist hier auch eine Linie des
neutralen Kohlenstoffs vertreten ( C I bei 505,2 nm,
siehe Pfeil).
Abb. 15: Spektralbereich um 505 nm
C I
Die Linie macht einen etwas verwaschenen Eindruck,
insbesondere gegenüber einer dicht daneben
befindlichen Cr I – Linie. Dies zeigt sich auch nach
der Extraktion des Spektrums (vgl. Abb. 16).