Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE
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Expansionsgeschwindigkeit, Volumen und Masse<br />
des Sternwindes lassen sich aus dem Profil ablesen.<br />
Abbildung 2: Entstehung eines P Cygni-Profils.<br />
Die rotierende Scheibe dagegen erscheint als symmetrisches<br />
Doppelgipfelprofil, da für jedes Teilchen,<br />
welches sich auf den Beobachter zu bewegt,<br />
auch eines findet, das sich gerade genau entgegengesetzt<br />
bewegt (Abb. 3). Störungen <strong>der</strong> perfekten<br />
Symmetrie deuten auf ungleichmäßige Dichteverteilung<br />
o<strong>der</strong> ein gestörtes Geschwindigkeitsfeld hin<br />
(z.B. durch Dichtewellen o<strong>der</strong> einen Begleiter).<br />
Abbildung 3: Asymmetrische Hüllenlinien bei Be-Sternen.<br />
Schließlich wird <strong>der</strong> Dopplereffekt auch statistisch<br />
benutzt: in einem Sternhaufen hilft er, Mitglie<strong>der</strong><br />
von bloßen Vor<strong>der</strong>grundsternen zu trennen, den<br />
„Mitglie<strong>der</strong> <strong>der</strong> Familie“ haben alle die gleiche Radialgeschwindigkeits-Verteilung.<br />
38<br />
Eine weitere wichtige Anwendung <strong>der</strong> Spektroskopie<br />
ist die Analyse von Linienprofilen mit dem Ziel,<br />
die chemische Zusammensetzung o<strong>der</strong> den Spektraltyp<br />
eines Sterns zu bestimmen. Sterne zeigen<br />
sehr verschiedene Spektren, die von drei Parameters<br />
abhängen: ihrer Helligkeit, ihrer Temperatur und<br />
ihrer Zusammensetzung. Ein Blick aufs Spektrum<br />
genügt, um dem Kenner zu verraten, ob es sich um<br />
einen Frühtypstern (starke Balmerlinien), einen<br />
mittleren Spektraltyp o<strong>der</strong> einen Spättypstern handelt<br />
(viele Moleküllinien).<br />
2. Amateurbeiträge und die Voraussetzungen<br />
Welche Amateurbeiträge sind im Bereich <strong>der</strong><br />
Spektroskopie möglich und sinnvoll? Zunächst<br />
kann man sagen, dass die Messung und Betrachtung<br />
eines Sternspektrums schon als Selbstzweck, ganz<br />
ohne Ambitionen, sinnvoll ist: sie führt uns zu einem<br />
tieferen Verständnis und ist ohne Zweifel reizvoll.<br />
Aber auch die systematische Messung ist<br />
sinnvoll, beson<strong>der</strong>s wenn „Nischen“ ausgefüllt<br />
werden, die im Beriech <strong>der</strong> Profis gar nicht o<strong>der</strong> nur<br />
schwer zugänglich sind. Messreihen und systematische<br />
Untersuchungen sind für den Amateur leichter<br />
möglich als an großen Observatorien. Beson<strong>der</strong>s<br />
lohnend ist es sicherlich, sich auf Emissionslinien-<br />
Objekte zu konzentrieren.<br />
Wichtig für eine systematische Messreihe ist es,<br />
dass „Spielregeln“ eingehalten werden: die wichtigste<br />
lautet, keine Messung ohne Kalibration. Um<br />
z.B. ein interessantes und ungewöhnliches Linienprofil<br />
publizieren zu können, müssen Vergleichsmessungen<br />
eines Sterns mit bekanntem und stabilem<br />
Profil vorher und nachher vorliegen, sonst ist<br />
die Messung nicht kalibriert und eigentlich wertlos.<br />
Wichtig ist auch, Vergleichsspektren z.B. von<br />
Lampen o<strong>der</strong> auch <strong>der</strong> Sonne zu erhalten, um die<br />
Wellenlängenskala eichen zu können.<br />
Wichtigste Kenngrößen von Linienprofilen sind:<br />
� Linienbreite Δλ o<strong>der</strong> Auflösungsvermögen<br />
R= λ/Δλ<br />
� Verschiebung λ-λ0<br />
� Äquivalentbreite Wλ<br />
Letztere (Abb. 4) ist unabhängig von <strong>der</strong> instrumentellen<br />
Auflösung und daher beson<strong>der</strong>s wichtig für<br />
Messreihen und die physikalische Interpretation.<br />
Gerade dieser Parameter erfor<strong>der</strong>t sorgfältiges Messen<br />
und Prozessieren <strong>der</strong> Daten: sowohl <strong>der</strong> Untergrund<br />
als auch das umgebende Kontinuum müssen