Die Interpretation von Spektren


Die Sicherheit bei der Interpretation von Spektren lernt man nur mit der Zeit, es gehört Erfahrung dazu.

Man sollte die wesentlichen Spektralklassen kennen und deren typischen spektralen Eigenschaften (dafür den Kaler lesen !!!).

Man sollte auch möglichst viele Linien kennen. Das lässt sich sehr gut in VSpec trainieren. In diesem Programm finden Sie ein tool, mit dem Sie das Periodensystem einblenden und die Linien der Elemente und Ionen dem gemessenen Spektrum überlagern können. So können Sie schnell und einfach prüfen, ob Ihre Vermutungen stimmen (könnten). Aber Vorsicht: Das Programm zeigt Möglichkeiten an. Ob beispielsweise eine HeII-Linie im Spektrum eines Sterns auftreten kann, weiß das Programm nicht. Das sollten Sie wissen. Eine HeII-Linie wird nicht im optischen Spektrum eines G-Sterns auftauchen. Er ist einfach nicht heiß genug, um HeII zu erzeugen. He hat eine extrem hohe Ionisationsenergie. HeII-Linien finden sich deshalb in sehr heißen Objekten, wie O-Sternen. Deshalb: den Kaler lesen!

Häufig findet man diffuse Linien (DIB's) interstellarer Materie (ISM). Sie gehören nicht zum Objektstern, sondern werden "unterwegs" aus dem Sternlicht absorbiert. Die Natur dieser ISM ist teilweise noch unbekannt. Es handelt sich wahrscheinlich um feinste Staubkörner, welche an ihrer Oberfläche absorbierende Moleküle tragen, wie beispielsweise polycyclische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAK). Schauen Sie bei meinen Spektren von O-Sternen nach. Da sind sie schön zu sehen und auch erwähnt.

Sie sollten sofort die terrestrischen Linien erkennen, insbesondere die O2-Banden und die Wasserlinien (wenn Sie hochaufgelöst spektroskopieren). Manchmal kann man sich an solchen Banden im Spektrum orientieren, wenn man die Gitterstellung nicht genau kennt. Mit der Zeit entwickeln Sie einen Blick dafür.

Interpretieren Sie einmal zur Übung nebenstehendes Spektrum von Mizar A (Dispersion 0,45 Angström/Pixel, Auflösung ca. 1,5 Angström).


Die Lösung finden Sie hier. Und? Sind Sie fit im Interpretieren?

 

Sie spektroskopieren einen Stern mit einem Spaltspektrographen im Wellenlängenbereich um die H alpha Linie und bekommen das links wiedergegebene Bild - und wundern sich. Was ist denn das? Der recht gleichförmige Spektrenstreifen eines Sterns ist von hellen querliegenden Streifen überlagert?

Das ist kein Artefakt! Sie haben einen Stern spektroskopiert, der in der Sichtlinie von einem Emissionsnebel (HII- Region) begleitet wird. Das sind Emissionslinien des Nebels, die helle ist die H alpha Linie.

Es handelt sich um theta1 Orionis C, der hellste Stern im Trapez, ein sehr heißer junger und deshalb noch schnell rotierender O-Stern mit einem Magnetfeld (magnetischer Rotator). Der stark im UV leuchtende und damit seine Umgebung ionisierende Stern ist verantwortlich für die HII-Region im Orionnebel. Er liegt dicht vor der Orion-Molekülwolke und erodiert diese mit seinem grellen Licht.

Wenn Sie genau hinschauen, dann finden Sie in der H alpha Emissionslinie des Nebels im oberen Viertel eine diffuse Verwaschenung der Linienkontur zum Kurzwelligen hin. Offensichtlich bewegt sich hier ein Teil der emittierenden H-Atome auf uns zu.

Ein Beispiel erfolgreicher Zusammenarbeit zwischen Amateuren und Astronomen finden Sie hier. So macht Amateurspektroskopie Spaß (und Arbeit)!

Links das ausgewertete Spektrum von theta1Ori C (nicht kalibriert).

R = 12000

Die Kalibrierung erfolgte anhand von 4 Wasserlinien, je zwei links und rechts der H alpha Linie, so daß die Wellenlängenskala im Bereich der H alpha Linie auf besser 0,05 Angström stimmen sollte. Die Wellenlängenskala bezieht sich also auf das Bezugssystem des Beobachters, ist also nicht helio- oder baryzentrisch korrigiert.

Der schnell rotierende O-Stern besitzt eine rotationsverbreiterte H alpha Linie. Wegen den eingelagerten Nebelemission ist das Minimum der Absorptionslinie nicht auf einfache Weise exakt auszumachen. Es kann durchaus auch unter der Emissionslinie liegen.

Näheres zur Eliminierung der H alpha-Emissionslinie siehe hier.

In dem kalibrierten Spektrum lassen sich jetzt auch die anderen Emissionslinien identifizieren:
6548 und 6584 sind verbotene NII Linien
6678 HeI
Der peak bei 6649 ist ein Artefakt.

Die Kalibrierung wurde mit je zwei Wasserlinien beidseitig der H alpha Linie durchgeführt (weil mich nur diese interessierte). Die Kalibrierfunktion wurde dann extrapoliert, weshalb sie zum rechten Rand des Spektrums fehlerhaft wird. Deshalb findet man die HeI Linie scheinbar bei 6685 Angström anstatt der richtigen 6678.

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