Emissionen in den Linien H und K im Sonnenspektrum
und vergleichende Sternspektren
von Siegfried Hold
Abb.1: Das Spektrum der Sonne im sichtbaren Bereich mit einer Auflösung von 0,21 Å/Pixel
Einführung:
Sternspektren vom Typ G, K und M, zeigen im violetten Bereich zwei breite, eng benachbarte, Linien. Deren Bezeichnung H (396,8 nm) und K (393,3 nm) sind historisch überliefert und haben weder mit dem chemischen Zeichen von Kalzium noch mit der Temperatur etwas gemein. Fraunhofer benannte die Linien im Spektrum beginnend von der roten Seite mit Buchstaben aufsteigend, wobei H und K, für ihn die letzten Linien im noch sichtbaren blau-violetten Bereich waren. Dieser Bericht zeigt interessante Variationen in den Spektren von Sonnenflecken und einiger Sterne vom Spektraltyp M und K. Zu den hier untersuchten Sternen gehören Kochab K4III, Beteigeuze M2Ib und Aldebaran K5III.
Die Herausforderungen stellarer Spektroskopie sind zum einen die geringe Blauempfindlichkeit der verwendeten CCD Kamera und zum anderen die Absorption der Atmosphäre. Idealerweise sollte nur im Meridian - Höchststellung des Objektes - gemessen werden. Dies war bis zum Abgabezeitpunkt des Artikels (VdS), witterungsbedingt nicht möglich. Deshalb konnten auch nur die hellsten Sterne mit diesem Phänomen vermessen werden. Antares, max. 12 Grad über Horizont, wäre ebenfalls ein Kandidat, ist aber vom Standpunkt in Süd-Ost Österreich nicht möglich. Der blaue Anteil des Spektrums wird größtenteils absorbiert und ist somit nicht erreichbar. Mehrmalige Versuche mit langen Belichtungszeiten brachten keine Ergebnisse unter 400 nm.
Aufnahmetechnik:
Als Lichtsammler dient ein Schiefspiegler mit 300 mm Öffnung. Zur Lichtdämpfung für Aufnahmen der Sonne, ist im Strahlengang ein Strahlteiler (Abb.3) 75/25 eingebaut. Der Rest wird, je nach Bedarf mit Dämpfgläsern reduziert. Für Arbeiten in 2. Ordnung wird noch kurz vor dem Spalt ein Filter eingesetzt, um Überlappungen der Ordnungen zu vermeiden. In diesem Fall werden die Bereiche H und K in 2. Ordnung mit dem Rotbereich aus 1. Ordnung überlappt, weshalb ein Blaufilter verwendet wird.
Der Spektrograph
Der Spektrograph vom Typ Czerny, hat 320 mm Brennweite, einen Kolimator und einen Kamera Spiegel. Es stehen Gitter mit 1200, 1800 oder 2400 Rillen/mm zur Verfügung. Für Aufnahmen der Sonne in diesem Bericht wurde das 1200/Linien Gitter in 2. Ordnung verwendet. Die Sternspektren wurden mit dem 2400/Linien Gitter aufgenommen. Der Eingangsspalt - eine optisch verspiegelte Platte auf welcher 4 Spalte (15, 19, 23 und 35 μm) angebracht sind - ist so montiert, dass durch Drehen der gewünschte Spalt in Position gebracht werden kann. Für die Sonne wird der engste Spalt verwendet, da genug Energie vorhanden ist. Bei Sternen wird entsprechend der Helligkeit und abhängig vom Seeing ein entsprechend größerer Spalt verwendet damit noch genügend Photonen den Chip der SBIG 2000 XM erreichen. Bei sehr schlechtem Seeing steht eine Spaltplatte mit 19, 50, 70 und 100 μm zur Verfügung. Sternspektren in diesem Bericht wurden mit dem 50-μm-Spalt aufgenommen. Die Spaltbreite ist einer der Parameter welcher die Auflösung des Spektrographen bestimmt.
Typische Auflösung Sonne: 0,07 Å/Pixel
Typische Auflösung Stellar: 0,07 – 0,21 Å/Pixel,
Datenreduktion:
Die Kalibrierung des Licht-Bildes erfolgt wie in der Astrofotografie: das Lichtbild wird mir Dark, Bias und Flat korrigiert. Was in der Spektroskopie hinzukommt, ist die Aufnahme einer Referenzlichtquelle, um das Spektrum in Wellenlänge zu kalibrieren. Hier wird eine Lampe benutzt, welche mit den Gasen, Neon und Argon, gefüllt ist. Mit dieser Lampe wird der Spalt vor und nach der Objektaufnahme beleuchtet. Dies ist bei langen Belichtungen erforderlich, um Effekte wie Durchbiegung und Temperaturtrift bestimmen zu können. Das bereinigte Bild mit dem Spektralstreifen wird anschließend mit der Freeware „VSPEC“ auf ein Profil reduziert, welches dann nach Kalibration exakt vermessen werden kann.
Abb.2: Der Schiefspiegler mit angebautem Spektrographen
Abb. 3: Strahlenteiler und Spektrograph
Das Spektrum der Sonne :
Abb.4 zeigt ein Spektrum der Sonne vom 12.11.2011. Der rechte Teil des Bildes stammt von der Guidingkamera und soll zum besseren Verständnis im Spektrum dienen. Flecken am Spalt sind als dunkle Streifen im Spektrum sichtbar. Positioniert man eine aktive Region auf dem Spalt (Abb.4 rechts), kann man sehr gut erkennen das die Emission nur in aktiven Regionen sichtbar ist. In Abb.5 sind die Komponenten der Kalziumlinie benannt, wobei V für violett und R für rot steht. Die tiefe und breite Absorption K1 entsteht in der Photosphäre, K2 etwa 1000 km höher in der wesentlich heißeren Chromosphäre. Am oberen Rand der Chromosphäre entsteht im Zentrum der Emission eine weitere Absorption, K3 genannt. Dieses Phänomen bezeichnet man als Selbstabsorption. Hierbei handelt es sich um komplexe Abläufe, deren Beobachtung für den Amateur lohnenswerte Ergebnisse bringt. Die Komponenten K2V und K2R können asymmetrisch zum Linienkern auftreten. Eine Ursache hierfür könnte rasch aufsteigende Materie sein. Dieser Effekt ist, allerdings nur bei entsprechend hoher Auflösung messbar.
Aufnahmen wie diese erfordern sehr viel Geduld, da aktive Gebiete nicht leicht auszumachen sind: ein Fleck ist kein Garant für Emissionen wie in dieser Aufnahme. Bilder der SOHO Sonde liefern Hinweise darauf, bei welchem Fleck es sich lohnt das Spektrum zu vermessen. Letztlich ist das Seeing für ein gutes Gelingen entscheidend.
Zur Auswertung auf Wellenlänge wurden 3 Bereiche (siehe Pfeilmarkierung in Abb. 4) markiert an denen je 10 Pixel hohe Streifen ausgewertet wurden. Das Ergebnis der 3 Profile ist in Abb.6 dargestellt. Im kalibrierten Profil lassen sich auch die restlichen Linien bestimmen, was hier nicht weiter untersucht wird.
Abb.4: Spektrum einer Fleckengruppe am 12.11.2011
Abb.5; Die 3
Spektren aus Abb.4 zur besseren Darstellung derVariationen im Zentrum
der Kalziumlinien übereinander geplottet.
Abb.6: Ausschnitt aus Abb.5, rotes Profil mit Benennung der Erscheinungen in der Kalzium Linie
Die Sternspektren
Die Spektren der Sterne (siehe Einführung) weisen je nach Spektraltyp unterschiedliche Variationen im Linienkern auf. Dies ist abhängig von physikalischen Gegebenheiten wie Dichte, Temperatur und Geschwindigkeit. Im Jahre 1965 entdeckten O.C.Wilson und V. Bappu, dass die Breite von K2 eng mit der absoluten visuellen Helligkeit verknüpft ist. Dies gilt für alle Sterne mit einer Chromosphäre (G, K und M Linien). Dieses Verhältnis zur Bestimmung von Leuchtkraft und Entfernung bezeichnen die Astronomen als „Wilson-Bappu-Effekt“ Untersuchungen über Intensität und Variationen der Linien erfordern viele Messungen über einenlängeren Zeitraum (Monate bis Jahre).
Abb. 7: zeigt das Spektrum von Aldebaran mit einer deutlichen Emission im Linienkern. Darunter eingeblendet ist der Spektralstreifen
Abb. 8: beta Umin
Abb. 9: Beteigeuze zeigt einen „tiefen“ Kern, K2 ist eher schwach.
Fazit:
Messungen an Sonnenflecken zeigen eine Vielfalt an Variationen. Die Erarbeitung dieses Berichtes hat mich ermutigt weitere Messungen - selbst an schwächeren Objekten durchzuführen. Darüber wird zu einem späteren Zeitpunkt ein Bericht verfasst.
Quellverzeichnis: Alle Bilder und Grafiken, Siegfried Hold