Ehemaliges Mitglied
Von Adams und Joy wurde bereits 1925 ein intensives Doublet von ionisiertem Silicium in den Spektren von Rigel und Deneb beschrieben:
Enhanced Silicon Lines in Some Stellar Spectra
Dieses auffällige Si II-Doublet lässt sich schon bei moderater Auflösung von ca. 500 mit einem Star Analyser Grism in den Spektren dieser hellen Überriesen nachweisen:
Rosendhal konnte 1974 zeigen, dass dieses Doublet als Leuchtkraftindikator für späte B- und frühe A-Überriesen herangezogen werden kann:
A Note on the Use of the Strength of the SI II Doublet AA6347,6371 as a Luminosity Indicator in B9-A2 Supergiants
Bei einer effektiven Temperatur von ca. 10.000 K zeigt Si II eine maximale Linienstärke (in heißeren B-Sternen wird Si II zum Si III ionisiert und in kühleren A-Sternen reicht die Temperatur zur Anregung des Si II-Doublets nicht mehr aus):
Den positiven Leuchtkrafteffekt erklärt Rosendhal durch die hohe Mikroturbulenz in der Photosphäre von Überriesen. Diese Mikroturbulenz (in der unteren Formel mit dem griech. Buchstaben "Zeta" abgekürzt) verbreitert den Dopplerkern der gesättigten Si II-Linien und führt zu einer größeren Äquivalenzbreite:
Die Sättigung des Si II-Doublets lässt sich über das Intensitätsverhältnis der Linien ableiten, welches bei nicht gesättigten Linien bei ca. 2:1 liegen sollte (4s - 4p Übergang):
Tatsächlich liegt ein 1:1-Verhältnis vor. Wir befinden und also im flachen Teil der Wachstumskurve. Die Mikroturbulenz für hier zu einer größeren Äquivalenzbreite und zum oben beschriebenen positiven Leuchtkrafteffekt:
In ganz ähnlicher Weise lässt sich für Überriesen die Stärke der O I-Linie im nahen Infrarot bei 7774 Angström erklären.
Nach neueren Studien lassen sich die Leuchtkrafteffekte aber auch durch non-LTE-Modelle erklären (non-local thermodynamic equilibrium), die wesentlich kleinere Mikroturbulenzen ergeben:
Quantitative spectroscopy of B-type supergiants
Für das Verständnis von non-LTE-Modellen reichen meine Kenntnisse in Astrophysik aber bei Weitem nicht aus ......
Beste Grüsse
Matthias
Enhanced Silicon Lines in Some Stellar Spectra
Dieses auffällige Si II-Doublet lässt sich schon bei moderater Auflösung von ca. 500 mit einem Star Analyser Grism in den Spektren dieser hellen Überriesen nachweisen:
Rosendhal konnte 1974 zeigen, dass dieses Doublet als Leuchtkraftindikator für späte B- und frühe A-Überriesen herangezogen werden kann:
A Note on the Use of the Strength of the SI II Doublet AA6347,6371 as a Luminosity Indicator in B9-A2 Supergiants
Bei einer effektiven Temperatur von ca. 10.000 K zeigt Si II eine maximale Linienstärke (in heißeren B-Sternen wird Si II zum Si III ionisiert und in kühleren A-Sternen reicht die Temperatur zur Anregung des Si II-Doublets nicht mehr aus):
Den positiven Leuchtkrafteffekt erklärt Rosendhal durch die hohe Mikroturbulenz in der Photosphäre von Überriesen. Diese Mikroturbulenz (in der unteren Formel mit dem griech. Buchstaben "Zeta" abgekürzt) verbreitert den Dopplerkern der gesättigten Si II-Linien und führt zu einer größeren Äquivalenzbreite:
Die Sättigung des Si II-Doublets lässt sich über das Intensitätsverhältnis der Linien ableiten, welches bei nicht gesättigten Linien bei ca. 2:1 liegen sollte (4s - 4p Übergang):
Tatsächlich liegt ein 1:1-Verhältnis vor. Wir befinden und also im flachen Teil der Wachstumskurve. Die Mikroturbulenz für hier zu einer größeren Äquivalenzbreite und zum oben beschriebenen positiven Leuchtkrafteffekt:
In ganz ähnlicher Weise lässt sich für Überriesen die Stärke der O I-Linie im nahen Infrarot bei 7774 Angström erklären.
Nach neueren Studien lassen sich die Leuchtkrafteffekte aber auch durch non-LTE-Modelle erklären (non-local thermodynamic equilibrium), die wesentlich kleinere Mikroturbulenzen ergeben:
Quantitative spectroscopy of B-type supergiants
Für das Verständnis von non-LTE-Modellen reichen meine Kenntnisse in Astrophysik aber bei Weitem nicht aus ......
Beste Grüsse
Matthias