FlorianV
Aktives Mitglied
Im Gegensatz zu den selbst leuchtenden Sternen, sehen wir die Planeten nur deshalb, da sie das Licht ihres Zentralgestirns reflektieren. Deshalb ist bei der Untersuchung der Spektren von Mars und Uranus im Wesentlichen das Spektrum unserer Sonne, ein G2-Hauptreihenstern, zu erwarten.
Da mir die Erstellung eines Sonnenspektrums mit dem SA 100 ohne Spalt noch Probleme bereitet, dient im Folgenden das Spektrum von Capella (α Aurigae) als Vergleichsspektrum.
Capella ist zwar bereits ein Stern (bzw. ein Sternensystem), welcher sich auf dem Riesenast befindet, aber die wesentlichen spektralen Merkmale der G-Sterne können auch hier als Vergleich herangezogen werden.
Bei der Spektralklasse von Capella gibt es jedoch, je nach Alter der Quelle, unterschiedliche Einteilungen. Bei Stellarium und Simbad wird Capella als G3 III klassifiziert. Als Quelle dient hier „The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars.“ aus dem Jahr 1989.
Der „Spektralatlas für Amateurastronomen“ von R. Walker, so wie der deutschsprachige Wikipediaartikel klassifizieren Capella als G8 III + G0 III Doppelstern. Als Quelle kann hier „Capella (α Aurigae) Revisited: New Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State.“ aus dem Jahr 2015 angegeben werden.
Die folgenden Spektren wurden mit einem Star Analyser 100 und einem 3.8°-Prisma (-> Grism) an einem Newtonteleskop 130PDS f5 von Skywatcher mit einer QHY- Farbkamera 585c aufgenommen. Der Abstand zwischen Grism und Sensor beträgt etwa 14 cm.
Das Summenbild von Capella zeigte schon diverse Absorptionslinien:
Die relative Flußkalibrierung erfolgte in BASS mit Hilfe eines B8 III Pickles-Referenzspektrum:
Die markantesten Absorptionslinien / -banden sind im Spektrum eingetragen. Man sieht recht schön die Ca II Absorption im violetten Spektralbereich, die dem Elektronenübergang 4s-4p zugeordnet werden können, sowie das Ca II Linientriplett um 850nm, die zum Elektronenübergang 3d-4p gehören. Die Breite der Absorptionslinie bei 866.2nm entsteht unter anderem durch eine Überlagerung mit der Eisenline bei 868.8nm.
Ein weiteres Merkmal der G-Sterne sind die CN und CH-Banden bei etwa 380nm und bei 430nm. Letztere dominiert die benachbarte H-Linie der Balmerserie des Wasserstoffs deutlich. Dieser Unterschied ist jedoch bei den frühen G-Sternen, wie der Sonne nicht so ausgeprägt.
Da mir die Erstellung eines Sonnenspektrums mit dem SA 100 ohne Spalt noch Probleme bereitet, dient im Folgenden das Spektrum von Capella (α Aurigae) als Vergleichsspektrum.
Capella ist zwar bereits ein Stern (bzw. ein Sternensystem), welcher sich auf dem Riesenast befindet, aber die wesentlichen spektralen Merkmale der G-Sterne können auch hier als Vergleich herangezogen werden.
Bei der Spektralklasse von Capella gibt es jedoch, je nach Alter der Quelle, unterschiedliche Einteilungen. Bei Stellarium und Simbad wird Capella als G3 III klassifiziert. Als Quelle dient hier „The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars.“ aus dem Jahr 1989.
Der „Spektralatlas für Amateurastronomen“ von R. Walker, so wie der deutschsprachige Wikipediaartikel klassifizieren Capella als G8 III + G0 III Doppelstern. Als Quelle kann hier „Capella (α Aurigae) Revisited: New Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State.“ aus dem Jahr 2015 angegeben werden.
Die folgenden Spektren wurden mit einem Star Analyser 100 und einem 3.8°-Prisma (-> Grism) an einem Newtonteleskop 130PDS f5 von Skywatcher mit einer QHY- Farbkamera 585c aufgenommen. Der Abstand zwischen Grism und Sensor beträgt etwa 14 cm.
Das Summenbild von Capella zeigte schon diverse Absorptionslinien:
Die relative Flußkalibrierung erfolgte in BASS mit Hilfe eines B8 III Pickles-Referenzspektrum:
Die markantesten Absorptionslinien / -banden sind im Spektrum eingetragen. Man sieht recht schön die Ca II Absorption im violetten Spektralbereich, die dem Elektronenübergang 4s-4p zugeordnet werden können, sowie das Ca II Linientriplett um 850nm, die zum Elektronenübergang 3d-4p gehören. Die Breite der Absorptionslinie bei 866.2nm entsteht unter anderem durch eine Überlagerung mit der Eisenline bei 868.8nm.
Ein weiteres Merkmal der G-Sterne sind die CN und CH-Banden bei etwa 380nm und bei 430nm. Letztere dominiert die benachbarte H-Linie der Balmerserie des Wasserstoffs deutlich. Dieser Unterschied ist jedoch bei den frühen G-Sternen, wie der Sonne nicht so ausgeprägt.
