Atmosphärische Wasserlinien in Sternspektren

Einleitung

Atmosphärische Linien (auch tellurische Linien genannt) in den Spektren der Sterne werden durch die Absorption des Lichts beim Durchgang durch die Erdatmosphäre hervorgerufen. In höher aufgelösten Spektren der Spektralklassen O und B treten diese Linien unübersehbar in Erscheinung, da diese nur wenige stellare Linien aufweisen. Auffällig sind u. a. die Absorptionen der Wassermoleküle in den Bereichen der NaD-Linien bei 5995 Å und der Hα-Linie sowie einer starken Bande des atmosphärischen Sauerstoffs bei 6300 Å. Die genannten Liniengruppen befinden sich in einem Spektralbereich, der von Amateuren besonders häufig beobachtet wird.

Das beispielhaft abgebildete Spektrum von Zeta Tau (Abb.1) wurde bei niedrigen Stand über dem Horizont und hohem Wasserdampfgehalt der Luft aufgenommen, so dass die Wasserlinien trotz relativ geringer Auflösung des Spektrums stark ausgeprägt sind. In diesem Beitrag möchte ich anhand einiger Beispiele auf mögliche Einflüsse dieser Wasserlinien auf die Auswertung und Interpretation von Sternspektren aufmerksam machen. Insbesondere bei Be-Sternen mit sehr stark verbreiterter Hα-Emission sind diese nicht zu unterschätzen und werden meines Erachtens in der Amateurspektroskopie noch nicht angemessen berücksichtigt.

Allgemeines Erscheinungsbild

Atmosphärische Linien verraten sich in hochaufgelösten Spektren dadurch, dass sie im Gegensatz zu den Linien der Sternatmosphären nahezu unverbreitert und demzufolge sehr scharf und stark absorbierend sind. Die zur Verbreiterung notwendigen physikalischen Bedingungen fehlen in der Erdatmosphäre. Allerdings werden die Linien mit abnehmender Auflösung des Spektrographen immer mehr „verwaschen" und erscheinen demzufolge entsprechend breiter und weniger tief. Auch wenn sie bei niedriger Auflösung kaum oder gar nicht mehr erkennbar sind, bleibt ihr Einfluss auf das Sternspektrum erhalten.

Die Intensität der tellurischen Linien wird durch die Anzahl der absorbierenden Moleküle auf dem Weg des Lichts durch die Atmosphäre bestimmt. Diese hängt von einer Vielzahl von Faktoren, wie der Höhe des Objekts über dem Horizont, der Höhe des Beobachtungsortes über dem Meeresspiegel, der Luftfeuchtigkeit, dem Luftdruck etc. ab. Um die störenden Einflüsse der Erdatmosphäre auf die astronomischen Beobachtungen zu reduzieren, werden u.a. deshalb die modernen Sternwarten der professionellen Astronomie auf hohen Bergen errichtet.

Ein positiver Aspekt: die Kalibrierung mit Wasserlinien

Da tellurische Linien keine Dopplerverschiebung aufweisen (der Beobachter ruht in Bezug auf das Entstehungsgebiet der Absorptionen in der Erdatmosphäre), können sie sinnvoll zur genauen Wellenlängenkalibration von Spektren genutzt werden. Allerdings sind dafür nur Spektren mit einer genügend hohen Auflösung ab etwa R = 8000 geeignet, damit die Positionen der Linien sicher genug bestimmt werden können. Dies erfolgt in der Regel durch Anfitten einer Gaußkurve. Mit hochaufgelösten Spektren werden Kalibriergenauigkeiten erzielt, wie sie für Radialgeschwindigkeitsmessungen erforderlich sind. Einen entscheidenden Nachteil hat die Kalibrierung mit atmosphärischen Wasserlinien allerdings: Sie decken nur kleine spektrale Bereiche ab, so dass eine genaue Kalibrierung außerhalb dieser nicht möglich ist.

Auswirkungen auf Linienprofile und Linienstärken (EW-Werte)

Linienprofile geben in detaillierter Weise Aufschluss über die physikalischen Verhältnisse im Entstehungsgebiet der betreffenden Linie und der Materie, die sich auf dem Weg des Lichts zu uns befindet. Insbesondere die zeitlich stark veränderlichen Profile der Emissionslinien des Wasserstoffs von Be-Sternen sind lohnende Beobachtungsobjekte für den ambitionierten Amateur. Speziell das Linienprofil der Hα-Linie kann aber von den im Linienbereich befindlichen atmosphärischen Wasserlinien nachweisbar verfälscht werden. Die Abb. 2 bringt dies eindrucksvoll zum Ausdruck - ohne Wasserlinienkorrektur sind weder die Doppelpeakstruk­tur noch die Veränderung des V/R-Verhältnisses eindeutig erkennbar.

Auch die Stärke der Linie als integraler Messwert (EW-Wert) ist davon betroffen. Abb. 3 zeigt eine eigene Messreihe zur zeitlichen Entwicklung des EW-Wertes der Hα-Linie von gamma Cas. Die tellurischen Absorptionslinien verringern den EW-Wert der Emission. Bei genauerer Betrachtung ist außerdem erkennbar, dass einige zeitliche Änderungen größtenteils von jahreszeitlichen Einflüssen des Wasserdampfgehaltes der Atmosphäre und der Höhe des Objekts über dem Horizont verursacht werden.

Sehr schwache Linien, wie beispielsweise die FeII-Linien von gamma Cas, können teilweise bis zur Unkenntlichkeit verfälscht werden. Ihre Existenz zeigt sich erst nach der Wasserlinienkorrektur (Abb. 4).

Eliminierung von Wasserlinien und anderen atmosphärischen Linien

Zur Eliminierung von atmosphärischen Wasserlinien eignet sich z.B. sehr gut das Programm VSpec. Die meisten Spektroskopiker werden sicherlich solche fertigen Lösungen anwenden, ohne sich um die dahinterstehende Mathematik kümmern zu müssen. Dennoch möchte ich nachfolgend für Leser mit tiefergehendem Interesse an dieser Thematik meine mathematische Vorgehensweise in knapper Form darlegen.

Als erstes muss ein Absorptionslinienspektrum für die zu entfernenden Linien im betreffenden Spektralbereich mit der Auflösung des Spektrums errechnet werden. Anschließend wird mit einem solchen Referenzspektrum durch Faltung das Sternspektrum von den störenden Linien bereinigt.

a. Erzeugung der Spektren von tellurischen Linien

Die sehr scharfen terrestrischen Absorptionslinien werden entsprechend der Apparatefunktion des Spektrographen verbreitert. In erster Näherung kann die Apparatefunktion durch eine Gaußkurve (Gl. 1) abgebildet werden, deren Breite von der Auflösung des Spektrographen bestimmt wird.

Zur Berechnung eines Absorptionsspektrums der atmosphärischen Linien, das an die Spektrographenauflösung angepasst ist, benötigt man eine Liste mit den Linienwellenlängen und den zugehörigen Linienintensitäten. Für meine Berechnungen verwende ich Liniendateien der HITRAN-Datenbank (high-resolution transmission molecular absorption database) [1], die man z.B. auf der Webseite spectralcalc.com [2] abrufen kann. Aus diesen Listen errechne ich dann Spektren mit „unendlich scharfen Linien" und äquidistanten Stützstellen in der Wellenlänge. Anschließend werden diese Spektren mit „unendlicher Auflösung" mit der Apparatefunktion gefaltet, so dass sich Spektren mit der entsprechenden spektralen Auflösung ergeben. Alternativ zu dieser Vorgehensweise kann man auch für jede Linie nach (Gl. 1) eine Gaußkurve berechnen und diese anschließend additiv überlagern.

In Abb. 5 ist das Wasserspektrum im Bereich der Halpha-Linie für verschiedene spektrale Auflösungen dargestellt. Diese Gegenüberstellung zeigt deutlich, dass mit abnehmender Spektrographenauflösung immer weniger Linien aufgelöst, respektive nur noch als Blends beobachtet werden können.

b. Eliminierung der tellurischen Linien aus einem Sternspektrum

Die Eliminierung der atmosphärischen Linien aus einem Sternspektrum kann nun recht einfach durch Faltung mit einem solchen Referenzspektrum, das für die jeweilige Spektrographenauflösung errechnet wurde, erfolgen, wobei man durch einen Faktor k die Linienintensität entsprechend der Stärke der atmosphärischen Linien skalieren muss. Zu beachten ist auch, dass die Linien verschiedener Elemente gesondert mit separaten Referenzspektren entfernt werden müssen, da ihr Intensitätsverhältnis zueinander nicht konstant ist. Folgende mathematische Schritte sind im einzelnen erforderlich:

Da in den HITRAN-Listen die Vakuumwellenlängen für die Linien angegeben werden, müssen diese auf die Luft umgerechnet werden. Für bodennahe Bereiche beträgt der Brechungsindex für Luft ca. 1.00027. Da der Brechungsindex vor allem vom Luftdruck abhängt, muss man entsprechend der Höhe des Beobachtungsortes und der atmosphärischen Bedingungen zum Zeitpunkt der Beobachtung geringfügige Korrekturen vornehmen.Das Referenzspektrum ist in der Wellenlänge so mit einem geeigneten Interpolationsverfahren umzurechnen, dass sich gleiche Stützstellen zum Sternspektrum ergeben.Die Eliminierung erfolgt nun mit Gl. (2):

Abschließend noch ein Beispiel, das verdeutlicht, wie gut eine Korrektur tellurischer Linien mit der auf dieser Seite beschriebenen Vorgehensweise möglich ist (Abb. 6).

Danksagung

Diese Arbeit wurde unter Benutzung der BeSS Datenbank, die von GEPI, Observatoire de Meudon, Frankreich, betreut wird, angefertigt: basebe.obspm.fr.

Ich danke den Beobachtern Peter Schlatter, Ernst Pollmann und Christian Buil für die Bereitstellung ihrer Spektren.

Internetquellen

[1] www.cfa.harvard.edu/HITRAN/

[2] www.spectralcalc.com/spectral_browser/db_data.php

[3] basebe.obspm.fr/basebe/

Roland Bücke, Hamburg