Posted by: Josef Bastl
Reflexionsspektrum von Mars und Uranus mit einem SA 100 Grism
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 ohne Spalt noch Probleme bereitet, dient im Folgenden das Spektrum von Capella ( Aurigae) als Vergleichsspektrum.
Capella ist ein G-Stern (bzw. ein Sternensystem) wie die Sonne, befindet sich aber bereits auf dem Riesenast. Die wesentlichen spektralen Merkmale der G-Sterne können daraus aber trotzdem als Vergleich herangezogen werden.
Die folgenden Spektren wurden mit einem Star Analyser 100 (Gitter mit 100 Linine/mm) 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 den Elektronenübergängen 4s-4p zugeordnet werden können, sowie das Ca II Linientriplett um 850nm, die zum Übergang 3d-4p gehören. Die Breite der Absorptionslinie bei 866.2 nm entsteht unter anderem durch eine Überlagerung mit der Eisenline bei 868.8 nm.
Ein weiteres Merkmal der G-Sterne sind die CN und CH-Banden bei etwa 380 nm und bei 430 nm. Letztere dominiert die benachbarte H-Linie der Balmerserie des Wasserstoffs deutlich. Dieser Unterschied ist jedoch bei den frühen G-Sternen, wie der Sonne (G2) nicht so ausgeprägt.
Das Marsspektrum im Vergleich
Capella vs. Mars
(Synthetisch erzeugtes Spektralbild nach der Normierung: Capella unten; Mars oben)
Die Normierung der Intensität des Marsspektrums erfolgte mit der gleichen Normierungsfunktion wie bei Capella. Die Auflösung des Marsspektrums leidet ohne Spalt deutlich aufgrund der Größe des Marsscheibchens. Jedoch erkennt man recht schön, dass die Absorptionslinien (im Rahmen der Auflösung) mit denen von Capella übereinstimmen.
Dies steht im Einklang damit, dass Mars eine sehr dünne Atmosphäre besitzt, welche das von der Sonne durch die Marsoberfläche reflektierte Licht (zumindest bei dieser Auflösung) nicht sonderlich stark beeinflusst. Hochaufgelöste Spektren wie z.B. mit WEBB Space Telesecope (https://webbtelescope.org/contents/early-highlights/mars-is-mighty-in-first-webb-observations-of-red-planet.html) erlauben natürlich tiefere Einblicke in die Zusammensetzung der Marsatmosphäre.
Das Uranusspektrum im Vergleich
Capella vs. Uranus
(Synthetisch erzeugtes Spektralbild nach der Normierung: Capella oben; Uranus unten)
Auch hier erfolgt die Normierung der Intensität des Uranusspektrums mit der gleichen Normierungsfunktion wie bei Capella. Aufgrund des deutlich kleineren Uranusscheibchens, wird mit dem SA 100 hier nahezu die gleiche Auflösung wie bei Capella erreicht. Das Spektrum ist im violetten und blauen Spektralbereich etwas verrauschter, aber nahezu identisch zum Capellaspektrum. Ab 500 nm zeigen sich aber bei Uranus Absorptionsbanden, die den weiteren Verlauf des Spektrums bis ins NIR deutlich prägen.
Diese Banden sind dem in der Uranusatmosphäre vorkommenden Methan CH4 zuzuordnen. Genauer gesagt, entsprechen diese Absorptionsbanden den Schwingungsübergängen verschiedener Kombinationen aus Obertönen der Methanschwingungen. Diese Übergänge wurden u.a. von Lawrence P. Giver untersucht und 1978 im Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer Band 19 unter „Intensity Measurements oft the CH4 bands in the region 4350A to 10600A“ veröffentlicht. Die folgende Grafik zeigt die Ergebnisse der Labormessungen von Giver.
Die hier angegebenen Bandenmitten stimmen gut mit denen meines Uranusspektrums überein.
Methan besitzt als 5-atomiges Molekül 9 Grundschwingungen. Diese können z.B. unter https://www.chemtube3d.com/vibrationsch4/ veranschaulicht werden.
Die neun Grundschwingungen werden in 4 Symmetrierassen eingeteilt:
- symmetrische Streckschwingung A1mit einer Wellenzahl v1=3054 1/cm
- dreifach entartete asymmetrische Streckschwingung T2 mit einer Wellenzahl v3=3167 1/cm
- dreifach entartete Deformationsschwingung T2 mit Wellenzahl v4=1376 1/cm
- zweifach entartete Deformationsschwingung E mit Wellenzahl v2=1598 1/cm
Die im Uranusspektrum vorkommenden Absorptionsbanden entsprechen somit hauptsächlich Übergänge zu Obertönen der Kombination der beiden Streckschwingungen v1 und v3 (n*v1+m*v3).
Interessanterweise trägt bei dieser Absorption die symmetrische Streckschwingung v1einen wesentlichen Anteil im roten und NIR Spektralbereich bei, obwohl diese Schwingung aufgrund ihres fehlenden Dipolmoments allein gesehen IR-inaktiv ist und durch IR-Strahlung nicht angeregt werden kann.
Weiterhin erhält Uranus durch die CH4 – Absorption vor allem im roten/NIR Spektralbereich sein typisch blau/grünliches Erscheinungsbild.
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