Spektroskopie
Atmosphärische Wasserlinien in Sternspektren

Ernst Pollmann

Ernst Pollmann, Leverkusen

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 ζ Tau (Abb.1) wurde bei niedrigem 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.