An unserer Schule haben wir unsere Ergebnisse in Form einer kleinen Posterausstellung etwas ausführlicher präsentiert, als das hier der Fall sein kann. Nicole Danners, Jörg Frommen, Melanie Weinsheimer und Jan Wolf haben sich um die Darstellung der physikalischen und technischen Hintergründe der Orfeus-Mission und um die Vorbereitung und Durchführung der Ausstellung gekümmert. Herr Wendorff, ein Schülervater, hat uns bei der Herstellung der Poster sehr geholfen.
Unter einem weißen Zwerg versteht man einen extrem kleinen Stern mit sehr hoher Temperatur. Aufgrund der hohen Temperatur leuchten sie weiß. Die Massen der weißen Zwerge unterscheiden sich nur wenig von der Sonnenmasse, ihre Größen entsprechen aber denjenigen von Planeten. Daher besitzen sie außergewöhnlich hohe Dichten von 100.000 bis 10.000.000 g/cm³. Weiße Zwerge sind Sterne, die ihren Wasserstoffvorrat durch Kernreaktionen aufgebraucht haben und nun ihre gespeicherte Wärmeenergie allmählich abstrahlen. Der Zustand der weißen Zwerge wird daher als Endzustand der Sternentwicklung normaler (d.h. nicht allzu massereicher) Sterne angesehen.
Durch die Massenkonzentration auf kleinem Raum kommen sehr große Gravitationskräfte zustande, die einen hohen Atmosphärendruck verursachen. Die Höhe der Atmosphäre eines weißen Zwergs ist daher vermutlich auf wenige Meter beschränkt. Bei derartig hohem Druck und hoher Temperatur haben die Atome der Atmosphäre extreme Geschwindigkeiten und die Zeiträume zwischen Zusammenstößen mit anderen Atom sind sehr kurz. Die Folge sind stark verbreiterte Spektrallinien, Eine derartige Verbreiterung ist in dem hier zu untersuchenden Spektrum zu sehen.
In dem gezeigten Ausschnitt des Spektrums von BD 28 421 sind Spektrallinien der Elemente H (Wasserstoff) und He (Helium) eingezeichnet, die die breite Absorptionslinie mit einer überlagerten Emission hervorrufen dürften. Dabei verursacht die Anwesenheit von H wahrscheinlich die Absorption und He vermutlich die Emission. Das Element He befindet sich dabei nicht direkt auf dem Planeten, sondern in einer Gashülle, die den Stern umgibt. Dort herrscht ein geringerer Druck als in der Atmosphäre, was der Grund dafür ist, daß die Emissionslinie wesentlich schmäler als die Absorptionslinie ist. Solche Emissionslinien sind ebenfalls auf der Sonne zu finden und entstehen in einem Bereich, der Korona genannt wird. Allerdings sind dort die Druckverhältnisse und die chemische Zusammensetzung sehr unterschiedlich.
Im oben gezeigten Spektrum "mission1" kann man die Absorption im Wellenlängenbereich von 1218,7-1210,8 Å also mit einer Breite von 0,79 nm sehen. Im Zentrum dieses Bereichs befindet sich auch die Emissionlinie, die sich zwischen den Wellenlängen 1215,6 und 1214,5 Å mit einer Breite von 0,11 nm erstreckt.
Dieser Bereich des Spektrums ist hier nochmals vergrößert dargestellt.
Das Diagramm zeigt einen Auszug aus dem Spektrum des planetarischen Nebels NGC 6543 mit Zentralstern. Dieses Objekt liegt im Sternbild des Drachen nahe des Polarsterns (Ra 17h 58m 33s; Dek 66 38’12’’).
In das Spektrum sind zwei Absorptionslinien des hochionisierten Stickstoffs N V eingezeichnet. Diesem Stickstoff fehlen vier seiner Elektronen. Die Stickstofflinien absorbieren das Licht in bestimmten Wellenlängen ( in unserem Spektrum bei 1242,8 bzw. 1238,82 Angström ). Dieses Licht wird anschließend von den Stickstoffionen in alle Richtungen gestreut, wodurch der Beobachter eine geringere Intensität bei diesen Wellenlängen feststellt. Da sich der planetarische Nebel konzentrisch vom Zentralstern entfernt, entsteht ( durch die Dopplerverschiebung ) ein Absorptionsbereich, der gegenüber den Absorptionslinien verschoben ist.
Der im Spektrum auftretende Intensitätsverlauf wird als P-Cygni-Profil bezeichnet. Ein solches Profil ist ein Beweis dafür, daß der Stern eine expandierende Hülle besitzt, die er als Teilchenwind gleichmäßig nach allen Seiten abbläst. Durch diesen Gasfluß verliert er also ständig Masse . Das Gas auf der von dem Beobachter abgewandten Seite des Sterns bewegt sich von diesem weg, so daß sich die Wellenlänge des von ihm abgegebenen Lichtes durch den Dopplereffekt vergrößert. Das Gas diesseits des Sterns strömt dagegen auf den Beobachter zu, so daß die Wellenlängen des absorbierten Lichtes verkürzt erscheinen. Die Teile der Hülle, die man mehr von der Seite sieht ( die Randzonen ), zeigen diese charakteristische Dopplerverschiebung nicht und tragen zur unverschobenen Emissionslinie bei.
Man muß davon ausgehen, daß der Stern und der planetarische Nebel eine extrem hohe Temperatur haben, da sehr viel Energie bereitgestellt werden muß, um dem Stickstoff vier Elektronen zu entziehen und auf Dauer in diesem Zustand zu erhalten. Aufgrund der Differenz der im Labor gemessenen Absorptionslinien des Stickstoffes zu den gemessenen Werten kann man auf die Expansionsgeschwindigkeit des planetarischen Nebels schließen. Aus dem oben gezeigten Spektrum haben wir eine Geschwindigkeit von 1530 km/s bestimmt.
In dem hier gezeigten Spektrum des Riesensterns HD116852 sind viele Absorptionslinien zu erkennen. Diese Linien, auch Frauenhofersche Linien genannt, kommen dadurch zustande, daß das vom Stern emittierte Licht auf ein Hindernis trifft. Zusätzlich zu den Meßdaten wurden auch die Laborwellenlängen von H2-Moleküllinien ins Spektrum eingezeichnet. Die gute Übereinstimmung der Wellenlängen der eingezeichneten und der gemessenen Linien zeigt, daß es sich bei diesem Hindernis um eine Wolke von H2-Molekülen handeln muß. Man kann allerdings davon ausgehen, daß sich die Molekülwolke in einer gewissen Entfernung vom Stern befinden muß, da in seiner unmittelbaren Nähe durch die große Hitze alle Moleküle zerstört würden.
Diese Wolke absorbiert nun das Licht in bestimmten, für H2-Moleküle typischen Wellenlängen. Die Moleküle werden durch die Strahlung angeregt und senden das Licht wieder aus. Da dies aber in alle Richtungen geschieht, strahlt nur noch ein kleiner Teil weiter auf den Beobachter zu. Dadurch erscheinen einige Stellen im Spektrum dunkel. Absorptionslinien in Sternspektren sind nach dem Physiker Joseph von Frauenhofer (1787 - 1826) benannt, der sie als Erster im Spektrum unserer Sonne entdeckte.
In dem gezeigten Spektrum fällt auf, daß die Absorptionswellenlängen relativ zu den im Labor gemessenen Werten des H2-Spektrums verschoben sind. Dies ist auf den Dopplereffekt zurückzuführen, den Jeder schon bei einem vorbeifahrenden Polizeiauto bemerkt hat. Die Tonhöhe ist höher, solange das Fahrzeug sich dem Beobachter nähert. Der Effekt entsteht durch die Eigenbewegung des "Senders", der während er eine Wellenlänge sendet auch einen bestimmten Weg zurücklegt. Das bedeutet, die Welle wird "gestaucht" wenn der Sender auf den Empfänger zukommt und verlängert wenn er von diesem wegfährt. Man kann sich das auch wie folgt vorstellen: Wenn man konstant mit einem Stock ins Wasser schlägt, erzeugt dieser gleichmäßige Wellen. Bewegt man nun den Stock in Richtung der davonlaufenden Wellen, so ist der Abstand der einzelnen Wellenberge voneinander kürzer. Aus der Dopplerverschiebung im Spektrum kann man darauf schließen, daß sich die Wolke auf uns zu bewegt, da die Wellen gestaucht sind.
Das zweite Bild zeigt einen vergrößerten Ausschnitt des hier betrachteten Spektralbereichs. Aus den Differenzen zwischen den Laborwellenlängen und der Lage der Absorptionslinien läßt sich die Geschwindigkeit berechnen, mit der sich die Wolke auf uns zubewegt. Als Mittelwert ergab sich ein Wert von 48 km/s.
Wie die Abbildung bei mission2 ist auch das hier gezeigte Diagramm ein Ausschnitt aus dem Spektrum des planetarischen Nebels NGC 6543. Allerdings liegt der hier gezeigte Bereich bei kürzeren Wellenlängen als der Ausschnitt bei mission2.
Das Objekt NGC 6543 besteht aus einem massereichen und sehr heißen Zentralstern, der ständig Materie in den Raum schleudert (Sonnenwind), die eine expandierende Hülle um den Stern bildet. Daher ist auch in dem Ausschnitt von Mission4 ein P-Cygni-Profil zu erkennen. Verantwortlich für die Emission wie für die Absorption ist hier eine Linie des hochionisierten Schwefel 5 bei 944,5 Angstroem. Die in unmittelbarer Nähe liegende Kohlenstofflinie kann für das P-Cygni-Profil nicht verantwortlich sein, da sie einem Übergang in nichtionisierten C-Atomen entspricht, die bei den in der Hülle herrschenden hohen Temperaturen nicht vorkommen können. Zusätzlich zur Emission und Absorption der Schwefel-Linie ist noch eine Wasserstoff-Absorptionslinie bei 937,8 Angstroem zu erkennen.
Ein P-Cygni-Profil entsteht, wenn ein Stern eine expandierende Hülle besitzt, d.h. einen Teilchenwind gleichmäßig nach allen Seiten abbläst. Dabei wirkt die Kombination von drei Effekten:
1. Der Streuung von Photonen durch Ionen aus der Sichtlinie heraus. Da sich diese Ionen auf den Beobachter zubewegen entsteht wegen des Dopplereffekts eine kürzere Wellenlänge als in der Ruhe. Dadurch erstreckt sich im Spektrum des Sterns von der Ruhewellenlänge zur kürzeren Wellenlänge hin ein Bereich mit vermindertem Strahlungsfluß.
2. und 3. Der Streuung von Photonen durch Ionen in die Sichtlinien hinein und das Abschatten von Photonen hinter dem Stern. Bei kugelsymmetrischer Expansion durch Ionen wird für jedes hinausgestreute Photon ein anderes Photon in die Sichtlinie hineingestreut. Jedoch erreichen die Photonen, die hinter dem Stern in Richtung Beobachter gestreut werden, diesen nicht, da sie vom Stern abgeschattet werden. Die anderen Ionen erzeugen jedoch Photonen mit höherer Wellenlänge als in der Ruhe,da ihre Geschwindigkeitskomponente vom Beobachter wegzeigt.
P-Cygni-Linien haben ein eigentümliches Profil:
Auf der kurzwelligen Seite ihrer Ruhewellenlänge sehen sie wie eine Absorptionslinie und auf der langwelligen Seite wie eine Emissionslinie aus. Von Ruhewellenlänge spricht man, wenn die Strahlung von einem Objekt ausgesandt wird, das relativ zum Beobachter in Ruhe ist. Aus dem abgebildeten Spektrum ergibt sich aus der Wellenlängendifferenz zwischen dem Ende des Absorptionsbereichs bei etwa 940 A und der S-Emissionslinie bei 944,5 A eine Dopplergeschwindigkeit von ca. 1400 km/s.
Die vorhin schon erwähnte Wasserstoff-Absorptionslinie zeigt keine Dopplerverschiebung. Sie kann daher nicht in der expandierenden Hülle entstehen, sondern muß ihren Ursprung direkt auf der Sternoberfläche haben.
Im abgebildeten Ausschnitt eines Spektrums, sind deutlich drei Emissionslinien zu erkennen, während die Intensität in allen anderen Wellenlängenbereichen sehr gering ist.
Die Wellenlängen dieser Linien ( 1302,17 A, 1304,86 A und 1306,03 Angstroem) verraten, daß sie durch atomaren Sauerstoff hervorgerufen werden. Die Strahlung entsteht in den äußersten Schichten der Erdatmosphäre, die auch noch im Orbit des Orpheus ( in rund 300 km Hoehe) vorhanden ist. Dies erklärt auch, daß die Emissionen relativ zu den Labor-Wellenlängen keine Doppler-Verschiebung aufweisen.
Durch das Auftreffen kosmischer und solarer Strahlung wird in den äußersten Schichten der Atmosphäre der normalerweise molekular vorkommende Sauerstoff so stark angeregt, daß er sich in seine Atome aufspaltet. Durch Anregung dieser Atome ergibt sich dann das in der Abbildung gezeigte atomare Linienspektrum. Um eine für die Entstehung der Spektrallinien ausreichend große Schichtdicke beobachten zu können , war das Spektroskop mit hoher Wahrscheinlichkeit tangential zur Atmosphäre der Erdkugel ausgerichtet. In einer derartigen Beobachtungssituation muß man wohl immer mit den gezeigten Spektrallinien rechnen.