Atlas for Objective Prism Spectra - Bonner Spectral Atlas

WaJtraut
Carok Scitter
Atlas
fiir
Objektiv-
prismenspektren
Adas
for Objective
Prism Spectra
BONNER SPEKTRAL-ATLAS
•^Ommler
I
VEROFFENTLICHUNGEN DER ASTRONOMISCHEN INSTITUTE BONN
WALTRAUT CAROL A SEITTER
ATLAS
FUR
OBJEKTIV PRISMEN SPEKTREN
BONNER SPEKTRAL ATLAS
FERD.
DDMMLERS VERLAG
I
BONN
VER5FFENTLICHUNGEN der ASTRONOMISCHEN INSTITUTE BONN
WALTRAUT CAROLA SEITTER
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ATLAS
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FUR
OBJEKTIV PRISMEN SPEKTREN
BONNER SPEKTRAL ATLAS
I
PLEASE ASK A SUBJECT LIBRARIAN
ON THIS FLOOR FOR THE BOX OF
CHARTS THAT ACCOMPANIES THIS
BOOK
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30107
FERD. DtJMMLERS VERLAG
•
ool 585 816
BONN
•
1970
Gedruckt mit Unterstiitzung der Deutschen Forschungsgemeinschaft, Bad Godesberg
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ACCESSION
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No.
232098
No.
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21 APR1978_
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CATEGORY
1
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ISBN 3 427 70151 4
Alle Rechte, insbesondere auch die der Ubersetzung, des Nachdrucks, des Vortrages, der Verfilmung
und Radiosendung
sowie jede Art der fotomechanischen Wiedergabe und der Speicherung in Datenverarbeitungsanlagen, auch auszugsweise,
vorbehalten.
©
1970 FERD. DUMMLERS VERLAG, BONN, Kaiserstrafce 31-37, West Germany
und Druck des Textes: Hans Richarz, Niederpleis/Bonn
Satz
Lichtdruck der Spektraltafeln: E. Schreiber, Graphische Kunstanstalten, Stuttgart
Buchbinderarbeiten: H. Wennberg
GmbH.,
Stuttgart
Meinen Bonner Lehrern
FRIEDRICH BECKER
und
HANS SCHMIDT
gewidmet
VORWORT
Der Spektralatlas konnte fertiggestellt werden, weil eine
und Firm en dazu beigetragen hat.
grofie
Zahl von interessierten und fahigen Mit-
arbeitern, Kollegen
An
Dank Frau Alice Lindner-Koch. In alien Entwicklungsstadien des Atlas war
und geduldige Mitarbeit unerlafclich. Sie assistierte bei alien photographischen Laborfiihrte die muhsame Beschriftung der Spektraltafeln aus und war ebenso bei den tabellari-
erster Stelle gebiihrt der
ihre intelligente
arbeiten, sie
schen und schriftlichen Arbeiten eine zuverlassige Hilfe.
Frau Helga Hagen nahm zeitweise an den photographischen Arbeiten
mit Sorgfalt das Druckmanuskript an.
teil.
Frau Ingeborg Marx
fertigte
stammt von Professor Dr. Hans Schmidt. Seine Unterstutzung und
Amt des Direktors der Bonner Universitatssternwarte, Professor
Friedrich Becker, waren von grofier Bedeutung fur den Fortgang des Projekts.
Die Anregung
zum
Spektralatlas
Beratung, wie die seines Vorgangers im
Dr.
Meine Bonner Kollegen und zahlreiche Kollegen aus mehreren Landern halfen durch
kritische Durch-
Manuskripts in verschiedenen Stadien. Insbesondere sei Professor Dr. William Bidelman gedankt, der wertvolle Hinweise wahrend der Entstehung des Atlas gab und wichtige Erganzungen zur
sicht des
endgiiltigen
Fassung des Textes machte.
Professor Dr.
W.
W.
Morgan
teilte
freundlicherweise die Daten einiger bisher nicht veroffentlichter
Standardsterne mit.
Die Liste der Heifer ware sehr unvollstandig ohne die
Nennung zweier Firm en.
Die Graphischen Kunstdruckanstalten E. Schreiber, Stuttgart haben mit ihrer Leitung wie mit dem
gesamten Personal der Abteilung Lichtdruck beim Herstellen der Bildtafeln eine an Entgegenkommen
und Qualitat des Resultats nicht zu uberbietende Leistung erbracht.
Dummlers Verlag, Bonn bewies in hohem Made
legerisches Konnen in alien Punkten der Arbeit.
Ferd.
sein grofees Interesse
und
sein
bedeutendes
ver-
Fur die ausgezeichnete Zusammenarbeit gebiihrt den genannten Unternehmen besonderer Dank.
Die Deutsche Forschungsgemeinschaft hat den Spektralatlas finanziell unterstiitzt. Ihr
sei
sowohl
fixr
die
Mittel zu einer mehrjahrigen Personalstelle wie fur die Druckbeihilfe gedankt.
mochte ich nicht vergessen zu erwahnen, dafi mir meine neuen Arbeitgeber in den Vereinigten Staaten, Smith College und University of Massachusetts ermoglichten, an der Drucklegung der
Spektraltafeln in Europa teilzunehmen.
SchlieiMich
Sommer 1969
Waltraut Carola Seitter
.
INHALTSVERZEICHNIS
Seite
VORWORT
4
EINFOHRUNG
7
1
Aufgabenstellung
?
2.
Beschreibung des Atlas
8
a)Tl
-T3undRl-R6
8
b)Sl-S24
c)Ll-L32
3.
9
9
d) Klassifizierungsvorgang
10
Technische Daten
10
a)
10
Instrument
b) Plattenmaterial
H
Aufnahmen
12
c)
12
d) Reproduktionen
VERZEICHNIS DER STANDARDSTERNE
13
INDEX ZUM VERZEICHNIS DER STANDARDSTERNE
17
KATALOG DER ELEMENTE
21
LITERATURVERZEICHNIS
3.
US.
EINFUHRUNG
Aufgabenstellung
1.
Der vorliegende Atlas
ist
der erste Teil einer Zusammenstellung
und Diskussion von Objektivprismen-
spektren unterschiedlicher Auflosung. Erumfaftt Spektren der reziproken linearen Dispersion 240
A/mm
280 A/mm bei H7 enthalten. Die
Darstellung der verschiedenen Dispersionen wurde gewahlt, um die Anderung von brauchbaren Klassifizierungskriterien beim Obergang zu geringerer Auflosung zu untersuchen und damit nach Moglichkeit
die Interpolation von Kriterien zu gestatten.
bei H7.
Der zweite
Teil wird die reziproken Dispersionen
645 und
1
Dariiber hinaus lauten die gestellten Aufgaben:
von Objektivprismenspektren an das MK-System anzuschliefien und damit zu
die Klassifikation
I.
vereinheitlichen,
II.
die Klassifizierungsgenauigkeit innerhalb der
Die erste
gegebenen Grenzen
dem MK-System
bestimmte die Wahl der Standardsterne. Spektren
der Zielsetzungen
anzupassen.
aller
im Johnson-
Morganschen MK-Katalog von 1953 (1) aufgefiihrten 161 Sterntypen*) wurden photographiert und bis
auf zwei Ausnahmen im Atlas reproduziert. Das Verzeichnis der Standardsterne gibt die Nummern
des HD-(Henry Draper) -Katalogs, des HR-(Bright Star)-Katalogs und die Bezeichnung innerhalb des
betreffenden Sternbildes, soweit die letzteren Angaben vorhanden sind. Die folgenden Spalten enthalten Rektaszension und Deklination fiir die Epoche 1900.0 und die zugehorigen jahrlichen Prazessionswerte nach dem HR-bzw. AGK-2 Katalog, die visuellen Groften aus dem HR-oder HD-Katalog und
die im Johnson-Morganschen Katalog zugeordneten Spektraltypen und Leuchtkraftklassen. Unter An-
merkungen
R
ist
das
Vorkommen von Ha in
Emission aufgefuhrt.
Die Erfiillung von Punkt zwei wurde wie folgt angestrebt:
Zur optimalen Auswertung von Objektivprismenspektren, insbesondere von solchen kleiner Dispersion,
wird vorgeschlagen, einegrofie Zahl von Kriterien zu benutzen.
im Spektrum durchgefuhrt werden kann, um so weniger Messungen
vorgegebenen Systems hinreichend exakt zu machen.
Die Messung eines einzigen Linienprofils kann in manchen Fallen nach vorheriger Grobeinteilung zur
endgultigen Klassifizierung ausreichen. Werden Schatzkriterien angewandt, wie im MKK-Atlas fiir
Spaltspektren, dann empfiehlt sich zur Sicherung des Ergebnisses das Beriicksichtigen mehrerer Kriterien.
Je genauer eine Einzelmessung
geniigen,
um
die Klassifizierung innerhalb eines
Ein Objektivprismenspektrum
nicht auftreten oder
a) Die
ist Storungen ausgesetzt, die bei Benutzen eines Spaltspektrographen
wegen der dort meist grofieren Dispersion einen geringeren Einflufi ausiiben:
Wellenlangenauflosung
AX im
Spaltspektrographen wird bei vorgegebener Dispersion nur von
unabhangig von den Sichtbedingungen jederzeit in der gewunschten Weise reproduzierbar. Diese Reproduzierbarkeit ist eine wichtige Voraussetzung fiir die Ander Spaltoffnung bestimmt
wendung der Morganschen
und
ist
Kriterien.
Bei Objektivprismenspektren ist vorwiegend die Bildruhe bei gegebener Dispersion fiir die erzielte
Auflosung entscheidend, da die Auflosung der photographischen Platte im allgemeinen entsprechend
angepafit werden kann. Damit ist jede Aufnahme vom zufalligen atmospharischen Zustand abhangig.
*)
Sieben zusatzliche Standards wurden freundlicherweise von W. W. Morgan ubermittelt.
Die Spektren sind nicht uneingeschrankt reproduzierbar; im schlimmsten Falle werden durch mangelhafte Bildruhe die schwacheren Linien vollig verwischt.
b)Im Spaltspektrographen wird das durch den Spalt zugelassene Himmelslicht mit dem Sternlicht zusammen dispergiert. Nur der Kontrast monochromatisches Sternlicht - monochromatisches Himmelslicht
ist
Erkennbarkeit des Spektrums entscheidend. Bei Objektivprismenaufnahmen
fur die
fallt
im Himmelslicht vorkommenden Wellenlangen.
Daraus folgt, vor allem in hellen Nachten, eine raschere Schwarzung des Untergrundes. Diese Zusatzschwarzung kann schwache Linien so weit auffullen, dad sie im Kontinuum untergehen.
auf jede Plattenstelle eine vollstandige Mischung
c)
aller
Die Klassifizierung von Objektivprismenspektren wird noch durch einen weiteren Umstand
immer —
er-
schwacher die Linien erscheinen, desto mehr — von der
Schwarzung abhangig. Da der Vorteil einer Objektivprismenaufnahme im gleichzeitigen Erfassen
einer groften Zahl von Sternen liegt, werden auf einer Platte immer auch iiber- und unterbelichtete
Spektren zu klassifizieren sein. Geringe Dispersionen verscharfen zudem Uberbelichtungseffekte noch
schwert. Schatzkriterien sind
je
wesentlich, da starkes Bildwachstum grofiere benachbarte Wellenlangenbereiche mit normaler Be-
lichtung in die Schwarzung einbezieht. Kriterien sollten sich daher in verschiedenen Spektralberei-
chen unterschiedlicher Intensitaten bzw. Plattenempfindlichkeiten befinden neben der Moglichkeit,
Platten unterschiedlicher Belichtungszeit zu benutzen.
d)Bei Spektren kleiner Dispersion konnen erhebliche Bildfehler auftreten: Unebenheiten im Platten-
korn oder einfache Kornschwankungen, geringfugige Beschadigungen der Emulsion und Verschmutzungen durch feinste Teilchen konnen An- und Abwesenheit von Linien vortauschen, insbesondere
bei geringer Verbreiterung der Spektren.
Zahlreiche
Beobachter benutzen nur sehr deutliche Kriterien und umgehen damit einen Teil der
Schwierigkeiten. Gleichzeitig aber wird die Moglichkeit einer f einen Unterteilung der
schrankt.
Im
moglichst
viele,
vorliegenden Atlas
ist
daher der oben angedeutete andere
auch schwache, uber einen grdfceren Spektralbereich
Mit Hilfe der Linien mehrerer Elemente von
teils gleicher, teils
Weg
Typen
stark einge-
eingeschlagen: es werden
verteilte Kriterien
angewandt.
unterschiedlicher Starke lassen sich die
Verfalschungen durch Szintillation und Anheben des Untergrundes wie auch Schwarzungseffekte teilweise erfassen: die gleichmaftige Schwachung aller ahnlich starken Linien unabhangig davon, welches
kann von der Schwachung einzelner Absorptionen durch Temperatur und Leuchtkrafteffekte unterschieden werden. Da die Schwachungen zudem eine systematische Abnahme mit wachsenden Linienstarken zeigen, konnen neue Schatzwerte fur Platten schlechterer Quali-
Atom
oder Ion
tat abgeleitet
sie
absorbiert,
werden. In diesen Fallen sollen die unter 2
Spektraltafeln als erste
c)
naher erlauterten Intensitatsangaben der
Naherung dienen.
Die detaillierte Darstellung der Spektren im vorliegenden Atlas findet ihre hauptsachliche Begriindung in
den oben erwahnten Gesichtspunkten.
2.
Beschreibung des Atlas
Die Photographien der Spektren sind in drei Gruppen a)
a)Tl - T3 undR
1
—
c) eingeteilt.
-R6
einem Originalspektrum zu erkennen sind, wurden die TaWiedergabe
im Druck zahlreiche Linien verlorengehen - die
feln T
hergestellt. Da durch
Druckbilder sind die sechste Wiedergabe einschliefilich des Originals — sind jedem Spektrum schematische Linienbilder zur Seite gestellt, die die Lage der gemessenen Absorptionen anzeigen. Gleichzeitig
Zur Orientierung
1
- T3
dariiber, wieviel Linien in
die
,
Zeichnungen dem ungeubten Betrachter
sollen die
als
Anleitung dazu dienen, sein Auge auf sehr feine
Einzelheiten zu trainieren.
Bei der kleinen Dispersion sind besonders in den spaten
Typen
fast alle
Absorptionen Blends mehrerer
wurde angestrebt, jeweils alle in der Literatur angegebenen beitragenden Atome und Ionen zu
verzeichnen. Leider war nicht immer festzustellen, welche Elemente den Hauptanteil liefern. Die Tafeln T 1 und T 2 geben daher lediglich Uberblicke uber das Vorkommen von Linien und Elementen ohne
Hinweise auf die Intensitaten. Die Tafel T3 dagegen stellt einen Stern vom Sonnentypus dar; hier
konnte die Identifizierung vom sehr genau gemessenen Sonnenspektrum nach Moore, Minnaert und
Linien. Es
Houtgast (2) ausgehen.
Zunachst wurde die grofie Auflosung der zitierten Arbeit der Auflosung der vorliegenden Spektren bei
mittlerer Bildqualitat angepafit (das entspricht
etwa der Plattenauflosung,
s.
Fig.
I).
Dazu mufcten
die
Intensitaten aller in der Tabelle angegebenen Linien uber einen entsprechenden Wellenlangenbereich
Zur Vereinfachung der Rechnung wurde die kontinuierliche Anderung des Auflosungsvermogens in Stufen angenahert: die Bereiche umfassen 1 A im Ultravioletten bis 20 A im Infraroten.
Die Ergebnisse sind in den Tafeln R 1 - R6 dargestellt. Selbstverstandlich erforderte jede Erweiterung
der aufsummierten Wellenlangenbereiche eine entsprechende Reduzierung der Intensitatsskalen. Die
Obergange von einer Stufe zur anderen sind jeweils durch den Wechsel zwischen gestrichelten und ausaddiert werden.
gezogenen Linien angezeigt.
Die Wellenlangen der wichtigsten zu einem Blend beitragenden Linien sind in die Tafeln
getragen, ihre Intensitaten durch die Lange der zugehorigen Pfeile
von den Enden
R
bis
1
- R6
ein-
zur Nullinie
(Kontinuum) symbolisiert.
Die Zeichnungen lassen erkennen, dafi mit abnehmender Auflosung selbst starke Linien so verschmiert
werden,
dafi sie sich
immer
schlechter
vom Kontinuum
abheben.
Mit Hilfe der genauen Intensitatsangaben konnte die Tafel
T3
vollstandiger gestaltet werden. In den
schematischen Linienbildern sind die Blends mit Strichdicken eingetragen, die den vorher errechneten
Gesamtintensitaten entsprechen. Die unterschiedliche Bedeutung der beitragenden Linien ist durch die
Dicke der Umrandungskastchen fur die Wellenlangenangaben gekennzeichnet. Auf Tafel T 3 erlautert
eine Tabelle den Zusammenhang zwischen Strichdicke und den Intensitatswerten der zitierten Arbeit
uber das Sonnenspektrum.
Auf
alien Tafeln
Am
fafet.
linken
T
1
— T
3 sind die Elemente
Rand der
und Wellenlangenangaben
in
Zeilengruppen zusammenge-
Blatter sind die zugehorigen Anregungs- oder Ionisationsenergien der unteren
Niveaus der betreffenden Obergange angegeben.
b) S
1
-
S 24
Die Tafeln S
aller sieben
1
—
S 24 illustrieren den
sequenz ein Linienbild, das
erleichtern
Gang
der Spektraltypen von heifeen zu kuhleren Sternen innerhalb
Leuchtkraftklassen. Jedes Blatt zeigt
soil.
dem
am
oberen und unteren Ende der jeweiligen Spektral-
nachstliegenden Spektrum entspricht
und
die Linienidentifizierung
Die meisten Absorptionen, auch solche, die nur schwach erkennbar sind, wurden ein-
und identifiziert. Es sind nach Moglichkeit nur die starksten beitragenden Elemente zu einem
Blend mit ihren Wellenlangen angegeben.
getragen
c)Ll - L32
Auf den Tafeln LI - L32 werden
die Spektren gleichen Spektraltyps
kraftklassen miteinander verglichen. Jedes abgebildete Spektrum
ist
und unterschiedlicher Leucht-
durch ein schematisches Linien-
bild erganzt, in das diejenigen Linien eingetragen sind, die als Klassifizierungskriterien (Linienidentifi-
zierung im oberen Teil des Blattes) oder
identifizierung
im unteren
Intensitatsangabe versehen.
zum
Intensitatsvergleich mit den Klassifizierungslinien (Linien-
Teil des Blattes) wichtig sind. Alle Absorptionen sind mit einer geschatzten
10
Um
Aufnahmen zum Teil zu kompensieren, wurden bei den friiF0 die Schatzwerte auf das hier gut belichtete atmospharische A-Band bezogen. Bei
Typen spater als F0 ist dieser Wellenlangenbereich oft so stark uberbelichtet, dafe das A-Band nicht zu
erkennen ist. Hier wurde die Starke von He plus H als Standard gewahlt, da diese Absorption keine
merkliche Leuchtkraftabhangigkeit zeigt. Die Intensitat von He plus H wurde fur jede Karte mit der
Belichtungsunterschiede zwischen den
hen Typen
bis
mittleren Erscheinung des A-Bandes in den friihen Spektren verglichen
und so an
die Schatzskala dieser
Typen angeschlossen.
Auf Fehler
in
den Schatzwerten verursachende
hingewiesen. Ebenso auf die
zunehmend
Einfliisse
von Belichtung und
Szintillation
wurde schon
schlechtere Definition von Linien beim Ubergang zu kleineren
Dispersionen, verursacht durch die Verschmierung von Linie und Kontinuum. Die Unsicherheiten in den
angegebenen Zahlwerten sind entsprechend grofi. Eine besondere Schwierigkeit lag darin, das System
der Schatzwerte innerhalb einer Tafel und von einer Tafel zur anderen gleichformig und widerspruchsfrei
zu halten. Trotz grofeer Sorgfalt und wiederholtem Nachpriifen konnen die eingetragenen Zahlen
sein. Die Intensitatsschatzungen beruhen nur auf den abgebildeten Spektren.
mit Fehlern behaftet
Der Benutzer kann mit den angegebenen Schatzwerten zahlreiche Intensitatsverhdltnisse bilden, indem
mit mehreren anderen vergleicht. Belichtungs- und Szintillationseffekten am wenigsten ausgesetzt sind eng benachbarte Linien mit dem Intensitatsverhaltnis eins. Linienpaare, fur die
bei einer bestimmten Leuchtkraftklasse das Verhaltnis gleich eins wird, sind auf den Tafeln angegeben.
er jeweils eine Linie
Weitere Hinweise, die das Klassifizieren erleichtern sollen, sind ebenfalls eingetragen.
d) Klassifizierungsvorgang
I.
II.
Durch das Einpassen des unbekannten Spektrums in eine der unter S 1 - S 24 aufgefiihrten Sequenzen
kann eine Grobklassifizierung des Spektraltyps und der Leuchtkraftklasse gleichzeitig erfolgen.
Die vorlaufige Einordnung grenzt eine kleine Gruppe innerhalb der Tafeln LI - L32 ab, in denen
das ahnlichste Spektrum auftritt. Es wird beim Vergleich des unbekannten Spektrums mit den Aufnahmen der Vorauswahl dadurch gefunden, dafi eine moglichst grofie Zahl von Intensitatsverhaltnissen in beiden Spektren ubereinstimmen mufi.
Abschatzungen von feineren Unterteilungen,
manchen
als sie die
reproduzierten Abbildungen bieten, sind in
Fallen moglich.
3.
Technische Daten
a)
Instrument
Beobachtungsinstrument war das 340/500/ 1375mm-Schmidt-Teleskop des Observatoriums Hoher List
der Universitats-Sternwarte Bonn. Die Daten des fur den ersten Atlas-Teil benutzten Prismas sind in
Tabelle
1
zusammengestellt.
Tabelle
Glassorte
F3
1
Brechungsindex bei h
1.62464
Reziproke lineare Dispersion
in
brechender Winkel
7?31
A /mm
bei verschiedenen Wellenlangen
X3500
A 3 700
Hy
Ha
A 8000
85
120
240
850
1680
11
AX (Abstand gemessen in A, bei dem zwei Linien noch getrennt erscheinen)
den verschiedenen Spektralbereichen bei unterschiedlicher Bildruhe kann der Abbildung I entnommen werden.
Die Wellenlangenauflosung
in
30
I
A
3"
Scintillation
28
f
1
1
1
26
/
/
1
1
1
/
1
22
1
/
20
Kodak
Pic 1e
ng power
f
—
t
t
/
/
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18
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IB
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Tel escape
AP erture
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3000
Fig.
1
WOO
5000
7000
T
Die Wellenlangenauflosung AX in Angstromeinheiten als Funktion der Wellenlange X bei einer reziproken linearen Dispersion von 240 A/mm bei H7 und
bestimmten Annahmen iiber Fernrohroffnung (= 34 cm), Plattenkorn und Szintillation
b) Plattenmaterial
Versuche mit Kodak IIa-0 Platten, Perutz Astro Platten, Adox und Perutz 17° Panchromatischem
Film, Kodak 103a-F Platten und Kodak I-N Platten ergaben die Werte der Tabelle 2.
Eine der hervorragenden Eigenschaften eines Schmidt-Spiegels
ist
die ausgezeichnete
Fokussierungvom
Infraroten bis ins Ultraviolett. Die I-N Platte hat die Emulsion grofiter spektraler Breite, die ohne zu-
!:
i*g*^Sf?
12
satzliche Sensibilisierung benutzt
dafi nicht
mehr
viele Einzelheiten
tritt zwischen 5000 A und 6500 A eine breite
und 9000 A die Dispersion schon so gering ist,
Trotzdem verzichteten wir aus folgenden Griinden
werden kann. Leider
6500
Empfindlichkeitslucke auf, wahrend zwischen
zu erkennen
auf die 103a-F Platte, die von 5000
sind.
A
A bis 6700 A bedeutend empfindlicher ist:
z. B. Of- und WR-Sternen und
auch im langwelligsten Teil des Spektrums sehr gut zu erkennen.
Emissionslinien, die in sehr friihen Objekten
Bei B-Sternen sind im Infraroten
OI 7774
und Roten
Novae
auftreten, sind
den mittleren Stern typen
an der Grenze der Erkennbarkeit.
die Heliumlinien, bei
Triplett, ein guter Leuchtkraftindikator, gerade
Bei den spaten Sternen
in
ist
das
das Strahlungsmaximum die Empfindlichkeitslucke.
Wahrend bei spaten
Typen eine gleichmafiig empfindliche Emulsion nur entweder den Blau- oder Rotbereich normal belichtet wiedergibt, zeigt die I-N Platte bei guter Belichtung des Bereiches 4000-4400 A im allgemeinen
eine ebenfalls brauchbare Schwarzung der Wellenlangen 4800-5600 A.
Von
fullt
besonderer Bedeutung
ist
das Auftreten des atmospharischen A-Bandes bei
kleinen Dispersionen als Linie erscheint
und
als
Bezugswellenlange
schwindigkeiten (Novae, Quasare) wichtige Dienste
fiir
7600 A, das
bei
den
Objekte mit grofien Radialge-
leistet.
Hinzu kommen die Feinkornigkeit und der ausgezeichnete Kontrast der I-N Emulsion, die die
liche Wahl entschieden.
schliefi-
Tabelle 2
Emulsion
Empfindlichkeit
Kornigkeit
Kontrast
Kodak
gut-sehr gut
mafiig
mafiig
3400-5000
gut
fein
gut
3400-5000
gering
sehr fein
gut
3400-5000
Perutz 17°
gering
sehr fein
gut
3400-5000
Kodak 103a-F
gut
fein
gut
3400-6700
Kodak
mittel
fein-sehr fein
sehr gut
3400-9000
IIa-0
Perutz Astro
Adok
17°
I-N
und kontrastreiche Illa-J Platte von Kodak war wahrend des
noch nicht verfiigbar, hatte aber die Wahl vermutlich nicht beeinflufit.)
(Die feinkornige
beiten
c)
A
grofiten Teils der Atlasar-
Aufnahmen
Die
1.5
d)
Spektralbereich
Aufnahmen wurden in den Jahren 1963—1968 gewonnen. Die Belichtungszeiten
Minuten und 2.5 Stunden mit einer mittleren Belichtungsdauer von 30 Minuten.
liegen zwischen
Reproduktionen
Auf den
Agfa
10—15 mm und sind auf 1.1 mm = 165"
wurden davon Zwischenpositive auf Perutz F 04 Film (jetzt durch
Originalnegativen haben die Spektren eine Lange von
verbreitert. In 9-facher Vergrofierung
N33p
ersetzt) hergestellt,
von denen
die Papierabzuge mit insgesamt 22.5-fach vergrofcerten Bil-
dern im Negativ angefertigt werden konnten. Die Druckvorlagen sind Zusammenstellungen der Originalvergrofeerungen und der Beschriftungen. Die Atlas-Tafeln haben die etwa halbe Grofie der Druckvorlagen.
13
LIST
OF STANDARD STARS
HD
NR.
HR
NAME
RA
DEC
A5 VISUAL TYPE R
Aa
MAG
1900.0
h
1
8622
10 Lac
74 68
1931
a Ori
1855
1220
1191
v Ori
5
33 44
27 6
Per
3
51
8
-
3 45
30
153
5191
rCas
3
3
36512
.4
2 47 60
5
24131
6
33 60
7
1203
8
198183
9
2 33 38
10
8 79 01
11
2149 23
12
19 68 67
22 26 61
1721 67
17 00 73
14
15
16
15
Gem
2852
4931
1309
8430
69 61
89 46
22
23
113139
24
2100 27
173667
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
2 66 90
168 95
98 26
46 14
115043
7061
799
458
219
483
30
996
4496
7462
2 06
101501
185144
2 2049
219134
1084
8832
8085
201091
37BD+56°1458
36
38
39
14 73 79
9 57 35
—
—
3
15
3
11
7
52
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1
49
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11
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3 28 13
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0.04
4.63
0.17
2.88
B0 V
B0.5V
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5.76
Bl
V
3.34
+ 0.33
3.61
2.36
-
0.30
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2.02
-
0.26
4.02
3.20
2.62
5.10
GO
G2
III
III
HI
II
II
II
II
II
II
II
II
II
II
II
09 lb
0951b
BO lb
BO .5 lb
0.31
5.46
0.18
2.83
0.19
7.12
Bl lb
B1.5Ib
0.27
4.72
B2
5.79
6.14
lb
lb
lb
lb
lb
16
HD
NR.
HR
NAME
RA
DEC
Aa
AS VISUAL
1900.0
h
120
121
122
123
124
125
126
127
128
7387
v Aql
1017
7793
2 66 30 1303
20 97 50 8414
2068 59 8313
a Per
7 Cyg
18 28 35
2 09 02
19 40 93
20 09 05
131
133
134
135
136
Per
a Aqr
9 Peg
483 29 2473
2107 45 8465
2067 78 8308
175 06
834
129
130
132
ix
19 21
3
rcep
22
7 23
e
Peg
21
rj
Per
39 16
2 43 24
3 63 89
1845 119 Tau
5
3 63 71
1843
xAur
2028 50 8143
195593 7847
a Cyg
<//!
a
3 87 71
k Ori
5
29 05
130
k Cas
151
152
153
154
155
156
157
158
159
154 97
3
40 85
21291
2 13 89
129 53
1713
1035
1040
618
a Cam
—
2 Ori
55 Cyg
5 Per
—
7924
825
79 27
382
163506 6685
104 94
19 73 45
(3
5
46 05
2693
2174 76 8752
425 43 2197
2069 36 8316
Ori
—
—
a Cyg
-
173 78
Cas
89 Her
<p
—
5
6
+ 49 30
+ 39 56
+ 48 9
48
+ 16 53
+
+
+
+
+
4.29
+
0.21
1.79
2.15
0.19
2.24
F5
F8
lb
2.84
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+
3.69
-
2.08
+
+
+
+
25 14
57
9
55
43
42
25
29
32
CMa
—
Gem
H Cep
:
2.18
2.93
GO
G2
lb
0.28
4.35.
G5
lb
0.06
3.08
G8
lb
0.30
3.36
Kl
lb
0.28
2.42
lb
0.25
3.76
0.24
3.72
K2
K3
K5
lb
lb
lb
lb
+
+
+
+
+
+
+ 0.04
+ 0.25
+ 0.20
4.89
B5 lab a?
4.24
B9
6.17
F5 lab
-
0.08
3.78
K3Iab
0.03
4.95
M0 lab
7 23
+ 3.25
+ 0.01
0.80
M2Iab
6
+ 66 10
+ 0.10
+ 0.02
+ 0.02
09.51a
- 20 45
- 9 42
+ 5.97
+ 3.58
+ 2.85
4.29
9 15
5.38
B0
2.04
B0.5 la
+ 3.41
+ 2.35
+ 3.56
0.33
4.15
0.17
5.60
Bl la a
B1.5Ia a
B2 la a?
+ 2.04
+ 4.18
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+
43
1
27 19
41
5 57 59
20 45 32
2
4 31
24 38
9 44
3 20 58
+
+
+
+
+
62 23
31
56
20 8
45 45
57 10
2
+ 57 15
5
-
3 21
55
2
1
41
+ 59 36
+ 58 32
+ 57 57
+
+
+
+
+
20 38
2 42
8
+ 44 55
56 40
+ 57 42
+ 26 4
+ 61 21
+
+
+
+
+
- 26
+
+
+
+
1
13 47
17 51
23
37 17
4 20
22 55 52
6
6 15
21 40 27
7
4.38
4.13
M2
20
1
2.95
0.15
0.29
4.73
4 44
1
4.41
3.08
lb
+ 0.04
+
18
146
147
148
149
150
lb
49 45
15 Sgr
—
F2
5
1542
6822
2004
144
145
4.64
Ori
3 06 14
X
+ 0.12
17 12
16 72 64
143
+ 3.07
6
138
139
140
i
+ 3.52
26 13
13 29
20 27 11
6 49 59
2061
1906 03 7678
411 17 2135
19 84 78 7977
132 67
627
08
Aur
CMa
R
+ 18 31
26 21
5
3 98 01
141
18
+
s
/
32 7
+ 38 59
+ 36 36
- 24 4
+ 49 20
44 Cyg
o1
1
21
137
142
17 11
37 47
21
08 77 2580
445 37 2289
24
3
tCyg
O
s
20 18 38
4 7 33
22
39
21 39 47
Gem
e
8079
5
m
TYPE
MAG
8 19
+
14
+ 56 26
+ 22 56
+ 58 19
3.91
2.36
2.28
2.49
4.62
4.34
2.88
0.00
4.63
0.22
4.83
0.28
6.39
0.27
7.20
lab
B3
B5
la
B6
B8
B9
la
la
la
0.07
0.08
0.21
4.23
0.21
4.58
A0
la
0.29
5.68
Al
la
1.26
A2
A5
la
6.26
3.78
+ 0.21
+ 0.25
+ 0.32
4.95
-
0.01
5.47
4.12
+ 0.30
7.46
F0
F2
F5
la
2.42
2.44
-
0.10
1.84
F8
la
2.53
+ 0.32
4.99
GO
la
3.64
-
0.01
6.11
Ml
la
1.84
+ 0.28
3.99
M2
la
4.86
4.79
4.19
2.05
4.43
a
la
la
la
la
la
17
INDEX ZUM VERZEICHNIS DER STANDARDSTERNE
STAR
TYPE
STAR
PLATES
Andromeda
MO III
S13
L31
14 Ari
And
K3III
S13
L29
HD
And
A2V
S3
L14
And
F8V
S4
L21
G2V
S5
L23
v
STAR
F2III
Sll
TYPE
21483
B3III
S9
PLATES
Canes Venatici
L19
HD
95735
M2V
S6
L32
L7
Canis Major
HR
Auriga
483
Aquarius
a Aqr
cj2
PLATES
Aries cont.
0And
5
TYPE
Aqr
G2Ib
S19
B9.5V
S2
L23
7CMa
B8II
S14
Lll
X Aur
B5Iab
S21
L8
5CMa
F8Ia
S24
L21
i//*
Aur
MOIab
S21
L31
eCMa
B2II
S14
L6
19
Aur
A5II
S15
L16
tCMa
B3II
S14
L7
K3Iab
S21
L29
HR
1804
CMa
o1
B9Ib
S18
L12
Cassiopeia
Bootes
Aquila
0Aql
G8IV
S8
L25
7 Aql
K3II
S16
L29
k Aql
v
Aql
B0.5
III
F2Ib
S9
L4
S19
L19
7 Boo
A7III
Sll
L17
j3Cas
F2IV
S7
L19
£ Cas
B2V
SI
L6
Cas
GOV
S5
L22
r]
T3
Cameleopardus
Cas
k Cas
a Cam
S22
L2
B9Ia
S23
L12
1040
AOIa
S23
S13
09.5
la
S3
L17
Blla
S22
L5
FOIa
S23, L18
S24
HR
Aries
1035
HR
0Ari
A5V
S3
L16
1242
FOII
S15
L18
fAri
B7IV
S7
L10
1327
G5III
S12
L24
2 Seitter,
Cas
A7V
Bonner Spektral-Atlas
I
HR
8752
GO la
S24
L22
8832
K3V
S6
L29
F5Ia
S24
L20
HD
10494
18
STAR
TYPE
PLATES
STAR
Cepheus
7 Cep
K1IV
TYPE
PLATES
Cygnus cont.
S8
L27
rcyg
G8II
S16
L25
FOIV
S7
L18
KCyg
KOIII
S12
L26
fCep
Kllb
S20 L27
XCyg
B5V
SI,
L8
17
Cep
KOIV
S8
L26
ju
Cep
M2Ia
S24
L32
9 Cep
B2Ib
S17
L6
Cep
B8Ib
S18
Lll
13
19 Cep
09.5 lb S17
L2
26 Cep
B0.5 lb
S17
L4
K5Ib
S20
L30
a Cyg
B9Iab
S21
L12
41 Cyg
F5
S15
L20
44 Cyg
F5 lab
S21
L20
55 Cyg
B3
S22
L7
S6
L30
09 II
S14
LI
S17
L3
la
Cyg
AK5V
69 Cyg
BO lb
HR
Cetus
t
Dra
a Dra
B1.5Ia
S22
8345
A2Ib
S18
193183
B1.5Ib
S17
199216
BUI
S14
S12, L28
K2III
KOV
S5
A1V
S3
MOV
S6
L31
S5,
L28
L26
HD
147379
Eridanus
e Eri
7678
PLATES
S13
39 Dra
£Cyg
61
HR
8327
S2
II
TYPE
Draco cont.
Cep
e
STAR
K2V
S6
L14
HD
k Cet
G5V
Coma
31
S5
L24
Berenices
Com GO III
S12
Gemini
L5
Delphinus
L22
a Del
B9V
eDel
B6III
S2
L12
S9,
L9
7
Gem AOIV
S7
L13
e
Gem G8Ib
S20
L25
Gem A3 III
S10, L15
Sll
X
Gem A3V
53
L15
p
Gem FOV
54
L18
3
Gem
S17
6
Gem Ml
S10
Cygnus
Draco
a Cyg
A2Ia
S23
L14
T2
7 Cyg
5
Cyg
F8Ib
B9.5
III
S19
S10
L21
B2.5Ib
la
S24
HD
a Dra
AOIII
S10
L13
43818
BO II
S14
|3Dra
G2II
S15, L23
43836
B9II
S14, L12
S16
S15
L3
"
19
STAR
TYPE
PLATES
STAR
G8III
PLATES
STAR
S12
L25
aLep
FOIb
TYPE
PLATES
Orion cont.
Lepus
Hercules
0Her
TYPE
S18, L18
S19
09.511
S14
L2
09III
S9
LI
k Ori
B0.5Ia
S22
L4
a Ori
09.5
SI
L2
5 Ori
7 Her
A9III
Sll
fHer
GO IV
S8
L22
Her
Kill
S16
L27
fi
Her
G5IV
S8
L24
uOri
BOV
SI
L3
v
Her
F2II
S15
L19
X 2 Ori
B2Ia
S22
L6
56 Ori
K2II
S16
L28
L6
B5IV
S7
L8
89 Her
F2Ia
S24
L19
110 Her
F6V
S4
r Her
tOri
Lyra
a Lyr
AOV
S2,
L13
S3
7 Lyr
Lyr
B9III
S 10,
L12
KOII
S 16
L26
Monoceros
Lacerta
Mon
13
10 Lac
09 V
SI
LI
12 Lac
B2III
S9
L6
A3
S 18
L
AOIb
S18
L13
2479
7 Peg
B2IV
S7
e Peg
K2Ib
S20 L28
rPeg
B8
V
S2
Lll
F5V
S4
L20
BO III
S9
L3
a Peg
F 7 IV
S8
Peg
F8IV
S8
L21
9 Peg
G5Ib
S19,
L24
v
lb
15
09 lb
S17
S20
LI
a Oph
67
Oph
A5III
Sll
L16
B5Ib
S17,
L8
Leo
Perseus
S18
a
a Leo
Peg
Ophiuchus
HD
210809
Pegasus
i
HR
HR
8443
V
B7V
S2
Orion
L10
6
Leo
A4V
S3
e
Leo
GO II
S15
L22
a
Ori
M2Iab
S21
L32
f
Leo
F0III
Sll
L18
J3
0ri
B8Ia
S23
Lll
Per
F5Ib
S19
L20
5 Per
B5III
S9
L8
ePer
B0.5V
SI
L4
Tl
?Per
Bllb
S17
L5
Per
K3Ib
S20
L29
i?
20
STAR
TYPE
PLATES
STAR
Perseus cont.
Per
F7 V
S4
15 Sgr
GO lb
S19
L22
oPer
BlIII
S9
L5
5 Per
B5
S 22
L8
36 Per
F4III
PLATES
STAR
BO la
TYPE
PLATES
Triangulum
Sagittarius
AiPer
la
TYPE
S22
L3
a
Tri
F6 IV
S
7,
S8
Ursa Major
Scutum
Sll,
S12
0Sct
618
Alia
S23
825
A5Ia
S23
L16
1191
BIV
SI
L5
B6Ia
S22,
L9
G5II
S16
SI
L7
61
UMa G8V
S5
L25
78
UMa F2V
S4
L19
83
UMa
M2III
S 13
L32
G1V
S5
K7V
S6
L24
Taurus
HD
15497
B3V
rjUMa
HR
HD
115043
S23
aTau
S 13
L30
B7III
SIO
LIO
19 Tau
B6V
S2
L9
27 Tau
B8III
SIO Lll
46 Tau
F3V
S4
119 Tau
M2Ib
S20 L32
TjTau
Puppis
K5III
BD
+56° 1458
Ursa Minor
HR
2874
A5Ib
S18
L
16
|3UMi
K4III
S13
21
KATALOG DER ELEMENTE
Kohlenstoff
-
Stickstoff
-N
Wasserstoff
Helium
Lithium
Beryllium
Bor
H
He
Li
Be
B
C
- F
Fluor
- Ne
Neon
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Natrium
Magnesium — Mg
Aluminium - Al
- Si
Silizium
- P
Phosphor
- S
Schwefel
- CI
Chlor
- A
Argon
- K
Kalium
- Ca
Kalzium
- Sc
Scandium
- Ti
Titan
- V
Vanadium
- Cr
Chrom
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Mangan
- Fe
Eisen
- Co
Kobalt
- Ni
Nickel
- Cu
Kupfer
- Zn
Zink
Sauerstoff
—
-
(nach
dem Periodensystem)
23
27
Gallium
Arsen
6
29
29
29
29
7
31
8
13
34
36
36
37
38
40
14
41
15
43
43
43
44
44
44
46
46
48
49
50
1
2
3
4
5
9
10
1 1
12
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
51
52
53
54
54
Germanium
Selen
Brom
Krypton
Rubidium
Strontium
Yttrium
Zirkon
Niob
Molybdan
Technetium
Ruthenium
Rhodium
Palladium
Silber
- Ga
— Ge
— As
- Se
- Br
- Kr
- Rb
- Sr
- Y
— Zr
- Nb
- Mo
- Tc
- Ru
- Rh
- Pd
- Ag
Indium
Zinn
Antimon
Tellur
Jod
Xenon
Casium
Barium
Seltene Erden Europium
Quecksilber
Kadmium
Transurane
Cd
In
Sn
Sb
Te
J
Xe
-31
— 32
— 33
- 34
- 35
- 36
- 37
- 38
- 39
- 40
-41
- 42
- 43
- 44
- 45
- 46
- 47
- 48
- 49
- 50
- 51
- 52
- 53
- 54
- 55
- 56
Cs
Ba
57
bis 71
Eu
Hg
- 63
- 80
54
54
54
54
54
54
54
54
54
55
55
55
55
55
55
55
55
55
55
55
55
55
55
55
55
56
56
56
56
56
22
KATALOG DER ELEMENTE
-
- 13.
- 51.
A - 18.
As - 33.
Arsen
Ba - 56.
Barium
Be - 4
Beryllium
- 5.
B
Bor
- 35.
Br
Brom
-Cs -55.
Casium
-CI - 17.
Chlor
-Cr - 24
Chrom
- Fe - 26
Eisen
-Eu - 63.
Europium
- 9.
F
Fluor
-Ga - 31.
Gallium
Germanium -Ge - 32.
- He - 2.
Helium
- In - 49.
Indium
- 53.
-J
Jod
Cd - 48.
Kadmium
- K - 19.
Kalium
-Ca - 20.
Kalzium
-Co - 27.
Kobalt
- 6.
Kohlenstoff - C
- Kr - 36.
Krypton
- Cu - 29.
Kupfer
- Li - 3.
Lithium
Magnesium -Mg - 12.
- Mn - 25.
Mangan
-Mo - 42.
Molybdan
Aluminium
Antimon
Argon
Al
Sb
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
(alphabetisch)
40
Natrium
55
Neon
44
54
Nickel
56
29
29
54
55
43
49
Palladium
Niob
Phosphor
Quecksilber
Rhodium
Rubidium
Ruthenium
Sauerstoff
51
Scandium
.
56
36
54
54
27
Schwefel
.
55
Stickstoff
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
Selen
Silizium
.
.
.
.
55
.
.
.
.
55
Technetium
.
.
.
.
Tellur
.
.
.
.
44
44
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
- 1
- 10
- 28
-Nb -41
- Pd - 46
- P
- 15
- Hg - 80
- Rh - 45
- Rb - 37
- Ru - 44
- O
- 8.
- Sc -21
- S
- 16
- Se - 34
SelteneErden
Silber
Strontium
52
29
54
54
29
38
50
55
- Na
- Ne
- Ni
Titan
57
bis 71
-
Ag
- 47
- 14
- 7
- 38
- 43
- 52
- 22
-
V
H
Si
N
Sr
Tc
Te
Ti
Vanadium
Xenon
Yttrium
Zink
Zinn
Zirkon
Xe
Y
Zn
Sn
Zr
-
55
55
43
56
55
54
55
....
34
46
43
54
56
55
41
31
54
55
55
23
46
56
48
1
23
Transurane
Wasserstoff
37
36
53
1
54
39
30
50
40
55
54
54
55
55
23
Fur das Zuordnen von Absorptionen und Elementen war Merrills Lines of Chemical Elements in
Astronomical Spectra (3) die beste Hilfe. Seine Beschreibung der einzelnen Elemente ist nicht nur von
hohem Gebrauchswert, sondern
Elemente versucht sich
Von ebenso
unter
A
1
—
dariiber hinaus eine interessante Lekture.
in weit bescheidenerer Ausfiihrung -
Der vorliegende Katalog der
an dieses schone Vorbild anzulehnen.
Bedeutung waren die zahlreichen Quellenangaben Merrills, von denen die meisten der
aufgefiihrten sowie zahlreiche weitere ausgiebig benutzt wurden. Sie sind in der Litera-
grofier
— A 66
turtafel des Spektralatlas nicht
mehr gesondert genannt.
waren auch Charlotte E. Moores A Multiplet Table of Astrophysical Interest
Neuausgabe unentbehrliche Hilfsmittel beim Herstellen des Spektralatlas.
Selbstverstandlich
deren teilweise
(4)
und
Die Wellenlangenangaben sind jeweils auf voile Angstrom ab- oder aufgerundete Werte der Mooreschen
Tabelle von 1945.
Die Diskussion der Elemente
1.
2.
3.
ist in
der Regel nach folgendem Schema aufgebaut:
Kurze Bemerkung iiber die Bedeutung des Elements bei der Klassifikation von Sternspektren.
Vorkommen von Emissionslinien.
Besprechung der Absorptionslinien einzelner Ionisationsstufen, angefangen mit dem hochsten
beobachteten Grad und endend mit der neutralen Form.
Absorptionen, die bei der Leuchtkraftklassifikation besonders wichtig sind, werden haufig durch
besondere Abschnitte hervorgehoben.
4.
Vorkommen von chemischen Verbindungen
5.
Auftreten anomaler Haufigkeiten*) (5) in besonderen Sterntypen.
des Elements in Sternspektren.
Der Hauptteil der Diskussion ist stets den Linien gewidmet, die in den Sternen der normalen Morgan
Sequenzen eine Rolle spielen. Anmerkungen iiber spektrale Besonderheiten, wie Emissionen und Haufigkeitsanomalien, dienen nur dazu, den Beobachter auf eventuell vorkommende Abweichungen von
der Norm aufmerksam zu machen.
Wasserstoff
-H-
1
Die Hauptlinien der Balmerserie sind in alien Spektren des vorliegenden Atlas sichtbar und gehoren
bis
zu den mittleren F-Sternen zu den starksten beobachteten Absorptionen. Hohere Glieder der
Paschenserie scheinen in sehr gut definierten Spektren angedeutet.
Emissionen
In einigen Fallen
Auf
tritt
Ha
in
den Atlasspektren
starke Emission aller Balmerlinien
Atmospharen
(z.
in
Emission auf. Siehe Verzeichnis der Standardsterne.
und des Balmerkontinuums
in Sternen
mit sehr ausgedehnten
B. Novae) sei hingewiesen.
H — Absorptionen
Ihre Temperaturabhdngigkeit
macht
die Balmerlinien innerhalb einer vorgegebenen Leuchtkraftklasse
zu brauchbaren Spektralkriterien. Allerdings
*)
Der Ausdruck Haufigkeit
vollig geklart
ist,
ist
ist
der Temperatureinflufi nicht so ausgepragt, dafi eine
im gebrauchlichen Sinn benutzt. Man
sollte
jedoch beachten,
inwieweit die spektralen Anomalien von unterschiedlichen Anzahlen der
chungen im physikalischen Zustand der Sternatmospharen
herriihren.
dafi die
Frage keineswegs
Atome oder von Abwei-
.
24
Trennung unmittelbar benachbarter Typen moglich wird. Ein
scharfe
Balmerlinien bei den friihen A-Sternen. Fur Sterne kuhler
als
GO
Maximum
breites
erreichen die
wird der Intensitatsverlust zunehmend
starker.
Leuchtkraftabhangigkeit
I.
Verhalten der
H
Linien bei den
Typen
O-
F
Die grofie Empfindlichkeit der Wasserstofflinien gegeniiber dem interatomaren Starkeffekt macht
ausgezeichneten Indikatoren der Oberflachengravitation g und damit der Leuchtkraft.
1
In
Obereinstimmung mit der Erfahrung anderer Beobachter sind
beikleiner Dispersion schon in fruheren
Fall
ist
bei
09 und 09.5
Typen erkennbar als
die Leuchtkraftabhangigkeit
sie
zu
die Effekte der Starkverbreiterung
Im vorliegenden
BO dagegen schon
bei grofierer Dispersion.
zwar noch schwach,
bei
deutlich ausgepragt: die Linien der hellsten Ubergiganten sind merklich scharfer und in den tieferen Seriengliedern schwacher als die Linien der Hauptreihensterne. Die dazwischenliegenden Typen zeigen schwache Abstufungen. Der bedeutendste Unterschied tritt erst innerhalb der Gruppe der
Supergiganten auf und ermoglicht dort noch die Unterteilung der la-Sterne,
hellsten Ia +-oder IaO-Typ.
Der Effekt
2.
ist
a Cyg
z.
B. gehort
zum
beobachtbar bis zu den spaten A-Sternen.
Die grofiere Scharfe bei Supergiganten ermoglicht auch die Trennung hoherer Glieder der BalmerBei Spektren, deren Wellenlangenauflosung in der Nahe der Balmergrenze so grofc ist, dafc das
Zusammenfliefien der Linien nicht durch die Verzerrungsfunktion der Apparatur, sondern in Abwesenheit anderer Einflusse allein durch die Starkverbreiterung verursacht wird, kann aus der Quanten-
serie.
zahl der letzten erkennbaren Linie die Elektronendichte der Sternatmosphare numerisch bestimmt
werden. Bei der hier benutzten Dispersion handelt es sich hochstens urn ein Schatzkriterium, das
zudem nur
die
anwendbar ist, die im Ultravioletten ausreichend belichtet sind und die bei
aufgenommen wurden. Hinzu kommt, dafc bei den Typen mit starksten Balmerlinien
bei Platten
guter Bildruhe
hohen Serienglieder
schrankungen
ist
am
bereits als Blends mit Linien ionisierter Metalle auftreten. Trotz dieser Ein-
Beispiel der A2-Sterne der Effekt deutlich: Die Wasserstofflinien sind erkenn-
bar in
3.
A2V
bis
A2Ib
bis
A2 la
bis
Ebenfalls auf die Starkverbreiterung zuruckzufiihren
H17
H20
H 22
ist
eine andere auffallende Erscheinung. Die In-
tensitaten der hoheren Balmerlinien
werden fur Sterne niedriger Leuchtkrafte schon bei kleineren
Quantenzahlen merklich schwacher und fallen nach hoheren Quantenzahlen hin steiler ab als bei hohen Leuchtkraften: das von den starkeren Linienflugeln herabgedruckte Kontinuum lafit die Absorption
schwacher auftreten.
Bestatigungen dieser Beobachtung finden sich in den ausgezeichneten Abbildungen von Struve (6)
in Messungen Unsolds (BO-Zwergstern) und Voigts (B3-Supergigant) von Aquivalentbreiten hoherer Serienglieder. Fur die von diesen Autoren in anderem Zusammenhang gewahlte Darstellung wer-
und
den die Anzahlen N der neutralen, ins Balmerniveau angeregten Wasserstoffatome pro cm 2 Saule aus
den Aquivalentbreiten unter Annahme einer optisch diinnen absorbierenden Schicht berechnet und
N
Abhangigkeit von der Hauptquantenzahl n aufgetragen. Die ModellabhangigRechnung bewirkt zunachst einen scheinbaren Zuwachs von log N mit n, da die Annahme
der Logarithmus
keit der
in
Mediums immer besser erfullt ist. Dann tritt ein scheinbarer Abfall von N auf,
der auf die zu schwach gemessenen Aquivalentbreiten zuruckzufiihren ist. Interessant sind in unserem
Zusammenhang der Beginn und die Steilheit des Ruckganges fur die beiden Sterntypen, da sie den
gleichen Effekt darstellen wie der auf den vorliegenden Spektren beobachtete Intensitatsabfall der
eines optisch diinnen
25
hoheren
und Voigt
Balmerlinien.
Fig.
II
eine
ist
schematische
Wiedergabe der Diagramme von Unsold
(7).
Hervorgehoben wird die oben beschriebene Erscheinung bei der hier angewandten Dispersion noch
durch Blends der Linien H 16 mit He I 3705 und H 13 mit He I 3733, die insbesondere bei den Zwergen:
a) die
H
Schwache der Linien
b)das Fehlen der
H
1
4 und
H
1
5 unterstreichen
und
Linien auf der kurzwelligen Seite von
H
16 besonders deutlich erscheinen lassen.
Beobachtet werden die Punkte a) und b) bei den 09-bis BO-Sternen. Punkt b)
B2
ist
dariiber hinaus bis
ausgepragt.
16.0
1
1
1
- continuum (optically
/
thin)
-~N
/ \
V
/
^
15.0
10
U
BOY
n
16
18
20
22
2f
26
28
n
16.0
_e'-'_
(optic ally thin)
B3h
^
i
75.0
8
10
12
M
16
18
20
22
21
26
28
n
Fig. II
Logarithmus der Anzahl N der in der Balmerserie absorbierenden Wasserstoffatome pro cm 2 Saule als Funktion der Hauptquantenzahl n (nach Unsold)
Stern
a) BO
b) B3 la -Stern
V-
4.
vom
Phanomen
das Auftreten eines deutlichen Intensitatssprungs in der Nahe der Balmergrenze in Supergiganten mit starker Balmerabsorption. Obgleich die
Hohe des Sprungs bei Zwergen bis A3 groiier ist, fallt er dort nicht auf. Das Kontinuum wird auf der
Ein viertes
Starkeffekt beeinflufctes
ist
langwelligen Seite der Balmerdiskontinuitat durch die Linienfliigel mit
grenze
zunehmend
Annaherung an
die Serien-
starker herabgedriickt, so dafi ein verschmierter Ubergang zur kontinuierlichen
Absorption erfolgt. Bei den Cberriesen dagegen erscheint das Kontinuum
kaum
geschwacht, bis in
26
der
Nahe der Seriengrenze durch das Zusammenfliefien der Linien
tinuierlichen Absorption erfolgt.
Der Effekt
ist
ein plotzlicher Obergang zur kon-
bei kleinen Dispersionen besonders deutlich.
Auf den Atlasaufnahmen wird der Balmersprung schwach sichtbar bei B8 la, erreicht bei A2 la bis
A3 la ein Maximum und ist bei fruhen A-Sternen auch in der Klasse lb zu erkennen. Er ist noch
ausgepragt bis etwa F5Ia. Bei den spaten A- und fruhen F-Uberriesen wird er nach Chalonge und
Barbier (7) auch numerisch grofier als bei Zwergsternen mit einem absoluten
Erscheinung ist hier nicht besonders deutlich.
Verhalten der Linien bei den Typen
II.
F-
Maximum
bei FO. Diese
M
F0-F5
In
den Klassen FO
bei
FO
)
in alien
sind die Balmerlinien (mit
Ausnahme
der hochsten sichtbaren Serienglieder
Leuchtkraften etwa gleich stark.
Der Balmersprung
In den spaten
- F5
in
F-Sternen
ist
Typen erscheinen
unter 1.4 besprochen.
die
hoheren Serienglieder von He an
als
Blends mit starken Metall-
linien. Ha ist im meist iiberbelichteten Teil des Spektrums.
Die Linien Hj3, Hy und H5 zeigen folgendes Verhalten:
F8-G5
H5
Hy
bedeutend starker in den niederen Leuchtkraftklassen.
und H(3 sind in alien Leuchtkraften etwa gleich stark.
ist
G8-K0
schwaches Intensitatsminimum bei mittleren Leuchtkraften.
bei KO in den hoheren Leuchtkraften starker.
in alien Leuchtkraften etwa gleich stark.
H5
zeigt ein sehr
Hy
ist
Hj3 ist
K1-K2
#
Hj3
und Hy sind in den hoheren Leuchtkraften starker.
ist in alien Leuchtkraften etwa gleich stark.
K3
-M2
H5
Alle Wasserstofflinien (oder ihre Blends) sind in
den hoheren Leuchtkraften merklich
starker, zeigen
also das genau umgekehrte Verhalten wie in den fruhen Spektraltypen.
Wasserstoffverbindungen
vor allem die Wasserstoffverbindung CH wichtig. Sie liefert
einen wesentlichen Beitrag zum G-Band, das vom Typ FO an bis zu den spatesten Sternen eine bedeutende Erscheinung aller Spektren ist. Weitere Bereiche, in denen das Radikal eine Rolle spielt, sind der
In den hier beschriebenen Spektren
ist
Tafel
T 3 zu entnehmen.
MgH
wird unter Magnesiumverbindungen besprochen.
Andere Wasserstoffverbindungen zeigen keine
tionen.
fur die vorliegenden
Spektren bedeutenden Absorp-
27
Sterne mit anomaler Wasserstoffhaufigkeit
Wasserstoffmangel auftert sich in der Schwachung oder
dem
volligen Fehlen der Balmerlinien, ins-
besondere bei friihen Spektraltypen.
Oberdurchschnittlich starke
den,
CH
schwache-CH Absorption
Absorption kann
Mangel.
als
Zeichen
fiir
Wasserstoffuberschufi angesehen wer-
als
Sterne mit Wasserstoffanomalien sind selten.
Helium
- He -
2
Die Atlasspektren zeigen Linien des einfach ionisierten Heliums bis zum Typ BO. 5 und des neutralen
Heliums bis B9. Bei den fruhen A-Sternen treten in der Nahe der starksten Heliumlinien bedeutende
Absorptionen ionisierter Metalle auf, so
dafi der eventuelle Anteil
von Helium nicht mehr bestimmbar
ist.
Emissionen
Atmospharen wird haufig He II 4686 in Emission beobachtet. Auch
neutralen Heliumlinien treten unter entsprechenden Bedingungen in Emission auf.
In heifien Sternen mit ausgedehnten
die
He II — Absorptionen
Von
der starksten Serie
3d 2
D-nf 2 F°
(mit n = 4, 5,6
(1)
)
nur die langwelligste Linie, Hell 4686, im beobachteten Spektralbereich. Sie ist hier, wie alle
Linien des ionisierten Heliums, merklich temperaturabhdngig. Bei 09 in alien Leuchtkraftklassen gut
sichtbar, nimmt sie mit fallender Temperatur rasch ab und verschwindet bei BO. 5.
liegt
In den wasserstoffahnlichen Reihen
4f 2 F°
-
ng 2 G
(2)
-
(mit n = 5, 6, 7
(5)
)
von den viel starkeren, eng benachbarten Balmerlinien nicht zu
ungeradzahligen Gliedern (Pickering Serie) liegt Hell 541 1 im meist schwach belichteten Teil des Spektrums. Die Linien Hell 4542 und Hell 4200 sind stark in 09, schwacher bis 09.5
sind die Linien aller geradzahligen n
trennen.
Von den
sichtbar. Die nachstfolgenden Glieder
09 noch
gehen
als
Blends in den
He I
Linien unter, nur Hell 3858
ist in
andeutungsweise vorhanden.
im roten und infraroten Teil des Spektrums zu erwarten, da die Seriengrenze
wurden aber in den vorliegenden Spektren nicht mit Sicherheit gefunden.
Glieder der 5. Serie sind
bei X
5694
liegt,
Die Linien der beiden ersten
und der hoheren
achteten Wellenlangenbereichs.
Serien des ionisierten Heliums liegen aufeerhalb des beob-
28
He
I
- Absorptionen
Mit unterschiedlicher Intensitat treten die Linien von sechs Serien des neutralen Heliums auf, unter denen die zwei letzten von stark metastabilen Niveaus ausgehen:
2p lp°
(a)
- nd *D
(diffuse Singuletts)
(e)
2p P°-ns 1 S
2p 3 P° - nd 3 D
2p 3 P° - ns 3 S
- np lp°
2s iS
(0
2s 3 S
1
(b)
(c)
(d)
- np
(scharfe Singuletts)
(diffuse Tripletts)
(scharfe Tripletts)
(mit n = 3, 4, 5
und Leuchtkraften
Bei alien Spektraltypen
)
3 P°
gerer Intensitat sind die diffusen Singuletts
ist
und
die diffuse Triple tt-Serie die weitaus starkste.
Von
gerin-
die scharfen Tripletts. Die Linien der scharfen Singulett-
schwach Oder iiberhaupt nicht erkennbar und konnen nicht als verlafcliche Klassifizierungskriterien angesehen werden. Einige ihrer wichtigsten Linien sind ohnehin durch starkere Absorptionen
verdeckt: He I 4437 haufig durch das interstellare Band bei X4430, He I 4024 durch die starke Linie
He I 4026, He I 3936 oft durch die interstellare K-Linie.
Serie sind
He I 4169
Die scharfe Singulett-Linie
ist
bei B0.5
- B2
schwach, bei B3 deutlich vorhanden.
Von den Obergangen
der metastabilen Niveaus sind die wichtigsten Linien der Singulett-Serie, He I 5016
3614, auf ausreichend geschwarzten Platten gut zu erkennen. Wegen ihres Auftretens im meist
unterbelichteten Teil des Spektrums konnen sie jedoch nur als Zusatzkriterien verwendet werden.
He I 3965 der gleichen Serie erscheint als Blend mit He.
und He
I
Die entsprechende Triplett-Serie zeigt nur eine Linie im beobachteten Wellenlangenbereich, He
die als Blend mit H8 auftritt.
Alle beobachteten Linien der erwahnten Heliumserien sind in Tafel
T
1
I
3889,
eingetragen. Schematische
Bilder der ersten fiinf Serien sind beige fiigt.
Temperaturabhangigkeit
Von 09
wird
sie
etwa Bl ist bei keiner der Serien eine Temperaturabhangigkeit festzustellen (bei He I 4121
durch das Blend mit Si IV 4116 vorgetauscht). Zwischen B2 und B5 zeigen die Heliumlinien
bis
ein flaches
Maximum.
Bei der diffusen Triplett-Serie folgt eine besonders rasche
Abnahme zwischen
B6undB7.
Leuchtkraftabhangigkeit
Alle Heliumlinien
werden
in
den niederen Leuchtkraftklassen bei fruheren Typen unsichtbar
als in
den
hoheren. Eine Leuchtkraftabhangigkeit in diesem Sinne zeigt sich auch schon durch die unterschiedliche
Schwachung der Linien
in
den letzten 2—4 spektralen Unterklassen vor dem Verschwinden.
Ein besonders scharfes Leuchtkraftkriterium bei den mittleren bis spaten B-Sternen
He I 3820. Bei Hauptreihensternen verschwindet sie bei B6, in hoheren Leuchtkraften
nigstens
In
den
B8
ist
die Linie
ist sie bis
we-
sichtbar.
friihesten
Typen
bis
B2
ist
eine hohere Intensitat der diffusen Singuletts bei den niederen Leucht-
kraften angedeutet (siehe vor allem
He I 4144). Das umgekehrte
Verhalten einiger kurzwelliger Linien
auf Blends zuriickzufuhren. Eine Leuchtkraftabhangigkeit im beschriebenen Sinne steht im Widerspruch zu der Erwartung, dafe die diffusen Singuletts bei niedrigen Driicken
der gleichen Serie
ist vielleicht
29
starker werden. Bei
B5 kehrt
sich das Leuchtkraftverhaltnis der diffusen Singuletts
nien in den hoheren Leuchtkraften starker, wie es schon aus
dem im
um,
bis
B8
sind die Li-
ersten Teil dieses Abschnitts Ge-
sagten folgt.
Die zu erwartende starke Leuchtkraftabhangigkeit der Obergange von den metastabilen Niveaus
ist
bei
der ungunstigen Lage der Linien nicht zu beobachten.
Sterne mit anomaler Heliumhaufigkeit
Sowohl Helium-reiche, wie Helium-arme Sterne sind bekannt, gehoren aber zu den seltenen Objekten.
-
Lithium
Beryllium
Bor
Li
-
-B-
—
Be
3
-4
5
Die Elemente Lithium, Beryllium und Bor sind ihrer geringen kosmischen Haufigkeit wegen nur in
Spektren groiier Auflosung nachweisbar. Die vorliegenden
Aufnahmen
reichen fur ein Erkennen der
Linien nicht aus.
Kohlenstoff
-C-
6
In friihen Sternen dienen mehrere Linien des einfach
und zweifach
und Leuchtkraftkriterien. Linien des neutralen Kohlenstoffs
Wellenlangenbereich zu schwach,
um
ionisierten Kohlenstoffs als Spektral-
sind bei normalen Sternen
im
erfafiten
bei der vorliegenden Dispersion eine Rolle zu spiel en.
Kohlenstoffverbindungen sind in spaten Sternen wichtig.
Emissionen
In der Kohlenstoffsequenz der Wolf-Rayet Sterne
werden Emissionslinien des einfach und mehrfach
ionisierten Kohlenstoffs gefunden.
CIII
-
Absorptionen
Das starkste C
III
3s 3
und
der
Triplett
S-3p
zweitstarkste
3 P°
(1)
C
III
4647,4650,4651
Obergang
4f 3 F°-5g 3 G
(16)
CIII
4070,4069,4068
30
in den O- und friihen B-Sternen neben den Wasserstoff- und Heliumlinien zu den
bedeutendsten
Absorptionen und sind damit gute Kriterien zum Abtrennen der heifiesten Sterne.
gehoren
Das Triplett bei X 4650
friihen
tritt als
Das Intensitatsverhaltnis X4650
Leuchtkraftklasse
ist
Blend mit NIH,
B-Sternen ein merklicher Anteil von
im Bereich der
und
/
O
He I 4471
Spektraltyp, der in Fig.
Typen
friihen
N II und O II
Linien auf.
Auch
bei
C III 4070
ist
in
den
zu erwarten.
II
zeigt einen charakteristischen
Ill
schematisch dargestellt
nicht von der Leuchtkraft beeinflufit, die
ist.
Gang
in
Abhangigkeit von
Die Starke von He
Umkehrung
4471
I
der Leuchtkraft-
abhangigkeit des Intensitatsverhaltnisses
ist daher wahrscheinlich auf den starker werdenden Anteil von
im Blend zuriickzufuhren, da die Oil Linien bei hohen Leuchtkraften starker sind und bei Bl ein
scharfes Maximum erreichen. Die einzelnen numerischen Schatzwerte, die in der Abbildung die Obersichtlichkeit vermindert hatten, konnen den Spektraltafeln LI ff entnommen werden.
OH
Die vier Singuletts
(2),
(18)
(7),
und (24) und
die Tripletts (5)
Studium der Originalplatten aufgefunden werden bzw. sind
halten. Einzelheiten sind aus Tafel
T
1
als
und (21) konnen
bei sorgfaltigem
Anteile in verschiedenen Blends ent-
ersichtlich.
cmteso / Heiwi
(CM:
Fig. Ill
Das Intensitatsverhaltnis
klasse und Spektraltyp
Symbol
Symbol
Symbol
CH —
=
+
X 4650: He
I
4471
in Abhangigkeit
blend with
NM,
Nil,
01)
von Leuchtkraft-
entspricht Intensitatsgleichheit
entspricht starkerer Absorption bei X 4650
entspricht starkerer Absorption He I 4471
-
Absorption
Linien des einfach ionisierten Kohlenstoffs treten in den friihen bis mittleren B-Sternen auf.
Vor allem
die Linien der starksten Multipletts
3d 2 D - 4f 2 F°
3p 2 P°- 4s 2 S
-
-
(6)
C II 4267,4267
(4)
CII 3921,3919
und
sind recht deutlich.
Die ebenfalls starken Linien
erscheinen.
C
II
6578, 6583 (2)
fallen
zu nahe mit
Ha zusammen, urn noch getrennt zu
31
Leuchtkraftabhangigkeit
Die
C II Absorptionen
zeigen nur eine schwache Leuchtkraftabhangigkeit.
Die genannten Linien erscheinen in den hohen Leuchtkraften geringfiigig starker und verschwinden bei
etwas spateren Typen.
Kohlenstoffverbindungen
Neben dem unter Wasserstoffverbindungen
diskutierten Radikal
CH
ist
CN
in kiihleren Sternen ab
G5
bedeutend. Die Intensitatssprunge an den Bandenkopfen XX4216,3883 und 3590 mit Depressionen
nach der kurzwelligen Seite sind gute Leuchtkraftkriterien, weil sie in Sternen grofier absoluter Helligkeit besonders markant auftreten. Da ein plotzlicher Intensitatsabfall im Kontinuum bei geringer
Auflosung akzentuiert wird, haben wir hier spektrale Eigenschaften, die,wie der Balmersprung, bei
kleinen Dispersionen besonders gut zu erkennen sind.
beim Benutzen des Kriteriums Vorsicht geboten. Eine merkliche Schwachung der BandenII) beobachtet. Die CN Banden
konnen demnach auch als Kriterien in einem dreidimensionalen Schema verwendet werden.
Allerdings
ist
absorption wird bei Sternen hoher Raumgeschwindigkeit (Population
Sterne mit anomaler Kohlenstoffhaufigkeit (Kohlenstoff-Sterne)
Sowohl unter den
heifien wie
den kuhlen Sternen gibt es Objekte, die sich durch ungewohnlich starke
Kohlenstofflinien auszeichnen, seien es die schon genannten Emissionen der Kohlenstoffsequenz der
C2 und CN
den R- und N-Sternen. Obgleich
vor allem die letzteren Objekte ziemlich haufig sind
sie sind schon in der Harvard Sequenz vertreten -,
fallen sie nicht in den Rahmen der vorliegenden Untersuchung.
Wolf-Rayet Sterne, seien es die Absorptionsbanden von
in
—
Stickstoff-N-7
Das Element Stickstoff
tralem Zustand vor.
kommt
in
den Atlasspektren
in doppelt
und einfach ionisiertem und
in neu-
Emissionen
Wenn
das
N III
Multiplett bei
X 4640 zusammen mit He II 4686
in Emission auftritt, liefert es die „f"
Charakteristik der O-Sterne.
Erlaubte und verbotene
N II
Obergange
stellen
bedeutende Emissionen der Novae im mittleren Ent-
wicklungsstadium dar.
Die infraroten Multipletts (1) bis (3) des neutralen Stickstoffs
nach dem
Maximum
vor.
kommen
haufig als Emissionen in Novae
32
N III — Absorptionen
Im beobachteten
Spektralbereich sind bei Linien der Multipletts (1), (2), (3), (4), (6)
und (17)
die
gemessenen Laboratoriumsintensitaten besonders grofi. Innerhalb dieser Gruppe kommen die starksten
Absorptionen in den vorliegenden Spektren als Blends mit anderen Elementen vor.
Die Linien des Obergangs
3s 2
S-3p
2 P°
NIII 4097,4103
(1)
sind bei der kleinen Dispersion stets
von HS
iiberdeckt,
bewirken aber in den O9-0berriesen eine Ver-
starkung der hier schwachen Wasserstoffabsorption.
He I 4388
Die beachtliche Starke von
scheinlich auf einen Anteil
in
den Klassen geringerer Leuchtkraft der 09-Steme
ist
wahr-
von NIII 4379 (17) zuriickzufuhren. Die Linien des Multipletts
3p 2 P°-3d 2 D
NIII 4641,4634,4642
(2)
konnen von C III 4647,4650,4651 kaum getrennt werden, bewirken aber eine deutliche Verbreiterung
der Absorption bei 09. Beim Spektraltyp B ist dagegen der Anteil der O II und N II Linien an der Verbreiterung vorherrschend.
Die Linien des Obergangs
3s 4 P°-3p 4 D
NIII 4515,4511
(3)
sind stark in 09, schwacher in 09.5, als schwache Spur bis B0.5 vorhanden.
Die iibrigen bedeutenden Linien der angegebenen Multipletts sind
Absorptionen iiberdeckt. Die Linien des Multipletts
4d 2 D
-
5f 2 F°
alle
von starken H, He
II
oder
O III
NIII 4004,3999,
(16)
sind vermutlich fur die Absorption verantwortlich, die
im Typ
09 nahe
der Nil 3995 Linie
auftritt.
Obgleich die Linien des doppelt ionisierten Stickstoffs in niederen Leuchtkraften sonst starker
scheinen, ist das gesamte Blend in 09 la sehr deutlich und iibertrifft die benachbarte Linie He I 4009.
Tafel
Tl
zeigt aufcer
den angegebenen Absorptionen Linien der Multipletts (14) und (15) und
4291, NIII 4291.
er-
die
unklassifizierten Linien NIII 4289, NIII
Leuchtkraftabhangigkeit
Die oben angefiihrten
N
III
Linien sind in Hauptreihensternen wesentlich starker als in hohen Leucht-
kraftklassen.
Die Linien NIII 4515,451
N II -
1
sind insbesondere bei
09
gute Leuchtkraftindikatoren.
Absorptionen
Die deutlichste und wichtigste der
3s
l
?°
-3p D
l
N II
(12)
Linien
ist
das Singulett
Nil 3995.
33
In den absolut helleren Sternen stets starker
und
Leuchtkraftkriterium der fruhen Spektraltypen.
B6
in Klasse la bis
Nur
sichtbar
B2Ia-Sternen
in
ist
ist
es ein ausgezeichnetes
Nil 3995
starker als die be-
nachbarte Linie He I 4009 und damit ein eindeutiges Kennzeichen fur diesen Typ. Es mufi allerdings
mit Sicherheit feststehen, dafi es sich nicht um ein Blend mit NIII 3999,4004 handelt, eine Absorption, die bei 09-Uberriesen ebenfalls starker ist als die Heliumlinie (s. o.). Da sich 09-Supergiganten
durch das sehr starke OIII Blend bei X3760 auszeichnen, sollte es jedoch leicht moglich sein, diese
Sterne abzutrennen.
Das Blend
N II
4242
N II
(47),
4242, 4237, 4237 (48)
Kriterium zu dienen, wird aber bei
interstellare
Band
bei
X4430
Zur Absorption bei X 4640
3s 3
bei.
P°-3p
BO
ist
im allgemeinen zu schwach,um als verlafiliches
Nil 4447 (15) kann durch das
gut sichtbar. Die starke Linie
verdeckt sein.
in fruhen B-Sternen tragen zwei Linien des Multipletts
3P
Nil 4630,4643
(5)
Die kurzwelligen Linien des gleichen Multipletts, Nil 4607,4614, vielleicht auch Nil 4601 und
Nil 4621, sind wahrscheinlich fur eine
Sie ist vermutlich durch O II verstarkt.
in
09 - Bl
bei
X 46 10 beobachtete Absorption verantwortlich.
Nil Linien liegen in der Griinlucke der Platte: auf iiberbelichteten Aufnah5001 5005 (19), N II 5005 (64) und N II 5667, 5680 (3) zu erwarten.
Alle iibrigen der starkeren
men sind
Tafel
T
1
die Blends
gibt
N II
Auskunft
,
iiber die
Lage der wahrscheinlich vorkommenden
N II
Linien.
N I — Absorptionen
Drei Blends im nahen Infraroten werden aus Linien der Multipletts
3s4p-- 3p 4 D°
3s 4 P-- 3p 4 P°
3s 4 P-- 3p 4 S°
gebildet. Sie sind
NI 8680
NI 8185
NI 7424
(1)
(2)
(3)
----
8747
8242
7468
durch atmospharische Absorptionen weitgehend verdeckt, sonst konnten
Typen B - F
hohen Leuchtkraften der
ist
Die starksten Blaulinien
NI 4110
den
eine Rolle spielen.
wahrscheinlich in
Das rote Multiplett (31)
sie in
(10)
und
a Cyg vorhanden.
NI
4151
(6) sind in
Absorptionen von Fe II und Zr II verdeckt.
Alle beobachteten oder vermuteten N I Linien konnen aus Tafel
den mittleren Spektraltypen durch
T 2 entnommen
werden.
Stickstoffverbindungen
Das Radikal
CN
ist
unter Kohlenstoff besprochen. Andere Verbindungen,
z.
B.
NH,
spielen bei der
kleinen Dispersion keine Rolle.
Sterne mit anomaler Stickstoffhaufigkeit
In pekuliaren Sternen (Ap, Bp) sind sowohl hohere als niedrigere Stickstoffhaufigkeiten beobachtet
oder vermutet worden. Die Abweichungen werden im allgemeinen nur bei quantitativen Analysen
gestellt.
Die N-Sequenz der Wolf-Rayet Sterne zeigt eine deutliche Uberhaufigkeit von Stickstoff.
3
Seitter,
Bonner Spektral- Atlas
I
fest-
.
34
Sauerstoff
-0-8
Das Element Sauerstoff wird in den mittleren Spektraltypen in neutralem Zustand,
den beiden tiefsten Ionisationsstufen beobachtet.
in friihen Sternen
in
Emissionen
Erlaubte Obergange von
O HI
Die Multipletts (1) bei
Emission vor.
X7774 und
Eine Verstarkung des Blends
Damit
zuriickzufiihren.
ist
treten in
O
I
WC-Sternen auf
(4) bei
8446
ist
X8446
des neutralen Sauerstoffs
Novae
in
in
nach Bowen auf Fluoreszenz, hervorgerufen durch Lyman
|3,
die Starke der Emission ein Mafe fur die Starke der ultravioletten Wasserstoff-
emission des Sterns bzw. der Durchlassigkeit der Novahiille
sem Zusammenhang
kommen
die auffallende Variabilitat der
OI
fiir
8446
Lyman
j3-Strahlung. Interessant
Intensitat bei der
Nova Delphini
ist
1
in die-
967.
Verbotene Obergange von [O III], [OH], [01] sind stark in Novae und bilden.nacheinander in der
Reihenfolge wachsender Ionisierungsstufen und abnehmender Obergangswahrscheinlichkeiten auftretend, Charakteristika fur verschiedene Entwicklungsstufen nach dem Ausbruch.
OIII
—
Absorptionen
Linien des zweifach ionisierten Sauerstoffs treten in den heifien Sternen bis B0.5 auf. Die wichtigste
Erscheinung
das Blend der Linien des starksten Multipletts im beobachteten Spektralbereich
ist
3s 3
P°-3 P 3d
Die Linie Si IV 3762
liefert
01113755,3757,3760.
(2)
einen Beitrag.
Weitere Obergange des gleichen Multipletts sind OIII 3774, vermutlich fur die Verstarkung von
von 09
Si III
H
11
B0.5 verantwortlich, und die Linie OIII 3791, die, moglicherweise mit einem Beitrag von
als
3791,
schwacher Nachbar von H 10 auftritt. Die Absorption bei X 3791 ist in hohen Leuchtbis
kraften von der dort scharfen Wasserstofflinie eben noch zu trennen.
Die starkeren Linien der Multipletts (14) und (21) liegen in der Nahe der Wasserstofflinien
und
H
17
H
und tragen in den friihesten Typen zur Gesamtabsorption bei diesen Wellenlangen
O HI 3962 (17) ist von den Nachbarn He I 3965 und He verdeckt.
15,
H
bei.
16
Die
starke Linie
Leuchtkraftabhangigkeit
Die OIII
-
Si
IV Absorption
bei
X3760
ist
ein ausgezeichnetes Leuchtkraftkriterium
sten Spektraltypen. Mit hoherer Leuchtkraft schnell
barten Balmerlinien in den
Typen 09 la und 09.5
anwachsend erreicht
sie die
fiir
die friihe-
Starke der benach-
la.
OH- Absorptionen
Die Ubergange des einfach ionisierten Sauerstoffs sind in den Spektren der Typen BO — B3 sehr zahlreich und vor allem bei hohen Leuchtkraften ziemlich stark. Damit sind sie gute Leuchtkraftindikatoren.
Die ersten drei Multipletts entsprechen den Ubergangen der infraroten
N
I
Linien
(s. S.
33).
35
Oil 4649,4651 (1) verstarken in friihen B-Sternen die C HI Absorption bei X4650, wahrend
Oil 4642,4639 des gleichen Multipletts zusammen mit Nil Linien das unmittelbar daneben liegende
Blend X 4640 bilden. Die starksten der ubrigen Linien O II 4676, 4662 (1 ) treten als schwaches Blend in
den Typen BO. 5 bis B3 auf.
Zu beiden
Seiten von
H7
erscheinen die Linien des ebenfalls bedeutenden Multipletts (2).
Oil 4351,4347
verstarkt durch die Linien
getrennt werden. Deutlich
Blend
O II
4317,4320
ist in
(16),
Bl ein merkliches
bei
kann
in
absolut hellen Sternen des
Maximum
O II
4349,46,
hohen Leuchtkraften gerade noch von H7
Typs B2 die Linie Oil 4367, wahrend das
hat.
Zwei Linien des dritten Multipletts fallen mit H 12 bzw. H 15 zusammen, die dritte Linie Oil 3727
Nell 3727, tragt aber vermutlich bei Bl und B2 vorwiegend zur Gesamt-
erscheint als Blend mit
absorption bei.
Die starksten Laborlinien des Multipletts
3s 2 P
sind auch in
- 3p 2 D°
(5)
den Spektren absolut
OH
heller, heifier
4415,4417
Sterne stark.
Drei Linien des Multipletts
- 3d 4 F
3p 4 D°
liefern bei
B0 einen bedeutenden,
Schwacher und nicht mehr
(15)
Oil 3912 (17) und
schwachen Beitrag zu He
bilden bei
OI —
(10)
B2 und B3
Oil 4070,4072,4076
spater den uberwiegenden Anteil
als verlafiliche Kriterien
OH
I
4190,4185
II
CIII.
zu gebrauchen sind folgende Linien
(36). Die Linie
4121. Die Linien O
He I 4713.
zum Blend mit
4710
:
O II
45 9 1 45 96
,
OH
(24),
4119 (20) liefert wahrscheinlich einen
O II 4705, 4699 (25) und O II 4699 (40)
ein Blend mit
Absorptionen
Das starkste Multiplett
3s 5 S°
- 3p 5 P
(1)
017772,7774,7775
A—
G. Mit zunehmender absoluter Helligkeit wird
+
das Blend sehr stark und kann auf optimal belichteten Platten noch zum Abtrennen der Klasse Ia
ist
ein wichtiges Leuchtkraftkriterium der
Typen
benutzt werden.
Das zweitstarkste Multiplett
3s 3 S°
liegt bei
um
- 3p 3 P
(4)
OI 8446,8447,8446
der kleinen Dispersion zu nahe an einer bedeutenden atmospharischen Wasserdampfabsorption,
sicher abgetrennt
Weitere starke
werden zu konnen.
O I Multipletts im
Roten und Infraroten konnen der Tafel T 2 entnommen werden.
36
Sauerstoffverbindungen
Verschiedene Metalloxyde, vor allem Titanoxyd, spielen eine bedeutende Rolle in kuhlen Sternen.
die andern werden im Zusammenhang mit dem betreffenden
Metall erwahnt.
TiO wird unter Titan besprochen, auch
Sauerstoff hat auch den vorwiegenden Anteil an der atmosphdrischen Bandenabsorption. Die starksten
Erscheinungen sind das Fraunhofersche A- und B-Band des Molekuls O2. Das a-Band des atmospharischen H2O und weitere Wasserdampfabsorptionen sind in alien Tafeln, besonders ausfuhrlich in T2,
eingetragen.
Sterne mit anomaler Sauerstoffhaufigkeit
In Silizium- und Europium-Chrom-Strontium-Sternen wird deutliche bis starke Sauerstoffdefizienz
gefunden. In seltenen pekuliaren Objekten wird auch von einer Uberhaufigkeit berichtet.
Fluor
-F-
9
In den Spektren friiher B-Sterne sind wahrscheinhch die ultravioletten Linien des ionisierten Fluors,
F II 3506 - 3501
(3) vorhanden. Alle weiteren Linien sind
durch starke Absorptionen anderer Elemente
verdeckt.
Neon-NeZweifach
ionisiertes
10
ionisiertes
Neon
Neon
tritt
nur
in
hat einige starke Linien
sichtbar sind. Absorptionen des neutralen
verbotenen Ubergangen und nur in Emission auf. Einfach
im ultravioletten Teil des Spektrums, die in heifien Sternen
Neons werden
in
den gleichen Stern ty pen im Grim-, Rot- und
Infrarotbereich beobachtet.
Emissionen
Die Interkombinationslinien
2p 4 3 P
- 2p 4 D
}
erscheinen in Novae in Emission.
[Ne
III]
3869 zur
(IF)
[Ne
III]
3869,3967
Wahrend die langwelhge Linie die Emission bei He verstarkt, kann
im Nebelstadium werden, wie etwa in der Nova Delphini 1967.
starksten UV-Linie
1
37
Ne II - Absorptionen
Die starksten Multipletts im beobachteten Spektralbereich
4P
- 3p 4 P°
(1)
3s 2 P
- 3p 2 D°
(5)
3s
und
sind mit ihren wichtigsten Linien vertreten:
Nell 3664 (1) erscheint auf ausreichend belichteten Platten bis etwa B2 als starkste Absorption im
Raum zwischen den hochsten Gliedern der Bahnerserie und der Heliumlinie bei X 3634.
Nell 3694 (1) ist bei 09 und 09.5 sichtbar, da die Linie bei diesen Typen noch nicht ganz von den
benachbarten Absorptionen der Balmerserie verdeckt ist.
Ne II 3713
(5)
und Ne II 37 1
(1 )
Ne II 3727 (5) tragt vermutlich
der Typen B2 und B3 stark ist.
als
bewirken eine geringfugige Verstarkung von
Blend zur
O II
3727 Absorption
bei, die in
H
T
1
5 in
09
V.
den hohen Leuchtkrdften
UV sind auf Linien der Multipletts
zu entnehmen.
Zahlreiche Absorptionen im ferneren
zuriickzufuhren. Sie sind der Tafel
1
(2), (9), (20)
und (34)
— Absorptionen
Ne I
Die neutralen Neonlinien sind zu schwach,
Lage
ist
in Tafel
T
I
um
als Klassifizierungskriterien
Anwendung zu
finden. Ihre
eingezeichnet.
Sterne mit anomaler Neonhaufigkeit sind bisher nicht bekannt geworden.
Natrium
Natrium
- Na -
kommt
1
in Sternspektren wahrscheinlich
nur im neutralen Zustand vor.
Emissionen
Im
fruheren Stadium der
Nova Delphini 1967 wurden
die
Natrium D-Linien
als
ziemlich starke
Emission gefunden.
Na I — Absorptionen
Die Linien des Fraunhofer D-Dubletts
3s 2 S
- 3p 2 P°
des neutralen Natriums
werden
erscheinen sie nicht getrennt.
(1)
in zahlreichen
Nal 5890,5896
Sterntypen beobachtet. Bei der vorliegenden Dispersion
.
38
In O-
und
friihen
B-Sternen sind die D-Linien interstellaren Ursprungs.
In Sternen spater als
A
treten stellare Natriumlinien mit wachsender Intensitat auf.
Neben den gelben
Linien konnen auch die starksten Absorptionen des Multipletts (6) Nal 5688,5683 in kiihlen Sternen
nachgewiesen werden.
Leuchtkraftabhangigkeit
Eine Leuchtkraftabhangigkeit der Natriumlinien wird bei F-bis M-Sternen beobachtet,
Einzelheiten
ist
aber komplex.
konnen den Tafeln L entnommen werden.
Aus der auffallenden Starke der Natrium D-Linien in Nova Delphini 1 967 kann auf bedeutendes Anwachsen der Absorption in sehr dunnen Atmospharen zumindest des Typs F geschlossen werden. Das
stimmt mit dem
F5 und F8,
den Atlasspektren beobachteten Verhalten, insbesondere bei den Spektralklassen
in
iiberein.
Natriumverbindungen wurden bisher in Sternspektren nicht gefunden.
Haufigkeitsanomalien sind nicht bekannt.
Magnesium
— Mg —
12
und A-Sternen kommt Magnesium im einfach
nesiums werden in den A- bis M-Sternen gefunden.
In B-
ionisierten
Zustand vor. Linien des neutralen Mag-
Emissionen
Emissionslinien des einfach ionisierten
und neutralen Magnesiums
treten in einigen Veranderlichen,
darunter Novae, auf, gehoren aber nicht zu den bedeutenden Emissionen.
Mg II — Absorptionen
Der
starkste
und
wichtigste Ubergang
3d 2 D
-
4f 2 F°
ist
das Dublett
Mg II 448
(4)
1
,
448 1
Die Linie wird auf den vorliegenden Spektren ab B2 sichtbar und ist bei hohen Leuchtkraften bis F zu
erkennen. In friihen Typen ist sie allerdings nur schwer von der benachbarten Heliumlinie He I 4471 zu
trennen, bei den spateren Sternen tragen benachbarte Fe II Linien zur Gesamtabsorption in diesem
Wellenlangenbereich bei. Durch die Uberlagerungen wird die Leuchtkraftabhangigkeit der
tion teilweise iiberdeckt.
Sternen starker.
Auch
bei
Vor allem
A2
ist
in
den
friihen Sternen bis
die Starke in
B7
Mg II Absorp-
scheint sie jedoch in den absolut hellen
den Oberriesen auffallend.
39
Mg II 4434,4428 und (10) Mgll 4391 ,4385 sind in A-Oberriesen zu erwarten, werdie schwachere Linie Mgll 4534 (26), von starken Till und Fell Linien uberdeckt.
wie
auch
den aber,
Die Multipletts (9)
Das infrarote Dublett
4p2 Po_
ist
in
a Cyg
Die Lage
4d 2 D
Mgll 7896,7877
(8)
sicher vorhanden.
aller
gefundenen Oder vermuteten Mgll Linien
ist
der Tafel
T 2 zu entnehmen.
Mgl — Absorptionen
Zu den
charakteristischen Absorptionen der kuhleren Sterne gehoren die beiden starksten Multipletts
des neutralen Magnesiums
3p3po_4 s
3p 3 P o
Das
_
3S
griine Triplett (2) ist die
Mgl 5184,5173,5167
Mgl 3838,3832,3829,3838,3832.
(2)
3d 3 D
(3)
Fraunhofer b-Absorption.
GO V Sternen sind aus den Tafeln
Die Intensitaten beider Multipletts bei
T 3 und R
ersichtlich.
Mgl 4703 (11) und Mgl 4352 (14) und die im Sonnenspektrum deutlichen
Mgl 4057 (16) Mgl 3987 (17) und Mgl 7388 (30) konnen ebenfalls in den oben
Die relativ starken Linien
Linien Mgl 5711 (8),
genannten Abbildungen gefunden werden.
Leuchtkraftabhangigkeit
Das b-Triplett ist von F8 - K ein ausgezeichnetes Leuchtkraftkriterium. Mit abnehmender Temperatur
wird es in den niedrigen Leuchtkraftklassen relativ zu den hoheren zunehmend starker. In Klasse M
wird die Absorption durch eine starke TiO Bande verdeckt.
Das UV-Triplett
lafit
in
den spaten A-Sternen, vor allem aber
in F0, die
sehr diffus erscheinen. Obgleich eine Leuchtkraftabhangigkeit
vorhanden
ist
ist,
das Blend
Einzelheiten
wird
sie
H9
Linie durch Cberlagerung
im gleichen Sinne wie beim
b-Triplett
durch den starken Anteil anderer Absorptionen teilweise uberdeckt.
Mgl 3838, Fel 3840,3841
Ab G5
in niederen Leuchtkraftklassen stets starker.
konnen den Tafeln L entnommen werden.
Magnesiumverbindungen
Von mehreren
tionen durch
in Sternspektren
beobachteten Magnesiumverbindungen werden die starksten Absorp-
MgH hervorgerufen.
Der Bandenkopf MgH 4845 fallt mit einer TiO-Bande, MgH 5211 mit starken Linienabsorptionen zusammen. Aus dem schwach angedeuteten Leuchtkrafteffekt: Zunahme der Absorption bei abnehmender absoluter Helligkeit in den spaten K- und fruhen M-Sternen, wird auf eine Beteiligung der MgH Verbindung an der Gesamtabsorption bei diesen Wellenlangen geschlossen.
MgH 4782
ist in
kuhleren Sternen gut sichtbar, erscheint aber auch
als
Blend (11).
40
Sterne mit anomaler Magnesiumhaufigkeit
Unter den Ap-Sternen gibt es einige seltene, die sich durch besonders starke Magnesiumlinien auszeichnen.
Bedeutende Schwachung der Magnesiumhaufigkeit wird
in „weak-lined" Sternen beobachtet.
Aluminium - Al - 13
Zwei Linien des neutralen Aluminiums sind
und einfach
ionisiertes
Aluminium kommt
Emissionslinien sind selten
Al HI
—
A1III
ist
in
den Atlasspektren der Typen
bei der benutzten Dispersion
und schwach und
A-M
schwach
wichtig. Zweifach
vor.
spielen bei kleiner Auflosung keine Rolle.
Absorptionen
in friihen Sternen
mit den Multipletts (2) Al III 5696,5723 und (3) Al III 4529,4512,4529
vertreten, liefert aber keine Klassifikationskriterien. Die Lage der Linien ist aus Tafel T 1 ersichtlich.
Al
II
— Absorptionen
Das
erste Multiplett
All
— Absorptionen
mit der Linie A1II 3901 scheint in a Cyg vorhanden.
Die starken Resonanzlinien
3p2po_
4s 2 s
(i)
All 3961,3944
gelten bei grofier Auflosung als gute Indikatoren fur Spektraltyp und Leuchtkraftklasse. Hier sind sie
zu sehr von den benachbarten Kalziumlinien verdeckt, urn als getrennte Kriterien zu erscheinen. Sie tra-
gen aber bei den kuhlen Sternen ab
G stark
zur Gesamtabsorption im angegebenen Wellenlangenbereich
bei.
Aluminiumverbindungen
AlO
zeigt in
normalen Sternspektren zu schwache Absorptionen, urn hier wichtig zu
Haufigkeitsanomalien
kommen
mit positivem und negativem Vorzeichen vor.
sein.
41
Silizium-
Si- 14
In den hier besprochenen Spektren
ist
Silizium das in den zahlreichsten Ionisationsstufen
vorkommende
Element. Es wird dreifach, zweifach und einfach ionisiert und in neutralem Zustand beobachtet.
Emissionen
Emissionen des ein- bis dreifach ionisierten Siliziums werden als schwache Emissionen in WR-Sternen
und einigen anderen Objekten gefunden. Si I 3905 Emission ist in Mira-Veranderlichen der Klassen M
und S ziemlich haufig. Auch in N- urid T Tauri-Sternen kann Si I in Emission vorkommen.
Si
IV
-
Absorptionen
Die Linien des starksten Multipletts
4s 2 S
_4 p
2po
SilV 4089,4116
(!)
gehoren zu den wichtigsten Spektral- und Leuchtkraftkriterien der heifiesten Sterne. Si IV 4089 ist
bis B2 deutlich sichtbar, bei B3 noch als Spur vorhanden. Si IV 4116 liefert einen bedeutenden Anteil
zum Blend
mit
He I 4121
in
den
friihesten Sternen.
Die Linie Si IV 3762 (3) tragt zum Blend der O III Absorptionen urn X 3760 bei. Si IV 3773 (3) ist vermutlich fur die Verstarkung von H 11 bei heifcen Sternen verantwortlich. Das Blend bei X4650 wird
IV 4654 (7) verstarkt. Si IV 4631 (6) tritt im Blend mit N III Linien
tion bei X 4650 in den hoheren Leuchtkraften von 09.5 deutlich hervor.
Si IV 4212(5)istschwach.
durch
Si
als
Nachbar der Absorp-
Leuchtkraftabhangigkeit
Die Linie Si IV 4089 erreicht maximale Starke bei den hohen Leuchtkraften der Spektraltypen 09.5
bisBl.
Auch das Blend SilV 4116, He I 4121
Si III
ist
bei
BO
in
den absolut helleren Sternen merklich
verstarkt.
- Absorptionen
Zweifach ionisiertes Silizium
kommt
in fruhen B-Sternen vor.
Das starkste Multiplett im beobachtbaren
Spektralbereich
4s3 S
wird bei Bl und
lich bis
_4 p
B2
als
3po
(2 )
Si III
merkliche Absorption, in
4553,4568,4575
BO und B0.5 schwacher
beobachtet. Es
ist
wahrschein-
B5 vorhanden.
B5 erscheint. Die Linie Si III 3791 des
3791. Einige schwachere Si III AbOIII
gleichen Multipletts verstarkt wahrscheinlich die Absorption
Si III
3807
(5) bildet mit
He I 3806
ein Blend, das
von B0.5
bis
sorptionen und die starke, aber meist unterbelichtete Linie Si III
5740
(4) sind in Tafel
T1
verzeichnet.
42
Leuchtkraftabhangigkeit
Die Linien des Tripletts (2) sind in den hohen Leuchtkraften der Spektralklassen B0.5 bis B2 merklich
starker.
Das Blend Si III 3807, He I 3806 ist in hoheren Leuchtkraften besser zu erkennen
durch den starken Fliigel von H 10 teilweise verdeckt wird.
als in
wo
Klasse V,
es
Moglicherweise tragt die unklassifizierte Linie Si III 4717 neben Oil zur Absorption
hohen Leuchtkraften der mittleren B-Sterne
Sill
He I 4713
in
den
bei.
— Absorptionen
vom Typ B3
an bis zu den F-Sternen eine bedeutende Rolle. Die fiinf ersten Multikonnen in den vorliegenden Spektren nachgewiesen werden. Darunter sind die wichtigsten
Si II Linien spielen
pletts
3p2 2 D
3d 2 D
_ 4p 2po
_ 4f 2 F o
3856,3863,3854
(!)
Sill
(3)
Sill 4131,4128.
und
Die Multipletts Sill 5056,5041,5056 (5), Sill 5979,5958 (4) und Sill 6347,6371 (2) liegen im
zusammen mit denen einiger un-
meist schwach belichteten Teil des Spektrums. Ihre Positionen konnen
klassifizierter Linien der Tafel T 2 entnommen werden.
Leuchtkraftabhangigkeit
Die Linien des Dubletts bei
X4130 gehoren zu den
mittleren F-Sterne. Sie sind in
Ab F5
besten Leuchtkraftkriterien der mittleren B- bis
hohen Leuchtkraften besonders
bilden die Linien ein Blend mit Fe
I
stark
und zeigen
ein
Maximum
bei
A5
la.
4132.
Spektrums sind die Linien des ersten Multipletts von B5 - F0 ein ebenso bedeutendes Leuchtkraftkriterium. In den kuhleren Sternen erfolgt auch hier eine Oberlagerung durch
Fel Absorption.
Im
ultravioletten Teil des
Si I
— Absorptionen
Die wichtigste Linie des neutralen Siliziums Si I 3905 (3) wird in den fruhen F-Sternen deutlich sichtGOV stark, tritt aber als Blend mit der ebenfalls starken Linie Fel 3903 auf. Im infraro-
bar. Sie ist in
ten Teil des Spektrums kuhler Sterne werden mehrere Si I Linien beobachtet. Sie sind auf Tafel
Tafel R6 zu finden.
T 3 und
Sterne mit anomaler Siliziumhaufigkeit (Silizium-Sterne)
Eine relativ grofie Anzahl unter den pekuliaren A- und B-Sternen ist unter dem Namen Silizium-Sterne
bekannt. Sie zeichnen sich insbesondere durch Verstarkung der Si II Linien (s. Si II 4128, 4131)
Beim Klassifizieren dieser Objekte mufi darauf geachtet werden, dafi man sie nicht mit Sternen hoher
Leuchtkraft verwechselt, besonders dann, wenn die Siliziumlinien nur schwach verstarkt erscheinen.
aus.
.
.
43
Phosphor-
S-
15
Phosphorlinien sind in normalen Spektren bei kleiner Dispersion nicht mit Sicherheit nachzuweisen.
P II und P III Linien sind in manchen pekuliaren B- und A-Sternen (3 Centauri und einigen Mn-Sternen)
stark.
Schwefel-SLinien des zweifach
16
und einfach
ionisierten Schwefels scheinen in Spektren der vorliegenden Dispersion
bei den fruhen B-Sternen eben angedeutet.
Emissionen
Die Interkombinationslinien
3p3 4 s o
treten
S III
_
3p 3 2po
im Nebelstadium von Novae
(
als
!F)
[S II]
4069,4076
ziemlich starke Emissionen auf
— Absorptionen
Einige schwache Absorptionen
im Blau- und UV-Bereich,
mente gelegen und daher etwas zweifelhaft,
delt sich
um
alle in
miissen, falls reell,
der
Nahe
dem Ion
die jeweils starksten Linien der Multipletts (1), (4)
S
III
und
starker Linien anderer Ele-
zugeordnet werden. Es han-
und
(8)
die nicht klassifizierte
LinieSIII 3497.
S II
—
Absorptionen
Die starksten Blaulinien des einfach ionisierten Schwefels SII 4153,4163 (44) und SII 4163 (65)
gen moglicherweise zu den C III und O II Absorptionen bei X 4 1 5 und X 4 1 60 bei.
Zur Orientierung
iiber die
Lage der vermuteten Schwefellinien siehe Tafel
T
tra-
1
Schwefelverbindungen in Sternspektren sind nicht bekannt.
Haufigkeitsanomalien wurden bei grofierer Dispersion in einigen Fallen beobachtet.
Chlor-Cl-
17
Eine ziemlich starke ultraviolette Linie in fruhen B-Sternen kann offenbar nur mit CI
identifiziert
werden. Falls weitere Linien
tionen anderer Elemente.
vorkommen handelt
es sich
um
II
3619 (77)
Blends mit starkeren Absorp-
44
Argon
—
A—
18
In der Literatur wird einer auch auf den vorliegenden Spektren starken Absorption in
von
A 14596
(9) zugeschrieben. Einige weitere blaue Argonlinien sind in Tafel
T
1
a Cyg
ein Beitrag
eingezeichnet.
Kalium-K-19
Die einzigen starkeren Kaliumlinien im Sonnenspektrum KI 7665,7699 (1), die aber bei der kleinen
Dispersion beide in die Absorption des atmospharischen A-Bandes fallen, sind auf Tafel R 6 vermerkt.
- Ca - 20
Kalzium
Das Element Kalzium
liefert
durch seine Absorptionen im einfach ionisierten und im neutralen Zustand
die starksten Linien der mittleren
und spaten Spektraltypen.
Emissionen
Emissionen, vor allem die H- und K-Linien, werden bei Novae in den friihen Stadien
beobachtet. Nova Vulpeculae 1968 I zeigte vor und unmittelbar nach dem Maximum das infrarote Mul-
Bedeutende Ca
II
Emission.
tiplett (2) stark in
Ca
II
—
Absorptionen
Die starken Resonanzlinien des Ubergangs
4s 2 S
- 4p 2 P°
(1)
Call 3934,3968
wurden zuerst von Fraunhofer im Sonnenspektrum beobachtet und werden als
Maximum
K und H bezeichnet. Im
ihrer Starke sind sie die hervorragendsten Absorptionen, die uberhaupt in Sternspektren auf-
treten.
Die interstellaren H- und K-Linien
Die haufig in O- und friihen B-Sternen beobachtete K-Linie
ist
interstellaren Ursprungs.
Vor allem
bei
weit entfernten Objekten, d. h. in einem vorgegebenen Bereich scheinbarer Grofie bei den absolut
kommt
die K-Linie in merklicher Starke vor. Mit der hier benutzten Dispersion lassen
mehrere Komponenten und deren von der Radialgeschwindigkeit des Sterns
abweichende Geschwindigkeiten, aufier bei den rasch expandierenden Novae, nicht feststellen.
hellsten Sternen,
sich die Aufspaltung in
Die interstellare H-Linie
ist
durch die starke benachbarte Wasserstofflinie He verdeckt.
45
Die stellaren H- und K-Linien
Die stellare K-Linie erscheint in den Atlasspektren bei
rasch
zunehmende Absorption. Diese
B8
als
schwache, mit abnehmender Temperatur
starke Temperaturabhdngigkeit
macht
A-Sternen, bei denen die anderen Metallinien noch unbedeutend sind,
terium. Die -H-Linie geht bis zu
den spaten A-Sternen
vollig in
He
sie
zum
vor allem in den friihen
wichtigsten Spektralkri-
unter. Bei spateren
zunachst einen merklichen, spater den weitaus uberwiegenden Beitrag zur Absorption
Typen
leistet sie
um X3970.
Die Linien des Multipletts
3d 2 D
- 4p 2 P°
Call 8542, 8662,8498
(2)
sind ebenfalls sehr bedeutend, aber
wegen
Tafeln
Auch
T 3 und R 6 entnommen
GOV
werden.
das dritte Multiplett mit den Linien Call
jedoch
in
den kuhleren Sternen
im wenig dispergierten Teil des Spektrums fiir die
im Vergleich mit anderen Absorptionen kann den
ihrer Lage
Atlasspektren nicht wichtig. Ihre Starke bei
als
3737,3706
vertreten. Beide
ist
Absorptionen erscheinen
Blends mit starken Eisenlinien.
Leuchtkraftabhangigkeit
Die Leuchtkraftempfindlichkeit der H- und K-Linien selbst
H
den Beitrag von He zu
bei den mittleren
ist
wahrscheinlich schwach, wird aber durch
Typen, von Metallinien zu
K
bei den spaten Sternen,
etwas verstarkt.
In den Spektralklassen
F8 - G5
sind die Absorptionen an den Stellen der H-
und K-Linien
in
den
hoheren Leuchtkraftklassen starker.
Das Verhaltnis
hangig
Cal
—
und
H
+ He/K
liegt bei
ist in den mittleren A- bis
hoheren Leuchtkraften dem Wert
friihen F-Sternen
1
von der absoluten Helligkeit ab-
naher.
Absorptionen
Die Resonanzlinie
4s 2
vom
!S-4p J PO
(2)
Cal 4227
A
an schwach sichtbar. Mit abnehmender Temperatur und abnehmender Leuchtkraft stark wachsend gehort sie zu den besten Temperatur- und Leuchtkraftindikatoren der K- und
M-Sterne. Bei M2 V erreicht ihre Starke fast die der H- und K-Linien.
ist
Spektraltyp
Zahlreiche weitere Absorptionen des neutralen Kalziums tragen
in
den Spektren kleiner Dispersion allerdings vorwiegend
als
treten sind die Multipletts (3), (4), (5), (9), (18), (20), (22)
Laboratoriumslinien,
ist
zum
Blends mit Linien anderer Elemente. Ver-
und
(23).
aller
R1 - R6
ersichtlich.
Cal 6718
(32), eine der starksten
bei guter Belichtung zu erkennen.
genannten Absorptionen und ihre Intensitaten bei
Die Orte
Linienbild der G-bis M-Sterne bei,
GO V
sind aus den Tafeln
T 3 und
Leuchtkraftabhangigkeit
Auf
die Bedeutung von Cal 4227 als Leuchtkraftkriterium wurde schon hingewiesen. Wegen der
ken Tempera turempfindlichkeit der Linie kann das Kriterium jedoch nie allein benutzt werden.
star-
46
Da
viele der Blends,
an denen die ubrigen Kalziumlinien
beteiligt sind, leuchtkraftempfindliche Linien
anderer Elemente enthalten, wird die Leuchtkraftabhangigkeit der Ca
I
Absorptionen verdeckt.
Kalziumverbindungen werden in den Atlasspektren nicht gefunden.
Sterne mit anomaler Kalziumhaufigkeit
Metalliniensterne
und
einige Ap-Sterne
haben auffallend schwache Kalziumlinien. Quantitative Ana-
lysen ergeben, dafi in diesen Fallen eine Kalziumdefizienz vorliegt.
Scandium
— Sc -
21
Einfach ionisiertes Scandium zeigt in den mittleren und spaten Spektraltypen mehrere unbedeutende
Absorptionen.
Sell
-
Absorptionen
Die starkste Linie a
bei
*D -
*D°
von einem metastabilen Niveau ausgehend, erscheint
A- und F-Stemen mit einem schwachen Beitrag von CrII 4242, spater als Blend mit einer in G etwa
z
(7) Sell 4247,
gleich starken Eisenlinie*).
Die starksten Multipletts (2) und (3) im Ultravioletten, (15) und (24) im Blaubereich und (29) im
ihrer Linien vertreten.
Grii-
nen sind mit einigen
Die beobachteten oder vermuteten Scandiumlinien sind in den Tafeln
T 2 und T 3
zu finden.
Leuchtkrafteffekte sind bei den Sell Linien wegen ihrer Schwache nicht ausgepragt.
Scandiumverbindungen ergeben keine geniigend starken Absorptionen, urn in Spektren kleiner Dispersion
zu erscheinen.
Sterne mit anomaler Scandiumhaufigkeit
In Metalliniensternen wird eine Scandiumdefizienz gefunden, die aber bei der
linien in
Titan
Spektren kleiner Dispersion nicht
- Ti -
22
Linien des einfach ionisierten
und des neutralen Titans
Temperatur sehr zahlreich. Hinzu
Verbindungen.
*) Bei
komplexen Atomen
den Symbolen
kommt
sind die Energiezustande nicht
fur die aufiersten
sind in Sternspektren mittlerer
und
niederer
bei M-Sternen das Titanoxyd, eine der wichtigsten stellaren
mehr eindeutig durch
Valenzelektronen (4s, 5p
Terme (ID, 3f usw.) zusammen mit
Nach Charlotte Moore, Lit. (4), p.
tieferen und z, y,
fur die hoheren Nidie
usw.) gekennzeichnet.
XVIII werden die Terme dann mit den vereinfachten Angaben
veaus versehen.
Schwache der Scandium-
auffallt.
a, b,
.
.
.
fur die
.
.
.
47
Emissionen
Ti
II
Emissionen sind vermutlich in solchen Novae vorhanden, in denen Fe II stark in Emission vorz. B. Nova Delphini 1967.
kommt,
Till
—
Absorptionen
Von einem
stark metastabilen
a 2
a 2
F-z
F-z
Niveau entstehen die Linien
2 F°
(13)
Till 3759,3761
2 D°
(14)
Till 3685.
Die Absorptionen des Multipletts (13) werden bei der benutzten Dispersion in B8 Oberriesen zuerst
schwach sichtbar. Mit abnehmender Temperatur rasch zunehmend bilden sie ein charakteristisches
Blend, eines der besten Leuchtkraftkriterien bis FO. In spateren Typen sind starke Fe I Linien iiberlagert, und die Leuchtkraftabhangigkeit geht verloren.
Die Linie Till 3685 tragt in den fruhen A-Uberriesen merklich zur Verstarkung des Blends
bei.
Ab A3
fruhen A-Sterneh
Eisenlinie
demnach
ebenfalls zur Leuchtkraftklassifizierung benutzt werden.
von etwa gleicher Intensitat
19,
H20
Linien der Multipletts (1), (16)
und (52)
sichtbar. Wichtiger, weil
die beiden starksten Linien des Multipletts (34), Till
G-Band, das
in kiihlen
Im Typ
G ist eine
uberlagert.
Die prominentesten der ubrigen Absorptionen liegen im Ultravioletten.
Zum
H
wird ihr Einflufi auch bei geringer absoluter Helligkeit sichtbar. Die Linie kann bei den
Auf gut
belichteten Platten sind
im allgemeinen besser erkennbar,
sind
3900, 3913.
Sternen einen starken Anteil von
CH Absorption zeigt,
tragen auch die Ele-
Vor allem in fruheren Spektraltypen und hoheren Leuchtkraften sind die
Linien der Multipletts (41), Till 4290,4300,4302,4308,4313 und (20) Till 4294 wesentlich beteiligt. Schwache Spuren erscheinen schon bei B8. In fruhen A-Sternen ist das G-Band bei den hohen
mente Titan und Eisen
bei.
Leuchtkraften wesentlich starker
etwa beim Typ F,
Von den
verliert das
als in
Band
Zwergen. Mit Einsetzen der iiberlagerten Bandenabsorption,
die starke Leuchtkraftabhangigkeit.
zahlreichen Absorptionen des einfach ionisierten Titans sind die Multipletts (6), (7), (18),
(31), (50), (51), (72), (73), (75), (82), (88), (98), (99), (104), (105), (107) wahrscheinlich, die Multilpetts (1 1), (12), (15), (21), (42), (49), (59), (61), (76), (87), (103), (1 14)
Die Lage der Linien
ist
Tafel
T 2,
teilweise
auch
T3
moglicherweise vertreten.
zu entnehmen.
Leuchtkraftabhangigkeit
Wie schon angedeutet ist das Blend Till 3759,3761 in Supergiganten besonders ausgepragt und nimmt
in den erwahnten Spektralklassen nach den Zwergsternen hin bedeutend ab. Hervorzuheben ist die ungewohnliche Intensitat der Absorption in Nova Delphini 1967, wo sie wahrend der ersten Monate nach
dem Ausbruch den H- und K-Linien vergleichbar war und mit diesen das Absorptionsspektrum beherrschte. Auch die Linie Till 3685 war in Nova Del auffallend.
Beziiglich der Leuchtkraftabhangigkeit der Absorption an der Stelle des G-Bandes sei auf den vorigen
Abschnitt hingewiesen.
Bedeutende Verstarkung
in
ausgedehnten Atmospharen zeigen
alle bier
beobachteten Till-Linien.
48
Ti I— Absorptionen
Neutrales Titan wird in den Atlasspektren etwa ab GO beobachtet, und nimmt mit den spaten Spektraltypen zu. Die Linien treten meist als Blends mit Absorptionen anderer Elemente auf. Zu den stark-
3990,3999 (12). Das Multiplett (44) tragt mit Til 4299,4301,4301,4306 zum
Zu erwahnen sind noch die Multipletts (38), (42) und (145).
sten Linien zahlen Til
G-Band
Alle
fiir
bei.
die
Beobachtung
in
den vorliegenden Spektren ausreichend starken Ti I Linien sind in Tafel
T3
angegeben.
Leuchtkraftabhangigkeit
Die Absorption bei \3998, die in den Spektralklassen
starker ist als in Hauptreihensternen, enthalt Anteile von
a 3F
_
y
3 Fo
F0-M2
in
hohen Leuchtkraften wesentlich
Til 3999,3990
(12)
nebenFel 3997,3998.
Titanverbindungen
Titanoxydbanden sind die starksten molekularen Absorptionen in normalen Sternspektren. Ab M0 in
den Atlasaufnahmen deutlich sichtbar, werden sie mit abnehmender Temperatur so stark, dafi sie das
Spektrum von Blau bis Infrarot vollig beherrschen.
Sterne mit anomaler Titanhaufigkeit
Geringe Uberhaufigkeiten von Titan werden in einigen Ap-und Bp-Sternen gefunden.
Vanadium -
V — 23
Zustand beobachtet. VanadiumDas Element Vanadium wird im einfach ionisierten und im neutralen
oxyd spielt bei sehr kuhlen Sternen eine Rolle.
Emissionslinien von
Vanadium
sind selten.
VII -Absorption
Zahlreiche mafiig starke Absorptionen in
a Cyg, verschiedene davon auf
der kurzwelligen Seite der
starksten Linien der MulBalmergrenze mussen dem Ion V II zugeordnet werden. Es sind vor allem die
VII 3504,3517, (10) VII 3952 und (32)
tipletts (4) VII 3590,3592, (5) VII 3545,3557, (6)
V II 4006, die nicht als Blends mit starken Linien anderer Elemente vorkommen. Die Lage zahlreicher
weiterer Absorptionen
ist
aus Tafel
T2
ersichtlich.
49
Leuchtkraftabhangigkeit
Es wird vermutet,
dafi die Linien des ionisierten
Vanadiums
in
den hohen Leuchtkraften besonders
stark sind.
V I — Absorptionen
Wenige schwache Linien des neutralen Vanadiums erscheinen in den Spektren der kiihlen Sterne.
T3
in Tafel
Sie sind
eingetragen.
Vanadiumverbindungen
VO
Banden im nahen Infraroten sind bei spaten M-Sternen
zur Klassifizierung herangezogen werden. Beispiele
nicht gegeben.
und
Daher
sei
fiir
stark
und konnen
bei kleiner Dispersion
die sehr kuhlen Objekte
auf die Arbeiten von Nassau et
al.
hingewiesen,
vgl.
werden von Morgan
Literaturverzeichnis (9)
(10).
Geringfugige Haufigkeitsanomalien von
Vanadium
sind in einigen pekuliaren Sternen gefunden worden.
Chrom - Cr - 24
Linien des ionisierten
Chroms gehoren neben denen des Ti II und Fe II zu den haufigsten Absorptionen
Chroms werden mit zunehmender Starke in den
der mittleren Spektraltypen. Linien des neutralen
kuhleren Sternen beobachtet.
Emissionslinien
CrII
—
kommen in
einigen Veranderlichen, darunter TTauri-Sternen vor.
Absorptionen
a Cyg sind Cr II Absorptio3631, 3632 (12). Cr II 3678 (12) verstarkt die Wasserstoffabsorption H 21 erheblich. Viele, vor allem der langwelligeren Cr II Absorptionen,
treten als Blends auf. Linien von wenigstens 28 Multipletts sind in Tafel T 2 eingezeichnet.
Einige der starksten Linien auf der kurzwelligen Seite der Balmergrenze in
nen: Cr
II
3512
(2),
Cr
II
3513 (107), Cr
II
3585 (13) und Cr
II
Leuchtkraftabhangigkeit
Cr
II ist
den Typen A2
eine grofiere Intensitat der Cr II Linien
an verschiedenen Blends
starker sind. Allgemein
ist
beteiligt, die bei
- F5
in
in den hoheren Leuchtkraften
den absolut helleren Sternen zu er-
warten.
4 Seitter, Bonner Spektral-Atlas
I
....._
50
Cr I
—
Absorptionen
Die Linien der Obergange
a 7S
a 7S
- z 7 P°
_ y 7po
CrI 4254,4275,4290
CrI 3579,3593,3605
(1)
(4)
sind bedeutende Absorptionen in den spaten Spektraltypen, die mit
zunehmen. Die Intensitaten bei
abnehmender Temperatur
stark
GOV konnen den Tafeln T 3 und Rl— R6 entnommen werden.
Leuchtkraftabhangigkeit
Ab G5,
besonders aber von den friihen K-Sternen an, ist CrI 4290 in den hohen Leuchtkraften bedeutend starker als in den niedrigen. In M2 la wird die Starke der Absorption gleich der des G-Bandes.
Das Fehlen einer entsprechenden Leuchtkraftabhangigkeit fiir die Linien CrI 4254 und CrI 4275 ist
moglicherweise mit der Oberlagerung dieser Absorptionen durch starke Fe I Linien zu erklaren.
Chromverbindungen konnten bisher
in
Sternspektren nicht nachgewiesen werden.
Sterne mit anomaler Chromhaufigkeit (Chrom-Sterne, Chrom-Europium-Sterne)
Eine wichtige Klasse der Ap-und-Bp Sterne sind die Chrom-Sterne. Sie zeichnen sich durch ungewohnlich starke CrII Absorptionen aus. Haufig tritt diese Pekuliaritat zusammen mit Verstarkung der SrII,
der Sr II und Eu II, der Si II oder anderer Linien auf.
Mangan —
Mangan
Mn I —
Mn —
25
erscheint hauptsachlich in der neutralen
Form.
Absorptionen
Das wichtigste Triplett
a 6
tritt in alien
6 P°
(2)
Mn I
4031,4033,4034
Fallen als Blend mit
a
auf,
S-z
6D-z 6 D°
(5)
MnI4036
einem Obergang von einem metastabilen Niveau.
Das Blend wird von den fruhen A-Sternen an beobachtet und nimmt mit abnehmender Temperatur
stark zu. Ab GO bildet es, zunachst in den schwacheren Leuchtkraftklassen, spater in alien Typen einecharakteristische Doppellinie mit Fel 4046.
51
Leuchtkraftabhangigkeit
Die Leuchtkraftabhangigkeit
ist
merklich. Das Blend erscheint in den hoheren Leuchtkraften stets starker.
Sterne mit anomaler Manganhaufigkeit (Mangan-Sterne)
Eine Untergruppe der pekuliaren A-Sterne sind die Mangan-Sterne. Sie zeichnen sich durch bedeutend
verstarkte Mn II Linien aus, die oft in Begleitung von starken Quecksilberlinien auftreten.
Eisen
— Fe — 26
das bei weitem wichtigste der in Sternspektren beobachteten Metalle. Seine grofie kosmische
Haufigkeit (iron-peak) wird durch starke Absorptions- und Emissionsspektren deutlich. Wegen der ge-
Eisen
ist
ringen Anregungsenergien des neutralen Eisens
muster der F-
bestimmen seine Linien vorwiegend
die Absorptions-
bis M-Sterne.
Eisen wird in astronomischen Spektren in einer grofieren Zahl von Ionisationsstufen beobachtet als irgendein anderes Element. Emissionen sehr hoch ionisierter Eisenatome (bis zu 16-fach) werden im
Nebelstadium einiger Novae gefunden; ahnlich hohe Ionisationsstufen treten in der Sonnenkorona auf.
Normale Sterne zeigen Linien des neutralen und einfach
ionisierten Eisens,
wenn
sie
mit der hier be-
nutzten Dispersion beobachtet werden.
Emissionen
Emissionen konnen in langsamen Novae sehr hohe Starken erreichen. Bei Nova Delphini waren
II Multipletts in Spektren kleiner Dispersion sichtbar. T-Tauri-Sterne und verwandte
Objekte, wie auch einige andere Sterntypen, zeigen ebenfalls Emissionen des einfach ionisierten Eisens.
Fe
II
wenigstens 15 Fe
Starke Fe
I
Emissionen werden in langperiodischen Veranderlichen gefunden.
Fell
—
Fe
II
Absorptionen werden
sie
zeigen ein
Zu den
Absorptionen
Maximum
in
charakteristischsten
und
P-z 4 D<>
P-z 4 F°
b 4 F-z 4 F°
b 4
b 4
b 4F
a
-
6s_
T2
bis
zu den mittleren G-Sternen beobachtet;
starksten Absorptionen gehoren die Hauptlinien der Multipletts
(28)
Fell 4233,4352,4417,4173,4303,4385
Fell 4179,4297
(27)
(37)
Fell 4629,4556,4515,4491,4520
4 D°
(38)
Fe II 4584, 4549, 4523, 4508
z 6 Po
(42)
Fell 5169,5018,4924.
z
Linien dieser Ubergange
sind auf Tafel
den Atlasspektren ab Typ B8
bei den friihen F-Sternen.
und
zahlreicher anderer, die in Spektren kleiner Dispersion gefunden werden,
dargestellt; einige der starksten, bis
konnen der Tafel T 3 entnommen werden.
zu den spaten Typen sichtbaren Absorptionen
52
Leuchtkraftabhangigkeit
Linien des einfach ionisierten Eisens erscheinen in friiheren Spektraltypen, dauern fort bis zu spateren
und
sind allgemein starker in hoheren Leuchtkraftklassen.
Fel — Absorptionen
Fe I Absorptionen werden in den Atlasspektren zuerst in frtthen A-Sternen sichtbar. Beginnend mit den
fruhen F-Sternen ersetzen die neutralen Eisenlinien das Muster der Balmerlinien im ultravioletten Teil
des Spektrums und dauern fort bis zu den kaltesten Sternen, wo sie zu den wichtigsten Absorptionen
gehoren.
Die starksten Linien des neutralen Eisens stammen von den Obergangen
a 5D
a 5
a 5
-
z 5 D°
5 F°
D-z
D _
5po
z
- y 5 D°
_ y 5Fo
_ z 5 Go
5 F-z 3 G°
3 F _ z 5 Go
3 F - z 3 G°
3p _ y 3 F o
3F _
3
y Do
(4)
(5)
( 6)
a 5F
(20)
a 5F
a 5F
(21)
a
(24)
a
a
a
a
Im Roten und nahen
(23)
( 41)
(42)
(43)
(45)
Fe I 3860, 3879
Fel 3720,3737
Fel 3441
Fe I
Fel
Fel
Fel
3820, 3826
3735, 3749, 3758
3581, 3631, 3619
3570
Fel 4383, 4405, 441 5
Fe I 4326
Fe j 4046j 4064j 4072
Fe I3816
Infraroten spielen die starksten Laboratoriumslinien der Multipletts(168), (268)
und (1077) eineRolle.
Die Positionen der wichtigsten Linien des neutralen Eisens und ihre Starken bei
feln
T3 und R1-R6
GO V
sind auf den Ta-
verzeichnet.
Eisenverbindungen sind bisher nicht mit Sicherheit in Sternspektren identifiziert worden.
Sterne mit anomaler Eisenhaufigkeit
Haufigkeitsanomalien der Eisengruppen-Elemente Ti, Cr,
Mn und
Fe werden
in
Mangan-Sternen beob-
achtet.
Kobalt
- Co -
27
Zahlreiche Linien des neutralen Kobalts treten in Sternen spater als
grofien Starken.
Typ F
auf, erreichen aber keine
53
Co
-
I
Absorptionen
Die meisten der mittelstarken Kobaltlinien liegen im ultravioletten Teil des Spektrums. Leicht zu identifizieren ist das blaue Dublett
a 2
F-z2G<>
Col 4121,4119.
(28)
Alle Linien, die in den Atlasspektren gefunden wurden, sind auf Tafel
T
3 verzeichnet.
Die allgemein unbedeutenden Kobaltlinien liefern keine Leuchtkraftkriterien.
Kobaltverbindungen wurden bisher in Sternatmospharen nicht nachgewiesen.
Nickel
-
Ni
- 28
Zahlreiche starke Linien in Sternen des Typs
Nickels. Einfach ionisiertes Nickel tritt in
Nill
-
(1), (4), (9), (1 1)
auf.
tionen sind auf Tafel
und (12) tragen Linien
annehmen.
betrachtliche Starke
—
oder spater stammen von Obergangen des neutralen
Absorptionen
Die Multipletts
Nil
G
A- und F-Sternen
T2
Sie
bei, von denen einige vor allem in Ubergiganten
gehoren daher zu den guten Leuchtkraftindikatoren. Ihre Posi-
gegeben.
Absorptionen
In den kiihleren Sternen erreichen mehrere ultraviolette Linien des neutralen Nickels die Starke einiger
Linien des neutralen Eisens.
Die starksten Multipletts sind
a 3D - Z
a
a
5f°
(17)
3d -z 3po
3d -z 3fo
-
(18)
-
(19).
D -z lF°
D -z lD°
(36)
a
J
a
J
-
(35)
Nil 3462
Nil 3524,3493
Nil 3415,3515,3458
Nil 3619
Nil 3566.
Die Lage der wichtigsten Linien des neutralen Nickels und ihre Intensitaten bei
T 3 und Rl -R6 angegeben.
GO V
sind auf den Tafeln
Nickelverbindungen wurden bisher in Sternspektren nicht gefunden.
Auf mogliche Haufigkeitsanomalien von Nickel
kleiner Dispersion sind sie nicht erkennbar.
ist in
der Literatur hingewiesen worden. In Spektren
54
Kupfer
- Cu -
29
Rubidium - Rb - 37
bis
Linien der neun Elemente Kupfer, Zink, Gallium, Germanium, Arsen, Selen, Brom, Krypton
dium
spielen in
den Spektren normaler Sterne
und Rubi-
bei kleiner Dispersion keine Rolle.
Gallium und Krypton zeigen in manchen Ap-Sternen bedeutende Uberhaufigkeiten.
Strontium
-
Sr
- 38
Einfach ionisiertes Strontium wird in fruhen A- bis M-Sternen gefunden. Linien des neutralen Stron-
tiums sind bei kleiner Dispersion nicht wichtig.
Sr II
—
Absorptionen
Die starken Linien
5s 2
S-5p
2 P°
(1)
SrII 4078,4215
den Spektren der mittleren und spaten Spektraltypen wohlbekannt. In den kuhlsten Sternen
ist, bedeutende Starke. Ebenso
die gleiche Strontiumlinie vom Kopf der CN Bande bei X4216 von den mittleren G-bis zu den mitt-
sind in
erreicht eine Eisenlinie, die der langwelligen Strontiumlinie iiberlagert
ist
leren K-Sternen uberdeckt.
Leuchtkraftabhangigkeit
Die genannten Strontiumlinien gehoren zu den wichtigsten Leuchtkraftindikatoren, da sie in Sternen
hoher Leuchtkraft immer bedeutend starker sind als bei geringerer absoluter Helligkeit. Die Kriterien,
deren Brauchbarkeit noch dadurch erhoht wird, dafi sie in einem leicht zuganglichen Bereich des Spektrums liegen, miissen allerdings mit Vorsicht benutzt werden: Strontium tritt in einigen pekuliaren
A-Sternen mit ungewohnlicher Starke auf.
Haufigkeitsanomalien des Strontiums (Strontium-Sterne)
Ap-Sterne zeigen
zum
Teil sehr starke Strontiumlinien, die
zusammen mit bedeutenden Absorptionen
von Chrom, Europium und anderen Elementen auftreten konnen.
Yttrium
-Y-
39
Einige Linien des einfach ionisierten Yttriums werden in Spektren kleiner Dispersion bei F-Sternen
sie erscheinen allerdings immer als Blends mit starken Linien anderer Metalle.
vermutet;
55
Eine der starksten Laboratoriumslinien
a
*D
-z D°
l
YII4375
(13)
wird von Sell 4374 uberlagert.
Leuchtkraftabhangigkeit
Linien des einfach ionisierten Yttriums
Sternen hoher Leuchtkraft starker
Yttrium
in
ist
Zirkon
-
—
als bei
wie die
fast aller einfach ionisierten Metalle
-
erscheinen in
Sternen schwacherer absoluter Helligkeit.
Ap-Sternen iiberhaufig.
Zr
- 40
Eine der starksten Laboratoriumslinien und die starkste im blauen Teil des Spektrums
a 2F
_
z 2 Fo
wird in friihen F-Sternen
Zr II 4149
( 41 )
zusammen mit
einigen weiteren Linien des einfach ionisierten Zirkons gefun-
den.
Linien des einfach ionisierten
und neutralen Zirkons
sind in S-Sternen ziemlich stark, erscheinen aber
nur bei hoherer Dispersion.
Leuchtkraftabhangigkeit
Zr
II
Linien sind bei hohen Leuchtkraften starker.
Zirkonverbindung
ZrO Absorptionen
sind die starkste Charakteristik der S-Sterne; sie ersetzen dort die
TiO Banden der
normalen M-Sterne.
Ap- und S-Sternen
Zirkon
ist
Niob
- Nb -
in
iiberhaufig.
41
bis
Casium
-
Cs
-
55
Linien der 15 Elemente Niob, Molybddn, Technetium, Ruthenium, Rhodium, Palladium, Silber, Kadmium, Indium, Zinn, Antimon, Tellur, Jod, Xenon und Casium spielen in den Spektren normaler
Sterne bei kleiner Dispersion keine Rolle.
56
Die Entdeckung von Technetium in Sternspektren hoher Auflosung
stellaren Kernprozessen.
ist
von iiberragender Bedeutung im
-
allerdings als Blends mit Linien
Zusammenhang mit
Xenon
ist in
Barium
Ap-Sternen uberhaufig.
— Ba —
5(
Die beiden starksten Laboratorium-Multipletts
6s 2
5d 2
S-6p
2 Po
D-6p
2 P°
Ball 4554,4934
Ball 6142,6497,5854
(1)
(2)
sind in Spektren kleiner Dispersion bei mittleren bis spaten Sternen
anderer Elemente
— vertreten.
Alle Linien, aufeer der schwacheren Absorption Ball 5854, sind auf Tafel
T3
dargestellt.
Leuchtkraftabhangigkeit
Ba II Linien sind wichtige Leuchtkraftindikatoren
kraft stets
in F- bis K-Sternen, da sie in Sternen
hoher Leucht-
bedeutend starker sind.
Sterne mit anomaler Bariumhaufigkeit (Barium-Sterne)
Ungewohnlich starke Ba II Linien werden
ne)
und
in einigen Sternen der
Typen
G
und
K
gefunden (Ba II-Ster-
in S-Sternen.
Seltene Erden
Transurane
bis
Keines der Elemente schwerer
als
Barium hat Linien,
die in
den Spektren normaler Sterne bei kleiner
Dispersion von Bedeutung sind.
Haufigkeitsanomalien
Verschiedene seltene Erden zeigen in Ap-Sternen starke Uberhdufigkeit.
Die Linien seltener Erden sind in S-Sternen verhaltnismafcig stark.
- Eu - 63
Europium- und anderen pekuliaren Sternen wichtig.
Die Linien der Multipletts EuII 3820,4130,4205 (1) und EuII 3972,3930,3907 (5) konnen sehr
stark werden. Sie erfahren haufig periodische Veranderungen in magnetischen Sternen.
Einfach ionisiertes Europium
Neutrales
und einfach
ist in
ionisiertes Quecksilber
-Hg -80
Neutrales Quecksilber zeigt das starke Labor-Multiplett
hat einige schwache Linien in Mangan-Sternen.
Hg I 4047,4358,5461
(1).
Das Vorkommen
nachgewiesen worden. Linien des ionisierten Quecksilbers
der Linie HgH
waren zur Zeit der Entstehung der Multiplet Table of Astrophysical Interest noch nicht in Sternen gefunden und sind daher nicht verzeichnet.
3984
ist
in einigen Sternen
.
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CD
13755-630)1
Om3755
1H12 37 50I
SI1V4212^
Cm 4650,51
H 13 3734
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|Hel 4q09|fCm 4187
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H14 3722||HeI 3872
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Cm
Cm
Cm
H
3713 H9 3835
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Hel 4121
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Fel 3840.41
IColl
|
HUH
HS 3835
tlllllllllll
i
i
Fel
4100-07(2)
1
ii
Fel
FeI3920.23
Nil 3515 ||FeI
(3)
Fel 5371 97
Fel 5404Fel
5456
3"
Cal 5582
Cal 5603
394
I
j
i
S9
Ori
l
HR
2479
x
Aql
o Per
12 Lac
HD
2U83
6 Per
e Del
lHeI358«||H17 3697
Fell
378 3j|HeI 3926
urn
TTTTT
*
i
in
i
'
l
i
mn H
1
nn
t
I
iirr^tn,
[H14
|H13
m
X
I
I
t
ill
ll
zm
I
3722 Hel 3820
n
3734 |H9
Hill
Nil
3995
31
I
3835||HeI 4009
A- band
|
m
i
i
36U||H16 3704 H10 379B||CaD 3934 Hel 4121 llHel 4388||Sini 4568|[HeI 4922
till
TTTTT
[Hel 3634 |H15 3712 Siin 3807 ||HE 3970 Sill 4128 |Hel 4437|rSim 4575 pel 5016
|HeI
|Ha6563
H 5 4102 |[HV 434b||s;ill 4553 |HP4861
SiH 4131 iHel 4471
~m—
|Hel'
4713
|
Hel
6678
B- band
alm.Oj
~j
4144irH9lI4481| [NH4779
Tl
|H12 3750 Sil 3854561 Hel 4026 On 4153
AL
pel
X
|
1
|
atm. 0j
75947684
J_
6867-
01 7772-
6944
01 7775
1
jC
Till
Till
3759 Sin 3863 N II 4035
jh
3761 Hel 3867 Nil 4041
1
1
zr
|H11
3771 |HeI 3872 HOI! 4072
|H8
3 889IIOU
4076
Hel 4169
,FeII
4233
|
a- band
atm.HjO
alm.HjO
8134-
7168-
8 339
7394
interstellar
Nal 5890
Nal 5896
X
interstellar
6270-84
|Ha6563|
HD
09 lb
210809
3
1
3
9
30
0.5
1.5|lC
(3)
HD
207198
3
II
09
Y
1
120.54
4
2 10
2
2
1
i
09
0.5
2
(6)
111
(30)
2
30
1
Ori
12
5 35
14
12
12
12Q54 2512
|
II
3
4
14
15
1.5
1
2
(14)
1
2
1
I
2
25
1
10 Lac
6
6
OS
35
14
2.5
__
Nell
3
3 2
_L
Hel 3634
reference lines
2
(14)
2.5
Hel 3820 Hel 4026
I
3664
Hel
3867
Hel 3872
Si
Hel 4471
IV 4116
Hel 6678
atm. O2
|HeH 42001
75947684
Hel 3926
1.
Small differences
scintillation
2
strength
faintly present
4.
Increasingly
in higher
luminosity classes
H-
in
intensities
H16 through
of
shorter than
for lines
blend
sharper (weaker, when broadened through
H12
faster
in
lower luminosity
Hel 3705 and H13 through blend with
with
Hel
classes.
3733 most pronounced
in
luminosity
class V,
higher luminosity classes
stronger
higher
in
luminosity classes:
(
Nn 3995)
:
blend
5.
slightly
lines
effects).
H- absorption
Decrease of
3. Increased
H-line width:
in
A- band
Hel 4121
Increasingly stronger
in
Most important regions
lower luminosity classes
for
:
(slightly
O
stronger
m 3755.
Hel 4009; (Hel 4144); Hel 4388
luminosity classification:
both sides of
H6
.•
absorption
at
3757. 3760. SilV 3762.
N II14379?
(+
H11 - H16
,
X 4634
)
;
-
H6
HeI4713
X.
through
SilY 4089.
471 3
•
N
m
4097. 4103
in
09 lb?)
n
h
1
1
L10
interstellar
Call
IH11
3934
3771
>
.
,
3889
IH12 37501IH8
I
1
I
3734|[HeI 3867
|H 13
|H14 3722||SiH 3863
T ill
_JL'
H15 3712 US. I3854.5a'|Hei
iiii
nfrrr'i
i
|H16
—
—
L_tirn~i
tn
lH17 3697l|HeI 3820 llHE
1
fi
cation lines
1
i
llllll
I
~T
|H18 3692|fH10
i\
t
3704 ]p9 3835l[He[ 4009 SiH4131
,
classi
4026
III
I
I
I
I
MqII448l|
3970 s;n4i28 |HeI4471
II
H3
3798 ||CqlI3934||H6 4102 ||Hy4340|
4861|
B7
Tau
25
III
15
056
3030 30
1
1
24
20
2
12
1
4
05
L5
1.5
I
L
B7IV
t Ari
15 30 30 30
1
30
05 28
25
2
15
1
15
2
30
II
IS
a Leo
B7 Y
6
iHel
reference
3926
|Hel 4144||HeI 4388|
X
A- band
atm .O2
lines
7594-
7684
l
H- lines
2.
Increasingly
slightly sharper
stronger
in
in
luminosity
higher
class
m
Hel 3820
luminosity classes.
Sill
,-
Hel 3867; Hel 4009. Hel
3854 .3856
.•
Sitt
3863;
SiE 4128
(CaH3934 increased through
important region
Most
Hel
T|
3820
Tau
:
:
(or
luminosity
classification:
exceedingly sharp luminosity
Ha
in
emission
4026. Hel 4471
.
4131
,
Mgl 4481
.
interstellar
K- line)
H10-H8
indicator at
87
to
separate
class Y from higher
luminosity
classes
L11
(1)
Possibly blended with
Hel 3785
(2)
Possibly blended with
Fell
(3)
Possibly blended with
0114415,17
classification
4385
lines
6563
5_
|HCt
B81a
3 Ori
2
25
13Cep
B8Ib
2
1515
(30)
10
1
1
05
1
yCMa
B8
J5
0.5
0.5
22
050
0.6
1||
II
20
1
2
12
1
15
30
3
1
15
|05
z
27 Tau
B8
III
20
(0)
15
C Peg
B8 Y
I
2
05
reference
]MgE 4481
line
A band
otm Oj
7594highest
luminosity classes:
1
In
2
Balmer jump indicated
3
Increasingly
stronger
in
in
H-
class
higher
lines very
sharp
-
HCt
detectable
hardly
luminosity
classes
Hel 3820
Call
Faintly
present
in
highest
,
for
luminosity
luminosity
members
HeI3867,72; Hel 3926, Hel 4009
classes, numerous
SiD.
3934 (increased
metallic lines
FeI3783.
Most important region
series
higher
7684
visible.
la
SiI3854. 3856.
4.
-
classification:
H10-HE
3863
.
Si! 4128.
through
eg
Fell
T,
n
Hel 4026.
.
interstellar
3759
,
3761
4233. blend
Hel 4144,
Hel 4471
4131.-
,
K-
line
Fell 4417
in
la
and
lb).
Til 3901. Fel 3906.
blend
,
Tin 4418.
Til 3913, CH3919.21
5
—
(2)
(1)
HeI386772 |H8 3889
3873
|Tin
3901
Nal 5890.96
HeI,FeHO)|
3761
Tin
|
interstellar
^-ntf
i
Fell
L12
H11 3771 ||3889-13(2]|
|
TTTT,,_
3759 SIII385463rHeI 4026
|Fen 3906I
Till
|Tin 39131
IH12
31
JLLU1
3750IIH9 3835 Titt 4012
"nn-rm
H13 3734 Hel 3820 Hel 4009
Hel 4471
n
nmzinrnii
i
3722 Fell 3814 FeI14002 |HeI 4144
TTTTT
|H15 3712 TiH3813.15 |HE 3970~] SiE 4131
|H14
X
*
classification
lines
|H]8 3692 |]H16 3704||H10
1
1
3798
"TTrnrnm
1
iii
1
'
lli lllll
II
I
S.H4128
Fell
D
H6 4102 |[Hy
3934
Call
H
FeD 4417
III
I
frnterstelor)
|H19 3687||h17 3697|[FeH3783
TiE 4418
43 85
4340
HR
B9Ia
1035
2i
i
15
3
2
i
20 25pi
20
od
i
2
3 ||2S
y
I
15
2
05
3
(30)
j
15
oCyg
I
24
1.5
2
10
2
B9Iab
30
1
Zi
HR
B9Ib
1804
a)
a;
2)
25
(30X1)
i
12
2
3
HD
B9II
43836
105
4
9
0S|25
15
p.
|28||3o]l |s-a!l-3 2B
isf
|
28
12
3|
M
-I
1
2
20
25(0.5
2
1
1
|
15
6
3
I
yLyr
B9
III
9HHHHHHB
M
i
ii
i
ii
1
i
39 35Q5 32053 30
20 32
05
25
h.5
05
25
8
(30)
*
I
i
i
I
i
Q5
a
B9Y
Del
|0
40
40||4o|o| «j|04
reference
35
111
lines
30
|FelI4173
79||Mqn 448l[
A -band
atm 02
|FeII4233|
75941
H-
lines
very sharp
in
luminosity
2
Balmer discontinuity pronounced
3
Increasingly stronger
SiH 3854. 3856 SiJ 3863
.
4.
In
highest luminosity
in
.
classes la and
la.
in
present
higher luminosity classes
Sill
4128,4131
classes
.
lab
in
metallic
Most important region for luminosity classification
Ha
hardly
:
detectable
in
classes
brighter
than
7684
in
lab
Hel_3820. blend
Tin 3759. 3761
numerous
-
.
blend
lines
Till
faintly
H12- He
HeI3B6772, Fell 3873; blend
3813.15,
Hel 4009. TiH
FeB 3814. FeU 3783.
present,
eg
TIE and FeH
(Fell
4012. Hel 4026,- Hel 4144. Hel4471
4002)
lines
between
A
4
500 and
X
4 700
1
Balmer dis
interstellar
continuity
Nal
3901
IT ill
5896
NaI5890
Til 3761 |H8 3889
Tin
i
3759
3863
Sill
I
|H12 3750"llSiH38545el
u±=Mr
I
H13 3734 H9 3835
classification lines
HR
AOIa
1040
J15
il
13
5 2S
25J25
id 2
18 22
2
1.5
2.5
1.5
05
-
2
30
2.5
Mon
A0
4
25 15 0520
0.5
1
16
a Dra
AO
0.5
lb
III
0.5
1
31
3740 40 40
3
Q532
35
05
28
II
0.5
0J
YGem
AOIY
05
15
05
-
15|304050||50|| 50
05
5 50
45
1
18
30
I
05
II
a
AOY
Lyr
(11
20
lobo 40I50
15 05
I
H
|Fel
reference
1
1
25
30
05
O!
3820
I
[Co I
3934
|MgI4481
A- band
atm. O2
lines
7594-
7684
1.
H-
2
Balmer
3.
Increasingly
eg
lines
sharp
very
stronger
Sil 3854.3856.
FeD4179
highest
in
luminosity
pronounced
discontinuity
in
higher
Sil 3863
.
luminosity
ZrE 4024. NI 6723. 6733?,
•
4.
Stronger
in
classes-
,
for
hardly
most
classes:
luminosity
detectable
in
supergiants
FeD 4549. 4556
4031-36?
classification:
.
Tin 3901
Fen6456.
,
Sil. Tin.
metallic lines, especially
Tig 3759. 3761
FeI4062
lower luminosity classes. Mnl
Most important region
Ha
la.
Sil 4128.4131.
Fen 4233; Fen 4385
;
in
H12-H8
.
Tin 3913
.
FeU 3783
FeU
.
,
(FeE
3814).-
Fell
3822, 25(«- Fel 3820); FeD4173,
LU
interstellar
Nal
3761
TilL
5B96
Nal 5890
TiH 37 59
|H12
37501
I
Titt
Fen 4635
I
3742
4629
Fell
III
CrH 4634
HI 3 37 34|
3906
|H14 3722|| Fen
CrH4617
|MqI 4481
IE
H15 3712J|Tin 3901
|Tin
~nrm
|H16 3704
II
||
H8 3889
TiD 4418 FeE 4 584
Tin 4054
TTTTTt
_li
Fen 4417 TiH4572
H17 3697||Sin 3863 OI405254
iii
i
4444 Crl 4588
-r
riii"
H X
r
|H18 3692||Sin3854,5( ZrE4046,49
lllll
III
II
I
Pel
4046
classification lines
a Cyg
A2Ia
8 10
II
15
1
2.5
i
i
1
8
10 16
l
05 25
2.5
2
I
1
5
15
2
HD
A2Ib
207673
30
20
1.5
(0.5K0.5)
I
05
1
A2Y
And
¥
0.5J7
6015
I
Col 3934 ||FeE4273
|Fen 4002
reference lines
0.5
3
A -band
atm O2
|
75947684
1
H -lines extremely sharp
highest
in
2.
On well exposed plates with
small
3
Balmer discontinuity
in
4
Increasingly
Tin 3742.
stronger
strong
Tig3759. 3761
scintillation
;
blend
Till
3813,15
blends: FeE 4549
,
TIE 4550
.
,
Fen 4179
.
FeE 4556
,
,
-
present
Mgl
FeE 3814
.
in
,
.
to
faint
in
supergiants
members
higher series
4481;
Si
n 3854
.
3856
.
Sin 3863
luminosity dosses
,
Sin 4128, 4131
.-
Tin
3665 (blend with H20. H19)
Fell
4297.4303,4314
4033. 4034 4036.
,
FeH 4233; FeE 4385
blend
.
Fen 4417
,
Ti E 4418.-
ZrE 4024;
blend ZrE 4046.4049, Fel 4046.
Cri 4052, 4054.
Tin 4054.-
CrE 4559,
Crn4617.4619.4634, FeH 46 29, 463 5
regions for luminosity classification: H22
highest
Tin 3913. TiE4444; blend Tin 4290.94,4300,02,08,4313. 4315,
.
Tin4572. FeE 4584. CrE 4588
Most important
in
lb
Tin 3 901
Mnl 4031
Ha
class lb
in
visible
lines
classes:
Crn 3631,3632, CrH 3678 (blend with H22. H21)
Fen 3783. FeE 3906. FeE 4173
H
la (la*!), clearly
higher luminosity
in
sharp
luminosity class-
-
K;
H6
-
Hy. A 4385
-
X4635
L15
classification
lines
HD
210221
3
2 2
2
1
I
I
35
1
"
1S40E25
05
I
1530
3
lb
A3
III
3
3.5
05
A3
22
1
15
30
2
©Gem
45 60
50
Ol
55
h
38
2
2
05
(30)
15
XGem
A3 Y
05
20
(70)
iMqH
30
4481)
A- band
atm O2
re ference lines
75947684
1.
H- lines sharperin higher luminosity classes-
members
Balmer series
2.
Higher
3.
Balmer discontinuity weakly
4.
Increasingly
of
stronger
in
higher
weaker
present
in
in
3957, FeT 4005
FeE
3783,
FeH4002
,
class
luminosity classes
blend TiH 4290,4300. 4302.4313.4315,
Fell
weak
supergiants
in
V
class lb
Til 3685(blend with H20.H19), Tin 3759, 3761
Fel
Ha
,-
Mgl 3987
.
All
3944
;
SiH 3854,3856
blend TiE3813.15 FeE 3814, Tin 3901
CrE3678 (blend with
4297.4303. 4314.
;
,
Silt
3863
Till 3913,-
H22.H21).-
,
Sil 4128,4131
Mnl 4031
.
FeE4173 FeE 4179 FeE 4233.
,
,
Fefl
4385,
blend FeE4417. Tin4418,-
CrE 4647, 4619,4634,
Most important regions
FeE 4515. 4520,
,
FeE 4924. SrE 4078
4523,-
CrU 4588
FeE 4629. 4635
for luminosity
classification
.
X 4128
-
X 4179
i
X4179
-
X 4635
.
He
-
;
blend Fel 4271.2.FeE 4273
blends: Fen 4549, TIE 4550, Fen 4556, Cr E 4559
TiE 4572, FeE4584,
CaE3934
4033. 4034 4036,
blend Fel 4046. Zrll 4046,4049. CrU 4052. 4054, Til 4054; blend Fel 4064, NiE 4067,
.
;
TIE 4012.-
H5
;
H12
-
K
,
ZrE 4024.
Fell 465767
Vn 3787
CrI 405254
FeH3783
Zrl4046.9
T,H 4444 FeE 4635
Fel 4046
TiE 4418 FeH 4629
3771
|H11
JO
3Z
ZD
1
Til 3761
MnI4031-36
T.H3759 TIE3913
ZrI4024
Fell 4417
il
—^3J-
Til 3901
mm
31
II
I
Crn 4634
f
FeII4273
4617Tin 4400 CrH
FeI4271,2
Tin 4395
T
I
m
3750 Fel 3906 T.E4012
|H12
L16
Sell 4670
FeE 4523
FeH 4515-
1
x
CrH 4588
I
I
423 31 [FeH 4385] FeH 4584
1TTT
TiH4572
4002
FeH
|H14 3722||H8 3889
Fel 4179 |Hy 4340
3734
-j^r
1H13
III
D
I
III
1
SiI385456! Can 3968
CaU3706
irrrr
classification
r
I
I
HE 3970 Fel 4173 FeE4314 CrH 4559
|H15 3712|[Sin3863
llilll
Fett
4005
Fel
n
Sin 4131 Fett 4297- FeH 4556
1
H16 3704 H9 3835)1 All 3944 s;n4i28 TiE4315 TIE 4550
ttttH
T.n 4290 Fen 4549 Hp4861
lines
Sin 6371
n
Sin6347 Ha 6563
HD
A5Ia
17378
8
45
20
20 32
17
2
4
(2)
(30)
2.5
i
25
HR
A5Ib
2874
25
2d
35 20,50
05 55
j
(3)23
I
il
I
I
|
I
I
4
1
15
2.5
25
1
25
1.5
25
1
II
30
25|(1)
6
2
30
10
1.5
1.5
19 Aur
35
28
:'
B.6
2
32 48
45
55
17
:
2
2.5
!
15
2
2
(25)
2
50
1
(3)
2
|1.5
50
1
15
I
56
1
35
lo
I
|
!
III
15
0.5
25
A5
30
10
1
a Oph
30|
II
2
1
38
'
A5
30
0.6
2.5
15
30
20
I
1
i
1
P Ari
A5 Y
15
1
K
2
60]
15
2
1
2.
Balrner
3.
Abrupt decline of
4
Increasingly
lines slightly
jump
15
1
15
30
22
16 05
_L
CrH 3632
Fen 3814
NaT 5896
atm O2
3816
on the
H16)
.
7594luminosity
highest
in
)
Tin 3759. 3761
,
side
H16 -Tin 3706
dosses- Ha
weak
in
7684
class la.
blend Til 3901
;
Fen 4385
.
luminosity
FeE 4515. 4520
.
Crn 4559
,
classification:
.
-
m
-
V
.
T.n. 4012.
.
,
Sil 6347. 6371
:
CaE 3934
blend Til 4290.4300 .4302,4313.4315. Fel 4297 4303,4314,
blend Fel 4046.Zrn4046.9.CrU4052.4
;
blend FeI4271.2.FeIL4273; Fen 3783. blend Fen4002.FeI4005
Fen 4657. 4670. Srn 4078;
T.n 4572
X 4128
classes
f»l 3906). Til 3913.
,
4523
blend
m
S.n 3854 3856. S.n.3863. SiE 4128. 4131
3944).
(All
classes
(
of
VH3787; Mnl 4031. 4033,34.36
T.n 4550. Fel 4556
for
violet
higher luminosity
in
FeD 4173.417 9,- FeH 42 33
I
class la
in
line intensities
Most important regions
05 30 05
A- band
Tin 4395, 4400. Tin 4444;
.
|
5890
stronger
blend Fen 4549
2
Na
present
Can3706(blend with
|
T.E3813
sharper (weaker when broadened
H-
05
2
35
CrH3631
Fel
1
1055
1
1
reference lines
50
.
FeE 458 4. Crn
X4179. X 4385
-
4588.- blend
X4670; H10
-
CrH 4617.4619, 4634. Fen 4629
H11
,
He
-
H6
.
4635
L17
classification
lines
Y Boo
A7
0Cas
A7Y
1.
No significant difference
2
Stronger
in
in
H
-
line
luminosity class DJ:
quality
between classes
IK and Y.
TiE 3759, 3761. blend FeE 4417. Til 4418;
blend FeE 4549. TiE 4550, FeE 4556, CrE 4559
3.
Stronger
in
luminosity
Most important regions
for
class Y
:
Fel
luminosity
3920
.
Fel 4046
classification:
>
blend
H12 -H11
Fel
,
4271,2.
X 4549
-
.
blend Tin 4572. FeE 4584. CrE 4588
FeE 4273.
\ 4635
III
Most important regions
He
"
H6
i
H9
-
for luminosity
L18
classification
H8.
classification Imes
aLep
FOIb
HR
F0
1242
II
1.5
20
1B
0.5
2
2.5
(26)
12
1.5
F0
£ Leo
30
1
3
05
2.5
1.5
15
12
(26)
2
e Cep
F0 IV
0.5
9
2.5
III
05
25
I
p
III
056
1£
30
W
35
28
M
2.5
2.5
1
(30)
2
Gem
F0 Y
OB 7
2
12
(1.5) 1.5
35 40 55
|30
1
30
28
II
058
15
2.5
CrI3631 H16 3704 H11 3771 |[CaE 3934|[h6 4102 ||Hy4340
CrE3632 |Ca 113706 H10 3798 Call 3968
reference lines
~mr
IT
He 3970
FeI3709 Mgl 382*38
H15 3712 H9 3835
IE
|H12 3750J|H13 3734 ||H14 3722||H8 3889
Tin 4572
Fell
MP
4861
Nal 5890 |Ha 6563
1
Nal 5896
4584 [FeE 4924
CrE4588
CrTI
A- band
atm
|
O2
7594-
7684
4592
|
1
H17 and H18 stronger
2 Blend TiE
4290
in
3(lncreasingly) stronger
(blend
TIE 3913
.
(blend Fe E 4002
SrE 4078
4.
Stronger
,-ZrE
in
higher luminosity
4300.4302.4313.4315.
in
4297, 4303.
higher luminosity classes:
Fel 3920.
,
classes- otherwise no marked
Fell
3923)
Fel 4005); Fel
.-
4314— early
SiH 3863
.
(TIE 4012); blend TiE 4172.
4385 blend
,•
Fell 4417.
differences
stages of
SiE 4128
.
4131
;
-
G
Ti
tt
Fel 4173, 4179;
H-
in
lines.
Band apparently broader
3759
.
3761
;
TiE 4395, 4400
blend
,
classes E-
in
Til 3813
.
3815
.-
I.
Fen3814, FeI3816;
(FeI3788), (Fel 3998); blend
Fel 4046. Crl
4052. 4056
TiE4418; blend Fel 4549 TiE 4550. FeE 4556. CrE 4559 TiE 4564;
.
,
4024.
lower
luminosity
classes:
blend
SIE 3854
,
3856. Fel 3860
blend FeE 4515, 4520, 4523
,
-
Fel contribution
4534. Til 4534
more prominent
in
lower
luminosity
classes.
Most important regions
Hy-
.
H
H6
(3,
-
L19
luminosity classification
for
Hy
SiI3905
3903 Mnl 4036
Fel
TiU.3901
MnI4034
SiD 3863 Mnl 4033
Fel 3860 Mnl 4031
3856
Sill
Sil 3854
I
Til 3761
3816
Fel
TIE 3759 FeD 3814
classification lines
Fel
3758
TiI3813,1E
T
v Aql
25
5
3.5
30 40
32l leo
15
60
35
3.5
3.5
I
lb
F2
II
F2
III
15
15
15
6
32
I
F2
7
25
(28)
25
v Her
3
32 50 60
28
3
3
15
30
7
1
05
2!
111
16 Per
^^^Ef'-'
I
r
I
I
3
12
ll!
32
3;
2
-4.
j
5
12 25 30
|S5 60|| 3
3*s|
1
25
If
2
1
05 25
30
1
3
2
1
3
2.5
1
|05
36
25
05
1.5
.t
10
(20)
1
|
pCas
F2 IY
35
25
32|45
I
05
3S| Is5 60
||
2.5
2.5
05,
05
28
I
1
0.5
1!
8
(20)
I
15
78
F2Y
UMa
25
35
05
05
1
JL
H16 3704 H10 3798 Can 3968 |H6 4102 ||Hy4340
X
CaU 3 706
reference lines
He 3970
^gl 3829.32
30
10
1
3
4861
Nal 5890
Nal 5896
|FeE4924|
Ha 6563
A- band
atm O2
~iT
Fel
H11 3771
T.
n 3776
CZ
1.
Fel 3749
H13 3734 H153712
.7684
X
D
No significant difference
in
H-
line
G-Band markedly
Structure of
3.
(Increasingly) stronger
in
.
in
luminosity classes ID-
in
.
Sitt
.
.
4520. 4523
,
4128. 4131
.
I
:
less
smooth- apparently broader
(CaE3934possibly stronger
in
supergiants); blend Til 3759,3761, Fel
higher luminosity classes; blend Titt.3813. 3815. Fen 3814. FeI3816. blend TiE 3913.
MnI4031 4033.34,36; blend Fel 3903.
Tin4395. 4400,
blend Fen4515
quality
different
higher luminosity classes
Tin contribution predominant
blend
7594-
MgI3838
H12 3750 Fel 3735 H14 3722 H8 3889
2.
4.
3709 H9 3835
4534. T.n 4534
i
Sil
3905. blend Fel 3998. FeI4005* blend Fel4271,2 FeD4273
blend Fett 4549. TiH 4550. Fel 4556, Crtt 4559, Tin
4564
.
blend
.
blend Fel 4417, Tin 4418
:
.
.
.
.
TiE 4572. Fel 4584. CrE 4588. Crn 4592.
TeE 4002 contribution strong
FeE4620, 4629, 4635. Crl 4617-4634. blend FeH4657. 4667. ScH 4670. Srll 4078
Fel 3860 - Fel contribution predominant in classes Y- II
blend SiE 3854 3856 3863
in lower luminosity classes
Stronger
3758-
FeE 3920. 3923. blend TiE4172.FeE 4173.4179
.
in
high classes.
r
L2
interstellar
interstellar
Call
4430
3934
interstellar
interstellar
Nan 5890
6270-84
Nail 5896
T
OBI 3774
H11 3771
SI1V3762
3760
01
OBI 3757
01
3755
IH12
3750
IE
Cm
H13 3734
He! 3733 H8 3889
n
1H14 3722
Cm 4069
3838 Cm
Hel
H15 3712
H9 3835
Hel 3705
Hel
N III 4642
HUB 4634-
4068
3834
H16 3704
Hel 4144|
HE 3970
—
H6
Hel 3965
Siiy 4089 |[Hy
Hel 400 9
I
I
r
i
i
classification lines
4070
4102
Cm
4651
C
4647-
4340 iReU 4542
P 4861
rrrr t
||H
I
09.51a
aCam
1.5
3.5
1
30
-
2
(2)
1
1.5
19Cep
09.5 lb
[1.5
5
1
35
15
2
(2)
1
(1)
15
3
6 Ori
095 II
15 05
05 9
9
10
1
10
35
25
1
0.5
(0.5)
3.5
1.5
(3)
1
o Ori
09.5
12
0512
12
4
12 1.5
2
10
C3)
1
11
1.s|
1
Hel 3820||Hel
reference
|HeI
lines
3926
SIIV4116 Hel 4388
4026
Hel 4121 jHel 4471
A- band
NUI4511
Nni 4515
aim. O2
1~
.
Hell 4200
[Hel
higher luminosity
1.
In
2.
Decrease
of
3.
of
classes H- lines
H- absorption
H- lines on the
Increased
violet
side
of
H16 through
strength of
slightly
intensities
H16
for
in
(weaker when broadened
sharper
lines
shorter
than H12
luminosity class
blend with
7594-
lHe!14686l
faster in
7684
4713]
through
scintillation
lower luminosity
effects).
classes
-
disappearance
abrupt
¥
Hel 3705 and
H13 through blend
with
Hel 3733
most pronounced
in
luminosity class V.
4.
Increasingly
stronger
higher luminosity
in
classes:
(Hell 4542);
blend
5.
Increasingly
stronger
in
lower luminosity
Most important
regions
a Cam
Ha- emission
:
weak
for
C in 4647. 4650, 4651
m 3755,
3757, 3760,
classes: (Hel 4009), HeI4144
luminosity classification
both sides of
H6 H11 - H
;
16
(+011)
SJ1V3762 (eguol
to
H12
in
la
!
)
.
Si
IV
4089
.
Y
*
1
features showing
minima
maxima
or
at intermediate types
SiH 3854-63
G- band
reI3856.60
4300 4315
difference
in
L20
structure
MMU55.58
stronger
in
Ca 14 455.56
lower
zr
luminosity classes
3820 ||Fel4046
|FeI
|FeI
4326
FeI4173-8£
|MnI4031-3e
i
FeI3816 |FeI4005
ii'
in
Cal 6162
FeH 4173
Bal 4554
4588
FeI6148,49
3ET
FeE3814
higher
CrI 4559 Crn4592
3998 T.D4172 T,n 4418
TiD3813.15 |FeI
stronger
I
CaI616170
U_
Fen 4179
TiE
FeH 4417
EC
4550
CrII
FeH 4584
Ban 61 42
FeH454956 Tin 4572
FeI6137.38
luminosity classes
HD
F5Ia
10494
30
(30)
(10)
2
F5Iab
44Cyg
III
-
(1(
1
6
:
30 80 80
40
|203(
;
r
II
[5)110 -
30
5
8
1
1
8
3
3
3
4
30
5
2
20
2
2
2
1.5
3
30
J
10)
4)
1
(2)
3
(3)
III
II
6
2.5
|
|
3
}
2
3
|
|
|
a Per
F5 lb
12;
7
3.S
1
30 95 90
3o||35
10
||
1
2 5
2
4.5
1
6
28
25
1
30
30
1
41Cyg
F5II
15
28
30
30
25
30
2.5
15
i
F5Y
Peg
1.
No significant differences
2.
Structure of
3
Fel 3856. 3860 strong
4.
Blend
5.
Numerous
6
Important
6
-
band smooth
contributing to
(ionized
line
H
in
)
Most important region
for
in
lines
low
luminosity class, blue feature
lowest luminosity
in
line
strength
metallic
ratio:
-
lines
:
not
Fell
class, inclassla
4002
mentioned
Sri 4078/ Fel 4046
luminosity classification:
Fel
to
4005
in
region
class
of
Tin 4300. 4302. Fen 4303)
blend enhanced
highest
in
stronger
individually
=1
(
Y
the
,
>
1
in
stronger
through S iE 3854 3856. 3860
.
classes.
in
luminosity classes.
high
classes I-la
G- band. He
in
-
H6
.•
higher luminosity classes
features showing
minima
stronger
maxima
difference
or
structure
in
L21
intermediate types
at
in
lower
luminosity classes
s
c
c
o
o
o
stronger
in
higher
luminosity classes
5CMa
F8Ia
IS 10
(8)
25
3
25
1
2
i
(6)(1K oo: 22
(10)
2
hoo
do
2
i
ol
(8)
YCyg
F8Ib
40
8
5
K)
8
1.5
30
15 3C 10
30
3
6
2
15
I
2
1.50
3
2
2.5
1
2
(8)
1.5
LJll
t)
Peg
F8 IV
(4)
25 3
7
15 25
10
4
22 38
85
1
(1^3
1C
70
20|0.
15
10
20
(2)
05
6 15
16
(4) 15
1
(20)
(4) (4)
1.5
v And
F8
05 85
T
reference lines
22D.5
|FeI3587
5
Fel 3743
Fel
3795
Fel
3800
3706 Fel 3709 Fel 3720
CaI3706 H15 3712 H14 3722
X
Call 3737
and
H6
in
high luminosity
3886
CaI4227 ||HV 4340
Fel
Fel
3903
S,
3905
I
classes;
intensities comparable to metallic
in
Ha 6563 A- Band
Fel 4 667 [HP 4861
4383 FeI466869
atm. O2
4670
7594-
Sell
X
Hal 4703
lowest luminosity class
3
Fel 3856, 60 strong
in
Numerous
metallic lines not
5.
Important line ratios:
H6 4102
.
in
mentioned
intensities
7684
I
in
high luminosity
supergiants
blend
class la
,
classes
especially
enhanced through
individually stronger
=
1 in
Fel 4046:
<
1
classification:
He -H(3
/
in
(Another high
series
members blended)
class la.
in
blue component (Til 4300, 4302. Fell 4303) stronger in supergiants
.
SrH 4078:
/
Mn 14055
regions for luminosity
line
weaker
H11
lower luminosity classes
4.
Most important
(15)
15
MgI3838
G-band; smooth
(ionized)
5
6
MgI3829-
X
2.
Hy
0516
H8 3889
Fel 3746 H10 3798
Fe 13735,7 H12 3750 H9 3835
Structure of
35
10
1.5
15
sl
Fel
H13 3734 Fel 3749
H6 considerably weakened
20
1
10
Fel 3 581
1
70
|
H16 3704
Fel
05
r
nil
22 4C
15
,
in
in
la
V and
S IE 3854
luminosity
high
,-
-
1
in
lb
,
IV
especially
H6 and
,
3856, 3863
classes
both sides of
»1
in
lower luminosity classes
>1
in
lb and la
H6. both sides ofHy
Y
3860
Fel
stronger
in
IG-bond
H11 3771 lFeI3840Al1
tower
(1)
differences
maxima
Features showing
minima
Mgl5184
Fel 4326
CH 4323.25
Fel 3767 |FeI3826.28||FeI 4046 ||H6 4102
luminosity classes
structural
at
3871-89(1)1
1
O
intermediate types
H9 3889
1
|FeE42 33l
4581-93(2)|
Fel 5018
Fel 4173-82
Ban 4554
Fel 5006-15
X
Sri 4078
Till
stronger
in
IMnI4031
37 59.61
3 FeB 4173,79
luminosity classes
7
I
I
T,n 4418
r
eH 4417
1
ZED
Fel 3779
T.H3685
il
Fel
Fel 5415
I
4550 [Fel 4957 58 Fel 5393
Till
FeI37 58.64 |FeI3893.96irCol3968.H T,H 4172
Nil*
~T
Fel 384? 50 [YH 39 50 Fel 4132
Fel 3687
higher
I
FeI454956
BaE 4934 Fel 5276
riCFeI4534
FeD 4924 FeI5263-X
(2)
Fel
4529
Fel
3888
Fel
3886
Fel 3878
stronger in higher luminosity
Co 14581.86
II
IjCqJ 3934 SIH 41283C Fel 4415
387 2
CN 3871
FeI4581.93
FeI4919.20 CaI5262-7C
HR
Fel 4584
GO
8752
5
12
OO
I
MgI5167-
C
C
or
la
35
&|5
l
(10)
18
(15)
2
3
18
30
18
|i
Per
8 he
i
GO
lb
GO
II
GO
III
(2)
4
20
1(15)
110
(5)
(10)
(5)
(15)
e Leo
Uffl
U
0|6
20
20
16
1(1
31
(1)
25
15|o
(1)
90
6
25
(5)
(1)
(2)
(2)
Com
35
- (15)
(5)
10
30
10
£ Her
GO IV
05
I
05
10 22
4
16
(10)
2E
t\
Cas
GO Y
III!
II
18
reference lines
|FeI
3631
||FeI
3680
Fel
3720
H17 3722
1
H6
2
G- band: smooth structure
3.
Several metallic
4
Important
considerably weaker
line
not
lines
ratios
Most important regions
in
:
for
higher
in
|(Mal3838
m
Fel
3903
S.
3905
I
I
classes
H6 4102
luminosity
/
Y
-
I
,
blue
individually
iFel
I
iNal
5041 521
INoI
It
5890|[Ha6563
58961
1
I
A- band
atm
component stronger
stronger
<1
H9
-
7684
weaker than strongest blue metallic blends
la
in
Sri 4078
classification:
Fel 4383
I
2
7594-
luminosity classes-
mentioned
|HQ 4861
4227|[HY4340l
ICol
(18)
in
la
in
He
!
;
highest
.
H6 and
lb
in
much stronger
and
luminosity
=
1
in
lb
in
la.
classes
;
both sides of
>
H6
1
in
to
E -V
He and H\
respectively
L23
stronger
lower
in
luminosity classes
c
o
in
in
a
stronger
in
higher
luminosity classes
a Aqr
G2Ib
pDra
G2
II
HR
G2
483
reference lines
1.
H6 considerably stronger
2.
No marked structural
3
Structural differences:
4
CN break
5
Absorption
at
differences
G
in
lower
in
-
luminosity
in
A 3840
break near
6
Several blends
of metallic
7
Important
ratios:
H6
lb
.
very
uncertain
less pronounced
lines not
4102
/
classes
band
blend near X4175 narrower
X4215 marginal
line
broader
and
Srll 4078
Mgl 5167-84/ X 5006-18
E
,
absent
in
V
lb
in
mentioned
doss V
in
in
individually
>
1
in
>
1
in
stronger
m
higher luminosity classes
lower luminosity classes
;
V
Ca H 4227 /Wend4172-82
Most important regions
Fel
4046/ Mnl 4031- 36
4046 /Fel 4025
Fel
4005 /Fel 3997.98 >
for
luminosity
1
in II
=
1
in
intermediate types
:1lllV
Fel
Til .Fel 3687/ Fel 3680
=
>
in
lower luminosity classes
1
in
Y
>1
in
1
1
=
1 in
1
high luminosity
classification: Call
=
3968-
Hy
classes
.
X 3680
=
-
1
X 3690
in
in
in
:
Y
lb
<1
in
<1
in
H
<
1
in
higher luminosity classes
<1
in
higher luminosity classes
<1
in
I-
lb
-
I
and n
intermediate types
Y
X3816-H9
I
Y
L2A
features showing
(1)
stronger
in
minima
lower
maximo
or
intermediate types
at
luminosity dosses
stronger
in
higher
luminosity classes
G5Ib
9 Peg
K
3
5
30
K
15
5
7
Set
G5
II
G5
III
5)
O)
30
10
8
1
25
}
HR
1327
OS
(3)
4
20
(j.
10
P0
10 7
(S)
3
id
G5
Her
I
30
10
3
10
IV
7
(1)
G5Y
xCet
100
(8)
D5
|FeI3581
reference lines
1
Small differences
in
H
2
Structural differences
3.
CN break
4.
X3816-X3889
5.
Important line
at
4215
-
lines
:
blend
at
in
Fel
3687/ Fel 3680
Most important regions
for
>1
nearly
of
Srll
/
Mnl 4031
luminosity
/
;
-
36
Fel 3997.98
=1
classification:
absent
>
4078
/
4046
in
IV
and
bond
broader
line going
into
H
equal strength
H 6 4102
mi-lb
in
|G-
stronger and
slightly
marginal
lb.
Fel 4005
,
4005]
X 4175 degenerates
absorption intensities
Fel
Til
39681
|FeI
H6 (possibly Hy)
clearly present
ratios.
ICott
from highest
1
in
Y
>
1
in
V
.
lb
.
marked
classes
lowest
luminosity
to
-
m
;
84
=1in
I
in
IY
=
1
-
m
:1mE
.
-
break
intensity
.
Mgl 5167
CaI3968- Hy
luminosity
classes
-
mlVandY
1
>
Y
lower
m Y
in
in
in
/
X 5006- 18
X3816- H9
X 3840
neor
,
;
>
1
<1
in
<
1
in
lb
<
1
in
lb
in
Y
.
lb
in
all
and
=1
in
lower classes
II
VI
and
III
i
<1
in
1-1
L25
features showing
minima
at
stronger
maxima
or
intermediate types
in
lower
luminosity classes
o
o
a
o
stronger
in
higher
luminosity classes
eGem
G8Ib
£Cyg
G81I
|3
G8
Her
G8IY
pAql
61
III
G8Y
UMa
reference lines
1.
H6
stronger
slightly
in
lb and
differences:
2.
Structural
3.
CN break
4.
X3816- X
5
Important line ratios
at
V
blend
than
at
X 4215 pronounced
intermediate types
in
X 4175 degenerates
in
lb
3889: absorption intensities
H6 4102
/
present
,
of
in
for
/
>
Mnl 4031 -36
Fel 4005
/
Fel
3867
/
Fel 3860
Fel
Most important regions
4046
luminosity
IE
.
absent
comparable strength
Sri 4078
Mgl 5167-84/ X 5006-15
Fel
going from highest
into line
E and
3 997, 98
classification:
1
>1
>1
II
in
in
to
lowest luminosity classes.
and Y
-lb. marked
intensity
in
Y
and IY
=
1
in
III
in
Y
and IY
=
1
in
m
in
Y
=
1
in
IY
=
1
ml
=
1
in
>1 inY-m
>1 in IY - lb
Call
IV
3968
-
X
4227.
<
-
m
<
<
1
<
HP -X 5200
in D.
in
II
1
in
lb
1
inlb
1
Y
X 3816-49.-
X 3840
break near
in
V
and lb
and lb
and 1Y
.
minima
maxima
showing
features
intermediate types
at
stronger
L26
or
in
lower
luminosity classes
o
n
a
u
stronger
in
higher
luminosity classes
Lyr
KOII
x.
Cyg
KO
7)
Cep
III
KOIY
KO
o Dra
reference lines
JMnIA031-3^
1.
H6
2.
Structural differences
slightly stronger
X 4216
3
CN break
4.
X 3816- X 3889
5.
Important
Mg
Fel
at
line
:
in
:
ratios
4046/ Mnl 4031
CN 3871. Fel
Most
/ Fel
-
blend
at
X 4175 degenerates
clearly present
in
absorption intensities
36
3860
H6 4102
:
5167-84/ Fel 5006-15
I
lower luminosity classes -,Hy increasingly stronger
>1
>
>
in
/
H and
of
Sr
Y and IV
,
marginal
>
H 4078
•,
=
a
in
Y
,
1
in
I
i
=
1
IV
in
1 in
1
classification-.
in
IVandEI
in
,
and
1
in II
,
IVandlH;
CaE 3968
<
<
<
-
1 in
1
in
higher luminosity classes.
in
from highest
absent
,
I and
Y
in
1
in III
going
line
comparable strength
1
important regions for luminosity
IE
into
HI
W
in
»
$
1 in
;
Fel
Y
Fel 3867
/
Fel
<
3860
1
I
>
>
X 3840
Y
in
(and
W)
E
in
>1
4148-52
4005/ Fel 3997. 98,Ti
II
.
break near
intensity
Call 4227 / Fel
Col 4227
lowest luminosity classes
Y.
marked
;
to
in
V
1
in
Y-m
1
in
X3816-H9, Hf3-X5200
- III
mandU
.•
=
1
in
E
i
=1inII;
;
=1
in
Y
and IV
Y
)
L27
stronger
In
lower
luminosity classes
c
O
a
stronger
in
higher
luminosity classes
CCep
K1 lb
U
1206
28
10
5
K1
Her
II
I
y Cep
K1 IY
2
5
12oL
28
!
7
(1)
2
|FeI
3581
393 4||FeI4 1 3Z4l|G^r Bond
Call
3888
Fel
|
*
H9 3889 Col
reference lines
H"y
and
39681 [Cal
|Hf3
X
4227 |[FeT4383l
4861
Cat 5262- Nal 5890
_L
A - band
CaI5270 Nal 5896
atm. O2
~r~r
4005|
Fel 5263-
7594-
IFel 40641
Fel 5270
7684
|FeI
1
I
1
H5 stronger
2.
CN break
3.
A 3816- A 3889
4.
Important
at
line
A.
4216
in
high
strong
luminosity classes.
in
lb and
II
absorption intensities
ratios
,
of
Mgl 5167-84/
G-Band
marginal
in
IV
comparable strength
Fel
5006-15
Fel 4173 -82,Cr.VI
/
SrH 4215
/
V
I
4110,
12
Fel 4132.4/FeI 4118, Col
Fel
4046
Fel
4005/
Fel
/
Mnl 4031
Fel 3997.8,
-
>
1
in
IV
>
1
in
IV
>
and lb.
slight
1
in
IV
-
>1
in
IV
-
:1
in
I
:
in
m
,
=1
in
lb
;
=1
in
lb
>
1
in
IV
=1
in
IV
,
(=1
in
HI
>
1
in IX
H
n
Til
3999
Call
3968
-
Hy
;
and lb
X 3816
-
=
H9
,
break
intensity
(r1
,
36
3687 /Fel 3680
Most important regions for luminosity classification:
in II
1
H(3 -
oral
-
in IV
5200
E
in
IV
lb
<
)
X 3840
near
E and
1
in
<1
in
lb.
<
in
I and
1
lb
lb
|H8,Fe1388J
|fel
387986
L28
minima
at
maxima
CN 3871
or
3999
Cal 5270
|FeI384750]
intermediate types
|TiI
Fel 5263-
Fel 3872
features showing
(D
5270
Fel
|
CaI5262-
|Fel4182-9li
MgI5184
stronger
in
Mgl 5173
lower
Mgl 5157
luminosity classes
HI
o
stronger
in
higher
luminosity classes
K2Ib
e Peg
10
16
I
612
20
10
1
56
12
12
K2II
Ori
ho
[12
s
iq ha
•
10
Wl
P'll'
Im.i
r°
I
K
120|6
100
J!
3
8 6
6
I
1
2
4
9
1
25
15
3
12
1
7
8
6
12
7
12
(6)
4
k
1
1
ll
1
i
!l
1
1
1
l
5
5
!
Dra
K2
III
I
25
10
HI?
I
3
K2Y
e Eri
05
(25)
(6)
Fel 3581
|Con 3934| FeI4132,4
f
t
ICol 3968|[CaI 4227
3
CrI4535-
4861
Nal 5890
A- band
Nal 5896
atm O2
I
reference lines
CrI4541
|
4536
Til
|FeI4005|
75947684
1
Hy and H6
2.
Structural differences: blend near
3.
CN
4
A 3816-
A 3889
Important
line
break
at
stronger
in
high luminosity classes
X 4216 present
:
in
,
n and lb
absorption intensities
ratios.
y 4340
/
Crl 4290
/
Sr |
regions for
4215
Fel
4046
Fel
4005
Fel
3687
luminosity
/
/
/
/
;
absent
into
in
line
in
class
Y.
-
lb,
has strong
HI
in
marked
>
1
in
Y
SrH 4215
>
1
in
V
SrE 4215
>
1
in
lb
>
1
in
II
>
1
in
Y
>
1
in
Y
-
>
1
in
m
-
/
Fel 5006-15
VI
Mn
Fel
4110.12, Fel
I
4031 -36
3997. 98,TiI399
Fel 3680
classification.
Ca I
violet
border
in
lb.
V
comparable strength
of
Mgl 5167-84
H
Most important
A4175 degenerates
HI
3968- H y
;
H
m
break near A 3840
intensity
-
1
in
I and lb
=
1
in
lb
1
in
E
and m.
=
1
in
lb
:
•
1
in
=
1
in
=
1
in
-
i
and
lb
p-
y
.•
;
A 5200;
;
and Y
I and
IH
:
Y
-
<
1
in
II
<
1
in
m
<
1
in
lb
<
1
in
lb
;
H
A 3816
in
Y
,-
H9
and
HI
features showing maxima
L29
3872|
|FeI
or
1
minima
|CN 387l||FeI3879.86|
intermediate types
at
»
stronger
lower
in
luminosity
classes
c
o
stronger
in
luminosity
higher
classes
o'CMa
K3Iab
r
-
1
-
II
1
s
Hno
I
-
ceo:
-
_
(100)
5
I
o i
22
\2
10
10
15
8
3
6
4
_ -
-1
II
I
I
Tl
I
-
(s
-
-
I
I
lifil
I
I
||
K3Ib
Per
EH
I
120
10
25
100
12
(3)
6
(5)
9
II
12
2
8
05
I
I
# ''H
.4H^H
:;
Y Aql
K3n
IK
-
-^^^^^^M
ir-
(
1!
1
18)
8
5
12
9 5
12
120 2
1(
2.5
1°
8
8
1
I
22
8
1(
S
6
*
15
12
i
2J
1
5
TOO
>
I
•
11
ll
8
3
5
2.5
5
.1.
|
1
0.5
1
1
1
6 And
m
K3
r
II
12
8
1
8
5
3
f0
1
7 5
12
2
°
1
I
1
!
I
N
7 2 6 8
1
16
;
2
5
j
1
2
2
53
5
1
i
IS
k 10
,2
3
[l
5
8
1
6
|2
2
2
1
I
_i
1
1
HR
K3 Y
8832
fa,p2
(18)
25
1
30
22
2
(6)
I
12
2 5121C
100
7|
_L
|FeI3581 HFel 3687
Mgl 3838 Cal 3934 Fel 4132.4 G-band
reference lines
Crl 4535-
HZC
Fel 3840.41
Con 3968
ii
I
|H8,fel3888 |FeI
;
4005
CrI
4541
Til
4536
Fel
Fel
A- band
5324
5328
aim O2
7594-
|
7684
|MnI4031-36|
1.
Hy
2.
Structural differences
3
CN break
4.
Absorption
5.
Important
(and probably H6
G- band
Sri 4078
/
/
at
.
blend
\ 4216 present
intensities
line
stronger
)
of
at
in
in
luminosity
higher
classes
X 4175 degenerates
and lb
lab
comparoble
,
strength
into
pronounced
in
line
in
class Y, has strong
in
I and
III
.
absent
wavelength interval
the
Cal 4227
>
Fel 4064
>
1
1
in
in
I
- I
I
Most important regions for luminosity
,
;
=
=
1
1
in IV
in tt
<
,
,
classification
1
in
Crl 4290
Y
<1 inY-I
:
Ca
tt
3968
Fel 4005
-
Hv
1
HB
-
/
/
/
violet
border
in
class
1
Y.
A 3816- X 3889
Mgl 5167-84
ratios:
in
Fel
5006- 15
Fel 4132
Fel 3997,B, Til
X 5200
in
classes
M
- 1
1
in
>
1
in I
1
V
3999 >
in
,
break near
intensity
Y-H
>
- HI
=
1
;
=
1
in
I
=
1
in
E
i
X 3840
between I and
,
in
Y
i
<
1
in
Y
;
<1
in
V-m
<1
in
I
lb
;
L3
classification lines
e On"
BOIa
5 IS 2.5
1
1
4
S
2
(5)
-
30
2.5
1.5
69Cyg
BO
lb
2
as
2 100.53
HD
NEIGHBOURING STAR
30
(5)
16
1.5
SUPERIMPOSED
43818
8
3
1.5
(3)
(3)
1
2SI2.5
kfl
1.5
II
BO
III
(1)
1
101
2
BO
(3)
(1)
HR
2479
0.5
1
05
5
10
10
15
9
3
v
8
3
I
(2)
d
15
I
Q5
3
I
2
Ori
BOY
b.5
2|
(1.5)
0.505 ml
12
12
o
12
III
do
3
10
30
I
I
0J5
iHel
4
12
3
0.6
05
1
1
Hel 3820 HRel 392 6
363«|
Hel 3867 |HeU009l
Hel 3872 IHel 4026I
I
35
4317,
IHeU 4686
I
On 4320
IHel 4713
|
OU
|
U
i
reference lines
15
1
A- band
aim O2
7594-
Hel 4388I
7684
1.
H-lines markedly sharper
2.
Faster decrease
3.
Increased
4
Increasingly stronger
of
strength of
H-
in
line
highest
luminosity class.
strengths with higher series members
H16 through blend with Hel 3705 and H13
in
higher luminosity classes:
Better detectable
6.
Slightly
Most
stronger
in
in
important regions
luminosity classl -
lower luminosity
for
luminosity
not
classification:
blend
3995 (OII3856), blend
covered by
classes:
lower luminosity classes
blend CIII4068. 4069. 4070.
NH
5.
in
through
1
with
On
Hel 3733 most
4070, 4070. 4072
Hel 4144
H6
H11
-
4076
Om 3755, 3757, 3760. SUV3762
H-line wings and/or stronger:
both sides of
.
pronounced
H17
,
oil 4349;
,
blend
Siftf
Nell
in
luminosity class
Cm 4647.4650. 4651. On
4089
,
3727
V
4649 4651,
blend SilV 4116, Hel 4121
,
SID 3984.
L30
stronger
lower
in
luminosity
classes
stronger
higher
a,
c
c
o
o
s
in
luminosity classes
£Cyg
K5Ib
(2)
(1)
a Tau
61
K5
III
K5 Y
CygA
reference
I
ines
line
from Cyg 61
superimposed
1
H-
2
CN break
3.
Absorption intensities
lines stronger
at
X4215 possibly present
more pronounced
4
Important
CrI 4352
Til.
/
line
in
in
/
HL
in
Y
and
A 4102- X 4159
classes
luminosity
comparable strength
of
in
<
1
in
<
1
in
Y-
3999 <
1
in
lb
Fel 4046
Til
important regions
Y
Y
<1
for
m
in I
intensity
differences
increasingly
-
Fel
<1inffl-I
/V 14110,12
4005 /Fel 3997,8.
Most
absent
lb,
interval
ratios:
FeI.CH4306-15/ Cr 4275
H5 4102
in
wovelength
lower
Hy 4340
FeI4118. Col 4119.21
Fel
higher luminosity classes
in
=
1
in
=
1
in
=
1
in
=
1
=
1
in
in
luminosity classification:
Y
mH
5406
Hy 4340
lb
He
>
-
Fel
Fel 4195- 02
I
- I
HI
/ Cal.
/
X 4383
,•
5262-70
4326
/
SrE4078
Sri 4078
/
Fel 4064
Y
H p
-
X5410
<1
in
Y-
<1
in
Y-
Fel 4144
H6 4102
in
1
/
Fel
<1
in
Y
II
II
=
1
in
(=
1
in
=
1
in
Y-H; >
1
in lb
=
1
in
Y
>
1
in IE
=
1 in
II
>
1
in
lb
I
,•
)
;
,
>
1 in
lb
lb
-I
-
L31
MgI5184
stronger
in
MgI5173
ICaI4227l
lower
luminosity classes
|FeI
4005l FeI 4144l[CrI 4352l|MgH 4782| MgI5167
l
S
J
—
o
«»
'S
g
o
stronger
in
higher
luminosity classes
1
i|>
Aur
M0
lab
MO
III
5
12
020
8
(100)
3
6
10
,
liJl
pAnd
HD
U7379
M0Y
(10X4)
(10)
(5)
(10)
|FeI
3687||FeI 3860j|CaII 3968l
|FeI
G- band
4132
31
reference
lines
|
CaH3934 Mnl
|
Fel
4031-
4326
Fel 5406| Nal 5890
A- band
Nal 5896
atm. O2
X
-
,
MnI4036
III
,
|FeI4383|[Ti0 4584|
4046|
t
H-
Intensity
3.
Absorption intensities
in
4.
lines stronger in
break
at
higher
,
5448l|TiQ6159
lower
in
wavelength interval
luminosity classes
A4102- X 4159
of
comparable strength
in
I
.
intensity
lower luminosity classes.
Important
line
ratios:
H-y
4340
/
Fel
FeI4153-59
H6 4102
/
Sri 4078
Fel
Most
t
t
|TiO 4762lfTiO 5168|[TiO
luminosity classes
X 4762 more pronounced
in
I
466 7 TIP 4955
Ti
|H5 4102
2.
7684
|TiO4626lpTi0 4848
lFeI4064|
1.
7594-
,
|FeI
4005
important regions for luminosity
Sr
/
/
4326
<1 inl
Fel 4132
<
1 4078
1
in
lab
,
,
Fel 4064
/ Ti
I
<
3999
classification:
HE
-
X 4383
1
in
lab
;
(
(
=1
in
BE
=1
in
H
)
=1
in
II
)
=
in HI
1
=1
ml
;
>
1
in
lab
;
>
1
in
lab
,
>
1
in
I
>
1
in
lab
.
differences pronounced
Mgl 5184
Ti
Mgl 5173
Fel 5501, 07
15512.14
Til
5945
Til
5937-
L32
1
stronger
in
|CaI
lower
4227
|FeI4144
uminosity classes
!MgH
4-782
NaI5896
Mgl 5167 Fel 5497
Na
in
5890
I
i
•
C
c
o
ICrl
t
I
Fel
4240
Fel 4233-
H64102
1
o
u
1
Srn4078[|SrH4215
II
stronger
in
-
Fel 4148
3990
II
I
Fel 4152
Til 3999
Til
III
I
4025
Til
higher
uminosity classes
\x
4290
I
o
u
II
,
I,.
—
4715
4710 H0 4861
Til
I
.
Til
|Hv 4340
iFel 41 32.4I
I
Mil
IT
I
4376
|FeI
Ml
ill
llFel 5406I
II
I
Cep
M2Ia
s
(6)
6
(7>
7 10
3
J_L
a
Ori
M2Iab
M2Ib
119 Tau
(120)5
2
12
fi
5
(120)
83
(«
10
M2
UMa
4
III
4)
(120) 5
(120)
HD
M2 Y
95735
(120: -
(15)
(40)
(8)
hi
.
|FeI3860
.ii
L
„
Ca n3934|lCrI4275
,
i
— mr
ICoH3968
reference lines
|FeI
4005
||FeI
EX-
1
1.
H- lines stronger
2.
Intensity break
3.
Important
line
at
higher
in
in
lower
<
5448
/
Fel 5406
H-y-
4340
/
Fel
4326
<t
inV-IE.-
H5 4102
/
SrH 4078
<1
in
Most important regions for
1
in
la
;
lb -la;
=
4383||TiP4804|
luminosity
Fel
:
TiO
7684
X
ITJ07590
I
classes
A 4762 increasingly more pronounced
ratios
atm.P2
I
7594-
JC
IFel
luminosity
7054
X
II
I
A-band
X
[TiO
|FeI432 6||TiP4762||TiP 5168||TiP 5597|
4046 ||MnI403
1
TiO 6651
ITT
r
TIP 4462 FriO
4626il lTiO 4955l|Ti0 5448I
~r~rr
3 r
JJZ
G-ba nd |T.0 4667||T.P 5003J|TIO 5497|
ill
4064
|FeI
TiP 5240 TIP 6159
TIP 4422IIT.0 4584||TI0 4848
|
TTTTT
1
in
=1
in
lb
>1
in
V
>1
in
lab
-
lab
,
la
Y-l
luminosity classification;
-
X 4383
Fel
5406
Fel 4326
<
<
1
in II
-
Ta
Fel 4376
/
1
in
Y
-
Fel 4132.4
/H5 4102
<1
in
Y
-lb
3999
<1
in
lb -la
Fel 4005
He
classes.
5497-5507/
.
/ Ti
A 5406
-
I
A 5514
p
lab;
.-
i
IY?)
=
1
in
=
1
in
la
=
1
in
lab
(>1
in
(=
1
in
H)
>1
in
(
.-
la?)
Y-m
L4
interstellar
interstellar
Can 3934
interstellar
4430
6270-84
|HH 3771
interstellar
3762
Nal 5896
01
3760
Nal 5890
Offl
3757
01
3755
Si
IV
H12 3750
|
H13 3734
3733 Hel 3872
|H 14
3722 Hel 3867
xc
H15 3712 Hel 3838
Hill
Hel 3705 H9 3835
classification
I
till
I
I
_t
II
I
H 3995
I
Cm
4647
4367
On
4651
Oil
4649
Oil
4642
foll
EK
IS
4340
On 4349
Hel 4121
n
III
Hel 3785
|H18 3692
x
iN
4144
OH 4415
I
HE 3970 SI1Y4116
~TTT
Si
H10 3798 Hel 3965 |H6 4102 On 4320
[H173697
lines
iHel
Hel 3834
H 16 3704
IH
4417
Oil
rrr
,
Cm 4651
Cm 4650
3889
|H8
Hel
1
..III
L-l
OH 4639
.
3954 |fcUY 40891 On 4317
[Oil
Sim
4553||H"P 4861
Hct6563
Ori
B0.5Ia
2
(D
(3)
u
111
26Cep
B0.5Ib
!,i
1.5
8
4
IS
x
2
Aql
B0.5III
il
(4)
10
4
15
2
2
30
2
1
ePer
B0.5Y
0.5
II
QE
n
4
11
11
M
3634
JHel
reference lines
2
Hel 3926
Sim 3807
iHel
|Hel
n
1
4388
A-band
|
|HeI4471|
atm. O2
f
,
3820
1
4009
'
I
I
|2
U
Hel 3806
[Hel
05
OJ
I
|
5
11
llHel
7594-
4026
7684
CIII4068-70
0114070-76
1.
H-lines
I
2.
Faster decrease
3
Slightly
Increasingly
when broadened)
H-line strengths with
of
increased
strength
of
H16 through
higher luminosity classes.
in
higher series
members (markedly
Hel 3705 (and to a lesserdegree
stronger
in
higher
luminosity
classes:
Hel 3785; Hel 3767, 3772
(On 3954);
5.
Stronger
in
luminosity
Ratio Hel 4471
Most
/cm,
important
on the
of
violet side
of
H16)
in
lower
H13 through Hel 3733) most
luminosity classes.
pronounced
in
classes.
luminosity
lower
4.
sharper (weaker,
slight y
Oil
class
V
4650.
regions
far
:
(blend Hel 4121
>1
lumino<^ty
in
.
Si IV 411 6
supergiants
classification
;
)
i
,
blend
Cm
4647. 4650, 4651
On 4317,4320. 0n4349; (OH
Hel 4144.
=1
in
giants;
both sides of
HO\
<
H11
in
1
-
dwarfs
H18.
,
On
4639, 4642
4367). 0n4415. 4417, blend
both sides
of
Hy.
,
4649. 4651; NH 3995.
Om
3755, 3757. 3760.
Si
IV 3762.
1
L5
interstellar
5896
Hal
Nal 5890
classification lines
|HCt
x
6563
I
1
Cas
B1Ia
4
1
1010
5
11
<«2
i.
2
0.5
C Per
B1 lb
\i
2
1.5
3
4
30
Q5
(5)
1S
(1)
J
1-
HD
B1
199216
1.5
1J5
1.5
II
1
M
1012
(D
12
1.5
|l2
id
2
(2)
30
1
I
1
1
o Per
2
1
12
2
(1)
IS
12 15
IS
12
1
10
Of
1
III
B1
Y
0.5
1.5
4
12
B1
|0JS
A
05
(3)
IS
1
HR
1191
0.5
13 13
13 llS
12
(9)
3634
Hel
I
3820
llHel
I-,
reference lines
Hel 3867
s
1.5
1.5
|HeI
06 4
3926I
4388
A- band
He I 4471
atm.0 2
iHel
JtiL
|Ntt
3995
I
Hel 3872 |Hel 4009
7594-
JZ
[Hel
1.
H-
2.
Abrupt decline of
3.
(Increasingly) stronger
sharper (weaker when broadened
lines slightly
,
H
-
line
in
strengths
on the
)
4026
higher luminosity
in
side
violet
of
Better detectable
5.
Stronger
Ratio
in
Hel 4471
low
in
H16 -which
is
classes.
markedly strengthened
Cm
higher luminosity classes: Hel 4121 (.Si IV 4116), blend
OH
4.
7684
1
higher luminosity classes
luminosity classes
/cm, OH 4650 :>
1
in
:
H16
+
(
;
in
class lb;
;
in
,
4144.-
<
1
(
in
and/or stronger)
;
lower luminosity classes
blend CHL 4647-51,
4317. 4320. Ofl 4415. 4417 014591, 4596; Sim 4553. Sim 4568.
not covered by H-line wings
HeI3705 Hel
class la; =1
through Hel 3705-
4068 -70. OIL 4070-76
blend Hel 3806, Sim
4575,
3807,-
Hel 4922)
lower luminosity classes
XCas: Ha- emission
Most
important regions
for
luminosity classification: both sides
of
H6
:
X 4550- X4650;
H11 - H18
,
both sides
of
H\
Si IV
OH 4639 -51
4089 (only
0114349
in
la)
5
|H11
IH
I
interstellar
interstellar
Call 3934
4430
3727
U 3722 IF8
3889
mi
[H15
Till
Nel 4471
OH4070-7I
i
3712
Hel
*
I
3834 Cm 4068-70; [h
01 4417
OE 4415
I
X
I
CM4647-51
014639-51
H9 3835 Nil 3995 Hel 4121
3705
I
H 16 3704 Sim 3807 HE 3970 SiIV4116 lOI 4367
I
L"
H17 3697I Hel 3806 Hel 3965 |H6 4102 HOII4349
II
M
nun
JZ
|H18 3692 |H10 3798 0113954
SilV4089||HY4340
Hel
Sim 4575
n
classification lines
i
,
2
X
1
L6
3771
IH13.H12I
|Nen
1
1
EH
iJ3
"
Sim 4568
,HeI
4922
I
4553||hB 4861
T
I
l|Sim
I
B2Ia
0ri
2
I.5
7 10
3058
3
5
0.5
4
12
12
2
|7
I
2
1.5
5
1
4
(2)1.5
1
30
2
2
B2Ib
9Cep
0.
4
15 2
3
H
2
2.5
(30)
1
15
B2
eCMa
(1)
0.6
II
1
4
10 1^
OS
3
1.5
15
4 2
3
0.5
X
1
li
2
05
1.5
B2
12 Lac
III
u
II
05
3
12 15
1.5
1
B2IV
Y Peg
1
1
16 18
15
16
5
5
15
3
1.5
L.J
05 05
15
OS
1
ll
I
5 2
(0.5)
1
I
£Cas
B2
Y
304
16 20
0.5 0.5
reference
|HeI 3634|
lines
|HeI
tl
t
H-
2
Abrupt decline of H-line strengths on the violet side
3
5.
highest
in
(Increasingly) stronger
blend
4.
sharp
in
higher luminosity classes
;
in
Increasingly stronger
luminosity classl
in
|[HeI
4026
|[He~I
ISim 5740
Hel 4713
"I
447
Siffl
1
A -band
4717
atm. O2
luminosity class
Cm 4647, 4650,4651,014639-4651 NI
Better detectable
4009
7594-
1
lines quite
He! 4388
3820||HeI 3926
|Hei3867,72||HeI
(not
3995
of
:
H16 (markedly strengthened through Hel 3705)
blend
HeI4121. SilV 4116, blend
(in la stronger than
Hel 40091),
Cm
in
4068. 4069, 4070,
On 3954
;
tower luminosity classes-.
+
OH 4070,4070,
4072.
4076
:
014367. 0E4415.4417, Sim 4553; SiHI4568,4575i (SiIV4089).
covered by H-line wings and/or stronger): blend Hel 3806.
H16
7684
lower luminosity classes.
Sim
3807,-
0E4349;
Nell 3727
Hel 3705; Hel 4144. HeI4922.
Most important regions tor luminosity classification, both sides of
H6-,
HE- Hel 4026.
H11 - H18.
both sides of
Hy
X
Ori
.
Ha- emission?
L7
interstellar
Nal 5896
Nal 5890
classification lines
B3Ia
55Cyg
9
15
05
(30)
1JI2
15
71
1
1*
i
u
1.5
CMa
B3
15
1
05
15
18
0.5 6
15
I!
(1)
14
15
(3)-
(1)
HD
I
2U83
III
05
2
20
B3
1
22
CO-
(1)
(2)
B3Y
TjUMa
25
(D
5
24 3
30
28 2
5 20
He I 3634
Cn 3919 Id 4267
en 3921
iHel 3820
reference lines
t
i
[[Hel
4388
A- band
atm. O2
[Hel 4471
i
,
;
7594-
Hel 3926
II
1
2.
3.
H-
lines
very sharp-
Higher series
Ha
members
(Increasingly) stronger
in
hardly detectable
of
hydrogen
in
7684
|HeI
4009
I
|HeI
4026
|
luminosity
classic
decrease faster
in
lower luminosity classes
Hel 3785
higher luminosity classes: H 16 + Hel 3705,-
0114415.4417.- blend
4
Better detectable
in
luminosity
classl (not covered
by H-(He-) line
01
,•
.
Hel 3867, 3872;
4639. 4642, 4649,
wings and/or
stronger)', blend
Mgl
5.
Increasingly stronger
Most important
regions
in
for
lower luminosity classes:
Hel 4121
4651
.
Cffl
;
Hel 4713 (+S;nU717?J(HeI 4922
4647. 4650,4651 .-Sil 4128
Hel 3806.
Si
III
4*81
Hel 4144.
luminosity classification: red
side
of
H6 He- Hel
i
4026.-
H13- H18
;
A4630
-
X 4720
3807; Nell 3727;
.
4131;
);
NH
3995.
2
3771
|H11
|T
IE 37 59,61
|H12
Call
Hel 3872
n
tjx
3934
,
Sil 3863
H13 3734
ii
interstellar
Hel 3867
3750
,
L8
3889
llH8
^rrH
ii
[H14 3722
SiI385456|
I
^^TT^
II III"
IH15 3712
classification lines
5 Per
B5Ia
0.5
12
1
15
1
30
3
35
NEIGHBOURING STAR
XAur
SUPERIMPOSED
B5Iab
1.5
'i|
5
10
j
12
67
4
1.5
0.5
2
1
2
2
0ph
B5Ib
9
0.5
P5
2020
18
30
TJ
20
&5
4
0.5
2.5
1
6 Per
B5
2022
20
05
4
1
B5
x Her
I
15|
7
1
|
III
3B
0.5
22
|22J25|25j0|
5
18
IV
1
|1.5
20
1
1U
!
|
1
11
XCyg
B5 Y
12
0.5
|l5j ba( 2s| 2s|o(
6
reference lines
05
4
20
I
Hel
0|
25
3820
(1.5
25
i
|
S
20
1
I
[Hel
392 6
||HeI
4144
|
[Hel
4388
[HeT4471
sharper (weaker, when broadened)
1
H-
2.
Higher series
members
3
Increasingly
stronger
lines increasingly
of
in
hydrogen
visible
in
-
Ha
;
Weaker
Most
X Aur
in
class la
important regions
.
Ha
in
.
Hel 4026.
for
ratio
luminosity
emission?
Hel 4009/ Hel 4026
classification:
7594-
higher luminosity classes.
in
highest luminosity classes on well exposed plates with small scintillation.
NI 3995 0E4415,
4
atm. O2
|
hardly detectable -
luminosity classes: Hel 3785, Hel 3806
higher
A- band
I
:
>
He- Hel 4026
1
,
in
(Hel 3867, 3872)
,
,
<
red side
(
Hel 4009),- Hel 41 21
.
(Hel 4922),
SiH 3854 3856, Sil 3863,. Sil 4128,4131.- TiE 3759. 3761
4417.-
la
,
7684
.
1
in all
of H6,-
other
luminosity
H17- H8
.
classes
r
.1
Lb
interstellar
Call
interstellar
interstellar
6270-84
4430
3934
interstellar
Nal 5896
Nal 5890
H8 3889
1
|Htl 3771
Hel 3872
—
IH13
3750 HeI3867 Hel 4009lPeI 4144
rr i
3734 |SiH386 3 |[Nn 3995 Sin 4131 lMaH4481l
|H14
3722
|H12
S.D4128
|HE 3970
|Sin 3854,561
eh:
classification
I
i
i
i
Ott 4417
i
0E4415
lines
IH16
N3
370 4 |H10 3798||HeI 3926 |[hF 4102 ||Hy 4340J
HD
4861
T
iHCt
I
6563
I
NEIGHBOURING star
B6Ia
15 497
IS
1.5
1.5
llil!
12
|lS
15 CS) (20>
0)
111
I
4
ld|(2)
(2)
l_L
B6DI
e Del
05
10
2528 28 28
1
15
20
25
0.5
4
3
0.!
30
i
B6 Y
19Tau
I
1-5
6
202833 33
30
25
|HeI3820
reference
||HeI
40261
iHel
4388
A band
-
1
atm O2
IHel 4471
lines
7594-
7684
1.
H -lines
2.
Increasingly
sharper
in
stronger
higher
in
luminosity
higher
classes
-
Ha
luminosity classes:
detectable
hardly
3872
HeI3867.
,
Sin 3854. 3856;
Most important regions
Difference
for
between classes
luminosity
II
and
Y
classification: H9
hardly
noticeable
-
H8
,
in
la
(Hel 4009)
SiE 3863.
red side
of
H6
.
Hel 4121
Sill
.
He
,
(
Hel
4128. 4131
-
Hel
4026
,
4144).-
NH3995;
Mg II 4481
R1
|CoI3444|
ScH 36141
IFel 3444
Nil 3613|
X
|MnI13442|
I
IFel
IFel 34411
3521
III
I
|Fel 3439|rNiI 34531
|
Ni
I
3542
IFel 3384lfFeI 3393I
1
iTi
II
3384
IfCr
II
3373ll~NiI 3381 |[nTI
I
Ni
I
I
I
I
I
Pel
Trrr-r
3452
ii
[Ni
1
"
V
('
f.
Nil 3434|[Zr 13438llCoI 3449llFeI 346011 Nil
3408
Fel 3427 IlFel 3437|[Coi 3449llMnfl 346011 Nil
33931
Fel
3393
Fel 3407
T
2 n
XXI
I
T
IfNil
3424
I
Fel
3427| |N
j
l
I
I
II
l~~TT
3437||~nTT
3446||NiI
Fel
Nil 3598
Nil
Fel 3595
Fel 36101
X
I
XT
X
3473 Mnll
—
"i
3458|lFeI 3466
X
i
xr
348311 Col
3469 Fel 3477
Nil
i
II
Ni
1
;
3501
i
IlFel
;;t
tt
i
I
|
3510
ii
[Fel
*—
3537
ii
Fel
II
IfFel
I
I
Fel 3475lfNiI
I
3484||Nil
3493 ||Ti
H
3533
rzETJ
I
'
II
11;,
*
i
i
i
*
f
ii
II
3505||Ni
rr
ii
i
I
x
III
3587
urn
i
II
II
Crl 36051
XI
"~~»~^n
3572 Fel 3586 Fel 3604|
Fel
3570
I
_
n
i
i
i
IfFel
i,
3548l lNjI 35661
1
l
Fel
X 36041
X 36021
mr
m
3585 Cr
3585
III
XI]
3524l|NiI 3 548] Fel 3565l|FeI 3581
i
I
II
36071
Fel
Nil
"
350611 Col 3527||MnI 354811
11
I
ilFel
II
Fel 3553
i ll
II
C ol 3587
3554l|CrI 3579
I
I
X
nr
Fel 3554|
Fel 3485|[f7i 3498| [ftt35bTllFeI 3526llMnl
X
I
3489
I
3610|
ICrl 3593I Fel 36091
III
«
II
Fel 3514
3491
3462||MnII 3474 ICol 3483 |MnlI3489|
3415
X
I
Fel 3555I
1
3515|| Fel 3541
i
lMnU3439llCoI 34531
II
|
|
»
II
Fel 3438
Ft I 35881
Fel 3557
INfl 352011 Fel
IFel 3441|
I
T
1
11
Fel
II
|
I
Fel 36021
CM
0)
o
c
<D
500
-
1000
0)
10
(O
c
2000
1000
C
i_
*-»
in
a>
c
1500
-
-
3370
3450
Wavelength
3550
in
A
3
000
R2
<N
c
I
- 1000
1000
I
§
2
000
3
000
-
Wavelength
in
A
2
000
3
000
R3
O
c 1000
- 1500
L_
<D
0)
en
- 3000
I 2000
CD
c
a>
i_
+-*
to
c
4 500
3000 -
4200
4150
o
Wavelength
in
A
4 250
4300
4400
R4
|NII
44591
I
iFel 44 591
Fel 4679
MnI4457
Mnl 4455
Fel 4482
Cal 4457
Fel
Cal 4455
Fel 4476
Til
X
I
Fel
4448
||
Ti II
4444
||
Fel
4482
Fel
X
X
4476
|TiI
4536|
iTil
4536
Ti II
IfTi II
4564'
Fel 4593
4556
Cal 4586
Fel
'
1
Fel 4427
IE
ii
i
I
i
TiII4534
II4468
||Ti
i"-i—rr
|CaI 4425||FeI 4442 ||FeI
4467
I
31
Fel 4415
\
I
ii
Fel 4408
Cal 4436
x~nxx
||CoI
4435
Fel
'i
Fel
i
4462
i
Ti II
Fel
xa
<
\
1
||BoII4554
~n~~r
450l|rFeI 4529 ||T ill 4550
r
4462
H4531
Fel
3ETJ
Fel 4495||FeI
X xn
4525 ||Fen4549
T
4638
Fel 4637-
457 2
X4584
Fell
Fel
III
I
4581
I
Cal 4581
4616
Fel 4613Crl
Fel
4640
Til 4639-
4616
Crl 4613-
X
Fel 4611
X
Fel
4668
—
Fel
Fel 4647Crl
4656
Crl 4646-
4786
4714
||FeI
Fel 4710
Fel
Nil
Fel
X
4709
4737
X
4734
Fel 4728|
D
Fel 4707l|MnI4727
TTT_ -ir-r
Mql
|
Ixr
|MnI 4754||Mn1 4783
w
4655
(Mi I
|
I
Crl 4667
Crl 4665-
4790
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