Das Spektrum von 15 f Ursae Maioris

SPEKTRUM
VOX
15 F U R S A E
MAIORIS
165
Das Spektrum von 15 f Ursae Maioris
V o n
GERHARD
MICZAIKA
A u s der Badischen L a n d e s s t e r n w a r t e Heidelberg-Königstuhl
(Z. Naturforschg. 4 a. 165—170 [1949]; eingegangen am 12. Juni 1948)
l ö f U M a b e s i t z t e i n z u s a m m e n g e s e t z t e s S p e k t r u m ( A 3 + F 5 ) . I m B e r e i c h k 3550 Ä b i s
/. 4900 A w u r d e n d i e Ä q u i v a l e n t b r e i t e n der s t ä r k e r e n L i n i e n g e m e s s e n . D e r W a s s e r s t o f f g e h a l t s e i n e r A t m o s p h ä r e ist n o r m a l . D i e B a l m e r - L i n i e n p r o f i l e w e r d e n mit der V e r v e i j sehen T h e o r i e d i s k u t i e r t . S i e b e s t e h e n a u s b r e i t e n F l ü g e l n und t i e f e n K e r n e n .
C a l l >.3933 ( K ) ist f ü r das F - S p e k t r u m d e r M e t a l l e z u s c h w a c h . D i e H ä u f i g k e i t der
M e t a l l e , i n s b e s o n d e r e E i s e n , e r g i b t sich a l s s t a r k ü b e r h ö h t g e g e n ü b e r den n o r m a l e n
A - S t e r n e n s o w i e B - S t e r n e n u n d d e r S o n n e . W a h r s c h e i n l i c h ist der E x z e ß a b e r n i c h t
reell, s o n d e r n a u f e i n e n u n b e k a n n t e n A n r e g u n g * ' - u n d I o n i s a t i o n s m e c h a n i s m u s z u r ü c k zuführen.
15 f Ursae Maioris
(AR9»1'!'8, Dekl. + 52° 0'
[1900] ; 4T54 vis.) ist nach dem Henry-DraperIvatalog ein A 3 - S t e r n mit zusammengesetztem
Spektrum. Nach den Wasserstofflinien ist er vom
T y p A 3 , während die Metallinien, insbesondere die
Linien des Eisens, so kräftig sind, daß sie das
Aussehen eines F 5 - S p e k t r u m s hervorrufen. Die
Mt.Wilson-Klassifizierung 1 ist F 2 p (starke W a s serstofflinien). Das zusammengesetzte Spektrum
kann nicht von zwei Komponenten eines Doppelsterns entsprechender Spektraltypen herrühren,
(1a die K-Linie dann von dem F5-Spektrum her
viel stärker verbreitert sein müßte, als sie es tatsächlich ist. Die Radialgeschwindigkeitsmessungen von M o r g a n 2 und H y n e k 3 ergeben Konstanz und gleiche Werte f ü r verschiedene Linien,
insbesondere auch für K. 1 5 f U M a ist also als
typischer Vertreter der ..metallischen" A-Sterne
anzusehen.
w a r auch der H a u p t s p i e g e l des 7 2 - c m - R e f l e k t o r s m i t
A l u m i n i u m b e l e g t w o r d e n , so d a ß der S p e k t r o g r a p h
n u n v o l l a u s g e n u t z t w e r d e n k a n n und die B e l i c h t u n g s z e i t e n im U V e r h e b l i c h a b g e k ü r z t w e r d e n k ö n n e n ; X 3300 Ä e t w a ist n o c h e r r e i c h b a r . B e i r e i c h l i c h e r V e r b r e i t e r u n g w u r d e n die b e i d e n A u f n a h m e n
150» 1 und 50»" auf P e r u t z - P e r s e n s o - P l a t t e n b e l i c h t e t
u n d mit L e i c a n o l - F e i n k o r n e n t w i c k l e r e n t w i c k e l t . D i e
R e g i s t r i e r u n g der S p e k t r e n u n d A b l e i t u n g d e r Ä q u i v a l e n t b r e i t e n e r f o l g t e in der ü b l i c h e n W e i s e .
W e l l e n l ä n g e n im B e r e i c h ). 3913 b i s X 4703 A sind
v o n M o r g a n 2 g e m e s s e n w o r d e n , im U V sind sie
auf einer d a f ü r angefertigten A u f n a h m e hier bes t i m m t w o r d e n . D a die S t e r n w a r t e H e i d e l b e r g n o c h
k e i n e geeignete E i n r i c h t u n g besitzt, u m W e l l e n l ä n g e n
Uber e i n e n l ä n g e r e n S p e k t r a l b e r e i c h g e n a u m e s s e n
z u k ö n n e n , sind diese z i e m l i c h g r o b e n W e r t e z u m
U n t e r s c h i e d v o n denen, die M o r g a n b e s t i m m t hat, a u f
0,1 A g e g e b e n und n u r z u r I d e n t i f i z i e r u n g g e d a c h t .
2. V e r z e i c h n i s
der g e m e s s e n e n
Linien*
Die photometrischen Messungen wurden auf zwei
P l a t t e n a u s g e f ü h r t , die m i t d e r l a n g e n
Kamera
( F = 375 mm, D i s p e r s i o n 51 Ä / m m b e i H y , 24 Ä / m m
bei l 3500 Ä ) d e s U V - S p e k t r o g r a p h e n 1948 Mai 13 u n d
Mai 14 e r h a l t e n w o r d e n sind. U m S c h w ä r z u n g s k u r v e n
a u f s t e l l e n zu k ö n n e n , w u r d e d a s m e h r f a c h b e s c h r i e b e n e 4 B i p r i s m a im S t r a h l e n g a n g b e n u t z t , das' das
S p e k t r u m in z w e i n e b e n e i n a n d e r l i e g e n d e
Spektren,
die a u s g e o m e t r i s c h e n G r ü n d e n mit v e r s c h i e d e n e n
Intensitäten belichtet werden, aufspaltet. K u r z z u v o r
. Mit ganz wenigen Ausnahmen sind die Messungen der Aquivalentbreiten auf die stärkeren
Linien beschränkt worden. Die verwendeten hochempfindlichen Platten sind nicht feinkörnig genug. um die Messung schwächerer Linien zu
rechtfertigen. Die Identifizierung der Linien erfolgte mit Hilfe der MET-Wellenlängentafeln 5 und
der Multiplet Table of Astrophysical Interest von
M o o r e 8 . Im Gebiet X > 3 9 0 0 A wurde von dem
M o r g a n sehen Katalog ausgiebig Gebrauch gemacht.
* Siehe T a b . 1.
1 W . S. A d a m s',
A . II. J o y , M. L . H u m a s o n
u. A . M. B r a y t o n , A s t r o p h y s i c . J. 81, 187 = C o n trib. Mt. W i l s o n Obs. 511 [1935].
2 W. W.
M organ,
Publ. Y e r k e s Obs. V I I , III
[1935],
3 J. A . H y n e k ,
P e r k i n s O b s . C o n t r i b . 10 [19381.
4 G . R. M i c z a i k a ,
Z . N a t u r f o r s c h g . 3 a . 129 = Mitt.
S t e r n w a r t e H e i d e l b e r g Nr. 53 [ 1 9 4 8 ] ; Z . A s t r o p h y s i k
25, 79 = Mitt. S t e r n w a r t e H e i d e l b e r g N r . 56 [ 1 9 4 8 ] .
5 G. R. H a r r i s o n ,
M a s s a c h u s e t t s I n s t i t u t e of
T e c h n o l o g y W a v e l e n g t h s T a b l e s , N e w Y o r k 1939.
6 C.
E. M o o r e ,
Contrib. Princeton University
O b s . No. 20 [1945].
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0,43
3685.1
0,27
3697.2
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0,68
Identifizierung
Fe I
Fe I
Sc II
VII
Ti I I
Cr I
Fell
Fe I
Mn I
Mn I
Mn I
Fe I
Fe I
Sc II
Sc II
Fe I
Cr I I
Fei
Cr I I
Fe I
Cr I I
Cr I I
Ti I I
Sc I I
Fe I
V II
VII
Fe I I
Fe I
Fe I I
Ti I I
Fe II
Fe I
Cr I I
Cr I I
VII
Fei
Cr I I
Cr I I
Cr I I
Ti I I
H 17
H 16
4,92
8,52
8,54
0,59
1,58
(40)
(30)
(20)
(90)
(3)
4.30
4,54
5,38
9,49
9,80
0,04
0,10
0,24
2,52
0,93
1.20
(7)
pr
(60 r)
(60)
(40)
(20)
(100 R )
(20)
(50)
(30)
(250 R )
5.31
5.32
5,54
5,71
(60)
(30)
(40)
(20)
3.21
3.26
3,30
3,84
8,77
(20)
(15)
pr
(60)
(125 R )
8.92 (200)
/. in A
A- in Ä
3706,1
0,21
3712,0
IdentifizierungCa
Ti
H
H
0,75
3721,9
1,77
3727,3
0,47
3734,4
2,73
3743.4
0,11
3745.5
0,33
II 6,03(10)
I I 6,22 (20)
15 1,97 ( - )
14 1,94 ( - )
V II
Cr I I
Fe I
H 13
Fe I
Fe I
V II
Fe I
3748,6
0,34
3750,2
3,00
3757,0
3764,0
3770,6
7.35 (1000 1)
7,37 (40)
7,62 (50 r)
A-jin A
3906,5
0,59
3913,81
0,30
3916,49
0,23
3918,66
0,14
3920,79
0,14
4.37 ( - )
3.36 (20)
5,56(100 R)
5,81 (800 1)
5,90 (40 r)
F e I I 8.49 (8)
Cr I I 8,68 (7)
H 12
0,15 ( - )
0,51
Fe I
6,94 (4)
0,16
Fe I
3.79 (100 r)
3922,92
0,07
3,55
H 11
0,63 ( — )
3925,84
0,21
3787,7
0,37
V II
7,24 (150)
Fe I
7,88 (50)
3933,63
2,43
3797,9
4,20"
H 10
7.90 ( - )
3938,30
0,28
3807,5
0,59
Fe I
7,53 (7)
3952,66
0,36
3815,8
0,76
3956,51
0,60
3968,48
3970,10
7,16
3983,93
0,57
3997,71
0,68
4000,37
0,15
4005,15
0,56
4021,81
0,48
VII
5.38 (200)
Fe I
5,84 (100 r)
3820,4
0,43
Fe I
0,43 (250 R )
3825,9
0,35
Fei
5,88 (200 R )
3835,4
5,66
H 9
5,93 ( - )
3846,8
0,23
Fei
3850,8
0,43
Fei
3856,5
0,35
6.80 (8)
0,82 (12)
Si I I 6,02 (8)
3859,8
0,51
Fe I
3865,5
0,14
3872,5
0,82
9.91 (300 R )
Fei
5,53 (30)
Cr I I 5,59 (75)
F e I 2.50 (60)
3878,5
0,71
Fe I
5,19 (250)
3889,1
6,67
7,15 ( - )
3905,5
0,24
1,20 (150)
1.27 (6)
1,46(15)
4,69 (2)
4,83 (70)
4,89 (5)
1,46(125 R )
1.48 p r
1.49 (50)
9,41 (300)
9,52 (10)
7,69 (40)
7,86 (50)
A in A
Fe I
Fe I
V II
H 8
Si I
Cr I I
Fe I
7.93 (30)
3,86 ( - )
6.37 (50 r)
8,02 (60)
8 , 5 7 ( 1 0 0 r)
8,71 (300)
9,05 ( - )
5,53 (100)
5,64 (25)
5,66 p r
Identifizierung
Fe I
Ti I I
Fe I
Fe I
V II
Ti I
Cr I
VII
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Cr I
Fe 1
Fe I
Cr I
Fe I
Fe I
Fe I
Ca I I
Mg I
Co I
Fe I
Fe I
Til
Fe I
Fe I
Fe I
Ca I
Ca I I
H 6
Fe I
Fei
VII
Fei
Co I
Fei
Fe I
Fe I
Fei
V II
Fe I
Fe I
6,48
3,46
3,64
4,27
4,33
4.33
(8)
(60)
(4)
(1)
(250)
(35)
6.24 (25)
6,42 (200)
6,73 (6)
8,32 (3)
8,42(4)
8.64 (6)
9,07 ( 3 ) '
9,16(100)
0,26 (20 r)
0,84 (1)
1.02 (50)
2.91 (25 R )
5.65 (4)
5.95 (6)
3.66 (400 R )
8,40 (0)
2.92 (25)
3,16(4)
5.96
6.34
6.46
6,68
7.03
7,05
(2)
(60)
(9)
(12)
(4 n)
(10)
8.47 (350 R )
0,07 ( - )
3.96 (10)
6.97 (2)
7,13 (200)
7,39 (15)
7,90 (40)
8,05(10)
0,27 (1)
0,47 (2)
5.25 (25)
5,71 (800)
1,62 (1)
1,87 (12)
Tali. 1. Ä q u i v a l e n t b r e i t e n .
3. D i e W a s s e r s t o f f l i n i e n
W i r berechnen aus den Äquivalentbreiten der
Balmer-Linien zunächst einen unteren Grenzwert
für die Anzahl NQltH der Wasserstoffatome im
2. Quantenzustand in einer Säule über 1 cm 2
Photosphärenfläche. Unter der Voraussetzung,
daß die Linien in optisch dünner Schicht absorbiert werden, ist 7
A.=
/.
— ~ A; f X M = 0,886 • 10" 1 2 )*f X
niC-
02
02
II,
v
(1)
'
worin e die Elementarladung, m die Masse des
Wasserstoffatoms, c die Lichtgeschwindigkeit bedeuten. F ü r die Oszillatorenstärke f wurden die
Werte von M e n z e l und P e k e r i s " benutzt.
Die Bedingung optisch dünner Schicht wird mit
wachsender Hauptquantenzahl der Linien immer
besser erfüllt. Die aus den einzelnen Balmer7 A . U n s ö 1 d , P h y s i k der S t e r n a t m o s p h ä r e n , B e r lin 1938, S. 289.
8 D. H. M e n z e l
u. Ch. L . P e k e r i s ,
Monthly
N o t i c e s R o y . a s t r o n o m . S o c . 96. 77 [1936].
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Identifizierung:
Cr I I
Fe I
Mn I
Fe I
Mn I
Z r II
Fei
Fe I
Fe I
Fei
Ni I I
Fe I
Fe I
Fe I
Cr I I
Sr I I
H ö
Fe I
Co T
Fe I
Fe I
Fe I I
La II
Fe I
Fe I
Fe I
Si II
VI
V I
Fe I
Cr I I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Fei
Fe I
Ti I I
Fe I
Fe I
Fe I I
Ti I I
0,28 pr
0,50 (6)
0,76 (200 R )
2,64 (4)
3,07(150 R )
5,63 (15)
5,82 (60 r)
8,77 (3)
3.60 (45)
6,98 (6)
7,05 (3)
7,28 (4)
1,52(1)
1,74 (40)
7.50 (4)
7,71 (400 r)
1,74 ( - )
8,55 (15)
8,77 (50)
8,90(1)
2,52 (4)
2,64(4)
3,23 (400)
3,75(1)
7.61
7,81
8.05
8,07
(7)
(3 n)
(8)
(60)
VOX
/. in A
A j in Ä:
4177,56
0,38
4186,96 1 0 3
4187,51 | '
9
4191,47
0,20
4195,23'
0,15
4198,43
0,31
4215,59
4225,30 }
4226,68:1
4233,26
15 F U R S A E
0,61
Q 59
'
0,22
4239,90
0,11
4250,39
0,09
4254,33
0,18
4260,28
0,23
2,02 (60)
2.06 (25)
2.41 (7)
6.51 (1)
7,00 (7)
3.42 (15)
3,87 (30)
8,80 (5 n)
1,70(2)
1,90 (2)
1,90 (30)
2,13 (5)
3,32 (2)
3,45 (8)
3,54(1)
4275,01
0,60
4290,07
0,58
4302,21
4303,18 } 0,42
4807,85
4314,87
0,23
0,51
Identifizierung
A. U n s ö 1 d
S. 290.
A . U n s ö 1 d , Z . A s t r o p h y s i k 21, 22 [1941].
11 G.
R. M i c z a i k a ,
Z . N a t u r f o r s c h g . 3 a , 211
= Mitt. Sternwarte H e i d e l b e r g Nr. 60 [1948].
12 L . H. A l l e r ,
A s t r o p h y s i c . J. 106, 76 [1947].
9
10
167
/. in A j Aj in Ä!
7,54(125)
•4325,69 0,59
7,60(4)
4340,47 j 6,38
7,04 (20)
4351,821 0,72
7,59 (1)
7,80 (20)
1,44 (15)
1,68(2)
5,34 (5)
j i 4358,67 0,32
5,62 (3)
8,17(2)
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8,27 (1)
4367,61 0,84
8,31 (20)
8,65 (4 n)
5,43 (2)
4374,83 0,59
5.52 (300 r)
V I I 5,23 (120)
4388,31! 0,49
Fe I 5,46 (6 11)
Fe I 6,43 (3)
4401,34 0,28
6,73 (500 R )
Cal
3,17(11)
Fe I I
Cr I I 3,25 (10)
4404,75 0,28
Fe I 3,61 (18)
4414,96 0,62
Mn I 9.73 (5)
i
Fe I 9,85 (2)
4430,28 0,18
Fei
0,13 (25)
Fe I 0,79 (25)
Cr I 4,35(1000 R )
4443,53 0,81
Fe I 9,99 (2)
Fe I 0,14(1)
4454,73 0,34
Fe I 0,48 (35)
Cr I 4,80 (800 R )
Cr I 9,72 (700 R )
Ti I I 0,22 (50)
Ti II
1,93(15)
4461,95 0,28
Fe I
2,19(2)
Cal
2.53 (60 r)
Fe I I 3,17(8)
4481,25 0,36
Ca I
7.74 (45)
Ti I I
7.90 (40)
4501,30 0,38
Fe I
7.91 (35)
4554,13 0,11
Ti I
4,80 (25)
Ti I I 4,98 (40)
4861.3
6,75
Fe I 5,09 (10)
Y II
Fe I
Fe I
Fe I
Fei
Fe I
Fe I
Fei
Fe I
Si I I
Fe I
Fe I
Fe I
Fe I
Sr I I
T a b . 1. Ä q u i v a l e n t b r e i t e n
Linien Hat, H ß , H y . . . berechneten N Q 2 H - W e r t e
wachsen also zunächst an. bis sie bei Linien,
deren Flügel sich überlagern, wieder fallen. Die
Überlagerung führt zu einer Depression des Kontinuums und damit auch auf zu kleine Äquivalentbreiten. Eine geeignete Extrapolation der
MAIORIS
Identifizierung
Sc I I
HiCr I
Fe I I
Cr I
Mgl
Mg I
Fe I
Y II
5,01 (40)
0,47 ( - )
1,05 (75)
1,77(9)
1.77 (100)
1,891
;}<3)
1,91/
8,51 (3)
8,73 (30)
?
(-)
7,58(5)
7,66 (15)
7,91 (2)
4,83(1)
4,94 (300).
7,90 (3)
8,41 (4 n)
1,29(5)
1,45(2)
1.55 (30)
Fe I
Ti I I
Fe I
Ti I I
Y II
Fei
Fei
Fe I
Fe I
Ni I
Fei
Fei
Sc I I
La I I
Fei
Fei
Fe I
Ti I I
Fe I
Fe I
Ca I
Zr II
Fe I
Fe I
Fe I
Fei
Mg II
Mg II
Ti I I
Zr II
Ball
H
ß
4,75 (30)
5,13
5.56
9,90
0,20
(20)
(20)
(400)
(2)
3,20
3,80
4,38
4,66
4.78
4,80
5,03
(7)
(50)
(5)
(1)
(80)
(10)
(2)
0,62 (6)
1,21(2)
1,65 (8)
1,99 (4)
L ; ^
1 0 0
1,27
3,96
4,03
1,33
(40)
(12)
(1000 R )
(-)
)
(Fortsetzung).
Kurve vor dem Beginn des Abstiegs auf n — 00
liefert den gesuchten Grenzwert N0<y H. Der Abb. 1
entnehmen wir log N01>H = 16,20.
Dies ist praktisch der gleiche Wert, wTie er sich
auch für Sirius 9 und andere A-Sterne, ferner auch
für die B-Sterne 1 0 1 1 ergibt. 1 5 f U M a unterscheidet sich also in bezug auf die Häufigkeit der H Atome in seiner Atmosphäre nicht von den „normalen" A - und B-Sternen, wrie auch A l l e r 1 2 annimmt.
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G. M I C Z A I K A
168
Die Balmer-Linien sind so breit, daß die Diskussion ihrer Profile auf Spektren unserer Dispersion lohnend erscheint (Abb. 2). Flüchtiges
Betrachten der Spektren oder der Registrierungen
läßt bereits enorme Verbreiterung ihrer Flügel
erkennen. Als Verbreiterungsmechanismus kommt
nur der interatomare Stark-Effekt in Betracht.
C ist eine Konstante, die nach U n s o l d 1 4
0.442- l O - i » für Hy und 0,309-10—16 für Ho beträgt.
F0 = 2,61 e n2^
(3)
ist die Normalfeldstärke, wo n die Zahl der einfach geladenen Ionen + Elektronen pro cm'! bedeutet.
Mit dem Elektronendruck P wird
F0 =. 46,8 • 2 P e 2/3 / T
eist. CGS-Einli.
(4)
und
P
k' (AA) = 6,40 101 C ~ y CA/.)--
(5)
Die Absorption A in den Flügeln ist nun nach
Hl
HB
H8
H10
H12
H11
H16
Unsold
H18
1 5
Abb. 1. Bestimmung des unteren Grenzwertes N0*H
für Wasserstoff.
1
A
3
'
\
/
=
x
hr
TO
8
1
(7)
E - ^ l ^ '
I _
T ist die Oberflächentemperatur des Sterns. Mit
der optischen Tiefe T (AX) innerhalb der Linie
r
//
0
(6)
y-v 1 + 3 / 2 ^ 0 '
i ( M ) =
A
(A/)(L
+ 3 / 2 ^ O )
(8)
kann man mit G r e e n s t e i n 1 " die
Wasserstoffatome N 0O H ermitteln:
H6
,V02H=
Zahl
der
ä ^ j r o g i ^ T .
(9)
A (AX) (AX) 5/2 ä : const, kann aus den Beobachtungen entnommen werden.
Linie
2fH
-16
-8
0
-AI
*8
+16
Abb. 2. Profile der Wasserstofflinien Hy und 116 und
der Ca II - Linie X 3933 Ä (K).
W i r wenden die Theorie des Stark-Effekts von
V e r w e i j1:1 auf die Profile an.
Der Absorptionskoeffizient k' (AX) in einem
Linienflügel ist gegeben durch
Hy
H ,)
A (zU)
(zu)5/2
>
N
8Ä
27
57
(2)
13 S. V e r w e i l ,
Puhl. Astronom. Inst. University
Amsterdam 5 [1936].
14 A. U n s ö 1 d 7, S. 183.
13 A. U n s o l d 7 , S. 241.
H
10
15,0r/pe_
io
15'5
10 16,9
r/Pe^io17'4
Tab. 2. A (AX)(AX) 5/2 .
Es bleibt noch
schätzen. Nun ist
das Verhältnis T/Pe
l
3/2
0 I
k N
abzu-
(10)
k ist die Boltzmannsche Konstante und A'e die
Elektronendichte in der Atmosphäre. Im Spektrum von I S f U M a ist die letzte erkennbare Bal16 J. L. G r e e n s t e i n ,
Astrophysic. J. 95, 161
= Contrib. McDonald Obs. 43 [1942].
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SPEKTRUM
VOX
15 F U R S A E
mer-Linie H17. A u s der M o h 1 e r sehen Formel 1 7
- A
=
23,26 -
(11)
7,5 l o g n
(n m Hauptquantenzahl der letzten erkennbaren
Linie der Serie) folgt daher log N e — 14.0 und
T/Pe « 70 aus (10). Damit wird für JV02 H = 1016>9
bzw. IO17-4 gefunden (Tab. 2). Diese Werte sind
um einen Faktor 10 höher als das frühere Ergebnis für N0OH. Für a Carinae, einen Stern mit
ähnlich stark verbreiterten Balmer-Linien, hatte
G r e e n s t e i n 1 6 aus dem Profil von HB einen
noch höheren Wert (log N 0 2 H = 18.0) gefunden.
Da im Kontinuum T ^ I ist, folgt mit dem kontinuierlichen Absorptionskoeffizienten K 2 ( T ) pro
Wasserstoffatom im 2. Quantenzustand
N02Hk' (AÄ)
A
(A/.)
P = TK,(T)
1
N02HKo(T)
1+
3/2^
(12)
A (AA) (A/.) 5 ' 2 (l + 3 / 2 ,*„) 1/640 C, (13)
oder
+
4 )
64ÖC • <14>
Für A 4000 A hat G r e e n s t e i n Werte von
K2(T) berechnet, log Ne ergibt sich mit K2(10000°)
zu 13.33 l)zw. 13.81, im Mittel um einen Faktor V 3 kleiner als aus der Mohlersclien Formel,
und l o g P e z u 1,47 bzw. 1,95, also etwas geringer,
als kürzlich für A 3 - S t e r n e durchschnittlich gefunden wurde 1 8 . Die Profile der Balmer-Linien
unterscheiden sich von denen gewöhnlicher A Sterne, wie z. B. Sirius; sie zeigen bis zu höheren
Gliedern neben den breiten Flügeln scharfe und
tiefe Kerne, ähnlich wie es A l l e r 1 2 beobachtet
hatte. Die gemessene Profilform dürfte daher reell
sein. Als Ursache für die schmalen Kerne kommt
Absorption in einer Schicht geringer Dichte, also
einer ausgedehnten Hülle etwa, in Betracht, während die Flügel in tieferen und dichteren Schichten entstehen, zumal Strahlungsverdünnung sich
vielleicht bemerkbar macht; Si II X 3856 A ist
gegenüber Mg I X 3838 A kaum stärker, obwohl
diese Linie in den Flügel von H 9 fällt. Bei aCygni
ist Si II X 3856 Ä > Mg I X 3838 A. Die Si Ii-Linien
sind überhaupt schwächer als in a. Cvgni, ebenso
F. L . M ö h l e r , A s t r o p h y s i k J. 90, 429 [19391.
G. R. M i c z a i k a , Z . A s t r o p h y s i k 25, 72 = Mitt.
S t e r n w a r t e H e i d e l b e r g Nr. 54 [ 1 9 4 8 ] ; ebenda 25, 268
= Mitt. S t e r n w a r t e H e i d e l b e r g Nr. 61 [ 1 9 4 8 ] .
17
18
MAIORIS
169
die Mg I I - L i n i e n . Die Kotationsgesehwindigkeit
ist nach der Breite von Mg II X 4481 A sicher
< 100km/sec.
4. D a s F - S p e k t r u m
Ca 11 X 3933 A ( K ) ähnelt den B a l m e r - L i n i e n ;
neben breiten Flügeln besitzt sie einen scharfen
und tiefen Kern. F ü r einen normalen F-Stern ist
sie zu schwach; 15f UMa ähnelt anscheinend
einer Gruppe von Hyaden-Sternen, die T i t u s
und M o r g a n 1 9 entdeckt haben. Nach der K Linie und den Balmer-Linien sind es A 1 - bis A 5 Sterne. Nach den Metallinien (außer Ca 11) jedoch
F-Sterne mit zu schwacher K-Linie. Da bei ihnen
wie auch bei 15 f UMa Ca I X 4226 A normal stark
auftritt, kann die Schwächung nicht an geringerer
Ca-Häufigkeit liegen. Die Zahl der erkennbaren
Balmer-Linien ist mit H17 oder H18 um 2 bis
3 Glieder zu groß, wenn man aus der Parallaxe
Mv = + 2"'l annimmt. Eine Hülle führt auf Vergrößerung der Anzahl erkennbarer Balmer-Linien.
Die absolute Helligkeit verlegt den Stern an den
unteren Hand der Hauptreihe, also in das Gebiet,
in dem auch die erwähnte Hyaden-Gruppe zu finden ist.
Durch die ausgedehnten Profile der BalmerLinien resultieren mit ihnen zahlreiche Blends, so
daß sich die Möglichkeit bietet, eine eventuelle
Schichtung in der Atmosphäre zu erkennen. Leider ist die Dispersion unserer Spektren nicht hinreichend, um die kleinen Linienintensitäten auf
den H-Linien-Fliigeln genau genug messen zu
können.
A u s dem gleichen Grund ist es nicht möglich,
eine detaillierte Diskussion der Wachstumskurve
und der Häufigkeit der Elemente durchzuführen.
Fast alle Linien sind Blends. Dazu kommt die
verfälschende W i r k u n g der Kornschwankungen
auf die gemessenen Äquivalentbreiten schwacher
Linien.
Am zahlreichsten vertreten sind die Linien des
Fe I. Für einen großen Teil von ihnen sind Werte
der relativen Oszillatorenstärken von A. S. K i n g
und R. B. K i n g 2 0 . die sich mit einer Formel von
R. B. K i n g 2 1
f h = 1,85-10-7.rel
J. T i t u a u. W . W . M o r g a n , A s t r o p h y s i k J.
92, 259 [1940],
20 A. S. K i n g
u. R. B. K i n g .
A s t r o p h y s i k J.
87, 24 = Contrib. Mt. W i l s o n Obs. 581 [1938].
21 R. B. K i n g ,
A s t r o p h y s i e . J. 95. 78 = C o n t r i b .
Mt. W i l s o n Obs. 655 [1942].
19
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SPEKTRUM
V O X 15 F U R S A E
MAIORIS
*
in absolute umwandeln lassen, gemessen
den. Da
1
\
Rc 2 A/- D
£t
1 f
2
1/ 2 / . T
a
wor-
C
'
(lo)
1
~
2.T3/'e2
Rc
mc
Nllf
A oD
'
läßt sich AH aus den gemessenen Äquivalentbreiten A• bei Kenntnis der Dämpfungskonstanten
Y = awjj und der Grenztiefe Rc der starken Fraunhofer-Linien angeben. Es besteht starke Wahrscheinlichkeit dafür, daß die Dämpfungskonstantc
sich für verschiedene Multipletts um Beträge bis
zu einer Größenordnung unterscheiden kann, ohne
daß Genaueres zuverlässig bekannt wäre. W i r benutzen einen Mittelwert für a:
a =
0,10.
Für die Reduktion auf N 0 H mit dem BoltzmannFaktor ist Kenntnis der Anregungstemperatur
erforderlich; setzt man dafür 6000°, so wird
\ogN0 H ^ 17,7. Dies ist für einen A-Stern ein
sehr hoher Wert, da für normale A-Sterne die
Zahl der neutralen Eisenatome bei etwa 10 15 liegen dürfte. Er nähert sich schon der Zahl der
neutralen Fisenatome in der Sonnenatmosphäre,
die R. B. K i n g 2 2 mit den gleichen W'erten der
Oszillatorenstärken und Dämpfungskonstante zu
4,3-IO 18 bestimmt hat. Die einfachste Erklärung,
daß Eisen ungleich viel häufiger in der Atmosphäre von 15 f UMa ist als in den normalen ASternen und der Sonne, ist unplausibel. Abgesehen
von der kosmogonischen Unwahrscheinlichkeit —
bei B-Sternen sind bisher keine Häufigkeitsanomalien von einer auch nur entfernt solchen Größe bemerkt worden, für die Sonne und andere kosmische
Objekte (planetarische Nebel, Meteoriten) ebenfalls nicht —, müßte auch F e l l entsprechend verstärkt erscheinen. Nun sind die Fe II-Linien tatsächlich etwas kräftiger als in normalen A-Ster32 R. B. K i n g , A s t r o p h v s i c . J. 95. 82 =
Mt. W i l s o n Obs. 056 [19421.
nen, aber bei weitem nicht ausreichend, um einen
so stark erhöhten Eisengehalt zu fordern wie die
F e i - L i n i e n . Auch die übrigen Metallinien führen auf erhöhte Häufigkeit ihrer Elemente; gegenüber Sternen wie Sirius kann man schätzen, daß
größenordnungsmäßig C a l l , Cr II, S i l , Sr II
etwa um einen Faktor 101, Cr I, F e l l , T i l l etwa
um 101 bis 102 häufiger sind. Mn I dürfte sogar
etwa um den gleichen Betrag häufiger sein als
Fe I. Die Verstärkung scheint also meist die neutralen Zustände mehr zu betreffen. Das Häufigkeitsverhältnis Wasserstoff/Metalle w-ürde daher
bei Sternen wie 15 f UMa merklich verkleinert
werden.
Gegen eine solche Annahme bestehen aber doch
erhebliche Bedenken. Es erscheint sehr zweifelhaft, ob man diesen Häufigkeiten im Hinblick auf
andere Phänomene in den A-Spektren Realität zubilligen darf. W i e G u t h n i c k , M o r g a n u.a.
gefunden haben, sind in manchen A-Sternen die
Linien einiger Elemente mehr oder weniger stark
veränderlich. Nach der Zusammenstellung aller
bisher bekannten Fälle von D e u t s c h2:1 gehören
dazu vor allem neben den neutralen oder einfach
ionisierten Metallen Ca, Cr, Fe, Mg, Mn, Ni, Sr,
Ti. die einfach ionisierten seltenen Erden Ce, Dy,
Eu. Gd, Nd, Pr, Sm. Zum Teil verlaufen die Änderungen regelmäßig mit Perioden von einigen
Tagen und Wochen. Als Ursache Häufigkeitsschwankungen anzusehen, erscheint sehr unplausibel. Die vielfach sehr erheblichen Änderungen
der Totalabsorption durch Temperatur-und Druckänderungen verstehen zu wollen, ist kaum möglich. Vermutlich spielt ein noch unbekannter,
selektiv wirkender Anregungs- und Ionisationsmechanismus eine Rolle, dessen Auffindung für
die Deutung der Mannigfaltigkeit der A-Spektren
von entscheidender Wichtigkeit sein wird. Die
Bedingung, daß in den Atmosphären thermodynamisches Gleichgewicht herrscht, muß dabei sicher
fallen gelassen werden.
Contrib.
23
A . J. D e u t s c h , A s t r o p h y s i c . J. 105, 283 [1947].
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