Arcturus oder α Boötis ist einer der hellsten Sterne am Nachthimmel und mit seiner deutlich orangefarbenen Erscheinung kaum zu übersehen.

Arcturus ist ein Riesenstern der Spektralklasse K1.5 III und ist nur rund 37 Lichtjahren von uns entfernt. Seine effektive Oberflächentemperatur liegt bei ungefähr 4300 K.

Gerade spektroskopisch finde ich solche kühleren Sterne sehr interessant. Im Gegensatz zu heißen B- oder A-Sternen, bei denen Helium beziehungsweise die Wasserstoff-Balmerlinien besonders auffällig sein können, wird das Spektrum von Arcturus von einer großen Zahl an Metalllinien geprägt.

In meinem Spektrum sieht man das sehr schön. Besonders auffällig sind ganz im blauen Bereich die starken Ca-II-H- und K-Linien bei 3968 und 3934 Å. Danach folgen zahlreiche Absorptionsstrukturen von Eisen und Calcium. 

Sehr markant ist auch das breite Kohlenwasserstoff-Band um etwa 4300 Å. Hier handelt es sich nicht einfach um eine einzelne Absorptionslinie, sondern um einen ganzen Bereich molekularer CH-Absorption. Gerade das macht den Unterschied zu den Spektren heißerer Sterne schön sichtbar: Bei den niedrigeren Temperaturen können zunehmend auch molekulare Strukturen im Spektrum eine Rolle spielen.

Weiter Richtung Grün fällt das Mg-I-Triplet um 5170 Å auf. Die drei eigentlichen Linien liegen bei ungefähr 5167, 5173 und 5184 Å. Mit der begrenzten Auflösung des Star Analyser erscheinen solche eng benachbarten Linien natürlich eher als gemeinsame Absorptionsstruktur und nicht wie drei sauber getrennte Linien.

Noch deutlicher ist das bei den bekannten Natrium-D-Linien bei 5890 und 5896 Å. Auch sie liegen nur knapp 6 Å auseinander und sind in meinem Spektrum als starke gemeinsame Absorption sichtbar.

Was mir an diesem Spektrum besonders gefällt, ist aber eigentlich die Gesamtheit der vielen Strukturen. Zwischen den großen markanten Absorptionen liegt ein regelrechter Wald aus schwächeren Linien, vor allem von neutralen Metallen wie Fe I und Ca I.

Auch Hβ bei 4861 Å und Hα bei 6563 Å sind vorhanden, wirken aber längst nicht so dominant wie etwa bei einem A-Stern. Das ist ein schönes Beispiel dafür, dass die Stärke einer Wasserstofflinie nicht einfach zeigt, wie viel Wasserstoff ein Stern enthält. Entscheidend ist auch die Temperatur und damit, wie viele Wasserstoffatome sich gerade in dem für die Balmerlinien notwendigen angeregten Zustand befinden.

Arcturus ist deshalb für mich ein sehr schönes Beispiel dafür, wie unmittelbar man bereits mit niedrig aufgelöster Spektroskopie unterschiedliche Sternklassen erkennen kann.

Ein heißer Stern zeigt ein vergleichsweise übersichtliches Spektrum mit dominanten Wasserstoff- oder Heliumlinien. Bei einem kühleren K-Riesen wie Arcturus wird das Spektrum dagegen zunehmend komplex und von zahlreichen Metalllinien geprägt.

Natürlich muss man bei einer Dispersion von etwa 3,6 Å/Pixel und der begrenzten Auflösung eines Star Analyser 100 mit der Identifikation einzelner schwacher Linien vorsichtig sein. Viele Strukturen sind Überlagerungen mehrerer Linien. Die großen charakteristischen Bereiche – Ca II H&K, CH-G-Band, Mg-I-Triplet, Na-D und die Balmerlinien – lassen sich aber sehr schön wiederfinden.

Und genau das fasziniert mich an der Spektroskopie immer wieder:
Aus einem orangefarbenen Lichtpunkt am Himmel wird plötzlich eine Sternatmosphäre, deren physikalische Eigenschaften direkt im Licht sichtbar werden.

Die Daten:
Lacerta 80/500mm auf Juwei-14
ASI678MM + Star Analyser 100 + 3,8° Prisma
Aufgenommen und bearbeitet mit RSpec