Wie wir in Abschnitt 4 gesehen haben, fungiert der Nebel
als ,,Photonentransformator``.Dies hat zur Folge, daß der Fluß einer
Nebelemissionslinie vo H oder He proportional zur Gesamtzahl der
vom Stern emittierten H oder HeII ionisierenden Photonen ist. Dieser
von Zanstra erkannte Sachverhalt kann nun zur Bestimmung der
Effektivtemperatur 
des Zentralsternes herangezogen werden.
Benötigte Werte und Beobachtungsgrö
(spaltlos) in 
:
in
(Referenzfrequenz):
wobei
) von H
, 
ist aus einer
spaltlosen Messung (d.h der komplette Nebel wurde ausgemessen)
bereits bekannt (s.oben). Damit und mit den 
und 
kann jetzt auch der absolute Fluß der
HeII(
)-Linie bestimmt werden (Achtung Fehlerquelle!).
wobei
Der so erhaltene Fluß
muß noch um die Extinktion bei dieser Wellenlänge
vergrö werden (+1.04c).
Mit Gl.(10) kann man jetzt die
beobachteten Zanstra-Verhältnisse jeweils für beide Linien
berechnen (Verständnisfrage: warum kann man der Bestimmung mittels
H
alleine nicht trauen? Hinweis: optische Tiefe für H und
He, unterschiedliche Winkeldurchmesser).
Die Effektivtemperatur kann nun mit Gl.(5) für beide Linien
berechnet werden, wobei sowohl die
Planckfunktion (
) als auch die Ergebnisse
von non-LTE Modellatmosphären Anwendung finden
sollen (
). Siehe dazu Tabelle III.
Beachte, daß dort die Zahl der ionisierenden Photonen N(H,He+) in
und 
in 
angegeben sind.
Bei einem möglichen Unterschied zwischen 
und
sollte im weiteren 
Verwendung finden. Der
Grund dafür liegt im Einfluß des Sternwindes auf die Besetzungszahlen.
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