Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 29
Tafel 5: Wolf-Rayet Sterne WR 133 und WR 140
Zeigt zwei breitbandige Übersichtsspektren (DADOS Spektrograf und 200L Gitter), zur Demonstration
der WR Subtypen WN und WC.
Das Vorkommen und die Intensität der Emissionslinien informiert über die chemische Zusammensetzung
und die gewaltige Anregungsenergie des WR Sterns. Siehe dazu die Tabelle
in Kap. 30: Erforderliche Ionisationsenergie der einzelnen Elemente.
WR 133 Spektralklasse WN4: HD 190918
J2000 RA: 20h 05‘ 57.3‘‘ Dec: +35° 47‘ 18.2“ V=+6.78 m
In ca. 6500 Lj Entfernung versteckt sich der intensiv erforschte
WR 133 im Sternbild Schwan unauffällig in den zentralen Mitgliedern
des offenen Sternhaufens NGC 6871. Trotz „Goto Steuerung“
besteht hier die Gefahr, den falschen Stern zu spektroskopieren –
was aber im Spektrum dann schlagartig erkennbar wird. Vor allem
die hellen He ll „Emissionsknoten“ sind kaum zu übersehen.
WR133
WR 133 bildet mit einem O9 l Überriesen einen spektroskopischen Doppelstern (SB2) mit
einer Umlaufperiode von ca. 112 Tagen. Deshalb sehen wir hier ein Komposit Spektrum,
welches aber klar durch die Emissionslinien von WR 133 dominiert wird (rot beschriftet).
Auffällig sind hier die zahlreichen Linien unterschiedlich hoch ionisierten Stickstoffes, verantwortlich
für die Klassierung WN. Einzig eine schwache Kohlenstoff Emission ist hier zu
sehen, C lV bei λ 5801–12 [230]. Sie ist markant schwächer als beim WC Typen WR 140.
Vom Begleiter stammen hier einzelne Absorptionslinien der H-Balmerserie (schwarz beschriftet),
wie Hδ und Hε, einzelne Heliumlinien. Die Natrium Doppellinie ist hier interstellaren
Ursprungs [344]. Das Kontinuum ist hier, im Vergleich zum unten vorgestellten WR
140, relativ intensiv. Die Publikationen [232] und [233] zeigen, wie aus dem Vergleich der
einzelnen Linienintensitäten auf die dezimale WR-Subklassierung geschlossen werden
kann.
Bei der kräftigen He ll Emission bei λ 6560 besteht die akute Gefahr, dass sie als Hα Linie
bei λ 6562 fehlinterpretiert werden könnte! Die intensivste Linie ist hier klar He ll bei
λ 4686. Die Geschwindigkeit des Sternwindes lässt sich an der Halbwertsbreite FWHM der
beiden intensiven He ll Emissionen abschätzen. Werden diese vom instrumental broadening
[30] bereinigten Werte in die Dopplerformel eingesetzt, ergeben sich bei λ 4686 ≈
1800 / und bei λ 6560 ≈ 1500 /. In der Grössenordnung stimmen diese Zahlen
gut mit Literaturwerten überein ( < 2000 /). Das Spektrum wurde mit dem
90 cm CEDES Cassegrain Teleskop in Falera mit 4x30 Sekunden aufgenommen.
Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [230] [231] [232] [233] [344].