Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 43
11 Be Sterne
Be Sterne bilden eine grössere Untergruppe der
Spektralklasse B, zeigen eine hohe Rotationsgeschwindigkeit
und kommen in geringer Zahl auch
noch in der frühen A-Klasse vor. Sie stehen meist
noch auf- oder nahe der Hauptreihe, mit einzelnen
Exemplaren, welche das Riesenstadium erreicht haben.
Die obere Grenze liegt bei der Leuchtkraftklasse
III. Als erster Be- Stern wurde γ Cassiopeiae bereits
1868 von Pater Angelo Secchi entdeckt, welcher
sich über die „hellen Linien“ in diesem Spektrum
University Western Ontario
wunderte (Tafel 14A). Der Kleinbuchstabe e (Be) besagt bereits, dass hier Emissionslinien
auftreten. Da das Be Stadiums oft nur temporär auftritt, fehlt bei dieser Sternklasse in einigen
Datenbanken der Suffix e. Im Gegensatz zu den Sternen, welche durch expandierende
Materie P Cygni Profile zeigen (Tafel 13), handelt es sich bei den Be-Typen um eine häufig
nur temporär auftretende, in der Äquatorebene zirkumstellar rotierende Gasscheibe. Deren
Entstehungsmechanismus ist noch nicht voll verstanden. Dieses Phänomen wird begleitet
von Wasserstoff- und Heliumemissionen im Spektrum, sowie starker Infrarot- und Röntgenstrahlung.
Ausserhalb dieser Phasen kann der Stern ein scheinbar normales Dasein in der
B-Klasse fristen.
Der ca. 450 Lj entfernte Dschubba , dominierende Komponente eines vierfach Sternsystems,
ist seit etwa 2000 von der Spektralklasse B0.3 lV in den Be- Status mutiert und hat
eine charakteristische Gasscheibe ausgebildet. Die scheinbare Rotationsgeschwindigkeit
des Sterns wird mit ca. 180 km/s angegeben [505].
Die Spektren in Tafel 14 reflektieren den Zustand der Gasscheibe zu verschiedenen Zeitpunkten.
Die Hα Linie wurde am 18.8.2009 aufgenommen und steht voll in Emission. Ihre
Intensität ist deutlich niedriger als bei P Cygni,
trotzdem aber noch so gross, dass das interessante,
schwächere Doppelpeak Profil der Heliumlinie
bei λ 6678 übersehen werden könnte.
∆V peak
Um Details sichtbar zu machen, muss auch hier
R
ins Spektrum gezoomt werden. Dieser Doppelpeak
entsteht aus einer Kombination von Doppler-
und Perspektiveffekten, wie die Grafik zeigt.
V
Die Intensitäten V und R, sowie der Abstand der
beiden Peaks, verraten einiges über den aktuell
1 Kontinuumsniveau Ic=1
erscheinenden Zustand der Scheibe. Detaillierte
Infos mit Formeln und Beispielen siehe [30]
Ic
und [31].
Auf diese Linien konzentriert sich das Hauptinteresse
der Forschung. Es sind aber noch wei-
0
λHα Wellenlänge λ
tere bemerkenswerte Effekte zu sehen. So zeigt auch Hβ eine Emissionslinie, welche hier
aus einer breiten, photosphärischen Absorptionslinie des Zentralsterns emporwächst
[250]. Solche spektralen Strukturen werden daher englisch auch emission- oder shell cores
genannt [2]. Hγ, Hδ und Hε hingegen erscheinen bei dieser Auflösung als „normale“ Absorptionslinien,
eine Anregung für Amateure, sich auch diese Linien mal höher auflösend
anzusehen. Weiter ist bei ca. λ 3700 noch eine intensive Doppelpeak Emission zu sehen.
Eine vergleichbare Struktur hat in diesem Wellenlängenbereich H.A. Abt als „Disk Line“ unter
A-Type Disk Stars [702] beschrieben. In [2] wird das sechsstufige Klassierungssystem
nach Lesh vorgestellt. Je mehr Linien der H Balmerserie (und einiger anderer Elemente) in
Emission erscheinen, desto intensiver (höher) wird demnach das Be-Phänomen klassiert.
Hier als Hinweis noch die erforderliche Anregungsenergie [eV] einiger H-Balmerlinien, ausgehend
vom Grundzustand =1: Hα: 10.2, Hβ: 12.1, Hγ: 12.7, Hδ: 13.0
Normierte Intensität