Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 84
20 M(e) Sterne auf dem AGB
20.1 Überblick
Die instabilen M(e) Sterne auf dem AGB haben (noch) eine sauerstoffreiche Atmosphäre
(⁄ < 1)
und sind meistens langperiodisch Veränderliche des Typs LPV (Long Period Variable)
oder „Mira Variable“. Die Schwankungsperiode der Helligkeit liegt in der Grössenordnung
von ca. 100 bis 1000 Tagen. Prototyp dieser Klasse ist Mira (ο ceti). Diese Instabilität
führt zu Schockwellen in der Sternatmosphäre, welche dadurch im Rhythmus der Helligkeitsschwankungen
expandiert und kontrahiert (Radius bis zu Faktor 2!). Infolge dieses
spektakulären Vorgangs verliert der Stern laufend Materie, wie jüngste Aufnahmen von Mira
dokumentieren. Der Stern produziert auf seinem Weg durch die Galaxie eine eindrückliche
Spur mit abgestossener Sternmaterie, welche sich im Ultraviolettbereich auf einer Länge
von ca. 13 Lj verfolgen lässt. Dieses sensationelle Bild wurde mit GALEX (Galaxy Evolution
Explorer, der NASA), im August 2008 aufgenommen:
http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/.
20.2 Spektrale Merkmale der M(e) Sterne auf dem AGB
Parallel zum „Pulsieren“ der Sternatmosphäre treten Emissionslinien variabler Intensität im
Spektrum auf, vor allem die kurzwelligeren H-Balmerlinien ab Hγ. Die maximale Intensität
zeigt meistens Hδ (siehe Tafel 63), weil die, gemäss Balmerdekrement, zwingend intensiveren
Hα, Hβ und Hγ Emissionen durch TiO Absorptionsbänder völlig überprägt (Hα, Hβ), oder
stark abgeschwächt (Hγ) werden – gemäss [1] ein Hinweis darauf, dass die Emissionslinien
in wesentlich tieferen Schichten der Sternatmosphäre als die Titanoxid Absorptionen entstehen.
Auch die Spektralklassierung selbst ist oft über mehrere dezimale Subklassen veränderlich.
Mit einem mässig hoch auflösenden Spektrografen können, ausser den Emissionslinien,
kaum weitere Unterschiede zu einem gewöhnlichen M Stern erkannt werden.
20.3 Kommentierte Spektren
Tafel 63: Überlagert dargestellte Breitbandspektren (200L). Vergleich des M(e) Sterns
Mira, (o Ceti, M7 IIIe, oder M5e–9e [505]) mit dem gewöhnlichen M- Klasse Stern Ras Algethi
(α Her, M5 II), der noch auf dem RGB steht, beschrieben bei Tafel 60.
Mira A, wohl einer der bekanntesten Veränderlichen überhaupt, bildet
die dominierende Komponente eines Doppelsternsystems mit
Mira B (VZ Ceti): Er zeigt eine eindrückliche Helligkeitsschwankung
Vvar ≈ 3 m – 10 m , mit einer Periode von ca. 331 Tagen (LPV). In Einzelfällen
kann er deutlich heller als 2.0 m werden. Seine spektakuläre
Veränderlichkeit wurde bereits 1639 von Holwarda entdeckt. Das
HST Bild (NASA) zeigt Mira in einer Phase mit leicht ovaler Form.
Dank des Durchmessers von >500 Mio. km kann der Stern (mittels
Interferometrie) in einer Distanz von ca. 300 Lj noch als Scheibe aufgelöst werden! Abgesehen
von geringen Intensitätsdifferenzen bei den TiO Bändern sind die Emissionslinien Hδ
und Hγ im Wesentlichen die einzigen spektralen Unterschiede, welche den AGB Stern Mira
vom RGB Stern Ras Algethi unterscheiden. Hδ ist hier deutlich intensiver als Hγ, was bereits
oben begründet wurde. Das Profil wurde am 13.12.2010 (JD 2455544.46) aufgenommen,
ca. 60 Tage nach dem Helligkeitsmaximum, V ≈ 4.1 m (AAVSO).