Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 87
21.3 „Intrinsische“ und „extrinsische“ („symbiotische“) S-Sterne
Gemäss [2] kann diese Systematik nicht die Gesamtheit aller S -Klasse- und Kohlenstoffsterne
erklären. So zeigen viele nicht oder nur gering variable S-Sterne, welche zudem oft
ausserhalb des AGB stehen, kein instabiles, kurzlebiges 99 Tc Isotop (Technetium) im Spektrum
– daher englisch „Tc - poor“ genannt. Dies betrifft immerhin ca. 40% aller registrierter
MS und S Typen [160]. Eine aktuelle, noch debattierte Theorie, postuliert bei diesen Typen
einen Massetransfer, der das ZrO von einem nahen Begleitstern in die Sternatmosphäre
bringen soll. Sie werden daher auch als „extrinsic“ oder „symbiotic“ bezeichnet. Paradebeispiel
ist der relativ helle und nur leicht variable (V ≈ 5.2 m ) BD Camelopardalis (Tafel 66a).
Tatsächlich sind solche Objekte relativ heiss und bilden Komponenten von engen Doppelsternsystemen.
Diese Eigenschaften, sowie eine geringe Variabilität und das Fehlen von
99 Tc im Spektrum, bilden gegenwärtig die wesentlichen Erkennungsmerkmale eines
„extrinsischen“ S-Klasse Sterns. In der Spektralklassierung wird diese Unterscheidung
manchmal mit dem Zusatz „symbiotic“ oder „extrinsic“ angegeben. Im Gegensatz dazu zeigt
die AGB Variante der S-Klasse thermische Pulse, ist meist stark variabel und wird englisch
als „Tc - rich“ oder „Intrinsic“ bezeichnet, d.h. die für die S-Klassierung verantwortlichen
Elemente/Moleküle werden vom Stern selbst erzeugt.
21.4 Hinweise zur Beobachtung von S-Sternen
Auf dem AGB erfüllt eine Sternatmosphäre die Bedingung ⁄ ≈ 1nur
während einer kurzen
Phase. S-klassierte Sterne sind daher sehr selten. Für unsere Galaxis sind nur ca. 1300
registriert [160]. In der Amateurliteratur wird als Paradeobjekt oft Chi Cygni vorgeschlagen,
dessen Helligkeit im Maximum bis 3.3 m erreichen kann. Leider hat dieser, wie auch alle anderen,
hellen S-Sterne, einen sehr tiefen C/O Index. Entsprechend gross ist bei Anfängern
die Enttäuschung, wenn in niedrig aufgelösten Spektren, wenn überhaupt, nur schwache
Anzeichen von Zirkonium gesehen werden können. Es gibt aber einige Vertreter mit hohem
C/O Index, deren Helligkeit im Maximum bis ca. 7 m erreicht. In diesem Stadium werden sie
für Spaltspektrografen an nachgeführten Teleskopen mittlerer Öffnung erreichbar. Dazu
gehören R Cygni HD185456 und R Geminorum HD 53791. Weiter auch R Lyncis HD
51610, U Cassiopeiae HD 4350, S Ursae Maioris HD 110813 und V Cancri 70276. Für die
meisten variablen S-Sterne kann die aktuelle Helligkeit bei AAVSO [507] gefunden werden.
21.5 Kommentierte Spektren
Tafel 65: Demonstration der spektralen Entwicklung auf dem AGB. Zum Vergleich zwei
überlagert dargestellte Breitbandspektren (200L). M(e) Stern Mira (o ceti) (siehe Tafel 63)
und S-Klasse Stern R Cygni (S4/6e) [2] mit hohem C/O Index = 6. Der Vergleich der beiden
Profile zeigt eindrücklich den radikalen Wandel von der Spektralklasse M(e) zu einem extremen
S-Typen mit hohem C/O Index und eindrücklichen ZrO Absorptionen.
R Cygni, HD 185456 (? Lj), ist stark veränderlich, gemäss AAVSO: Vvar ≈ 7.5 m – 13.9 m , und
zeigt eine Periode von ca. 429 Tagen (LPV). Die Helligkeitsmaxima und -minima zeigen, im
Vergleich der einzelnen Perioden, grössere Abweichungen. Bei der sauerstoffreichen Mira
Atmosphäre dominieren noch die markanten TiO Bänder. Im Profil von R Cygni sind, infolge
des starken Sauerstoffmangels, praktisch nur noch ZrO Absorptionsbanden, atomare Linien
von S-Prozess Elementen, sowie eine kräftige Na I Absorption zu sehen. Infolge verschiedener
Effekte, siehe [2], sind bei der extremen S-Klasse die äusseren Atmosphärenschichten
„transparenter“ geworden. Deshalb erscheinen hier auch sämtliche Emissionslinien der H-
Balmerserie – Hα allerdings, im Vergleich zu den Vorgaben des Balmerdekrements, deutlich
gedämpft. Bei Mira sind nur Hγ und Hδ in Emission. Die Identifikation der 99 Tc Linien
(„Intrinsic Marker“ Technetium) bei λλ 4238, 4262 und 4297 ist bei dieser niedrigen Auflösung
unsicher. Das Profil wurde am 3.4.2011 (JD 2455654.56) im Bereich des Helligkeitsmaximums
V ≈ 7.5 m (AAVSO) mit dem Celestron C8, 4x240 Sekunden, aufgenommen.
Die detaillierte ZrO Linienidentifikation wurde hier ermöglicht durch [141] – in zweiter Linie
mit [2].