Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

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Spektralatlas für Astroamateure 94 Diese Klassifikation kann noch mit folgenden Indizes ergänzt werden [107], [2]: Index Spezifikation C2 - Index Intensität der molekularen C2 Swan Bänder. Skala 1 – 5 CH - Index Intensität der molekularen CH–Absorption. Skala 1 – 6. MS - Index Intensität der Merril Sanford Bands (SiC2), Skala 1 – 5 J - Index Intensitätsverhältnis der C2 Molekular Absorptionen mit den Isotopen 12C13C und 12C12C, Skala 1 – 5. Elemente In einzelnen Fällen werden für starke Lithium- und Natriumlinien Indexwerte angegeben. In der vorgestellten Systematik nicht enthalten ist die noch weitgehend unverstandene Klasse dC der Kohlenstoff Zwergsterne auf der Hauptreihe (carbon dwarfs). 22.5 Stellung dieser Subklassen in der Evolution der Kohlenstoffsterne Aktuelle, professionelle Publikationen, vermitteln ein eher diffuses Bild über die Bedeutung dieser Subklassen innerhalb der Evolution der Kohlenstoffsterne. Viele Details, so z.B. über die „Dredge up“ Prozesse, scheinen noch weitgehend unklar zu sein. Zudem soll die theoretische Modellierung von „Kohlenstoffatmosphären“ (⁄ > 1) Schwierigkeiten bereiten. Analog zur S-Klasse werden auch Kohlenstoffsterne auf dem AGB als „intrinsisch“ bezeichnet. Wahrscheinlich bilden die Subklasse C–N, sowie die späten C–R Vertreter, die letzte Entwicklungsstufe der AGB Sequenz. Diese Teilgruppen verhalten sich wie M-Riesen und zeigen sehr ähnliche Spektren. Dazu passt auch, dass sie als sog. „Low Mass Objects“ ≤ 3 Sonnenmassen haben, veränderlich sind und typischerweise einen Massenverlust zeigen. Frühe C–R Vertreter hingegen zeigen weder eine Variabilität noch einen signifikanten Massenverlust. Sie scheinen keine AGB Sterne zu sein und verhalten sich wie Riesen der Spektralklasse K. Diskutiert wird das Szenario eines im Kern Helium fusionierenden Sterns auf dem Horizontalen Ast (HB). Es bleibt dabei jedoch rätselhaft, durch welche Vorgänge der im Kern entstehende Kohlenstoff an die Oberfläche befördert werden soll. Diskutiert wird sogar die Hypothese von ehemaligen Doppelsternsystemen, deren Massen zu einem einzigen Stern fusioniert sind. Die Position der C–J Klasse auf dem AGB ist unklar. Es wird diskutiert, dass sie als „Low Mass Objects“ eine Weiterentwicklung der C–R Klasse auf dem AGB darstellen könnte. Die C–H Klasse scheint „extrinsisch“ zu sein. Die meisten Vertreter stehen auf dem Horizontalen Ast (HB) und sind dominierende Komponenten eines engen Doppelsterns. Dies legt ein Massentransfer-Szenario nahe, analog zur extrinsischen S–Klasse. 22.6 Merrill Sanford Bands (MS) Schon anfangs des 20. Jahrhunderts fielen in Spektren bestimmter Kohlenstoffsterne im Bereich λλ 4640 – 5200 intensive Absorptionen auf, welche lange Zeit nicht gedeutet werden konnten. Die intensivsten Bandheads liegen bei λλ 4977, 4909, 4867, 4640 und 4581. Benannt sind diese Banden nach den beiden Entdeckern, welche sie 1926 zuerst beschrieben hatten. Erst 1956 gelang Kleman mit Laborspektren der Nachweis, dass es sich hier um Siliziumkarbid SiC2 handelt. Dazu erhitzte er Silizium in einer Graphit Röhre auf 2500 K. P. J. Sarre et al. haben auch gezeigt [109], dass die MS Bänder in kühleren Schichten der Sternatmosphäre, weit ausserhalb der Photosphäre, entstehen müssen. MS Bands treten am häufigsten bei der gesamten C–J- und den frühen C–N Klassen auf.
Spektralatlas für Astroamateure 95 22.7 Kommentierte Spektren Der überwiegende Teil der Kohlenstoffsterne gehört zur Subklasse C–N, welche hier mit einigen Beispielen dokumentiert wird. Die Spektralklassen werden hier im alten MK C-System angegeben (Stephenson's 1989 catalogue [500]). Falls vorhanden, wird auch noch die Klassierung nach dem „Revidierten MK System“ angefügt [107]. Tafel 67: Demonstration der spektralen Differenzen unterschiedlich klassierter Sterne der C–Klasse. Zum Vergleich drei überlagert dargestellte Breitbandspektren (200L). WZ Cassiopeiae: HD 224855, Spektralklasse C9,2 Li oder C-N7 III: C2 2 Li 10. J2000 RA: 00h 01‘ 16‘‘ Dec: +60° 21‘ 19“ V= var +6.5 – 8.5 m Dieser extrem spät klassierte, kühle Kohlenstoff Riese, mit einer Oberflächentemperatur von nur ca. 2500 K, steht in ca. 1500 Lj Entfernung im Sternbild Kassiopeia. Er erzeugt als Doppelsternkomponente, zusammen mit einem weiss leuchtenden Begleiter des Typs A0 (V ≈ 8 m ), einen starken Farbkontrast (Bild: www.astro.sci.muni.cz/). Dieses Spektrum wird, neben den eher schwachen Swan Bändern (hier mit Indexwert 2 klassiert), geprägt durch die imposante, fast voll gesättigte (!) Na l Doppellinie, sowie unverwechselbar auch durch die eindrückliche Absorption von Lithium Li l (λ 6708), deren Intensität den Indexwert 10 erreicht. Deswegen wird WZ Cassiopeiae oft auch als „Lithium Stern“ bezeichnet [348]. Gemäss [349] ist McKellar 1941 mit dieser Linie der erste Nachweis des Elements ausserhalb des Sonnensystems gelungen – ein kleines, hier zufällig entdecktes Detail der Wissenschaftsgeschichte! Weiter ist das Profil durch Absorptionen der CN- und C2- Bänder geprägt. Die H– Balmerlinien sind hier kaum erkennbar. Aufnahme: DADOS, 35μm Spalt, Celestron C8 / 3x85 sec. Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [100], [104], [110], [348], [349]. Z Piscium: HD 7561, Spektralklasse C7,3 oder C–N5 C2 4 J2000 RA: 01h 16‘ 05‘‘ Dec: +25° 46‘ 10“ V= var., max. +6.8 m Dieser Überriese, mit einer Oberflächentemperatur von ca. 3000 K, steht in etwa 1500 Lj Entfernung im Sternbild Fische [105]. Er ist mit C7,3 früher klassiert als WZ Cas. Die Kohlenstoffabsorptionen sind hier intensiver, die Natriumlinie jedoch deutlich schwächer als bei WZ Cas. Anstelle der ausserordentlichen Lithium Linie ist hier die CN Absorption bei λ 6656 ungestört zu sehen. Aufnahme: DADOS, 50μm Spalt, Celestron C8 / 3x60 sec. Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [100], [104], [110], [348]. W Orionis: HD 32736, Spektralklasse C5,4 J2000 RA: 5h 05‘ 59“ Dec: +1° 11‘ 27“ V = var. max.+5.88 m Die Leuchtkraftklasse dieses Kohlenstoffriesen (ca. 700 Lj), lässt sich nur schwer bestimmen [506]. Auffällig sind hier die Merrill Sanford Bands, welche bei den zwei anderen, deutlich später klassierten Spektren, kaum in Erscheinung treten. Aufnahme: DADOS, 25μm Spalt, Celestron C8 / 5x42 sec. Die Linienidentifikation basiert u. a. auf [100], [104], [110], [107], [109] [348]. Tafel 67a: W Orionis. Höher aufgelöstes Spektrum (900L) im Bereich der Merrill Sanford Bands. Die Linienidentifikation basiert hier zusätzlich noch auf [108].
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