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Spektroskopie von Beta Aurigae
Nachweis eines spektroskopischen Doppelsterns
Zusammenfassung der Ergebnisse der Facharbeit von Oscar Cuypers & Benjamin Dick, Jahrgangstufe 12
im Schuljahr 2011/2012. Zum Einsatz kam erstmalig ein Gitter mit 1800 L/mm im DADOS-Spektrographen,
mit dem eine deutlich höhere spektrale Auflösung erzielt wird als mit dem Standardgitter 900 L/mm.
Die Facharbeit wurde im Schülerlabor Astronomie des Carl-Fuhlrott-Gymnasiums, Wuppertal angefertigt
unter der Projektleitung von Bernd Koch
Das Schülerlabor Astronomie 1
des Carl-Fuhlrott-Gymnasiums auf den Wuppertaler Südhöhen ermöglicht
Schülern aller Jahrgangstufen und Lehramtsstudenten der nahegelegenen Bergischen Universität Wuppertal
den Einstieg in die praktische Astronomie und Astrophysik. Das für die selbstständige Arbeit an der
Sternwarte benötigte Fachwissen eignen sich die Schüler und Studenten in Form von Ausbildungskursen zu
den Grundlagen der Astronomie, Astrofotografie und Sternspektroskopie an. Mehr als 50 Arbeiten zu
astronomischen Themen sind seit 2009 an dieser Einrichtung bereits entstanden, darunter Staatsexamens,
Bachelor und Masterarbeiten von Lehramtskandidaten. Mit ihren Facharbeiten nehmen die Schüler
erfolgreich an Wettbewerben wie dem Physikpreis des Deutschen Röntgen-Museums und Jugend Forscht
teil.
Die Oberstufenschüler Oscar Cuypers und Benjamin Dick entschieden sich, eine Facharbeit zu ihrem
Wunschthema zu verfassen. Beide nahmen im ersten Halbjahr des Schuljahrs 2011/12 zunächst erfolgreich
an den dafür nötigen Ausbildungskursen teil, die unter der Leitung der Dozenten Michael Winkhaus, Bernd
Koch und Ernst Pollmann bis Anfang Januar 2012 durchgeführt wurden. In knapp zwei Monaten bis zur
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Abgabe der Arbeit Anfang März gelang es Oscar Cuypers und Benjamin Dick, mit MaxIm DL Aufnahmen des
spektroskopischen Doppelsterns β Aur anzufertigen (Abb. 1), mit der Software VisualSpec 3 (Abb. 2) zu
kalibrieren und das Ergebnis mit den Messungen von Olivier Thizy 4
(Abb. 3) in Relation zu setzen.
Abbildung 1: Das aufgenommene Spektrum von β Aurigae
1 www.physikdidaktik.uni-wuppertal.de/fileadmin/physik/didaktik/Physik_in_der_Schule_Heft2-2012_01.pdf
2 www.cyanogen.com
3 www.astrosurf.com/vdesnoux
4 www.shelyak.com/dossier.php?id_dossier=22
März 2013 Dipl.-Phys. Bernd Koch Seite 1

Abbildung 2: Mit VisualSpec kalibriertes und coloriertes Spektrum von β Aurigae
Der spektroskopische Doppelstern β Aurigae besteht aus zwei etwa gleichgroßen Komponenten vom
gleichen Spektraltyp A2, die etwa die gleiche Masse aufweisen. Sie umkreisen sich fast perfekt auf einer
Kreisbahn, was anhand des Phasendiagramms (Abb. 3) ersichtlich ist. Die für die beiden Sternkomponenten
jeweils gegen die Phase aufgetragenen Radialgeschwindigkeitswerte zeigen einen nahezu perfekten
Sinus/Cosinus-Verlauf. Eine Phase von 1 bedeutet einen vollendeten Umlauf in 3,96 Tagen. Aufgrund des
Dopplereffekts ist das Licht des sich dem Beobachter annähernden Sterns zu kürzeren Wellenlängen
blauverschoben, während das Licht der anderen, sich entfernenden Sternkomponente rotverschoben ist.
Sind, wie in diesem Fall, beide Sternkomponenten Spektrum sichtbar, sieht man eine Aufspaltung der
Spektrallinien (Abb. 2). Diese beträgt zum Beobachtungsdatum ca. 3,2Å.
Die Aufspaltung Δ

Abbildung 3: Radialgeschwindigkeitskurve von β Aurigae. Grün: Messung von Oscar Cuypers und Benjamin Dick.
Schwarz: Messung von Olivier Thizy
Das Ziel dieser Facharbeit wurde erreicht, indem die Aufspaltung der Spektrallinien von β Aurigae genau
vermessen und in Relation zu Messwerten des Autors Olivier Thizy gesetzt wurde. Die
Radialgeschwindigkeiten beider Komponenten konnten nicht einzeln gemessen werden, da keine kalibrierte
Spektrallampe mit exakt bekannten Laborwellenlängen im Bereich um Hβ zur Verfügung stand. Die zur
Fokussierung verwendete Energiesparlampe Ormalight ist für eine Wellenlängenkalibrierung nicht geeignet,
weil starke Fluoreszenzbanden der Seltenen Erden in der Beschichtung der Lampe das Hg-Spektrum in
diesem Spektralbereich überlagern. Die Wellenlängen dieser Banden sind für hochauflösende Messungen
von Wellenlängenverschiebungen ungeeignet, weil sie nicht genau bekannt sind. Eine vorhandene Ne-
Glimmlampe konnte im Blaugrünen nicht verwendet werden, weil es zu wenige und zudem zu schwache
Linien gibt. Geeignet sind Lampen mit Füllungen von Ar, Xe oder Th, die über starke Linien im Blaugrünen
verfügen. Diese Lampen sind in der Regel sehr teuer. Derzeit ist am CFG Wuppertal eine preiswerte
Plasmaröhre 6
in Erprobung, die mir Ne, Ar und Xe gefüllt ist und über das gesamte visuelle Spektrum genau
bekannte Referenzlinien bereitstellt.
Sollte in Zukunft die absolute Wellenlängenkalibrierung damit gelingen, ist mit dem DADOS-Gitter 1800
L/mm die hochauflösende Spektroskopie möglich. Aus den dann ermittelten Radialgeschwindigkeitswerten
der einzelnen Doppelsternkomponenten können unter Zuhilfenahme bekannter photometrischer
Messungen dieses Bedeckungssterns vom Typ Algol die vollständigen Parameter des Doppelsternsystems
bestimmt werden: Massen beider Sterne, Bahnradien, Exzentrizität der Umlaufbahn, Zeitpunkt des
Periastrons, Umlaufsperiode, Länge des Periastrons und Bahnneigung sowie die Systemgeschwindigkeit
relativ zur Sonne.
Autor: Bernd Koch, CFG Wuppertal. Leitung des Projektkurses Astronomie in der Stufe Q1 am Schülerlabor
Astronomie des Carl-Fuhlrott-Gymnasiums, Wuppertal. Kontakt: Bernd.Koch@astrofoto.de
6 http://forum.astronomie.de/phpapps/ubbthreads/ubbthreads.php/topics/987888/Kalibrationslicht_fur_den_LHIR#Post987888
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