Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 68
16.6 Die Rotationsgeschwindigkeit der Fixsterne
Infolge der grossen Distanzen können selbst mit grossen Teleskopen, mit wenigen Ausnahmen,
Fixsterne nicht als Scheiben gesehen werden, sondern lediglich infolge von Beugungseffekten
in der Optik als kleine Beugungsscheibchen (sog. Airy disk). Deshalb versagt
hier die oben vorgestellte Methode, welche „flächig“ erscheinenden Himmelsobjekten vorbehalten
bleibt. Heute existieren zahlreiche Methoden zur Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit,
z.B. mit photometrisch detektierten Helligkeitsschwankungen oder mittels
Interferometrie. Das Bestreben, die projizierte Rotationsgeschwindigkeit s aus dem
Spektrum zu gewinnen, ist fast so alt wie die Spektroskopie selbst.
William Abney hat bereits 1877 vorgeschlagen, s anhand der rotationsbedingten Verbreiterung
der Spektrallinien zu bestimmen. Dieses Phänomen ist ebenfalls auf den Dopplereffekt
zurückzuführen, da sich das Spektrum aus dem Licht der gesamten uns zugewandten
Sternoberfläche zusammensetzt. Die Verbreiterung und Abflachung der Linien entsteht
durch die rotationsbedingt unterschiedlichen Radialgeschwindigkeiten der einzelnen Oberflächenpunkte.
Dieses sog. „rotational broadening“
ist aber nicht der einzige Effekt, welcher
die Halbwertsbreite der Spektrallinie beeinflusst
(siehe Kap. 7.2). Deshalb wurde mit
verschiedenen Methoden erfolgreich versucht,
den Doppler-bedingten Verbreiterungsanteil zu
isolieren, z.B. durch den Vergleich mit synthetisch
modellierten Spektren oder Standard Sternen
geringer Rotationsgeschwindigkeit. Die Grafik
rechts [52] zeigt diesen Einfluss auf die Form
der Mg II Linie, bei 4481.2 Å, für einen Stern der
Spektralklasse A.
Die zahlreichen, gemessenen Rotationsgeschwindigkeiten
von Hauptreihesternen zeigen
ein bemerkenswertes Verhalten bezüglich der
Spektralklassen. Die Grafik zeigt eine Geschwindigkeitsabnahme
von den frühen zu den
späten Spektralklassen (nach Slettebak). Ab
Spektralklasse G und später beträgt s noch
wenige km/s (Sonne ca. 2 km/s). Der gesamte
Geschwindigkeitsbereich reicht von 0 bis
>400km/s. Es hat sich weiter gezeigt, dass
Sterne nach dem Verlassen der Hauptreihe auf
ihrem Weg zum Riesenast im HR Diagramm
(Kap. 14) erwartungsgemäss die Rotationsgeschwindigkeit
stark verringern.
Da die s Werte ab der Spektralklasse G sehr niedrig sind (sog. Slow Rotators), steigt
hier die Anforderung an das Auflösungsvermögen des Spektrografen dramatisch. Deshalb
konzentrieren sich diese Verfahren, im Speziellen für Amateure, auf die frühen Spektralklassen
O – F, wo die sog. Fast Rotators dominieren. Typisches Beispiel ist Regulus B7V mit
s . Die Form dieses Sterns wird dadurch stark abgeplattet. Es gibt aber
auch Ausreisser. So ist z.B. Sirius (A1V) mit 16 km/s als Vertreter der frühen A- Klasse ein
ausgesprochener Slow Rotator [126].
Ein interessanter Fall ist Wega (A0V), deren s ebenfalls lange Zeit als Ausreisser
nach unten gegolten hat. Diverse Studien u.a. von Y. Takeda et al. [120] haben aber
gezeigt, dass Wega wahrscheinlich ein Fast Rotator ist, bei dem wir fast genau auf einen
Pol schauen ( ≈ 7°). Dies wird durch interferometrisch nachgewiesene, rotationsbedingte