Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 71
–Werte präsentiert werden können. Hier einige Eckdaten dieser Objekte, basierend
auf Vorlesungen von Miroshnichenko [140], [141], sowie Publikationen von Keith Robinson
[5] und James Kaler [3]:
– 25% der 240 hellsten Be- Sterne wurden als Doppelsternsysteme identifiziert.
– Die meisten Be- Sterne stehen noch auf der Hauptreihe des HRD, Spektralklassen O1–
A1 [141]. Andere Quellen nennen den Bereich O7 – F5 (bis F5 für Hüllensterne).
– Be Sterne zeigen durchwegs hohe Rotationsgeschwindigkeiten bis >400 km/s, in einigen
Fällen bis nahe zur sog. „Break Up“ Grenze. Die Streuung der s Werte dürfte
somit zum wesentlichen Teil mit den unterschiedlichen Inklinationswinkeln der Sternachsen
zusammenhängen.
– Die Ursache für die Bildung der zirkumstellaren Scheibe und des damit verbundenen
Massenverlustes ist noch nicht voll geklärt und wird, neben der auffallend hohen Rotationsgeschwindigkeit
[3], u.a. auch auf nichtradiale Pulsationen des Sternes oder die nahe
Passage einer Doppelsternkomponente im Periastron der Umlaufbahn zurückgeführt.
– Diese Scheiben können in kurzer Zeit entstehen aber auch wieder verschwinden. Dabei
können insgesamt drei Stufen durchlaufen werden: Gewöhnlicher B-Stern, Be-Stern und
Be -Hüllenstern. Bei letzterem wird die Scheibe so dicht, dass sich im Hüllenbreich auch
breite Absorptionslinien zeigen, die feineren Metallinien aus der Photosphäre des Zentralsternes
aber unterdrückt werden [3]. Klassisches Beispiel für dieses Verhalten ist der
Plejadenstern Plejone, welcher innerhalb von wenigen Dekaden alle drei Phasen durchlaufen
hat [147].
– Infolge seiner Viskosität wandert das Scheibenmaterial während des Umlaufs nach aussen
[141].
– Mit zunehmendem Abstand vom Stern wächst die Dicke- und schwindet die Dichte der
Scheibe.
– Übersteigt der Massenverlust des Sternes denjenigen der Scheibe, sammelt sich das
Material nahe um den Stern. Im umgekehrten Fall kann sich ein Ring ausbilden.
– Die Röntgen- und Infrarotstrahlung ist stark erhöht.
Wenn der B-Stern in relativ kurzer Zeit zum Be-Stern mutiert (z.B. δ scorpii), wandelt sich
die Hα Linie von Absorption in der Sternphotosphäre zur Emissionslinie der zirkumstellaren
Scheibe und steigt gleichzeitig auf zum intensivsten spektralen Merkmal (ausführliches
Beispiel in [30] Kap. 22). Es repräsentiert nun den kinematischen Zustand der ionisierten
Gasscheibe. Sie ist, ähnlich wie die Absorptionslinien gewöhnlicher Sterne, durch Dopplereffekte
verbreitert, hier jedoch infolge der rotierenden Gasscheibe und zusätzlicher, nicht
kinematischer Effekte. Entsprechend ist der Wert der Emissionslinie hier ein Mass
für die typische Rotationsgeschwindigkeit des Scheibenmaterials.
In [146] wird zudem eindrücklich gezeigt, dass die und Werte der Hα Linie im
Be- Stadium von δ scorpii, seit ca. 2000 starken langperiodischen Schwankungen unterworfen
sind. Zwischen dem ersten Helligkeitsausbruch im Jahre 2000 bis zur Gegenwart
schwankte die Dopplergeschwindigkeit des - Wertes zwischen ca. 100 – 350 km/s.
und der Wert von ca. –5 bis –25 Å, was auf dynamische Vorgänge im Scheibenbildungsprozess
hindeutet. Der zeitliche Verlauf von und zeigt sich zudem auffallend
phasenverschoben.
Formeln für die Rotationsgeschwindigkeit des Scheibenmaterials:
Es sind mehrere Formeln publiziert worden, mit denen die Rotationsgeschwindigkeit des
Scheibenmaterials der Be-Sterne , meistens aus dem –Wert der Hα Linie
abgeschätzt werden kann. Hier eine Formel nach Dachs et al., welche Soria in [145] ver-