Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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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-
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 72 wendet. Sie drückt explizit den –Wert, basierend auf der Halbwertsbreite [km/s] der Hα Emissionslinie aus, kombiniert mit der (negativen) Äquivalentbreite [Å]. s Die Hα Linie von Soria‘s Be–Stern hat ein , entsprechend einer Dopplergeschwindigkeit von 278 km/s und einer . Dies ergibt . In [30] Kap. 22.3 wird diese Formel am Beispiel eines DADOS Spektrums von δ scorpii angewendet. Der angegebene Genauigkeitsrahmen von ±30 km/s zeigt, dass der Ausdruck „abschätzen“ hier wohl besser passt als „berechnen“. Hanuschik [127] zeigt eine einfache, lineare Formel, welche nur mit dem [km/s] der Hα Emissionslinie ausdrückt. Sie entspricht dem Median Fit eines stark streuenden Datensatzes mit 115 Be Sternen, ausgeschlossen diejenigen, bei welchen eine Unterschätzung des Wertes vermutet wurde ([127], Formel 1b). Mit Sorias obigem ergibt sich hier abweichend Die folgende Formel gilt für den –Wert der Emissionslinien Hβ (4861.3) und FE II (5317, 5169, 6384, 4584 Å). Der Verlauf der Rotationsgeschwindigkeit in der Scheibe Unter der Annahme dass die Scheibenrotation kinematisch den Keplergesetzen gehorcht, tritt die höchste Rotationsgeschwindigkeit an ihrer Innenkante auf – in den vielen Fällen wohl identisch mit dem Sternäquator. Sie nimmt dann gegen aussen ab (Formel gemäss Robinson [5]). Praktisch anwenden lässt sich diese Formel nur bei hohen -Werten (d.h. oder bekanntem Inklinationswinkel . v R
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