Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Weitere Magazine

Empfehlungen

Info

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 83 19 Spektroskopische Doppelsterne 19.1 Einführung, Begriffe >50% aller Sterne unserer Galaxis bilden Komponenten von gravitativ verbundenen Doppel- oder Mehrfachsystemen. Sie konzentrieren sich schwerpunktmässig in den Spektralklassen A, F und G [170]. Für die Astrophysik sind diese Objekte auch deshalb von Interesse, weil sie unabhängig von der Spektralklasse, eine Bestimmung der Sternmassen erlauben. Schon bald nach der Erfindung des Teleskops wurden Visuelle Doppelsterne auch von Amateurastronomen beobachtet. Die Spektroskopie hat uns heute auch das Feld der Spektroskopischen Doppelsterne erschlossen. Die vertiefte Beschäftigung mit Doppelsterbahnen ist anspruchsvoll und erfordert u.a. fundierte, himmelsmechanische Kenntnisse. Hier soll lediglich angedeutet werden, was mit spektroskopischen Mitteln erreicht werden kann. Wissenschaftlich relevante Ergebnisse sind meist erst im Zusammenhang mit längeren astrometrischen- und photometrischen Messreihen möglich. Spektroskopische Doppelsterne kreisen in so engen Abständen um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt, dass sie selbst mit den grössten Teleskopen der Welt nicht aufgelöst werden können. Ihre Doppelsternnatur verraten sie nur durch die periodische Veränderung spektraler Merkmale. Für so enge Bahnen fordern die Keplergesetze kurze Umlaufperioden und hohe Bahngeschwindigkeiten, was die spektroskopische Beobachtung dieser Objekte wesentlich erleichtert. Im Gegensatz zum komplexen Verhalten der Mehrfachsysteme, folgt das Bewegungsmuster von Doppelsternen den drei einfachen Keplergesetzen. Ihre Komponenten kreisen mit variablen Geschwindigkeiten auf elliptischen Bahnen um ein gemeinsames Baryzentrum (Massenschwerpunkt). Die folgende Skizze zeigt ein fiktives Doppelsternsystem mit den ungleich grossen Sternen und . Deren Bahnellipsen liegen exakt in der Zeichnungsebene. Der Verlauf der Sichtlinie zur Erde wird hier vereinfachend in der Ebene der Bahnellipsen-, und parallel zu den kleinen Halbachsen angenommen. Deshalb entsprechen für diesen perspektivischen Spezialfall die Bahngeschwindigkeiten im Apastron (weitest entfernte Bahnpunkte) und Periastron (naheste Bahnpunkte) auch den beobachteten Radialgeschwindigkeiten . Die registrierten Maximalwerte (Amplituden) werden in der Fachliteratur mit bezeichnet. Der folgende Layout entspricht einer Inklination der Umlaufbahn von (Def. siehe Kap. 19.3). Apastron M 1 Vr M1 A Periastron M2 B Vr M2 P= K 2 Sichtlinie zur Erde M 1 Vr M1 P= K 1 Periastron Kleine Halbachse b Apastron Grosse Halbachse a Vr M2 A M 2 Vr M1 A = Radialgeschwindigkeit M 1 im Apastron Vr M1 P = Radialgeschwindigkeit M 1 im Periastron Vr M2 A = Radialgeschwindigkeit M 2 im Apastron Vr M2 P = Radialgeschwindigkeit M 2 im Periastron
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 84 – Die beiden Bahnellipsen: – müssen in der gleichen Ebene liegen – haben masseabhängig unterschiedliche Grössen – müssen einander ähnlich sein, d.h. dieselbe Exzentrizität aufweisen. – Der massereichere Stern läuft immer auf der kleineren Bahnellipse und mit der geringeren Geschwindigkeit um das Baryzentrum. – Das Baryzentrum fällt immer mit den Brennpunkten der beiden Bahnellipsen zusammen – und laufen immer synchron: – Die Verbindungslinie zwischen und verläuft während des gesamten Umlaufs permanent durch das Baryzentrum – und erreichen während eines Umlaufs gleichzeitig das Apastron und anschliessend so auch wieder das Periastron. 19.2 Auswirkungen des Doppelsternorbits auf das Spektrum Die Dopplerverschiebung verursacht, infolge der Radialgeschwindigkeiten , markante Effekte im Spektrum. Der oben angenommene, perspektivische Spezialfall für die Bahnausrichtung würde diese Phänomene für einen terrestrischen Beobachter maximieren (siehe unten Phase D). Generell lassen sich zwei verschiedene Fälle unterscheiden [180]. 1. Doppelsterne mit zwei Komponenten im Spektrum – SB2–Systeme Falls der scheinbare Helligkeitsunterschied zwischen beiden Komponenten ungefähr im Bereich liegt, können wir das Komposit Spektrum beider Sterne aufzeichnen. Die folgenden Phasenskizzen basieren auf den obigen Annahmen und zeigen diese Effekte anhand eines vollständigen Umlaufs: Hier sind die Bahngeschwindigkeiten rechtwinklig zur Sichtlinie gerichtet und somit wird die Radialgeschwindigkeit bezüglich der Erde Das Spektrum bleibt unverändert, d.h. Im Apastron werden die Bahngeschwindigkeiten minimal. Sie verlaufen hier aber parallel zur Sichtlinie und entsprechen den Radialgeschwindigkeiten, daher . Die Spektrallinie erscheint aufgespalten: Hier sind die Bahngeschwindigkeiten wieder rechtwinklig zur Sichtlinie gerichtet und somit wird die Radialgeschwindigkeit bezüglich der Erde Das Spektrum bleibt unverändert, d.h. Im Periastron werden die Bahngeschwindigkeiten . Sie verlaufen hier parallel zur Sichtlinie und entsprechen den maximalen Radialgeschwindigkeiten . Die Spektrallinie erscheint stärker aufgespalten als bei Phase B. ∆λ ∆λ A ∆λ ∆λ P A B C D
Seite 1 und 2:
Beitrag zur Spektroskopie für Amat
Seite 3 und 4:
Seite 5 und 6:
Seite 7 und 8:
Seite 9 und 10:
Seite 11 und 12:
Seite 13 und 14:
Seite 15 und 16:
Seite 17 und 18:
Seite 19 und 20:
Seite 21 und 22:
Seite 23 und 24:
Seite 25 und 26:
Seite 27 und 28:
Seite 29 und 30:
Seite 31 und 32:
Seite 33 und 34: Beitrag zur Spektroskopie für Amat
Seite 55 und 56: Linien Intensität EW Beitrag zur S
Seite 83: Beitrag zur Spektroskopie für Amat
Alle anzeigen

Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Sie wollen auch ein ePaper? Erhöhen Sie die Reichweite Ihrer Titel.

Template löschen?

Als Template speichern?