Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 85
Die oben eingeführten Formeln für die Dopplerverschiebung erlauben durch einfaches
Umformen, die Summe der Radialgeschwindigkeiten aus der Linienaufspaltung
zu berechnen. Für den allgemeinen Fall gilt:
Die Berechnung der einzelnen Radialgeschwindigkeiten und
Wenn die Massendifferenz gross genug ist, erfolgt die
Aufspaltung der Spektrallinie messbar asymmetrisch zur
neutralen Wellenlänge . Mit diesen ungleichen Teilabständen
und lassen sich dann, sinngemäss zu
{39}, die einzelnen Radialgeschwindigkeiten separat
berechnen [172]. Infolge der heliozentrischen Radialbewegung
des gesamten Sternsystems [100] wird die
Wellenlänge der „neutralen“, ungespaltenen Spektrallinie
durch den Dopplereffekt von ihrer Laborwellenlänge nach verschoben [170].
Dies ist der Bezugspunkt, auf den nun die beiden Teilabstände absolut gemessen werden
müssen. Dazu müssen zuerst die ermittelten Werte gemäss [30] Kap. 18, Schritt 7, heliozentrisch
zu korrigiert werden. Erst dann gilt:
Falls keine Asymmetrie in der Aufspaltung bezüglich vorliegt, sind und ungefähr
gleich gross und die Summe der Radialgeschwindigkeiten braucht lediglich
halbiert zu werden.
2. Doppelsterne mit einer Komponente im Spektrum – SB1–Systeme
Meistens beträgt der scheinbare Helligkeitsunterschied der beiden Komponenten
lich . Hier kann mit Amateurausrüstungen nur noch das Spektrum des helleren Sternes
aufzeichnet werden. Extremfälle sind hier gänzlich unsichtbare Schwarze Löcher als Doppelsternkomponenten
oder Extrasolare Planeten, welche das Spektrum ihres umkreisten
„Muttersterns“ gerade mal um einige Dutzend m/s verschieben! In diesen Fällen ist keine
Aufspaltung der Linie mehr zu sehen, sondern nur noch die Verschiebung von nach
rechts oder links von der Neutrallage . Das folgende Beispiel, aufgenommen mit DADOS
900L/mm, zeigt diesen Effekt anhand der spektroskopischen A- Komponenten innerhalb
des Fünffachsystems β scorpii A.
Eindrücklich ist hier die Hα-Verschiebung der helleren
Komponente innerhalb dreier Tage zu sehen. Mit
diesem Vspec Plot soll lediglich der Effekt demonstriert
werden. Eine seriöse Ermittlung der Bahnparameter
würde die Aufzeichnung mehrerer Umläufe
mindestens im Tagesabstand erfordern!
Die Linienverschiebungen sind hier bezüglich des
0–Punktes dargestellt. Die X-Achse ist in Dopplergeschwindigkeit
skaliert, gemäss [30], Kap. 19,
und erlaubt so die grobe Ablesung der Radialgeschwindigkeit.
Die Werte wurden durch Gauss
Fit an den heliozentrisch korrigierten Profilen bestimmt.
Detailliertes Vorgehen siehe [30] Kap. 24.2.
λ 1
∆λ 1
18.8.09 22‘00 UTC
∆λ = –1.37Å = –63 km/s
λ r0
∆λ 2
λ r0 bereinigter Nullpunkt
λ 2
15.8.09 22‘00 UTC
∆λ = +1.71Å = +78 km/s