Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

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eicht wird, beträgt 217,92 km/s [3] bzw. 219 km/s [2]. In Abb. 3 sind einzelne spektroskopische Beobachtungen des Systems �Aurigae im Bereich der K- Linie des einfach ionisierten Kalziums bei 3934 Ǻ bei verschiedenen Phasen (P) dargestellt. Die Spektren wurden jeweils im Frühjahr 2005 und 2006 mit einem Objektivprismenspektrografen (Zeiss Meniscas® 180/1800 mit einem vorgesetzten 45°-BK2-Prisma von 120 mm Kantenlänge auf Ilford Delta 400 plus ® und KODAK T MAX 400® aufgenommen. Die Dispersion betrug bei der K- Linie 42 Ǻ/mm. In Abhängigkeit von der Phase werden die Aufspaltung der Linie um die Phase 0,75 bzw. die fehlende Aufspaltung (scharfe Linie) um die Phasen 0 und 0,5 sichtbar. Verglichen mit den benachbarten starken Balmerlinien Hε und Hζ eignet sich die wesentlich schärfere K-Linie, die bei einem A2-Stern dennoch die Bahnbewegungen der Komponenten widerspiegelt, für derartige Beobachtungen besser. Abb.3: Aufspaltung der K-Linie bei �Aurigae als Nachweis der Doppelsternnatur des Systems. Die für den jeweiligen Aufnahmezeitpunkt gültigen Phasen wurden anhand der Daten für das Minimum HJD = 2431076,7269 und der Periodendauer von 3,96004732 d [6] berechnet. Weiterhin wurde das Spektrum mit der größten sichtbaren Linienaufspaltung (JD 2453818,31; P=0,76) im Bereich der K-Linie gescannt und wellenlängennormiert (siehe Abb. 4), um aus der Wellenlängendifferenz der Absorptionsmaxima der aufgespaltenen K-Linie die Radialgeschwindigkeitsdifferenz der Komponenten zu berechnen und mit den Literaturwerten (217,92 km/s [3] bzw. 219 km/s [2]) zu vergleichen. Die so erhaltene Wellenlängendifferenz der aufgespaltenen K-Linie beträgt 2,8 Ǻ. Dies entspricht nach Gleichung (1) einer Radialgeschwindigkeitsdifferenz von 213 km/s, die im dargestellten Fall recht gut mit den Literaturwerten übereinstimmt. Insgesamt gesehen muss aber für die Radialgeschwindigkeitsbestimmung unter den 12 beschriebenen Bedingungen (unvollständige Linientrennung bei relativ geringer Dispersion, spaltlose Aufnahmetechnik) von einem (abgeschätzten) Fehler von etwa 20 % ausgegangen werden. Abb. 4: Spektrum von �Aurigae im Bereich der K-Linie zum Zeitpunkt der maximalen Linienaufspaltung Die dargestellten Beobachtungen zeigen, dass die Beobachtung spektroskopischer Doppelsterne durchaus auch ein Arbeitsgebiet des Amateurs mit einfacher Ausrüstung sein kann. Eine Auflistung von 53 spektroskopischen Doppelsternen heller als 4mag und nördlich von - 40 ° Deklination ist in [3] dargestellt. Allerdings sollte die Auswahl geeigneter Beobachtungsobjekte zu Übungszwecken nach sorgfältiger Planung und unter Berücksichtigung folgender Fragen erfolgen: � Wie groß ist der Helligkeitsunterschied der Komponenten? � Wie groß ist die maximal zu erwartende Aufspaltung Δλ? Reicht die Dispersion des Spektrografen? � Wie groß sind Periode und Bahnexzentrizität, d.h., wie viele Spektren sind zu welcher Zeit erforderlich? � Wie genau kann die Wellenlängenkalibration erfolgen? Literatur [1] Weigert/Zimmermann, Brockhaus ABC Astronomie, 5. Aufl., Brockhaus Verlag Leipzig, 1977, S. 285 f. [2] Nordström B., Johansen K.T.; Radii and masses for β Aurigae, Astron. Astrophys., 291, 777 (1994) [3]Ahnert P., Kleine praktische Astronomie, Johann Ambrosius Barth Leipzig, S. 103 [4] Voigt, H.H., Abriss der Astronomie, 1980
[5] http://instruct1.cit.cornell.edu/courses/astro 101/java/binary/binary.htm [6] Johansen K.T., Sörensen H.; Times of minimum for AR Aur and β Aur and a new period determination for βAurigae; Commissions 27 and 42 of the IAU Information Bulletin on variable stars, Number 4533 (1997) [7] http://www.astro.unijena.de/Teaching/Praktikum/pra2002/nodel 155.html [8] The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (preliminary version) Hoffleit+, 1991), http://www.alcyone.de/cgibin/search_bayer.pl 13
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