Spektren veränderlicher und symbiotischer Sterne


Hier stelle ich Spektren von veränderlichen oder symbiotischen Sternen vor, die mit dem Alpy600-Spektrografen gewonnen wurden.

Inhalt:





KIC 9832227

Dieses Sternsystem sorgte vor einiger Zeit für Aufsehen, weil Astronomen vorausberechnet haben, dass das Sternsystem im Jahr 2022 verschmelzen wird, wobei eine leuchtkräftige rote Nova entsteht. Es besteht aus drei Komponenten, zwei davon umkreisen sich besonders eng und schnell. Die dritte Komponente (C) befindet sich in größerem Abstand. Die beiden Sternoberflächen (Komponenten A und B) berühren sich bereits (contact binary). Die aktuelle Umlaufzeit liegt bei etwa 11 Stunden. Durch Gezeitenreibung und Wechselwirkung der beiden stellaren Magnetfelder verkürzt sich die Umlaufperiode weiter. Am Ende kommt es zur Verschmelzung beider Sterne.

Nachtrag (15.09.2018):

Die Voraussage einer Roten Nova im Jahr 2022 wurde abgesagt, sie findet nicht statt. Siehe hierzu den Artikel in Abenteuer-Astronomie oder den Originalartikel in [2].

Die Massen der beiden Komponenten betragen 1,4 und 0,32 M, ihre Oberflächentemperaturen sind 5800 K und 5920 K, die Leuchtkräfte sind 2,6 und 0,8 L, siehe [1].

Umgebung von KIC 9832227
10.06.2018 01:09 - 01:23 Uhr MESZ, 14" ACF Teleskop auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 3x3 Binning, L-Kanal, 25x30s belichtet; Der Stern KIC 9832227 ist markiert. Das Bild wurde astrometriert:

Center Coordinates: RA = 19h 29m 13.94s, De = +46° 37' 14.3"
Focal Length = 3470.9mm, Rotation = 1.17°
Pixel Size: 0.96" x 0.96", Field of View: 12.8' x 9.6'


Das Spektrum ist dem unserer Sonne sehr ähnlich, nach Vergleichen mit Referenzspektren passt der Typ G1 V am besten.

Spektrum von KIC 9832227
27.05.2017 00:33 MESZ
Alpy Basismodul mit Nachführmodul, Spalt=23µm, Kamera: Atik 428EX; mit Neon-Spektrum für den roten und den Quecksilberlinien einer Energiesparlampe für den blauen Bereich wellenlängenkalibriert und "instrumental response" kalibriert

[1] Molnar et al., Prediction of a red nova outburst in KIC 9832227, https://arxiv.org/abs/1704.05502
[2] Socia et al., KIC 9832227: Using Vulcan Data to Negate The 2022 Red Nova Merger Prediction, https://arxiv.org/abs/1809.02771


R Coronae Borealis (HD 141527)

R Coronae Borealis (V=5,71 bis 15,2 mag) ist ein irregulärer Veränderlicher (RCB-Typ) und ein gelber Überriese mit Spektraltyp G0 Iep und einer kohlenstoffreichen Atmosphäre. Gelegentlich kommt es zum Ausstoß von Rußwolken, die den Stern verdecken, was zu den teilweise starken Helligkeitsabfällen führt. Der Stern hat eine Oberflächentemperatur von 6750 K, eine Leuchtkraft von etwa 10.000 L und eine Masse von 0,8-0,9 M. Der Stern ist 4560 Lj entfernt [1].

Spektrum von R Coronae Borealis (HD 141527)
26.05.2015 23:17 MESZ
Alpy Basismodul mit Nachführmodul, Spalt=23µm, Kamera: Atik 428EX; mit Neon-Spektrum für den roten und den Quecksilberlinien einer Energiesparlampe für den blauen Bereich wellenlängenkalibriert und "instrumental response" kalibriert

Literatur und Links:
[1] https://en.wikipedia.org/wiki/R_Coronae_Borealis


17 Leporis (SS Leporis)

Bei näherer Beschäftigung mit diesem Stern entpuppt er sich als hochinteressantes symbiotisches Doppelsternsystem. Da muss ich etwas weiter ausholen. Bereits 1914 hat R.E. Wilson am Lick Observatorium verkündet, dass es sich bei 17 Lep um einen spektroskopischen Doppelstern handelt. In späteren Spektren, die zwischen 1925 und 1930 mit dem Bruce-Spektrographen am 40" Refraktor des Yerkes Observatoriums aufgenommen worden sind, kam heraus, dass es zeitliche Veränderungen gibt. Otto Struve (1) hat sich intensiv damit auseinandergesetzt. Allerdings verwarf er die Doppelsternhypothese zugunsten einer expandierenden und rotierenden Gashülle ähnlich wie bei P Cygni. Er beobachtete zudem Ausbrüche mit einer Periode von 155 Tagen. Dabei wird der Stern nicht heller sondern die Form der Spektrallinien verändert sich, teilweise gibt es Aufspaltungen (Doppelpeaks) [1],[2].

Erst später (1950) fand A. Slettebak TiO-Banden in einem Spektrum, dass auch den roten und nahen infraroten Bereich umfasste. Diese stammen von einem kühlen Riesen vom Typ M1. Zudem variieren die Linien vom Riesenstern in der Zeit mit etwa 260 Tagen. In hochaufgelösten Spektren von Wright (1957) und Widing (1966) konnten nun sogar die Bahnelemente und das Massenverhältnis der beiden Komponenten bestimmt werden [3]. In den 1990er Jahren wurde das System u.a. mit dem Echelle-Spektrographen QDSS am 1,6 m Teleskop des Black Moshannon Observatoriums sowie mit dem faseroptischen Echelle-Spektrographen (FOE) des Kitt Peak National Observatoriums untersucht. Das Spektrum von 17 Lep zeigt drei Teile: a) ein Gashüllen-Spektrum, b) das Spektrum eines Sterns vom Typ A und c) das Spektrum eines Sterns vom Typ M. Die Bahnelemente und das Massenverhältnis wurde noch präziser bestimmt [4]. In der grandiosen(!!) Veröffentlichung von N. Blind et al. [5] wird die Untersuchung des Systems 17 Lep mit dem Very Large Telescope Interferometer beschrieben. Das Doppelsternsystem und sogar der Riesenstern ließen sich damit räumlich auflösen, siehe [7]. Die aktuellen Daten sind: Große Halbachse = 4,492 mas - das entspricht 1,26 AU, Gesamtmasse = 4,01 M, MA = 2,71 M, MM = 1,3 M.

Nun zu meinem Spektrum: Die Anteile b) und c) (Sterne vom Typ A und M) sind sofort erkennbar. Die Gashülle offenbart sich in den Fe-, Ti- und Sc-Linien im blauen Bereich und der H-Alpha-Emissionslinie. Sehr schön sind auch die TiO-Banden zu erkennen. Überhaupt habe ich einen Zeitpunkt erwischt, an dem der Riesenstern im Spektrum dominiert. Dies zeigt sich im Vergleich zum Spektrum von Francois Teyssier, siehe [6].

beschriftetes Spektrum von 17 Leporis

Spektrum von 17 Leporis
05.02.2016 22:14 Uhr MEZ
Alpy Basismodul mit Nachführmodul, Spalt=23µm, Kamera: Atik 428EX; mit Neon-Spektrum für den roten und den Quecksilberlinien einer Energiesparlampe für den blauen Bereich wellenlängenkalibriert und "instrumental response" kalibriert

(1) Otto Struve (Otto von Struve, 12.08.1897 - 06.04.1963, russisch-amerikanischer Astronom) war der Enkelsohn von Otto Wilhelm von Struve, der am Observatorium Pulkowo gewirkt hat. Der Vater von Otto Wilhelm von Struve hat ebenfalls am Observatorium Pulkowo gearbeitet. Die Struves waren eine größere Familie von Wissenschaftlern.

Literatur und Links:
[1] Otto Struve, Recent changes in the absorption spectrum of 17 Leporis, ApJ, 72, 343, 1930
[2] Otto Struve, 17 Leporis: A new type of spectrum variable, ApJ, 2,85, 1932
[3] Ann P. Cowley, An Interpretation of the spectrum of 17 Leporis, ApJ, 147, 609C, 1967
[4] Alan D. Welty et al., On the nature of 17 Leporis, AJ, 109, 326W, 1995
[5] N. Blind et al., An incisive look at the symbiotic star SS Leporis, A&A, 2011
[6] http://www.astronomie-amateur.fr/feuilles/Spectroscopie/SyS/SSLep.html
[7] http://www.astronews.com/news/artikel/2011/12/1112-009.shtml



AE Aurigae

AE Aurigae (V=5,78 bis 6,08 mag) ist ein irregulärer Veränderlicher (Orion-Typ) und ein heißer Hauptreihenstern mit Spektraltyp O9,5 V. Der Stern regt den Flaming Star Nebel zum Leuchten an. Darüber hinaus ist es ein runaway-Stern, der ursprünglich aus der Nähe des Orion-Trapezes stammt.
Der Stern hat eine Oberflächentemperatur von 33.000 K, eine Leuchtkraft von 59.000 L, eine Masse von 23 M und er ist 1740 Lj entfernt [1].

Spektrum von AE Aurigae
05.12.2015 23:07 MEZ
Alpy Basismodul mit Nachführmodul, Spalt=23µm, Kamera: Atik 428EX; mit Neon-Spektrum für den roten und den Quecksilberlinien einer Energiesparlampe für den blauen Bereich wellenlängenkalibriert und "instrumental response" kalibriert

Literatur und Links:
[1] https://en.wikipedia.org/wiki/AE_Aurigae


TX Piscium

TX Piscium (V=4,9 bis 5,5 mag) ist ein Kohlenstoffstern, der irregulär veränderlich ist. Er gehört zur Klasse der thermisch pulsierenden AGB-Sterne (Asymptotic Giant Branch).
Kohlenstoffsterne sind späte Riesensterne, die einen Kohlenstoffüberschuss haben. In den äußeren Schichten bilden sich Kohlenmonoxid, das keine Spektrallinien im sichtbaren Bereich zeigt und andere Moleküle sowie Molekülfragmente (C2-, C3-, CH-, CN- und SiC2). In einem Prozess der starken konvektiven Durchmischung des Sterns nach einem Heliumblitz gelangen Fusionsprodukte aus der Heliumschale in die äußere Sternatmosphäre (Third Dredge-Up, TDU). Solche Elemente sind Helium, Kohlenstoff und s-Prozess-Elemente. Durch Anreicherung mit Kohlenstoff entsteht ein Kohlenstoffstern. Während oder nach solchen Heliumblitzen verliert der Stern viel Masse durch einen intensiven Sternwind [1]. In kühleren Regionen kondensieren die Kohlenstoff-Moleküle, der Stern "rußt".
TX Piscium hat den Spektraltyp C7,2 (MK-C-System) bzw. C-N5 C24 (Revised MK-System), eine Leuchtkraft von 7,0 bis 7,9 L, eine Oberflächentemperatur von 3080 bis 3170 K, und eine Masse von 1 bis 3 M. Der Stern ist etwa 900 Lj entfernt [2].

RGB-Aufnahme von TX Piscium
10.11.2015 21:31 - 21:45 Uhr MEZ, 14" ACF Teleskop auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 3x3 Binning, RGB-Kanäle, R,G: 30x1s, B: 30x2s belichtet

Beschriftetes Spektrum von TX Piscium

Spektrum von TX Piscium
11.11.2015 18:55 MEZ
Alpy Basismodul mit Nachführmodul, Spalt=23µm, Kamera: Atik 428EX; mit Neon-Spektrum für den roten und den Quecksilberlinien einer Energiesparlampe für den blauen Bereich wellenlängenkalibriert und "instrumental response" kalibriert

Literatur und Links:
[1] https://en.wikipedia.org/wiki/Carbon_star
[2] https://en.wikipedia.org/wiki/TX_Piscium



T Tauri

Der Stern T Tauri ist ein Prototyp von veränderlichen Sternen bzw. Namensgeber einer ganzen Klasse, den T-Tauri-Sternen (cTTS - classical T Tauri stars). Diese zeigen im Spektrum kräftige Emissionslinien, die aus einer Gashülle oder genauer einer zirkumstellaren Scheibe stammen, die den Stern umgibt. T-Tauri-Sterne sind junge Sterne (YSO - young stellar objects), die sich in der Kontraktionsphase befinden und in deren Zentrum noch keine Kernfusion eingesetzt hat. Der innere Bereich der Akkretionsscheibe wird meist durch Sternwind freigeblasen. Das Material am inneren Rand der Scheibe wird durch die Strahlung ionisiert und folgt dann den Magnetfeldlinien zu den magnetischen Polen des Sterns. Dort trifft es auf die Oberfläche und bildet extrem heiße und leuchtkräftige Flecken. Wechselnde Materieflüsse führen zur irregulären Veränderlichkeit der T-Tauri-Sterne. Bei schnell rotierenden cTTS bilden sich zudem oft Jets. Es wird angenommen, dass sich innerhalb der Scheiben Planeten bilden. Im Gegensatz zeigen wTTS (weak line TTS) schwache oder keine Emissionslinien. Dort ist die Akkretionsscheibe dünn oder bereits aufgelöst.

Der Stern T Tauri selbst gehört zu den cTTS. Eine kurzbelichtete Aufnahme zeigt den Stern und seine Umgebung. Neben Hinds Nebel (NGC1555) ist auch Burnhams Nebel zu sehen (der Stern hat kleine Ausläufer und sieht aus wie eine Zitrone, diese Ausläufer gehören zu Burnhams Nebel).

T Tauri

Spektrum von T Tauri
08.11.2015 01:56 MEZ
Alpy Basismodul mit Nachführmodul, Spalt=23µm, Kamera: Atik 428EX; mit Neon-Spektrum für den roten und den Quecksilberlinien einer Energiesparlampe für den blauen Bereich wellenlängenkalibriert und "instrumental response" kalibriert

Literatur und Links:
[1] https://de.wikipedia.org/wiki/T-Tauri-Stern
[2] https://www.aavso.org/vsots_ttau
[3] https://www.physnet.uni-hamburg.de/services/biblio/dissertation/dissfbPhysik/___Volltexte/Natascha___Rudolf/Natascha___Rudolf.pdf
[4] http://www.mpia.de/homes/fendt/Lehre/Lecture_OUT/bouvier.pdf
[5] Verzeichnis von YSOs, die mit Amateurmitteln erreichbar sind: Reiner Vogel, 2010 http://www.reinervogel.net/pdf/Young%20Stellar%20Objects.pdf


CI Cygni

CI Cygni ist ein symbiotisches Doppelsternsystem, das aus einem roten Riesen mit Spektraltyp M5,5 III und einem kompakten Begleiter besteht. Der rote Riese füllt dabei das Volumen innerhalb seiner Roche-Grenze voll oder fast voll aus. Es gibt zwei Regionen, die zu den vorhandenen Absorptions- und Emissionslinien beitragen. Eine große Hülle ausgestoßenen Materials, die das Doppelsystem umgibt, sorgt für Absorptionslinien einerseits und ein Sternwind im Inneren des Systems andererseits (asymmetrische Hülle aus wechselwirkenden Winden oder Wind von einer Akkretionsscheibe um den heißen Begleiter), der die Emissionslinen bewirkt [1]. Bei dem kompakten Objekt handelt es sich offenbar um einen weißen Zwerg.
In der Vergangenheit hat es bei diesem System mehrere Helligkeitsausbrüche gegeben, zuletzt 2010. Siehe die Webseite von François Teyssier [3].

Spektrum von Chi Cygni
21.08.2015 23:18 MESZ
Alpy Basismodul mit Nachführmodul, Spalt=23µm, Kamera: Atik428EX; mit Neon-Spektrum für den roten und den Balmerlinien von Wega für den blauen Bereich wellenlängenkalibriert und "instrumental response" kalibriert

Literatur und Links:
[1] J. Mikołajewska et al.,A&A 460, 2006, 191-197; https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2006/46/aa2655-05.pdf
[2] Spektroskopische Beobachtungen des CI Cygni-Systems (ARAS) (engl.)
[3] Webseite von François Teyssier zu CI Cygni (fr.)


Chi Cygni (Mira-Stern)

Chi Cygni ist ein Mirastern vom Spektraltyp S6,2e - S10,4e, er zeigt ebenfalls Emissionslinien im Spektrum. Deutlich sichtbar ist der Farbexzess, also der starke Intensitätsanstieg zum roten bzw. infraroten Bereich hin. Das ist mehr als ein schwarzer Körper gemäß Planckschem Strahlungsgesetz aussenden würde. Der Stern, ein roter Riese, verliert sehr viel Hüllenmaterial und Staub.

Spektrum von Chi Cygni (Mira-Stern) Vergleich
Vergleich der Spektren vom 02.08. und 12.08.2015

Spektrum von Chi Cygni (Mira-Stern)
12.08.2015 23:36 MESZ

Spektrum von Chi Cygni (Mira-Stern)
02.08.2015 22:27 MESZ

Spektrum von Chi Cygni (Mira-Stern)
26.07.2015 03:38 MESZ (Fokusproblem, das Spektrum ist vor allem im blauen Bereich nicht scharf)
Alpy Basismodul mit Nachführmodul, Spalt=23µm, Kamera: Atik428EX; mit Neon-Spektrum für den roten und den Balmerlinien von Wega für den blauen Bereich wellenlängenkalibriert und "instrumental response" kalibriert





[ Stand: 16.09.2018 | Brief Icon Gregor Krannich | Gregors Astronomieseite ]