Am Abend des 05.02.2016 nahm ich unter anderem ein Spektrum des Sterns Omikron 2 Eridani B oder 40
Eridani B auf. Die Star Trek-Fans sollten den Stern 40 Eridani kennen... (1).
40 Eridani ist ein 3-fach-System, wobei die Komponente B ein weißer
Zwerg ist, ein ganz besonderer. Das ist nämlich der hellste und am
einfachsten zu beobachtende weiße Zwerg. Die Entdeckungsgeschichte ist
hochinteressant.
Um 1910 fragte Henry Norris Russell (derselbe, der mit Ejnar Hertzsprung
das Hertzsprung-Russell-Diagramm entwickelte) bei Wilhelmina Fleming an
(sie arbeitete bei Edward Pickering am Harvard Observatorium), ob sie
nach dem Spektrum von 40 Eri B sehen könnte. Sie klassifizierte den
Stern als Typ A (starke Wasserstofflinien). Alle anderen Sterne, deren
absolute Leuchtkraft so schwach war, wurden als Typ G oder später
klassifiziert. Walter Adams bestätigte 1914 auch den Begleiter von
Sirius (Sirius B) als Typ A0. Eine Erklärung fand erst Arthur Stanley
Eddington 1924, nämlich dass es sehr kompakte Objekte sein müssen mit
10.000-facher Dichte der Sonne.
1926 zeigte Ralph H. Fowler mit Hilfe der Quantenmechanik, dass in weißen
Zwergen ein entartetes Elektronengas den enormen Druck aufrecherhält um
dem Gravitationskollaps engegenzuwirken. Subramanyan Chandrasekhar (ein
Schüler Fowlers an der Uni Cambridge) arbeitete 1935 die Details der
Struktur von weißen Zwergen aus und fand die nach ihm benannte
Grenzmasse [1].
Genau diesen berühmten und geschichtsträchtigen Stern habe ich
spektroskopiert. In meinem Spektrum sieht man sehr breite
Absorptionslinien des Wasserstoffs (Balmerserie). Da habe ich mich
sofort gefragt, wo denn bei so einem Stern, der eigentlich eine
Sternleiche ist, Wasserstoff herkommen kann. Der müsste entweder
zu Helium oder schwereren Elementen fusioniert sein, oder als Gashülle
(planetarischer Nebel) längst in den Weltraum abgeblasen worden sein.
Die Antwort fand ich im Buch von Gray und Corbally, "Stellar Spectral
Classification". Die Schwerkraft auf weißen Zwergen ist so stark, dass
eine Separation der Elemente stattfindet. Der (Rest-)Wasserstoff als
leichtestes Element sammelt sich in der äußersten Schicht. Der weiße
Zwerg hat eine Oberflächentemperatur von ca. 16.000 K. Die
Spektrallinien sind stark verbreitert (Doppler- und Druckverbreiterung).
Sein Spektraltyp ist DA2.9 .
Damit man sich ein Bild machen kann, wie das System 40 Eridani aussieht,
habe ich auch ein Farbbild aufgenommen und beschriftet. Auch visuell ist
das ein sehr schöner Anblick. Die Komponente C befindet sich nahe beim
Weißen Zwerg und hat den Typ M4.5 Ve. Das ist ein roter veränderlicher
Zwergsten (flare star). B und C umkreisen sich auf einer elliptischen
Bahn mit große Halbachse = 35 AE und gemeinsam in 400 AE Abstand
die Komponente A [2].
05.02.2016 19:57 MEZ
Alpy600 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
Aufnahmedaten:
RGB-Bild:
06.02.2016 19:49 - 20:07 Uhr MEZ, DSWK
14" Meade ACF auf Taurus GM-60
Moravian G2-8300FW, 3x3 Binning, ohne Reducer, RGB-Kanäle
Helle und möglichst einzeln stehende weiße Zwerge gibt es nicht so viele. Über eine
SIMBAD-Kriteriensuche lassen sich einige helle Objekte mit folgendem Suchstring finden:
otype = WD & dec > 0 & Vmag < 12
Nach RA sortiert können schnell Kandidaten ausgewählt werden, die gerade sichtbar sind. Der weiße Zwerg LAMOST J002915.51+555753.4 befindet sich im Sternbild Cassiopeia und konnte in großer Höhe über dem Horizont aufgenommen und spektroskopiert werden. Das Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope (LAMOST) ist das größte optische Teleskop Chinas und befindet sich im Observatorium Xinglong Station [1]. Aus dem Data Release 2 wurden 1664 weiße Zwerge identifiziert [2] und als Katalog in der CDS/VizieR-Datenbank veröffentlicht [3].
Der weiße Zwerg hat im Katalog (siehe [3]) die Nummer 1243 (recno), dort ist ein geringes Signal-Rausch-Verhältnis für das Spektrum von 4,17 (g-Band) angegeben. Dadurch sind keine weiteren physikalischen Daten zu diesem Objekt enthalten (Teff, logg, mass, age, dist). Auch der Spektraltyp von DA? ist eher unsicher. Der weiße Zwerg wird als "not new" angegeben, d.h. er war schon vor der LAMOST-Durchmusterung bekannt.
Lt. Gaia-DR2 Parallaxe hat dieser Stern eine Entfernung von 545,7 pc (±11,1 pc).
Alpy600 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 mit dem Spektrum des Sterns HIP 2101 (=HD 2244) B9 V.
Alpy600 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 mit dem Spektrum des Sterns HIP 2101 (=HD 2244) B9 V.
In Ermangelung des genauen Spektraltyps habe ich versucht, diesen selbst zu ermitteln und bin dabei auf Ungereimtheiten gestoßen. Mehrere Indizien spechen dafür, dass es sich nicht um einen weißen Zwerg handelt:
Die Balmerlinien erscheinen zu scharf, sie müssten viel breiter sein (im Vergleich mit 40 Eri B, siehe oben).
In Spektren von weißen Zwergen vom Typ DA gibt es keine Metalllinien, weder bei kühlen noch bei heißen weißen Zwergen (siehe [4]). Es gibt aber die Möglichkeit der Kontamination der Sternatmosphäre mit Metallen z.B. durch Akkretion aus einer planetesimalen Scheibe oder von einem engen Begleiter. Solche weiße Zwerge haben den Typ DAZ. In meinem Spektrum ist deutlich die Ca II K-Linie bei 3934 Å zu erkennen.
Beim Vergleich des Spektrums mit einem A3 V-Stern erhalte ich die kleinsten Residuen der Balmer-Linien, d.h. die Linien sind gegenüber denen eines Hauptreihensterns nicht verbreitert, siehe Screenshot.
Da die Entfernung (546 pc) und die scheinbare Helligkeit (V=11,7 mag) bekannt sind, lässt sich die absolute Helligkeit berechnen:
M = 5 - 5 * log(r) + m
M = 3,01 mag
Visuelle absolute Helligkeiten von weißen Zwergen liegen zwischen +8 und +14 mag! Nur wenige extrem heiße weiße Zwerge
erreichen noch geringere Werte (=höhere Leuchtkräfte). Siehe hierzu 347 untersuchte weiße Zwerge vom Typ DA aus der Palomar Green (PG) Durchmusterung [5], insbesondere das Diagramm "Figure 15" auf S. 73.
Die Balmer-Linienintensitäten sind temperaturabhängig und am stärksten bei etwa 10000 K, wie bei A0-Sternen. Das hier gezeigte Spektrum mit den stark ausgeprägten Balmerlinien weist auf eine ähnliche Temperatur hin. Das heißt, dass der (vermeintliche) weiße Zwerg zu den kühlen Vertretern gehören muss, seine absolute Helligkeit müsste eher im Bereich von +12 bis +13 mag liegen. Angenommen, der (vermeintliche) weiße Zwerg hätte eine absolute Helligkeit von M = 10 mag, dann hätte er eine scheinbare Helligkeit von
m = -5 + 5 * log(r) + M
m = 18,68 mag
Damit wäre er mit meinem Instrumentarium nicht mehr spektroskopisch erreichbar.
Vergleich meines Spektrums mit einem A3 V-Stern - die Residuen (grüne Linie) verschwinden fast ganz, d.h. die Balmerlinien sind nicht stark druckverbreitert, wie es für einen weißen Zwerg zu erwarten wäre.
Um wirklich sicher zu gehen, habe ich ein zweites Spektrum aufgenommen. Am wichtigsten war dabei ein Nachweis, dass ich den richtigen Stern spektroskopiert habe, siehe nachfolgende Aufnahme der Guiding-Kamera und den Screenshot.
31.10.2020 19:44 MEZ, Bildausschnitt der Guiding-Kamera (ASI 120 MM) mit dem Objekt LAMOST J002915.51+555753.4 zentriert auf dem Spalt, Stack aus 120x3s
Screenshot während der Aufnahme des Spektrums , das Bild der Guiding-Kamera ist um 90 ° gedreht (Norden ist links)
Fazit:
Nach meiner Einschätzung handelt es sich um einen normalen Hauptreihenstern mit dem Spektraltyp A3 V.
Am Abend des 05.11.2020 nahm ich unter anderem ein Spektrum von van Maanens Stern (Wolf 28, HIP 3829) auf.
Dieser Stern wurde im Jahr 1917 vom holländisch-amerikanischen Astronomen Adriaan van Maanen entdeckt, als er auf der Suche nach einem Begleiter des Sterns Lalande 1299 war, was ein Stern mit schneller Eigenbewegung ist. Er bestimmte die Eigenbewegung seines Sterns zu 3 Bogensekunden pro Jahr.
Aufgrund prägnannter Kalzium-Absorptions-Linien im Spektrum klassifizierte er ihn zunächst als F0-Stern (van Maanen's F star). Drei Jahre später
hatte er eine Parallaxe von 0,246 Bogensekunden gemessen (der heutige Wert ist 0,23174 Bogensekunden lt. Gaia DR2). Diese entsprechend geringe Entfernung (4,3 pc oder 14,1 Lj) führte schnell zu einer sehr schwachen absoluten Helligkeit von M=14,8 mag. Van Maanens Stern war der schwächste F-Stern, der zu dieser Zeit bekannt war. Die Ursache blieb zunächst rätselhaft. 1923 veröffentlichte Willem Luyten eine Liste mit High-Proper-Motion-Sternen, darin fand sich auch van Maanens Stern, der dritte damals bekannte weiße Zwerg neben Sirius B und 40 Eridani B. Willem Luyten prägte den Begriff "weißer Zwerg". Erst später
wurde die physikalische Natur der weißen Zwerge aufgedeckt (Ralph H. Fowler, Subrahmanyan Chandrasekhar) [1].
In meinem Spektrum sieht man nur die charakteristischen Absorptionslinien des Kalziums (Ca II, H und K), sonst ist nur etwas Rauschen zu erkennen.
Der weiße Zwerg hat den Spektraltyp DZ7.5 , wobei dieser Stern der Prototyp für DZ ist. Er hat eine Oberflächentemperatur von ca. 6110 K und gehört damit zu den kühlen weißen Zwergen. Seine Masse beträgt etwa 0,67 M☉ und seine scheinbare visuelle Helligkeit ist V=12,37 mag.
Woher das Kalzium in der Sternatmosphäre stammt, ist nicht ganz klar. Normalerweise sinken schwere Elemente in Richtung Zentrum, so dass an der Oberfläche nur Wasserstoff oder Helium zu finden sind. Wasserstoff fehlt in dem Fall und Helium zeigt bei niedrigen Temperaturen keine Absorptionslinien. Bisher wurde vermutet, dass der Stern von einer zirkumstellaren Scheibe oder Hülle umgeben ist, die dieses Metall fortwährend nachliefert. Bei Beobachtungen im infraroten Licht bei 24 µm konnte jedoch kein Infrarotexzess festgestellt werden, was gegen das zirkumstellare Material spricht [1], [2]. Nach neuen Erkenntnissen können Asteroiden oder andere Kleinkörper aus einem (ehemaligen) Planetensystem langsam durch Akkretion eingefangen werden und so zur Metall-Verunreinigung der Atmosphäre des weißen Zwergs beitragen [3], [4].
Eine eigene Aufnahme mit dem weißen Zwerg BD+52 913 und Umgebungssternen fehlt leider noch!
05.11.2020 22:07 MEZ
Alpy600 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
Am Abend des 14.11.2020 nahm ich unter anderem ein Spektrum des weißen Zwergs GD 279 (HIP 3829) auf.
Der weiße Zwerg hat den Spektraltyp DA 3,8. Er hat eine Oberflächentemperatur von ca. 13430 K. Seine Masse beträgt etwa 0,58 M☉ und seine scheinbare visuelle Helligkeit ist V=12,44 mag [1]. Lt. Gaia-DR2 Parallaxe ist dieser Stern 16,5 pc entfent.
14.11.2020 21:07 MEZ
Alpy600 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:
[1] Holberg et al., AJ, 135:1225-1238, 2008, PDF (engl.)
BD+52 913 (HIP 23692, G 191-B2B)
Am Abend des 31.10.2020 nahm ich unter anderem ein Spektrum des weißen Zwergs BD+52 913 (HIP 23692, G 191-B2B) auf. Dieser Stern wurde bereits
im Rahmen einer Facharbeit im Schuljahr 2017/2018 spektroskopiert, siehe Facharbeit von L. Wischnewski - Stern-Nr. 42.
Der weiße Zwerg hat den Spektraltyp DA 0,8. Er ist sehr heiß, seine Oberflächentemperatur liegt zwischen 61.000 und 62.000 K [1], [2]. Seine scheinbare visuelle Helligkeit ist V=11,69 mag. Lt. Gaia-DR2 Parallaxe ist dieser Stern 52,9 pc entfernt.
Eine eigene Aufnahme mit dem weißen Zwerg BD+52 913 und Umgebungssternen fehlt leider noch!
31.10.2020 22:35 UT
Alpy600 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
Ein weiterer Vertreter von hellen und möglichst einzeln stehenden weißen Zwergen ist LAMOST J212643.49+410741.5. Dieser wurde ebenfalls über eine
SIMBAD-Kriteriensuche gefunden. Der Stern befindet sich im Sternbild Schwan und hat lt. Simbad eine scheinbare Helligkeit von V=10,90 mag.
Das Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope (LAMOST) ist das größte optische Teleskop Chinas und befindet sich im Observatorium Xinglong Station [1]. Aus dem Data Release 2 wurden 1664 weiße Zwerge identifiziert [2] und als Katalog in der CDS/VizieR-Datenbank veröffentlicht [3].
Der weiße Zwerg hat im Katalog (siehe [3]) die Nummer 1102_1 (GID), dort ist ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis für das Spektrum von 20,27 (g-Band) angegeben. Dadurch sind weitere physikalische Daten zu diesem Objekt verfügbar: Teff=31655 K, logg=8,40 cm/s2, Masse=0,89 M☉, Alter=25 Myr. Die Entfernung ist nicht angegeben und der Spektraltyp von DAZ? ist eher unsicher. Der weiße Zwerg wird als "not new" gekennzeichnet, d.h. er war schon vor der LAMOST-Durchmusterung bekannt.
Lt. Gaia-DR2 Parallaxe hat dieser Stern eine Entfernung von 388,7 pc (±6 pc).
Eine eigene Aufnahme mit dem weißen Zwerg BD+52 913 und Umgebungssternen fehlt leider noch, deshalb der Link auf Aladin Lite.
Alpy600 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 mit dem Spektrum des Sterns HIP 106711 (74 Cygni, HD 205835) A3 Vn.
In Ermangelung des genauen Spektraltyps habe ich versucht, diesen selbst zu ermitteln und bin dabei erneut auf Ungereimtheiten gestoßen. Mehrere Indizien spechen dafür, dass es sich nicht um einen weißen Zwerg handelt:
Schon auf den ersten Blick scheint das Spektrum überhaupt nicht zu einem weißen Zwerg zu passen.
Es gibt nur sehr schwache Balmerlinien und diese erscheinen zu scharf. Es gibt viele scharfe Metall-Linien, z.B. Kalzium, Magnesium, Natrium und Eisen.
Die angegebene sehr hohe Oberflächentemperatur kann ich nicht nachvollziehen. Der Stern müsste bläulich leuchten, stattdessen erscheint er orange.
Beim Vergleich des Spektrums mit vielen Datenbankspektren erhalte ich die kleinsten Residuen bei K0 IV, d.h. dieser Spektraltyp passt am besten!
Da die Entfernung (389 pc) und die scheinbare Helligkeit (V=10,9 mag) bekannt sind, lässt sich die absolute Helligkeit berechnen:
M = 5 - 5 * log(r) + m
M = 2,95 mag
Das Ergebnis passt sehr gut zur Lage im HRD auf dem Unterriesenast.
Visuelle absolute Helligkeiten von weißen Zwergen liegen zwischen +8 und +14 mag! Nur wenige extrem heiße weiße Zwerge
erreichen noch geringere Werte (=höhere Leuchtkräfte). Siehe hierzu 347 untersuchte weiße Zwerge vom Typ DA aus der Palomar Green (PG) Durchmusterung [4], insbesondere das Diagramm "Figure 15" auf S. 73.
Die Temperaturbestimmung aus meinem Spektrum führt zu einem Wert von Teff=4840 K. Das heißt, dass der (vermeintliche) weiße Zwerg zu den extrem kühlen Vertretern gehören muss, seine absolute Helligkeit müsste eher im Bereich von +13 bis +14 mag liegen. Angenommen, der (vermeintliche) weiße Zwerg hätte eine absolute Helligkeit von M = 10 mag, dann hätte er eine scheinbare Helligkeit von
m = -5 + 5 * log(r) + M
m = 17,95 mag
Damit wäre er mit meinem Instrumentarium nicht mehr spektroskopisch erreichbar.
Vergleich meines Spektrums mit einem K0 IV-Stern - die Residuen (grüne Linie) sind sehr gering, d.h. das Spektrum stimmt insgesamt sehr genau überein.
Hier ist der Nachweis, dass ich den richtigen Stern spektroskopiert habe, siehe nachfolgende Screenshots aus HNSky und während der Aufnahme.
Screenshot HNSky mit dem Stern TYC 3186-1544-1 in der Bildmitte, Der Rahmen gibt in etwa die Größe des Bildausschnitts der Guiding-Kamera an. Der orangene Stern (Gaia-Farben) liegt auf dem Spalt.
Screenshot während der Aufnahme des Spektrums, das Bild der Guiding-Kamera ist um 90° gedreht (Norden ist links). Das Guiding erfolgt mit dem hellsten Stern im Bild. Auf dem Spalt liegt der orangene Stern (siehe HNSky).
Fazit:
Nach meiner Einschätzung handelt es sich um einen normalen Stern mit dem Spektraltyp K0 IV.
