Spektroskopie von weißen Zwergen


Hier stelle ich Spektren von weißen Zwergen vor, die mit dem Alpy600-Spektrografen gewonnen wurden.

Inhalt:




Omikron 2 Eridani B (40 Eridani B, HD26976)

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. Er prägte den Namen "weißer Zwerg". 1926 zeigte R.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].

Omikron 2 Eridani B (40 Eridani B, HD26976)

Spektrum von Omikron 2 Eridani B (40 Eridani B, HD26976)
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:

Spektrum:

(1) 40 Eridani ist das Heimatsystem der Vulkanier.

Literatur:
[1] R.O. Gray, C.J. Corbally, Stellar Spectral Classification, Princeton University Press, 2009
[2] https://en.wikipedia.org/wiki/White_dwarf
[3] Dr. E. Müller, Physik kompakter astrophysikalischer Objekte, Kap. 2 Weiße Zwerge, Vorlesung an der TU München
http://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/lectures/WDNSBH/wdnsbh-2.pdf



LAMOST J002915.51+555753.4 (UCAC4 730-005088)

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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).

Weißer Zwerg LAMOST J002915.51+555753.4
09.08.2020 01:03 - 01:13 Uhr MESZ, 14" ACF Teleskop auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 3x3 Binning, L-Kanal, 40x10s belichtet

Spektrum des Weißen Zwergs LAMOST J002915.51+555753.4 vom 09.08.2020
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.



Spektrum des Weißen Zwergs LAMOST J002915.51+555753.4 vom 31.10.2020
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.



Aufnahmedaten des Spektrums vom 09.08.2020:

Aufnahmedaten des Spektrums vom 31.10.2020:


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:


Vergleich des Spektrums mit einem A3 V-Stern
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.

Stack aus Bildern der Guiding-Kamera, beschriftet
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
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.


Literatur:
[1] Wikipedia: LAMOST (engl.)
[2] Guo J. et al., White dwarfs identified in LAMOST DR 2, Mon. Not. R. Astron. Soc., 454, 2787-2797 (2015)
[3] CDS/VizieR: Weiße Zwerge im LAMOST DR2-Katalog (Guo+, 2015)
[4] R.O. Gray, C.J. Corbally, Stellar Spectral Classification, Princeton University Press, 2009
[5] Liebert et al.,The Formation Rate and Mass and Luminosity Functions of DA White Dwarfs from Palomar Green Survey, Astrophys.J.Suppl.156:47-68,2005. arXiv:astro-ph/0406657




[ Stand: 03.11.2020 | Brief Icon Gregor Krannich | Gregors Astronomieseite ]