Halpha-Emission u. V-Korrelation als Sonden von Be-Sternscheiben

1. Hα-Emission and V-Korrelationen

Einleitung

Eine seit Jahren interessante Frage in der professionellen Be-Sternscheibenforschung ist die einer möglichen Korrelation zwischen der Hα-Emissionsstärke (= Äquivalentbreite EW; siehe Anmerkung zum Schluss) und den UBV-Helligkeiten [1]. Gegenwärtig versuchen Forscher der University of Western Ontario (Kanada) solche bereits beobachterisch nachgewiesenen Korrelationen  mit geeigneten Modellrechnungen zu untermauern bzw. zu verfeinern [2].

Die sog. non-supergiant B-Sterne, als besonders schnell rotierende Objekte, zeigen je nach Vorhandensein einer Gasscheibe in ihren Spektren Balmer-Emissionslinien (wie etwa die Hα-Linie) und mal wieder nicht. Das Vorhandensein einer Gasscheibe und die damit beobachtbaren Emissionslinien charakterisiert einen B-Stern als Be-Typ (e = emission) [2], wobei auch andere Emissionslinien wie die des HeI, FeII und manchmal des SiII und MgII beobachtet werden. Als weiteres Kennzeichen dieser Sternklasse sind ihre typischen kurz- und langzeitigen spektralen Variationen.

Darüber hinaus ist die Abhängigkeit des spektralen Habitus vom Sichtwinkel (Inklination i) des Beobachters bemerkenswert. Bei den sog. „pole-on-Sternen“ blickt der Beobachter von oben senkrecht auf die Rotationsachse des Sterns bzw. seiner Gasscheibe (i = 0°). Im Fall einer Inklination ~ 90°, bezeichnet man den Stern als sog. „edge-on-Stern“, d. h. der Beobachter blickt nahezu auf die Kante der Be-Sterngasscheibe.

 

Positive Hα- und V-Korrelationen

An den Be-Sternen γ Cas, 28 Tau, κ Dra, EW Lac (u. a.) wird seit Jahren folgender Zusammenhang beobachtet: je stärker die Hα-Emission ist, desto größer ist die V-Helligkeit des Sterns. Diese Sterne werden sowohl pole-one, als auch unter dazwischen liegenden Neigungswinkeln gesehen: 45° (γ Cas), 57° (κ Dra), 68° (EW Lac) ~ 90° (28 Tau).

Abb.1:
Halpha-Emissionsstärke EW versus V bei gamma Cas (schwarze Dreiecke = V-Beobachtungen W. Vollmann; offene Quadrate = V-Beobachtungen F. Puskas; EW-Messungen: E. Pollmann)

Abb. 2:
Halpha-Emissionsstärke EW versus V bei 28 Tau

Abb. 3:
Halpha-Emissionsstärke EW (oben) & V-Helligkeit (unten) versus Zeit (JD) von kappa Dra (aus [3])

Abb. 4:
Halpha-Emissionsstärke EW (oben) & V-Helligkeit (unten) versus Zeit (JD) von 4 Her (aus [4]]

Abb. 5: Modell zur Beschreibung des Zusammenhangs von Beobachterperspektive und positiver bzw. negativer Korrelation von Halpha-EW und V-Helligkeit (nach Vorl. aus [5])

Ergänzende Anmerkung:

Die Äquivalentbreite EW

ist die Breite eines Rechtecks, das vom auf 1 normierten Kontinuum bis auf Null reicht, und die gleiche Fläche hat wie die Spektrallinie, mit Fc=1 dem normierten Kontinuumsniveau, Fλ dem Linienfluss bei der Wellenlänge λ und dλ, den Wellenlängenschritten. Die EW ist positiv bei Absorptionslinien, und negativ bei Emissionslinien und wird  in Wellenlängeneinheiten, z. B. in Å gemessen.

Literatur:

[1] Slettebak, A., PASP, 100, 770-784, July/1988

[2] Patel, P., University of Western Ontario, priv. Mitteilung Oktober 2011

[3] Juza, K., et al., Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 107, 403-411, 1994

[4] Koubsky, P., et al., A&A, 328, 551-564, 1997

[5] Harmanec, P., Hvar Obs. Bull. 7, 55, 1983

 

Ernst Pollmann, Emil-Nolde-Str. 12, 51375 Leverkusen

Ferenc Puskas, Komádi, Ungarn

2. Helligkeitsmessungen mit der Digitalkamera an gamma Cas

Gamma Cas läßt sich sehr gut mit einer Digitalkamera photometrieren. Derzeit verwende ich eine digitale Spiegelreflexkamera (DSLR) Canon 450D. Mit einem Objektiv Blende 1:2,8 bei einer Brennweite 35mm wird die Kamera auf ein Fotostativ montiert und so oft als möglich eine Aufnahmeserie mit 10 oder mehr Bildern gemacht (Abb. 1).

Abb. 1:
Die Kamera auf Fotostativ

Die Entfernung am Objektiv wird manuell auf 3 Meter eingestellt. Dadurch wird das Sternfeld etwas unscharf abgebildet und es kommt zu keiner Überbelichtung. Als Belichtungszeit wählte ich früher 8 Sekunden, jetzt verwende ich 13 Sekunden -- dadurch steigt die Qualität der Messungen etwas an.

Die Empfindlichkeit der Kamera stelle ich auf ISO 400 ein. Die Aufnahmen werden im RAW Format (nicht JPG) aufgezeichnet. Die Auswertung erfolgt mit dem Programm AIP4WIN das dem Buch von Richard Berry und Jim Burnell [1] beiliegt. Jeweils 3 Aufnahmen werden aufeinander zentriert und gemittelt und danach der Grünkanal des Farbbilds herausgezogen.

Abb. 2:
Auswertung des Grünkanals einer gemittelten Aufnahmeserie. Die Photometrie-Blende wird groß genug gewählt, damit das gesamte unscharfe Sternbild erfasst wird

Als Vergleichssterne werden die hellen Sterne der Kassiopeia verwendet:

Stern

Markierung

V

B-V

Typ

Band

Mag

von

Mag

bis

Periode [d]

γ Cas

V

 

-0,15

GCAS

V

1,6

3,0

 

α Cas

C1

2,23

1,17

CST

V

2,20

2,27

 

β Cas

C2

2,27

0,34

DSCTC

V

2,25

2,31

0,1043

δ Cas

C3

2,68

0,13

EA

V

2,68

2,76

759

ε Cas

C4

3,38

-0,15

NSV

V

3,35

3,38

 

ζ Cas

C5

3,66

-0,20

NSV

V

3,59

3,68

 

κ Cas

C6

4,16

0,14

ACYG

B

4,22

4,30

 

η Cas

C7

3,44

0,57

RS

H

3,58

3,63

 

Abb. 3:
gamma Cas und die benutzten Vergleichsterne

Die Auswertung erfolgt mit den Tabellenkalkulationsblättern von Thomas Karlsson [2] bzw. der AAVSO (Citizensky Projekt) [3] mit denen eine Transformation der instrumentellen Grünhelligkeiten auf Johnson V möglich ist. Mit beiden habe ich gute Erfahrungen gemacht.

Da einige der Vergleichssterne um mehrere Hundertstel Größenklassen veränderlich sind bzw. der Veränderlichkeit verdächtigt werden tragen sie sicherlich zur Streuung der Lichtkurve bei. Mit und ohne β Cas als Vergleichsstern erhielt ich z.B. Differenzen bis zu 0,014mag (im Mittel 0,007mag) in der Helligkeit von γ Cas. Da γ Cas so hell ist (im Mittel 2,12 +/- 0,04 mag über alle Beobachtungen 2010-2011) und die Linearität der Digitalkamera durch den begrenzten Dynamikumfang auf etwa 3 Größenklassen begrenzt ist [4], gibt es kaum Alternativen zu den benutzten Vergleichssternen.

Aus den 10 oder mehr Aufnahmen eines Abends werden Mittelwerte gebildet. Bis Mai 2011 benutzte ich eine Digitalkamera Canon Powershot G3 für die Aufnahmen. Damit erhielt ich eine mittlere Standardabweichung von 0,029mag für die Messungen eines Abends. Die größere Objektivöffnung und bessere Chip und Elektronik der Canon 450D liefern deutlich bessere Ergebnisse: die mittlere Standardabweichung für die Messungen eines Abends ist auf 0,016mag zurückgegangen.

Abb. 4:
Lichtkurve von gamma Cas Juli 2010 bis Nov. 2011

Literatur:

[1] Richard Berry und Jim Burnell: The Handbook of Astronomical Image Processing. Willmann-Bell, Richmond, VA, USA, 2006.

[2] Thomas Karlsson: www.citizensky.org/teams/dslr-documentation-and-reduction/new-spreadsheet-automatic-calulation-tc-and-k

[3] www.citizensky.org/teams/dslr-documentation-and-reduction

[4] J.E.Hoot: Photometry with DSLR Cameras. adsabs.harvard.edu/abs/2007SASS...26...67H

 

Wolfgang Vollmann, Dammäckergasse 28/D1/20, A-1210 Wien. vollmann(at)gmx(punkt)at

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