Halpha-Spektroskopie und V-Variationen des Be-Sterns 28 Tauri (Plejone)

Anknüpfend an den gelungenen BAV-Übersichtsartikel von Bela Hassforther (2008) zum gleichen Thema, möchte ich mit diesem Beitrag auf eine weiterführende Untersuchung hinsichtlich der Korrelation von V-Helligkeit und Hα-Emissionscharakteristik im Sinne einer Zusammenarbeit zwischen dem Veränderlichenbeobachter Sebastian Otero (Argentinien) und mir eingehen. Die Publikation von Tanaka et al. (2007) in Kombination mit den eindrucksvollen Untersuchungen von Hirata (2007) gaben Anlass, die umfangreichen, uns vorliegenden Datensätze mit Blick auf das Langzeithelligkeitsverhalten in V und die spektroskopische Hα-Emissionscharakteristik gegenüberzustellen. Als Mitglied des Sternhaufens der Plejaden ist der Be-Stern (Spektraltyp B8e) 28 Tau als Be-Hüllenstern mit photometrischen wie spektroskopischen Langzeitvariationen bereits seit dem 19. Jahrhundert bekannt. In der zurückliegenden Zeitspanne von etwa 100 Jahren zeigte er zyklische Veränderungen seines spektralen Habitus von einer Be-Phase (Abb. 1) hin zu einer Be-Hüllenphase (Abb. 2) mit einer Periode von 35-36 Jahren: 1974 eine erste frühe Be-Hüllen-Phase mit maximaler Ausprägung 1981; 1989 Eintritt in eine Be-Phase mit maximaler Ausprägung in 2004, in der er bis Ende 2005 verblieben ist.

Darüber hinaus ist 28 Tau seit einer Mondbedeckung (Gies et al. 1990) als spektroskopischer Doppelstern mit einer Periode von 218 Tagen und einer großen Exzentrizität 0.6 bekannt, wobei man heute dieser orbitalen Periode auch die Scheibenpräzession des Primärsterns zuschreibt.

Die beobachteten Veränderungen des spektralen Habitus von einer Be-Phase hin zu einer Be-Hüllenphase (und zurück) mit einer Periode von 35-36 Jahren ist nach Untersuchungen von Hummel (1998) darauf zurückzuführen, dass die Scheibe „aus irgend einem Grund" (vermutlich verursacht durch den Begleiter in der Periastronpassage) nicht in der Äquatorialebene, sondern schräg zum Äquator liegt und so um den Zentralstern präzediert, was sich u. a. in der Variation der Hα-Linienprofilcharakteristik manifestiert. Berechnungen von Hirata (2007), basierend auf polarimetrischen Untersuchungen zeigten, dass der Inklinationswinkel des Zentralsterns ~ 60° beträgt und die Richtung der am Himmel projezierten Scheibenachse zwischen ~ 60° und 130° variert.

Derzeit werden die Beobachtungen der letzten Be-Phase > Hüllenphase (v. a. während des Zeitabschnittes November 2005  bis April 2007) wie folgt interpretiert:

alle 35-36 Jahre löst der spektroskopische Begleitstern in der Periastronpassage einen Massenverlust beim Primärstern aus, infolgedessen eine neue Scheibe in seiner äquatorialen Ebene gebildet wird. Während dieses Prozesses ist die alte Scheibe, wegen der durch den Begleiter verursachten Präzession, bereits außerhalb dieser äquatorialen Ebene. Dieser Vorgang manifestiert sich dann unmittelbar in der Hα-Emissivität.

Die neue Scheibe in der äquatorialen Ebene erzeugt dabei das Hüllenspektrum (Abb. 2), wobei bei ihrer Entwicklung zugleich auch die Präzession einsetzt und die Charakteristik dieses Hüllenspektrums schwächer wird und der Übergang zurück in die Be-Phase (Abb. 1) bei zunehmender Hα-Emissionsstärke und zunehmendem Scheibenradius stattfindet.