Halpha-Beobachtungen am Doppelsternsystem VV Cephei

Zwei der bekanntesten und größten Sterne des Himmels, die versteckt und dicht beieinander innerhalb einer dunklen, interstellaren Staubwolke im Sternbild Cepheus zu finden sind, sind µ Cephei und der außergewöhnliche veränderliche Doppelstern VV Cephei (Abb. 1). Bei beiden Sternen handelt es sich um sog. Überriesen mit visuellen Helligkeiten von 4,0 mag (µCep) bzw. 4,9 mag (VVCep). Würde das Licht der Sterne nicht durch den Verdunkelungseffekt der Staubwolke abgeschwächt, würden µ Cep mit einer visuellen Helligkeit von 1.97 mag und VV Cep mit 2.91 mag leuchten.

Der gegenwärtig geschätzte Radius von µ Cephei liegt irgendwo zwischen 1200 und 1650 Sonnenradien bzw. 5.6 bis 7.7 AU, wogegen die heutigen Radiuseinschätzungen bei VV Cep zu Werten von etwa 1600 Sonnenradien führen. VV Cep ist ein einzigartiges und großartiges Beispiel eines Bedeckungssternsystems mit einem Massenaustausch zwischen den Komponenten, in dem ein aufgeblähter heller M2-Überriese (Leutkraftklasse Iab) mit einer ausgedehnten Atmosphäre von einem sehr viel schwächeren, heißen blau-weißen Hauptreihenstern der Spektralklasse B0Ve umkreist wird, in dem die „thermonukleare“ Wasserstoff-Fusion zu Helium bereits stattfindet, und der Gezeitenstörungen bei seinem beträchtlich größeren und sehr viel weniger dichten Begleiter verursacht.

Der heiße B0-Begleitstern umkreist und seinem Radius von etwa 13 Sonnenradien bei einem mittleren Abstand von etwa 19-20 AU den M2-Überriesen mit einer Periode von 20.4 Jahren auf einem Orbit mit einer Exzentrizität e = 0,34-0,35 und einer Inklination (Bahnneigung) von etwa 76-77° mit der Besonderheit, dass er von einer ausgedehnten Wasserstoff-Gashülle umgeben ist (Abb. 2). Spektroskopische Untersuchungen haben ergeben, dass die Entstehung dieser Wasserstoff-Gasscheibe mit ihrem Radius um den Zentralstern von etwa 650 Sonnenradien, trotz ihres großen mittleren Abstandes von etwa 20 AE durch Massentransfer zwischen den Sternen bzw. Massenausstoß des M-Sterns erklärt wird.

Nach Untersuchungen von (Wright 1977) werden die Massen für den M-Stern mit etwa 2-3 und für den Be-Stern mit etwa 8 Sonnenmassen angegeben, wobei der M-Überriese seine Roche-Oberfläche ausfüllt und nahe der Periastron-Passage einen Gasstrom antreibt, der sich zu einer Akkretionsscheibe um den Be-Stern ausbildet. Der variable Massentransfer von etwa 4 x 10-4 Sonnenmassen/Jahr zwischen den beiden Komponenten kann somit zu erheblichen Störungen in der Hülle / Scheibe des Be-Sterns führen. Die Natur des heißen Begleiters hat zwar in den vergangenen Jahrzehnten ein starkes Interesse auf viele Forscher ausgeübt, dennoch bleiben bis heute im Besonderen sein Spektraltyp und seine Temperatur sehr unsicher. Schätzungen reichen von einem frühem O- oder B-Typ bis zu einem A0-Stern.

Der Massentransfer in der Größenordnung von etwa 4 x 10-4 Sonnemassen pro Jahr, welcher mit Sicherheit die Entwicklung des kleineren Be-Sterns beeinflusst, ist vermutlich auch der Hauptgrund für die immer wieder beobachteten Änderungen der orbitalen Periode. Man nimmt heute an, dass der M-Überriese sich wahrscheinlich in der Kernfusionsphase befindet, in der in seinem Inneren Helium zu Kohlenstoff verbrannt wird und er sich „bald" zu einer Supernova aufbläht.

Trotz der langen orbitalen Periode von 20,4 Jahren bilden die beiden Komponenten ein „enges" Doppelsternpaar mit signifikanten Gezeitenstörungen, Strahlungsinteraktionen und wechselwirkenden Gasströmen zwischen den Komponenten. Die Dimension der nebelartigen Hülle um den Be-Stern im System VV Cephei wurde von Peery (1965) mit kleiner als 1/18 des Durchmessers der Photosphäre des M-Überriesen angegeben und ist nach Untersuchungen von Wright & Hutchings (1971) nicht sphärisch symmetrisch, sondern in Richtung des Sternäquators eher verdichtet, wie im Fall eines ganz normalen Be-Sterns. Die in eine V- (violette) und in eine R- (rote) Komponente aufgespaltene Emissionslinie im Spektrum von VV Cep kann somit Strahlungsanteilen der Gashülle um den Be-Stern zugewiesen werden, die sich aufgrund ihrer Rotation um den Zentralstern entgegen des Uhrzeigersinns bezogen auf die Sichtlinie des Beobachters, entweder auf ihn zu bewegen und damit blau-verschoben erscheinen (V-Komponente), oder sich vom Beobachter entfernen und damit rot-verschoben (R-Komponente) erscheinen (siehe Abb. 3).

Die Langzeitmonitorings der Intensitätsvariationen beider Komponenten (das sog. V/R-Verhältnis) liefert wichtige Informationen über:

• die Peakstärke als Maß für die Masse bzw. Dichte des Gases in der Hülle, ausgedrückt als Äquivalentbreite EW [Ǻ] der Emission
• die Bewegungsrichtung des entsprechenden Gashüllenbereiches

Die Quelle der zentralen Absorptionseinsenkung im Profil der Hα-Emissionslinie (Abb. 4) ist nach Untersuchungen von Wright (1977) auf das einströmende und absorbierende Material zwischen dem Beobachter einerseits und der Hülle des Be-Sterns andererseits zurückzuführen.

Aufgrund des Massentransfers vom M-Stern hin zum Be-Begleiter im VV Cep-System, kann die Anwesenheit der starken Hα-Emission somit gut als in der äußeren Hülle des Begleiters produzierte Emission erklärt werden. Der vom M-Stern abgestoßene Gasstrom schwingt umkreisend um den Be-Stern herum und muss wegen der Bahnneigung von 77° sehr ausgedehnt und viel mehr sein als nur ein Ring um den Zentralstern, und darüber hinaus an dessen Polen weniger dicht sein als im Äquatorbereich. V/R-Messungen durch Kawabata (1981) während der Bedeckung  1976-1978 konnten zeigen, dass die Massen- und Dichteverteilung in der Scheibe nicht homogen ist und dass der stärker ausgeprägte violette Emissionspeak (V) durch eine größere Dichte bzw. Masse in der linken Scheibenseite in ihrer Bewegungsrichtung entgegen dem Uhrzeigersinn gebildet wird.

Seit Juli 1996, also seit mehr als 15 Jahren wird von mir das Monitoring von VV Cep mit  Spalt-Gitter-Spektrographen am SC-Teleskop C14 in der Sternwarte der Vereinigung der Sternfreunde Köln durchgeführt. Der bisherige Beobachtungs-zeitraum umfasste somit auch das Ereignis der Bedeckung des Be-Sternes und seiner Scheibe von 1997 bis 1999.  Wie bereits erwähnt ist die Hα-Emissionslinie der einzige Indikator für das Vorhandensein der Scheibe.    Abb. 5 zeigt das Monitoring der Äquivalentbreite der Hα-Emission seit Juli 1996 bis heute.

Die Bedeckung der emittierenden Be-Sternscheibe durch den M-Überriesen begann im März 1997 und endete 673 Tage später, wobei der Eintritt und der Austritt 128 bzw. 171 Tage dauerte. Die Gesamtdauer des Bedeckungsprozesses betrug insgesamt 373 Tage. Möglicherweise sind jedoch die interessantesten Eigenschaften in diesem Bild die stochastischen Veränderungen der EW mit einer Variationsbreite von etwa 10 Ǻ und mit Extremwerten von bis zu etwa 25Ǻ. Die seit Ende des Bedeckungsprozesses bis heute beobachteten großen Fluktuationen erklären sich möglicherweise durch einen variablen Massentransfer vom M-Stern hin zur Be-Sternscheibe, wie er durch Wright (1977) und Stencel et al. (1993) beschrieben wurde.

Damit in Verbindung stehende Schwankungen in der Be-Sternscheibentemperatur aber auch in der Scheibendichte sind gewissermaßen zu erwarten. Außerdem kann man annehmen, dass der M-Überriese mit seiner semiregulären Pulsationsperiode von 116 Tagen (Saito et al. 1980) die Rate dieses Massentranfers noch zusätzlich beeinflussen wird. Und da die Be-Sternscheibe die offensichtliche Quelle der Hα-Emission ist, scheint dies auch der beste Anwärter für die Erklärung der fortwährenden Änderungen ihrer Intensität zu sein. Aus dem Befund dieses Beobachtungsmaterials allein ist es noch nicht möglich, zu beurteilen, inwieweit diese Schwankungen ausschließlich auf variierende Beiträge durch Massentransfer zwischen den beiden Komponenten oder aus der Be-Sternscheibe selbst, oder beides zusammen herrühren.

Mit dem vorhandenen Datenmaterial konnte der Frage nachgegangen werden, ob zur Zeit der Periastronpassage tatsächlich eine Zunahme der Emissionsstärke als Folge des Massentransfers vom M-Überriesen in die Be-Sternscheibe nachgewiesen werden kann. Wie Abb.6 zeigt, steigt außerhalb der Bedeckung die EW mit einer gewissen Streuung von bis zu 10 Ǻ bis zu einem Maximalwert an, um danach in ähnlicher Weise wieder abzunehmen.

Ein Polynomfit (2.Grad) führt zu dem gestrichelt gezeichneten Kurvenverlauf mit dem eingetragenen rechnerischen Zeitfenster für die Periastronpassage. Dieser Kurvenverlauf bestätigt im Wesentlichen, dass die EW der Hα-Emission als Indikator für die Be-Sternscheibe und ihrer Masse bzw. Dichte mit zunehmender Annäherung an das Periastron durch den Massenübertrag vom M-Stern im Sinne einer zusätzlichen Scheibenfütterung mit bestimmt wird.

Spektroskopische Langzeitbeobachtungen deutlich außerhalb der Bedeckung sind bisher lediglich von dem Astronomen Wright aus Beobachtungen des Bedeckungsereignisses 1977-78 bekannt geworden. In diesen Untersuchungen gibt das V/R-Verhältnis der Ha-Emission zum ersten Mal grob Auskunft über ein mögliches quasi-zyklisches Verhalten der Dichtestruktur der Be-Sternscheibe. In Wright´s Untersuchungen ist zwar nahezu der gesamte Phasenbereich mit Messungen abgedeckt, die Beobachtungsdichte ist jedoch für eine zuverlässige Analyse diesbezüglich viel zu gering. So konnten ab Nov./2000 eigene Messungen und die anderer Beobachter bei verbesserter Beobachtungsdichte denen von Wright hinzugefügt werden wobei deutlich wurde, in welch drastischer Weise sich das V/R-Verhältnis verändert (Abb. 7). Diese V/R-Phasenabhängigkeit gibt Anlass darüber nachzudenken, welches die Ursachen dafür sein könnten. Dass der Überriese an dieser Hα-V/R-Variation nicht beteiligt sein kann, geht allein schon aus seinem Spektraltyp hervor. Und so kann ausserdem wegen der geringen Helligkeit und der deshalb nicht detektierbaren spektralen Signatur des Begleiters vermutet werden, dass Dichtevariationen in der Gasscheibe die eigentlichen Ursachen sind.

Die in allen Phasen des 7450 Tage dauernden Orbits stets deutlich getrennten Emissionskomponenten (in Abb. 4) der rotierenden Gasscheibe weisen in ihren Peakmaxima orbitale Rotationsgeschwindigkeiten von ca. ± 100 km/s aus, was zusammen mit den ständigen V/R-Änderungen in Abb. 7 besagt, dass eine Variation der Scheibendichte vorhanden sein muss. Durch Entfernen des Langzeittrends mittels Polynom 3. Grades in Abb. 8 (ist dies die 7450 Tage-Orbitalperiode ?) führt eine anschließende Periodenanalyse der Residuen zu Perioden von 390d, 500d und 1100d (Abb. 9), wovon letztere die Ausgeprägtere ist.

Hieraus leite ich die Notwendigkeit ab, dass im künftigen Monitoring von VV Cep schwerpunktmäßig die Analyse des V/R-Verhaltens bei deutlich höherer Beobachtungshäufigkeit als bisher im Vordergrund stehen muss, um so zu gesicherteren Informationen über eine Periodizität der beiden Scheibendichtezonen zu gelangen.

Diese angestrebte höhere Beobachtungsdichte ist naturgemäß sehr viel leichter in einer größeren Beobachtungsgemeinschaft zu realisieren, weshalb ich an dieser Stelle interessierte Spektroskopiker im Sinne einer Projektbeteiligung zur Mitarbeit einladen möchte.

Literatur

Kawabata, S., Saijo, K., Sato, H., Saito, H., 1981, PASP, 33, 177

Peery, B. F., 1965 ApJ, 144, 672P

Saito, M., Sato, H., Saijo, K., Kayasaka, T., 1980, PASJ, 32, 163

Stencel, R. E., Potter, D. E., Bauer, W. H., 1993, PASP,105, 45

Wright, K. O., 1977, JRASC, 71, 152

Wright, K. O., J. B. Hutchings, 1971, Mon. Not. R. astr. Soc., 155, 203-214

Ernst Pollmann