Die Beobachtungskampagne der delta Scorpii Periastron-Passage 2011

δ Sco ist ein heller, interferometrisch detektiertes Doppelsternsystem bestehend aus einem Primärstern des Spektraltyps B0, einem Sekundärstern des vermuteten Spektraltyps B  und einem Orbit der Exzentrizität e = 0.94. Der Primärstern diente im 20. Jahrhundert als Standardstern zur Spektralklassifikation. Wegen der entdeckten Helligkeitszunahme im Sommer 2000, verursacht durch die Entwicklung einer zirkumstellaren Gasscheibe, ist das System nunmehr unter kontinuierlicher Beobachtung (Fabregat, Reig, & Otero 2000). Dieser Veränderungsprozeß schien bereits einige Monate vor der Periastronpassage begonnen zu haben, die am 9. September 2000 (± 3 Tage) erwartet wurde. Mit anderen Worten: der Primärstern des Systems δ Sco entwickelte sich zu einem Be-Stern.

Das System hat in den Jahren danach kontinuierlich in seiner V-Helligkeit zugenommen (Otero, Fraser, & Lloyd 2001; Gandet et al. 2002) und erreichte eine Helligkeit von V ~ 1.6 mag in der ersten Hälfte des Jahres 2003. Gleichzeitig ist auch das Emissionslinienspektrum stärker geworden bei Zunahme deiner deutlichen Peakauftrennung der Hα-Emission (Miroshnichenko et al. 2003).

Diese Beobachtungen wiesen deutlich auf ein Wachstum der Gasscheibe um den Primärstern hin. Im Februar 2005 setzte plötzlich eine Abnahme der Helligkeit sowohl im optischen wie im Infraroten Spektralbereich ein und erreichte dabei ihre niedrigste Helligkeit mit V ~ 2.3 mag im Oktober 2005 (Otero 2008; Carciofi et al. 2006). Im Spektrum dagegen verblieben die  Emissionslinien, wenngleich mit abnehmender Linienbreite, nahezu konstanter Intensität und wachsender Äquivalentbreite. Die Äquivalentbreite erreichte ihr Maximum gleichzeitig mit dem Minimum der Helligkeit. Dies ließ vermuten, dass die Scheibe zwar weiter existierte, sich jedoch hin zu einer ringähnlichen Struktur veränderte (Rivinius et al. 2001). Verursacht durch eine geringere Massenverlustrate (so wird vermutet) hat sie dabei ihre inneren, sternnahen Bereiche verloren, die ohnehin wegen der beobachteten zyklischen Variationen der Linienstärke als nicht stabil angesehen wurden (Miroshnichenko et al. 2003). Nach Erreichen des Minimums stieg die V-Helligkeit langsam wieder an und zeigte dabei Variationen mit einem ~ 60Tage-Zyklus und einer Amplitude von ~ 0.3 mag (Otero 2008).

All diese Vorgänge ereigneten sich während der Annäherung der Sekundärkomponente zum Apastron des Systems. Mit interferometrischen Messungen, die zu einer orbitale Periode von 10.6 Jahren (±0.08) führten, konnte der Begleitstern in der ersten Hälfte des Orbits wegen der hohen Exzentrizität nicht getrennt werden (Miroshnichenko et al. 2001). Auch während der Periastronpassage ist dies mit verbesserter Messtechnik wegen des Vorhandenseins der Gasscheibe nicht gelungen.

Das System nähert sich derzeit wieder einer Periastronpassage. Weil die gegenwärtige orbitale Periode möglicherweise systematische Fehler enthält (die Periastronpassage in 2000 ereignete sich einige Monate später als nach interferometrischen Messungen vorhergesagt) ist der für Juli 2011 vorhergesagte Zeitpunkt von erheblicher Bedeutung. Die kommende Passage führt möglicherweise zu interessanten Interaktionen zwischen den beiden Sternen einerseits, sowie den Sternen und der zirkumstellaren Gasscheibe andererseits.

Wegen der langen Orbitalperiode und der hohen Bahnexzentrizität ist dies eine der seltenen Gelegenheiten, tiefe Einblicke in die physikalischen Geschehnisse dieses Prozesses zu gewinnen. Zudem ist δ Sco einer der nahesten Be-Sterne mit einer Parallaxe von 6 mas und erlaubt somit die äquatoriale Gasscheibe selbst, sowie Störungen in ihr interferometrisch aufzulösen. Genaue Messungen der  Radialgeschwindigkeit werden es ermöglichen, wesentliche Verbesserungen in der Sicherheit des vorhergesagten Datums des Periastrons zu erreichen. Eine solche Verbesserung ermöglicht es, an beteiligten Observatorien der Welt die Beobachtungs-planung des Zeitpunkts künftiger Periastronpassagen effektiver zu gestalten.

B-Emissions (Be)-Sterne sind sog. non-supergiant objects vom Spektraltyp B und zeigen bzw. haben im Fall δ Sco Hα-Emissionslinien im sichtbaren Spektrum. Das Verständnis ihrer Natur und die Prozesse der Scheibenentstehung um solche Sterne sind noch immer nicht ausreichend verstanden, so dass Amateurbeiträge im Sinne von Langzeitmonitorings sehr wünschenswert sind. δ Sco ist ein herausragendes Beispiel, bei dem Amateure mit kontinuierlichen V-Helligkeits-beobachtungen und spektroskopischen Messungen während der Periastronpassage 2011 und danach wertvolle Beiträge liefern können.

Ein erstes Spektrum von Heasley & Wolf im Jahr 1983 zeigte noch keine Emissionen (Bild 1), hingegen ließen die Hα-Absorptionsflanken in Spektren von Cote & von Kerkwijk in 1990 erste Emissionen erkennen (Bild 2), weshalb δ Sco danach als Be-Stern angesehen wurde.