Internationale Beobachtungskampagne “Photometrie and Spektroskopie an P Cygni”

Ergebnisse

Wie in Abb. 1 zu sehen ist, nimmt die EW ab, wenn zeitgleich die stellare Helligkeit zunimmt und umgekehrt. Man kann annehmen, dass die Variabilität der EW eher durch Variationen des Strahlungsflusses im Kontinuum als durch Variationen des stellaren Windes verursacht wird. Aus diesem Grunde muss die Variabilität des Kontinuumsflusses berücksichtigt werden, wenn Eigenschaften des stellaren Windes und der Massenverlustrate studiert werden sollen.

Bisher zeigen unsere eigenen Resultate in Abb. 1 eine recht gute Übereinstimmung mit den Resultaten von Markova et al. [1] in Abb. 2. Streng genommen ist eine solche sog. Anti-Korrelation zu erwarten, wenn die Variationen des Strahlungsflusses im Kontinuum von den Variationen der EW unabhängig sind. Wenn der Hα-Linienfluß über die Zeit konstant ist, ergibt eine Zunahme der Kontinuumshelligkeit automatisch einen geringeren Linienfluß aus der gemessenen EW und umgekehrt. Um nun herauszufinden, ob und wie der Strahlungsfluß in der Linien variert, muss die EW für Variationen der V-Helligkeit korrigiert werden.

Aus der Definition der EW  =∫ ((I₀-I_λ)/I₀) x dλ und der Beziehung zwischen der Sternhelligkeit und dem Strahlungsfluss im Kontinuum

F2 / F1 = 10^{-0.4 (m2-m1)} folgt der Linienfluß  F = C * EW / 10 ^{(0.4* Vphot)}

Hier ist C ein konstanter Faktor. In der Praxis wird die EW durch einfache Division durch 10^(0.4*Vphot) korrigiert. Dies ist zwar kein Linienfluss in physikalischen Einheiten, jedoch eine quantitative Größe, die proportional zum Linienfluss auf Kontinuumsvariationen korrigiert ist. Es ist wichtig, den absoluten Strahlungsfluss in der Linie zu betrachten, weil seine Variationen durch  Effekte wie der Massenverlustrate, der stellaren Winddichte und Änderungen in der Ionisationsstruktur der betreffenden Elemente verursacht werden. In der gegenwärtigen Kampagne konnten bisher bereits 55 nahezu zeitgleiche Messungen des Hα-Linienflusses und der V-Helligkeit erhalten werden (Abb. 3). Streng genommen sollte für diese Gegenüberstellung nur der Kontinuumsfluss bei 6563 verwendet werden. Jedoch ist hier das ΔV eine akzeptable Näherung, weil der Farbindex bei P Cyg nicht sehr variiert.

Abb. 3 ist der Versuch zu zeigen, wie und in welchem Umfang der intrinsische Linienfluss (als kontinuumskorrigierte EW) von der V-Helligkeit abhängt.  Aus statistischer Sicht kann man sagen, dass der geringe Korrelationskoeffizient von nur 0.14 (der eigentlich nach der Kontinuumskorrektur 0 sein sollte) und die Berücksichtigung der Messunsicherheiten die Schlussfolgerung erlauben, dass der Hα-Linienfluss von der V-Helligkeit unabhängig ist.

Die zeitlichen Variationen des Hα-Linienflusses bewegen sich, wenngleich mit einer gewissen Abweichung, auf nahezu konstantem Niveau (Abb. 4). Die Abweichungen in dieser Darstellung repräsentieren Variationen in der Massenverlustrate, in der stellaren Winddichte und der Ionisationsstruktur. Die 55 zeitgleichen Messungen der EW und der photometrischen V-Helligkeit der bisherigen Kampagne sind natürlich aus statistischer Sicht keineswegs ausreichend, um Aussagen hinsichtlich der simultanen zeitlichen Verhaltens der V-Helligkeit und dem intrinsischen Linienfluss zu treffen. Um dies zu erreichen, werden weitere, mehrjährige zeitgleiche spektroskopische und photometrische Messungen in dieser Kampagne durchgeführt.