Korrelation von Halpha- und He6678 Emission im Be-Stern gamma Cas

Langzeitmonitorings mit Zeitspannen von Jahren bis hin zu Jahrzehnten sind und bleiben eine der stärksten Domänen der Amateur-Astrospektroskopie. Insbesondere bei Be-Sternen sind Phänomene, wie etwa das periodische Verhalten des sog. V/R-Verhältnisses oder auch der Äquivalentbreite (EW) der Hα-Emission, bei einigen prominenten Objekten, wie etwa ζ Tau, 28 Tau, δ Sco, π Aqr (um nur einige zu nennen) nicht zuletzt durch die beharrliche Beobachtungskontinuität einzelner Beobachter oder auch ganzer Beobachtergruppen in der Amateurastronomie aufgedeckt worden. Dies trifft im Besonderen für den Stern γ Cas zu, dem Prototyp der Be-Sternklasse (siehe Tab.). Dessen Hα-EW-Langzeitverhalten, wie auch das der He6678-Linie ist in diesem Sinne vom Verfasser bereits in [1] und [2] publiziert worden.

Tab.: Basisparameter von γ Cas (aus [3])

Spektraltyp                                B0.5 IVe

Effektivtemperatur                     300000 K

Masse                                       16 Sonnenmassen

Radius                                      10 Sonnenradien

Stellarer Winkeldurchmesser       0.45 mas

Leuchtkraft                                3.5 x 104 Sonnenleuchtkraft

V sin i                                       230 km/s

Inklinationswinkel                       45°

Dichte der Photosphäre               2.0 x 10-11 gcm-3

 

Mit dem inzwischen vorliegende Datenmaterial aus Langzeit-Beobachtungskampagnen eines internationalen Konsortiums von Amateur-Astrospektroskopikern wird in diesem Beitrag der Frage nachgegangen, inwieweit die Emissionsaktivitäten in den Entstehungsgebieten von Hα und He6678 in der Sternhülle korreliert sind. Während die Hα-Emission als Entstehungsgebiet das gesamte Volumen der Be-Sternhülle um den Zentralstern repräsentiert, ist die He6678 emittierende Region sehr viel näher bzw. dichter an der Oberfläche des Zentralsterns angesiedelt. Außerdem ist die He6678-Emission eine der wenigen, nicht von Wasserstoff herrührenden Linien  im optischen Spektrum, die stark genug ist, um nicht vom benachbarten Kontinuum überlagert zu werden. Dank der interferrometrischen Untersuchungen von Stee et al. [3, 4] werden heute die Hα-emittierenden Regionen mit 18 Sternradien und die des He6678 mit 2.3 Sternradien angegeben (siehe Abb. 1).

Abb. 1:
Eine schematische Ansicht von gamma Cas als Funktion der Wellenlänge (aus [4]). Diese wellenlängenabhängigen Formen sind Projektionen auf die Himmelsebene, die unter der Annahme (begründeter) Funktionen von Hüllen-symmetrie, Abplattung und Neigungs-winkel gebildet wurden.

Die vom erwähnten Konsortium gewonnenen Hα- und He6678-Linienspektren sind im Zeitbereich des hier vorgestellten Monitorings durchweg mit Spaltspektrographen und spektralen Auflösungen R = λ/Δλ von etwa 10000-20000 aufgenommen worden. Jeweils ein Hα- und He6678-Beispielspektrum zeigt Abb. 2.

Abb. 2:
Hαlpha - und He6678-Beispielspektren mit spektraler Auflösung R = 18000

Das in Abb. 3 vorgestellte Langzeitmonitoring beschreibt den Zeitraum vom 13. April 2003 bis zum 24. Dezember 2011 (JD 2452743 – JD 2455920). Die EW für Hα und He6678 ist einheitlich in den spektralen Abschnitten von 6530-6600 Å bzw. 6670-6685 Å ermittelt worden, wobei die Messunsicherheit für eine Einzelmessung in einer Nacht bei Hα ca. ± 2% und bei He6678 ca. ± 5% betrug. Die He6678-EW ist bis auf zwei Ausnahmen als Summe der Emissionspeaks bei 6675 Å und 6680 Å angegeben.

Abb. 3:
Langzeitmonitoring von Hαlpha und He6678 in γ Cas ab 13.4.2003 bis 24.12.2011

Man erkennt sofort eine stetige Zunahme beider Emissionsbeiträge, wenngleich der Anstieg bei He6678 von mehr oder weniger starken Fluktuationen überlagert ist. Solche Fluktuationen, wie sie ausgeprägt bei JD 2454847-928 und JD 2455874-896 beobachtet wurden, sind in den He-Linienspektren von aktiven Be-Sternen im Allgemeinen mit einem Ausbruch des Be-Sterns und einem Materieübertrag in die Be-Sternscheibe verbunden (Peters [5], Smith [6, 7, 8], Pollmann [2]). Es ist bekannt, dass diese sog. exo-phototosphärischen Eigenschaften, denen solche Emissionsausbrüche zugrunde liegen, nur in oberflächennahen Regionen des Be-Sterns gebildet werden können, in denen die Strahlungsanregung für die entsprechenden Atome hoch genug ist [Smith 7]. Dies ist ein wesentlicher Unterschied zu den Entstehungsregionen der Hα-Emission, die über den gesamten Bereich der zirkumstellaren Sternscheibe gebildet wird und im Allgemeinen zeitlich sehr viel langsamer fluktuiert. Innerhalb des hier betrachteten Zeitraums betrug der Steigungsfaktor im Graphen der Hα-EW 2.82x10-3 und für die He6678 1.94x10-3.

Vergleicht man diese beiden Steigungsfaktoren miteinander, so findet man zumindest für den hier vorgestellten Zeitraum, dass die Zunahme des exo-phototosphärischen Materieeintrags in die Be-Sternscheibe (mit der He6678-Emissionen als Indikator), einen Anstieg der Hα-EW im Mittel von 1.3 Å/Jahr zur Folge hatte. Dennoch lässt sich aus diesem Befund nicht sicher ableiten, ob die individuellen Anstiege von Hα- und He6678-EW tatsächlich in der beschriebenen Weise korreliert sind. Der hier betrachtete Zeitraum von mehr als acht Jahren ist nach Einschätzung des Verfassers für eine dahingehende Interpretation noch nicht ausreichend. Vermutlich werden noch weitere Jahre kooperierender Zusammenarbeit von Beobachtern bzw. Beobachtergruppen erforderlich sein, um zu gesicherteren Aussagen zu kommen.

 

Referenzen:

[1] Pollmann, E., Be-Star-Newsletter, 32, 1997

[2] Pollmann, E., Be-Star-Newsletter, 39, 2009

[3] Stee, Ph., Araujo, F.X., Vakili, F., et al. 1995, A&A, 300, 219

[4] Stee, Ph. Vakili, F., Bonneau, D., Mourard, D., 1998, A&A, 332, 268

[5] Peters, G. J., ApJ, 301, L61-65, 1986

[6] Smith, M. A., ApJS, 71, 357, 1989

[7] Smith, M. A., ApJ, 442, 812, 1995

[8] Smith. M. A., Peters, G. J, C. A., Grady, ApJ, 367, 302, 1991

 

Ernst Pollmann

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