Spektroskopie in der Beobachtung Veränderlicher Sterne

1. Spektroskopie und Photometrie

Veränderungsprozesse im weitesten Sinne sind von jeher eines der bedeutsamsten Erscheinungsmerkmale in der beobachtenden Astronomie gewesen. Wir alle wissen, dass dies auch weiterhin so bleiben wird.

Die professionelle astronomische Forschung trägt mit ihren Beobachtungsmethoden und -techniken insofern der Tatsache Rechnung, als dass sich die Physik der Sternatmosphären ganzheitlich in all ihren Erscheinungsformen darstellt.

Damit ist gemeint, dass empfangene Strahlung als komplexer Informationsträger physikalischer Prozesse auf und in den beobachteten Objekten ebenfalls ganzheitlich verstanden werden muss. Dies gilt gleichermaßen für die Intensität des Lichtes, wie auch für dessen spektrale Zusammensetzung. Die simultane Verknüpfung von Helligkeitsmessungen und Spektroskopie, eine Selbstverständlichkeit in der Fachastronomie, spiegelt diesen Zusammenhang wider.

Von den Sternen empfangen wir praktisch nur deren elektromagnetische Strahlung verschiedener Wellenlänge. Dabei „sehen" wir im Wesentlichen auch nur die „Oberfläche" der strahlenden Körper. Die Auswertung des Lichtes gibt uns dabei Auskunft über

• die Richtung der Strahlung (Örter und Bewegung der Fixsterne)

• die Quantität der Strahlung (Helligkeit)

• die Qualität der Strahlung (Farbe, Spektrum, Polarisation)

Für den Amateur ohne weiteres zugänglich ist dabei nur das schmale Band des sichtbaren Lichts. In diesem Spektralbereich allerdings können sowohl die Helligkeit der Objekte gemessen (Photometrie) als auch die Spektren der Sterne untersucht (Spektroskopie) werden.

Die heutige Amateurastronomie mit ihrer instrumentellen und computergestützten Ausstattung eröffnet Beobachtungsmöglichkeiten, die noch vor wenigen Jahren ausschließlich der professionellen Astronomie vorbehalten waren. Nicht zuletzt Dank der segensreichen Entwicklung der CCD-Technik sind bei uns Amateuren die Beobachtungsperspektiven derart vielfältig geworden, dass beispielsweise im Bereich der Veränderlichenbeobachtung durchaus die bereits vorhandenen Ansätze wissenschaftlicher Betätigung ausgedehnt werden können.

Die professionelle Veränderlichenforschung trägt mit ihren Beobachtungsmethoden und -techniken der Tatsache Rechnung, dass die Physik der Sternatmosphären sich ganzheitlich mit all ihren Erscheinungsformen darstellt. Damit ist gemeint, dass die empfangene Strahlung als komplexer Informationsträger der physikalischen Prozesse auf und in dem beobachteten Stern insgesamt verstanden werden muss.

Dies gilt gleichermaßen für die Intensität des Lichtes, wie auch für dessen spektrale Zusammensetzung. Die simultane Verknüpfung von Helligkeitsmessungen und Spektroskopie, eine Selbstverständlichkeit in der Fachastronomie, spiegelt diesen Zusammenhang wider. Photometrie von an Veränderlichen Sternen ist bekanntermaßen ein klassisches Betätigungsfeld für Amateurastronomen. Als Messverfahren bieten sich dem Amateur an:

• die klassische visuelle Helligkeitsschätzung

• die fotografische Helligkeitsmessung

• die lichtelektrische Photometrie

• die CCD-Photometrie

Parallel zum Helligkeitswechsel veränderlicher Sterne (und häufig ursächlich für diesen) finden aber auch Zustandsgrößenänderungen der Sterne statt, die sich im Spektrum niederschlagen.

2. Technik und Beobachtung

Hat man sich für das spannende Gebiet der spektroskopischen Beobachtung Veränderlicher Sterne entschieden, stehen oftmals Fragen zur richtigen Ausstattung im Raum – was benötige ich alles dazu, wie groß muss das Teleskop sein und wie leistungsstark der Spektrograph, wie hoch ist der finanzelle Aufwand, kaufen oder bauen?

Wir möchten deshalb in dieser kurzen Einführung ein paar Hinweise geben, die den Einstieg etwas erleichtern helfen sollen. Viele wichtige Fragen können in diesem Rahmen nicht beantwortet und viele Details nicht angesprochen werden, weshalb wir interessierten Lesern gern persönlich weiter helfen. Die Kontaktdaten sind am Ende dieser Ausführungen zu finden.

Welcher Spektrograph sollte es sein: Prismenspektrograph, spaltloser Gitterspektrograph, Spalt-Gitterspektrograph, wie groß muss die Auflösung sein? Der bekannte Spruch „jedes Fernrohr hat seinen Himmel" lässt sich ebenso ohne Abstriche in „jeder Spektrograph hat seinen Himmel" ummünzen.

Viel wichtiger als die oben aufgeworfenen Fragen ist es, die zur Ausrüstung passenden Objekte auszuwählen, mit viel Ausdauer, Geduld zielgerichtet zu beobachten und anschließend die Spektralaufnahmen sorgfältig und präzise auszuwerten. Dann wird man auch mit einfachen Geräten zu erstaunlichen Ergebnissen gelangen.

2.1 Spektrographen und ihr Einsatz am Teleskop

Noch vor wenigen Jahren standen dem Amateurastronomen kaum kommerziell angebotene Spektrographen zur Auswahl. Mittlerweile hat sich die Palette der Geräte stark erweitert: angefangen vom Blazegitter (Star-Analyzer), der als einfacher Spektrograph in den konvergenten Strahlengang des Teleskops eingesetzt wird und einen sehr schnellen Einstieg mit geringem Aufwand ermöglicht, über Gitterspektrographen mit hohen Auflösungen bis hin zu modernen Echelle-Spektrographen, die mit ihrem großen Spektralbereich bei gleichzeitig hoher Auflösung bisher nur den professionellen Astronomen zur Verfügung standen. Aber auch der Selbstbau ist nach wie vor eine überdenkenswerte Alternative zu käuflichen Geräten.

Eine vergleichsweise geringe Auflösung (unabhängig vom Spektrographentyp) ermöglicht die Beobachtung lichtschwächerer Sterne, die man bei gleicher Teleskopöffnung und Belichtungszeit mit höherer Auflösung nicht erreichen kann. Für die Bestimmung von Linienintensitäten, der sog. Äquivalentbreite (Erläuterung unter 2.2), genügen bei stärkeren Linien Spektrographen mit geringer Auflösung. Die Beobachtung von Linienprofilen hingegen erfordert höhere Auflösungen ab etwa R=10000. Für solche Untersuchungen können auch spaltlose Spektrographen verwendet werden.

Genaue Radialgeschwindigkeitsmessungen setzen den Einsatz von mechanisch sehr stabilen Spaltspektrographen mit einer Mindestauflösung von etwa R=3000 voraus. Die Ankopplung des Spektrographen an das Teleskop via Lichtwellenleiter ist für Genauigkeiten besser als 1km/s von großem Vorteil. Nachteilig wirkt sich bei dieser Technik allerdings der zusätzliche Lichtverlust aus, so dass nur hellere Objekte observiert werden können oder ein Teleskop mit weit größerer Öffnung zur Verfügung stehen muss.

Ganz allgemein formuliert kann bei der Spektroskopie von vergleichbaren Anforderungen wie bei der Astrophotographie ausgegangen werden, was die mechanische Stabilität der Teleskopmontierung und die Nachführgenauigkeit anbelangt. Bei der Spektroskopie sind ebenso wie bei der Astrophotographie längere Belichtungszeiten erforderlich, über deren gesamte Zeitspanne die Sterne punktgenau nachgeführt werden müssen.

Erschwerend kommt hinzu, dass außer bei Verwendung von Lichtleitern Spektrographen mit CCD-Kamera als Zusatzgeräte mit ihrem teilweise beträchtlichen Gewicht von der Teleskopmontierung getragen werden müssen. Bei spaltlosen Spektrographen haben Nachführfehler einen direkten Einfluss auf die Auflösung der Spektren, bei Spaltspektrographen führen diese hingegen vor allem zu unerwünschten Lichtverlusten.

2.2 Auswertung von Spektren

Es ist leicht nachvollziehbar, dass der ernsthaft interessierte Amateurspektroskopiker sehr bald das Bedürfnis entwickelt, seinen selbst gewonnen Spektren die astrophysikalischen Informationen zu entlocken, die, von ästhetischen Aspekten einmal abgesehen, den eigentlichen Sinn der astronomischen Spektroskopie ausmachen. Dem Anfänger stellt sich also somit die Frage, wie diese Ziele erreicht werden können.

Hierzu ist zu sagen, dass allen Verfahren zur Auswertung von Spektren eines gemeinsam ist: die graphische Darstellung der Spektrenintensität als Funktion der Wellenlänge im Spektrum. Um zu einer solchen Darstellung zu gelangen, lassen sich verschiedene Verfahren anwenden. So können beispielsweise fotografisch gewonnene Sternspektren mit Diaprojektoren auf einen Schirm projiziert und mit lichtempfindlichen Sensoren abgetastet werden. Aber auch Zeiss-Registrierphotometer kamen in Amateurkreisen zur Scannung solcher Spektren bis gegen Ende der 1990iger Jahre zum Einsatz.

Mit der heutigen Anwendung der digitalen Detektoren (CCD, DSLR) können diese früheren Verfahren jedoch nicht konkurrieren. Hier liegen die pixelbezogenen Bildinformationen eines Spektrums bereits in digitalisierter Form vor und müssen nur noch mit geeigneten Programmen weiterverarbeitet werden.

Nach welchen Gesichtspunkten sollen nun Sternspektren bearbeitet und ausgewertet werden? Genau betrachtet ließe sich mit der Beantwortung dieser Frage allein ein ganzes Buch füllen. An dieser Stelle kann die Frage nach den Kriterien der Auswertung jedoch nur als allgemeiner Abriss dargelegt werden. Man könnte das Ziel einer Auswertung vielleicht, wie in der Analytik üblich, grob in zwei Gruppen unterteilen: in eine qualitative und eine quantitative Spektralanalyse.

3. Qualitative Spektralanalyse

In dieser Gruppe könnte man Fragen der verschiedenen Spektralklassifikationsverfahren, etwa der MK-Klassifikation des Hertzsprung-Russel-Diagramms oder der Grobklassifikation bei Novae nachgehen. Für diesen Fall würde die Spektrenauswertung eher darauf hinauslaufen, die verschiedenartigsten chemischen Elemente mit ihren spezifischen Absorptions- oder Emissionslinien im Spektrum zu identifizieren bzw. die entsprechenden Wellenlängen zuzuordnen.

Im Allgemeinen wird man jedoch zunächst übersichtsmäßig in der Spektrenscannung Ausschau halten nach einigen prominenten Liniengruppen (Banden) oder Linienserien, etwa der sog. Balmer-Serie des Wasserstoffs. Im Fall von Klassifikationsfragen können schnell diese kaum zu übersehenden starken Linien identifiziert werden. Damit wären erste Anhaltspunkte für weitere iterative Klassifikationsschritte gegeben. In der gängigen amateurastronomischen Literatur sind vielfältige Beschreibungen zu finden, wie hier im Einzelnen weiter vorzugehen ist.

Die qualitative Spektralanalyse läuft also im Wesentlichen darauf hinaus, in der Spektren-scannung einer Sequenz auf- oder absteigender Spektraltypen, gemessenen Wellenlängen identifizierte chemische Elemente zuzuordnen. Hier sind auch Vergleiche mit Spektren aus Bibliotheken bzw. aus der Literatur hilfreich. Die Spektralklassifikation erfolgt oft anhand geschätzter Intensitätsverhältnisse bestimmter Linien- oder Bandenkombinationen. Wie diese Verhältnisse beispielsweise über die Sequenz der Harvard-Klassifikation verteilt aufgebaut sind, kann in fast allen gängigen Büchern der amateurastronomischen Literatur nachgelesen werden.

4. Quantitative Spektralanalyse

Genau genommen umfasst dieser Abschnitt jedes einzelne Teilgebiet der astronomischen Spektroskopie. Es ist leicht einsehbar, dass wir auch hier nur einige Grundzüge allgemeiner typischer quantitativer Auswerteaspekte beschreiben können. So ist z.B. in vielen Fällen die Bestimmung der Äquivalentbreite, in der meist die Intensitäten von Absorptions- oder Emissionslinien angegeben werden, der erste Schritt zu weiterführenden Analysen.

Um Äquivalentbreiten bestimmen zu können, sind gewisse Reduktionsmaßnahmen im Spektrumscan vorzunehmen. Der gescannte Grundverlauf eines Spektrums ober- oder unterhalb von Absorptions- bzw. Emissionslinien, stellt den scheinbaren Kontinuumsverlauf, das sog. Pseudokontinuum dar. Dieses Pseudokontinuum ist geprägt durch die verfälschenden Einflüsse auf das wahre Sternkontinuum durch interstellare Materie zwischen dem Stern und dem irdischen Beobachter, durch verfälschende Einflüsse in der Erdatmosphäre und zuletzt durch die verzerrenden Einflussfaktoren des Aufnahmegerätes.

Bei quantitativen Fragestellungen in Spektren, die mit spaltlosen Spektrographen oder Spaltspektrographen gewonnen wurden, ist von Bedeutung, den Himmelhintergrund in der Aufnahme zu eliminieren. Sind zur Spektrengewinnung CCD-Kameras verwendet worden, erweitert sich die Palette der Reduktionsmaßnahmen um die Berücksichtigung des Ausleserauschens, des Dunkelstroms, sowie die Korrektur von Flat-Field und Pixeldefekten. Zusammengefasst ergibt sich folgende Übersicht über die Abfolge der einzelnen Reduktionsschritte:

1) Ausleserauschen und Dunkelstrom subtrahieren

2) Korrektur von Flat-Field und Pixeldefekten

3) Subtraktion des Himmelsgrundes

4) Kontinuumsnormierung

5) Wellenlängenkalibration

Die Punkte 1 uns 2 können meist mit den Programmen ausgeführt werden, die zur Aufnahme des eigentlichen CCD-Rohspektrums Verwendung fanden. Dagegen sind die Punkte 3 und 4 Reduktionsschritte, die einer individuellen Vorgehensweise bedürfen. Hierzu stehen heute sehr leistungsfähige und vielfältige Computerprogramme zur Verfügung. Genannt seien hier die in der Amateur-Spektroskopie angewandten Programme VSPEC, IRIS, MK32, MAXIM-DL, MIDAS, BASS.

In die quantitative Spektralanalyse kann man auch die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten einordnen. Gerade bei Veränderlichen Sternen treten sehr oft kinematische Veränderungen auf, die sich in der Dopplerverschiebung der Spektrallinien manifestieren.

Dieses spannende Teilgebiet der Astrospektroskopie stellt vor allem sehr hohe Anforderungen an die mechanische und thermische Stabilität des Spektrographen und an die Genauigkeit der Kalibrierung der Spektren, da die zugrundeliegende Dopplerverschiebung der Spektrallinien ein sehr kleiner Effekt ist – beispielsweise entspricht die Radialgeschwindigkeit von 1 km/s einer Dopplerverschiebung von etwa 0.02 Å.

Interessant dabei ist die Tatsache, dass die Messung der Dopplerverschiebung nicht primär durch die Spektrographenauflösung limitiert wird. Praktische Ergebnisse zeigen, dass selbst mit Spektrographen mit einer relativ geringen spektralen Auflösung von 1–2 Å, noch Dopplerverschiebungen von wenigen mÅ zuverlässig gemessen werden können. Zur Auswertung der Spektren ist ein sehr großer mathematischer Aufwand erforderlich.

Neben der heliozentrischen Korrektur der gemessenen Werte kommen spezielle Verfahren wie z. B. der Gaußfit und die Kreuzkorrelation zum Einsatz, deren Erläuterung hier zu viel Raum einnehmen würde. Inzwischen helfen auch auf diesem Gebiet spezielle Programme wie weiter. 5. Beobachtungsbeispiele / Objekte

5.1 Pulsationsveränderliche

Langperiodische Pulsationsveränderliche δ Cephei- und Mira-Sterne zeigen parallel zum Lichtwechsel ausgeprägte Veränderungen der Spektralklasse. Zu ihrer Ermittlung werden die Stärke und Intensitätsverhältnisse bestimmter Absorptionslinien herangezogen. Die Potsdamer Spektraldurchmusterung benutzte dabei im Bereich der Spektralklassen F- bis G das Intensitätsverhältnis der Linien 4307 Å (G-Band; Metalle) zu 4341Å (Hγ). Aber auch das Intensitätsverhältnis der Wasserstofflinie 4102 Å (Hδ) zur Kalziumlinie (CaII 3934 Ǻ) wird hierfür herangezogen.

5.2 Cepheiden

Abhängig von der Phase des Pulsationslichtwechsels > Veränderung des Spektraltyps von F nach G. Mit niedrigdispersiven Spektrographen (R~1000) im Bereich des G-Bandes beobachtbar (Abb. 1). Dispersion von ca. 1-2 Å/Pixel und Spektrenscannung erforderlich.

                Abb. 1: Erläuterung im Text

5.3 Delta-Scuti-Sterne

Delta-Scuti-Sterne gehören zu den Pulsationsveränderlichen der Spektralklassen A2 bis F6. Die Perioden sind mit 0,03 und 0,2 Tagen sehr kurz und die Amplituden der photometrischen Veränderlichkeit größtenteils kleiner 0,1 Größenklassen. Beobachtbar sind Radialgeschwindigkeitskurven, deren Amplitude im Allgemeinen unter 10 km/s bleibt.

Die Oszillationen treten in vielfältiger Weise auf: von radialen Pulsationen im Grundmodus bis hin zu nichtradialen Schwingungen auf mehreren Frequenzen. Dementsprechend unterschiedlich sind auch die Licht- und Radialgeschwindigkeitskurven. Zeitliche Veränderungen sind dabei keine Seltenheit. Die Beobachtung dieser Objekte ist aufgrund ihrer kurzen Perioden und kleinen Amplituden sowohl photometrisch als auch spektroskopisch sehr anspruchsvoll. Für Radialgeschwindigkeitsmessungen ausreichender Genauigkeit sind sehr stabile Spaltspektrographen mit einer mittleren oder höheren Auflösung erforderlich.

5.4 Mira-Sterne

Abhängig von der Phase des Pulsationslichtwechsels gravierende Veränderung des gesamten sichtbaren Spektrums. Auffälligstes Merkmal: Auftreten und Verschwinden von Balmerlinien in Emission; wechselnde Stärke der TiO-Absorptionsbanden. Mit niedrigdispersiven Spektrographen (R~1000) beobachtbar. Spektrenscannung erforderlich (Abb.2). Das Mira- Spektrum verändert sich im Verlaufe einer Periode. So kehrt sich z.B. das Intensitätsverhältnis von Hγ zu Hδ nach Erreichen des Helligkeitsmaximums um. Ferner ist nach Erreichen des Helligkeitsmaximums eine durch die Abnahme der Oberflächentemperatur verursachte Intensitätszunahme der TiO-Banden.

Die auffälligsten Erscheinungen sind die starken Absorptionsbanden der Kohlenstoffverbindung C2 die Molekülbanden des Titanoxid TiO und die nicht zu übersehenden Emissionslinien des Wasserstoffs Hγ und Hδ. Das Intensitätsverhalten dieser Banden bzw. Linien im Zusammenhang mit dem Lichtwechsel des Sterns, führt unmittelbar zu Einblicken in die periodischen Geschehnisse der Sternatmosphäre.

                 Abb. 2: Erläuterungen im Text

5.5 Kohlenstoffsterne

In Phasen gravierender Helligkeitsabnahme (einige Magnituden), Zunahme der C2- C3-Banden im Bereich 5000-6000 Å fotografisch mit Objektivprismengeräten beobachtbar (Bildung von Kohlenstoffstaub in der Photosphäre, (Abb. 3). Dispersion von ca. 1-2 Å/Pixel und Spektrenscannung erforderlich [2].

                     Abb. 3: Erläuterung im Text

5.6 Emissionsliniensterne

Sterne mit Gashüllen und/oder Gasscheiben. U.a. Wasserstoff-Balmerlinien (vorzugsweise Hα als Emissions- und/oder Absorptionslinien. Fotografisch, jedoch vorzugsweise mit CCD-Kamera zu beobachten. Objektivprismengeräte Auflösung etwa 5 Å Spektrenscannung erforderlich [3].

Einige (wenige) populäre Beispielsterne wären etwa γ Cas, P Cyg, δ Sco, ζTau. Hellster Be-Stern mit einer unregelmäßig veränderlichen Helligkeit von 1,6 – 3,0 mag. Spektralklasse B0e. γ Cas ist ein spektroskopischer Doppelstern mit einer unsichtbaren Komponente, deren physikalische Natur noch ungeklärt ist. Fast kreisförmige Umlaufbahn mit einer Periode von ca. 204 Tagen.

Die Radialgeschwindigkeitsänderung beträgt etwa 8 km /s, ist für uns Amateure also durchaus messbar. Im Spektrum fällt insbesondere die starke Emissionslinie Hα (Abb. 4), die wie bei anderen Be-Sternen in der zirkumstellaren Gasscheibe entstehet Aber auch Hβ, Hγ und Hδ zeigen noch in das Absorptionslinienprofil eingebettet eine Emission. Neben den Wasserstofflinien sind die wesentlich schwächeren HeI-Linien, insbesondere die HeI6678, für ein Langzeitmonitoring von Interesse.

                Abb. 4: Erläuterung im Text

γ Cas ist somit das ideale Beobachtungsobjekt für alle Spektrographentypen: Große Helligkeit und mit einer Deklination von +60° zirkumpolar. Alle Spektrographen insbesondere auch Prismenspektrographen eignen sich für die Messung der Linienstärken (EW-Werte) der Wasserstofflinien bis Hδ. Spaltspektrographen mit einem S/N > ca. 350 gestatten Beobachtungen der He6678 – Linie und Spaltspektrographen höherer Auflösung ab etwa 0,5 Ångstöm eignen sich für die Aufnahme von Linienprofilen.

5.7 Doppelsterne

Sternspektren zeigen mitunter eine Überlagerung zweier verschiedener Spektren, etwa das Helium/Wasserstoffspektrum eines heißen, frühen Sterns und das Metalllinienspektrum eines Sterns der Klassen F bis K. Bei anderen Sternen ist die Lage der Spektrallinien aufgrund des Dopplereffektes variabel. Dies deutet auf eine veränderliche Radialgeschwindigkeit infolge der Bahnbewegung hin. Wieder andere Spektren zeigen zu bestimmten Zeiten eine Verdopplung der Spektrallinien. Häufig gehen Veränderungen einher mit einem mehr oder weniger ausgeprägten Lichtwechsel

5.8 Bedeckungsveränderliche

Eindrucksvolles Beispiel ist hier das bekannte System β Lyr (Abb.5). Wellenbewegungen der Spektrallinien infolge des Dopplereffektes im Hauptminimum Emissionslinien, die in der gemeinsamen Atmosphäre der Komponenten entstehen. Einige Linien (z.B. Hζ ) zeigen eine durch den Doppler-Effekt verursachte Wellenlängenverschiebung. Sie folgen nicht der Bahnbewegung der hellen Komponente, sondern stammen von einer, das System umgebende, expandierenden Gashülle. Eine eindruckvolle Animation von Amateurbeobachtungen dieses Bedeckungssystems ist zu fingen unter:

http://www.spectro-aras.com/forum/search.php?st=0&sk=t&sd=d&sr=posts&keywords=beta+Lyr&start=80

                 Abb. 5: Erläuterung im Text

Der ebenfalls helle Bedeckungsstern β Aur zeigt eine veränderliche Linienaufspaltung, hervorgerufen durch den Dopplereffekt aufgrund der Bahnbewegung der beiden Komponenten. Die Umlauf- / Lichtwechselperiode beträgt hierbei 4 Tage. Die beiden Komponentenmassen sind nahezu identisch, was die gleichmäßige Helligkeit der jeweiligen spektralen Beiträge begünstigt. β Aur ist ein getrenntes Algolsystem. Zur Verfolgung des Lichtwechsels (1,9-2,0 mag) ist ein lichtelektrisches Photometer oder eine CCD-Kamera erforderlich.

5.9 Bedeckungssternsysteme mit atmosphärischer Bedeckung

In mehrer Hinsicht interessant sind die nunmehr beschriebenen Objekte. Prominentester Vertreter dieser Sternklasse ist sicherlich ζ Aur. Weitere Vertreter dieser Sternklasse sind VV Cep, 31 und 32 Cygni und ε Aur.

ε Aur wurde zuletzt 1982 bis 1984 im Rahmen einer internationalen Amateurkampagne (Photometrie und Spektroskopie) beobachtet. Das gegenwärtige und aktuelle Bedeckungsereignis unterliegt ebenfalls einem internationalen Monitoring von Fach- und Amateurastronomen. Im Hauptminimum zeigt der Stern ein ziemlich rätselhaftes spektroskopisches Verhalten.

VV Cep ist ein einzigartiges 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 und zu schwereren Elementen bereits stattfindet, und der Gezeitenstörungen bei seinem beträchtlich größeren und sehr viel weniger dichten Begleiter verursacht.

Der heiße B0-Begleitstern umkreist mit 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 von etwa 76-77° mit der Besonderheit, dass er selbst von einer ausgedehnten Wasserstoff-Gashülle umgeben ist. Aufgrund des Massentransfers vom M-Stern hin zum Be-Begleiter kann die Anwesenheit der starken Hα-Emission gut als in der äußeren Hülle des Begleiters produzierte Emission erklärt werden.

Der bisherige Beobachtungszeitraum (1996-2017) 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. 6 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.

               Abb. 6: Erläuterungen im Text

Danksagung

Die Autoren R. Bücke (rb@buecke.de) und E. Pollmann möchten sich an dieser Stelle für die hilfreiche und kritische Durchsicht des Beitrages bei Jörg Schirmer (BAV) und Bernd Hanisch bedanken, die in einigen Kapiteln zu einer wesentlich Verbesserung beigetragen haben.

Literatur

[1] Scheffler, H., Elsässer, H.,: Physik der Sterne und der Sonne. B.I.-Wissenschaftsverlag, Mannheim, 1990.

[2] Pollmann, E., DIE STERNE, 72,1996

[3] Pollmann, E., Mitteilungsblatt Amateur-Astrospektroskopie SPEKTRUM, 14, 1997

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