Spektroskopisch interessante Objekte mit Amateur-Spektrographen beobachtet Portrait des Be-Sterns γ Cassiopeia 25. Mai 2018 Bruno-Bürgel-Sternwarte, Hartha Ernst Pollmann Internationale Arbeitsgemeinschaft ASPA Aktive SPektroskopie in der Astronomie http://www.astrospectroscopy.de

γ Cas 1

Pater Pietro AngeloSecchi Jesuit, Physiker und Astronom Als Leiter der Vatikan-Sternwarte erforschte er ab 1867 Spektren zahlreicher Sterne und wurde zum Pionier der Spektralanalyse Pater Pietro AngeloSecchi Jesuit, Physiker und Astronom 2

Die Emission in Hβ lässt diese B-Sterne zu Be-Sterne werden aus: Steele et al. (1999) Beipielspektren von B-Sternen der Hauptreihe mit den Balmerlinien Hε (3970), Hδ (4101), Hγ (4341) und Hβ (4861) Die Emission in Hβ lässt diese B-Sterne zu Be-Sterne werden 3

Verformung in der Äquatorebene mit zunehmender Rotationsgeschwindigkeit & Zentrifugalkraft Vrot = 0 Vrot > Vrot ~ 500 km/s Zirkumstellare Gasscheibe in der Äquatorebene als Folge der hohen Rotationsgeschwindigkeit & Zentrifugalkraft 4

Künstlerische Vorstellung des Doppelsternsystems γ Cas mit einem Neutonenstern (?) als Begleiter auf einem kreisförmigen Orbit Parameter von γ Cas Spektraltyp B0.5 IVe Effektivtemperatur 30000 K Masse 16 SM Radius 10 SR V sin i 230 km/s 5

Schematische Darstellung der geneigten zirkumstellaren Scheibe. ε ist der Neigungswinkel von 45°der Scheibe bezogen auf die Äquatorebene des Sterns. Ω ist die Knotenlinie. S gibt die stellare Rotationsachse und D die Rotationsachse der Scheibe an. 6

Heutige Modellvorstellung von γ Cas Kepler Rotation T(r) ∞ r -0.5 γ Cas bei verschiedenen Wellenlängen 7

Absorptionslinien des atm. Wasserdampfs Hα-Rohspektrum des Be-Sterns γ Cas Spektrograph LHIRES III / Teleskop C14 CCD-Kamera: NOVA 402Me (Astro-Elektronik Fischer) Hα-Emission 6563 Ǻ Absorptionslinien des atm. Wasserdampfs 8

Hα Spektrum des Be-Sterns γ Cas Spektrograph LHIRES III / Teleskop C14 Absorptionslinien des atmosph. Wasserdampfs 9

Hα Langzeit-Monitoring zur Überwachung des Zeitverhaltens der Emissionslinienstärke 25.8.1971 10 10

Beziehung zwischen der Hα-Emissionsstärke (EW) und der visuellen Helligkeit Vmag des Sterns 11

Monitoring der Hα-Radialgeschwindigkeit PDM Periodenanalyse Periode = 203.151 d (± 0.261) Phasendiagramm Monitoring der Hα-Radialgeschwindigkeit 12 8

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Heutige Modellvorstellung von γ Cas Kepler Rotation T(r) ∞ r -0.5 γ Cas bei verschiedenen Wellenlängen 15

rotationsverbreiterte photosphärische Absorption CCD-Spektrum der He I 6678 Doppelpeak-Emission im Spektrum von γ Cas V-Peak R-Peak Shell absorption core Harmanec et al. A&A, 364 rotationsverbreiterte photosphärische Absorption 16

lineare Interpolation Photospärisches Rotationsprofil V/R = 1.0029 lineare Interpolation V/R = 1.0020 Photospärisches Rotationsprofil 17

V/R Monitoring der HeI-Doppelpeak-Emission seit 08/2009 bis heute 12 12 18 12

Periodenanalyse des V/R-Verhältnisses der HeI 6678-Emission Periodogramm Periode [d]: 465 (±3.84) Amplitude: 0.00492 (±4.3x10-4) T0 [JD] : 2454855 (±14.7d) RMS: 0.00205 Phasen-Diagramm 19

HeI 6678 Radialgeschwindigkeit Die enorme RV-Änderung des H2000-Zeitraums (Fig. 1) führt zwangsläufig zu der Frage über die zugrunde liegenden Ursachen. Ein Vergleich zum Hα-EW-Verhalten des gleichen Zeitabschnittes erscheint deshalb nicht uninteressant. Darin ist eine EW-Abnahme um ca. 45% von ursprünglich 40-45Å auf ca. 25 Å dokumentiert. Die Hα-EW steht gilt als Indikator für die gesamte Masse der Wasserstoffgasscheibe um den Primärstern, die zusammen mit dem sternnahen Heliumring (HeI 6678) entgegen dem Uhrzeigersinn um den Zentralstern rotieren. 3. Kepler-Gesetz: m1 * a1= m2 * a2 Ein Massenverlust der Scheibe von nahezu der Hälfte ihrer Ursprungsmasse würde in diesem Doppelsternsystem mit seinen Massen m1 für den Begleiter, und m2 für den Primärstern plus seiner Scheibe bedeuten, dass sich auch der Abstand a2 des Primärsterns plus Scheibe zum gemeinsamen Schwerpunkt ändert, was eine Änderung des (Radial)-Geschwindigkeitsvektors bis zum H2000-RV-Maximum bei ca. JD 2451500 zur Folge hätte. Ab etwa JD 2451800 (in beiden Abb.) würde hingegen ein anderer Zusammenhang zutreffen. Ab diesem Zeitpunkt zeigt die EW eine stetige Zunahme die zwar einem Wachstum der Scheibe entspricht, diese jedoch durch Massenverlust des Primärsterns bei ansonsten gleich bleibender Masse m2 gespeist wird, weshalb dieser Vorgang eben keine Änderung des Abstandes a2 zum gemeinsamen Schwerpunkt und somit auch keine Änderungen des (Radial)-Geschwindigkeitsvektors zur Folge hat. 20

…ready for observation?