Tagung der VdS-FG-Sonne 18.5.2012 Bremen Spektroskopisch interessante Objekte mit Amateur-Spektrographen beobachtet Ernst Pollmann Arbeitsgemeinschaft ASPA Aktive SPektroskopie in der Astronomie http://www.astrospectroscopy.de Tagung der VdS-FG-Sonne 18.5.2012 Bremen

Der klassische Objektiv-Primenspektrograph Kleinbild-Kamera Sternlicht Prisma Kleinbild-Teleobjektiv 1

Dispersion Hγ - Hδ 64 Å/mm 30° Prisma im Tubus Spiegelobjektiv Typ Maksutov f=1000mm Dispersion Hγ - Hδ 64 Å/mm CCD-Kamera (CCD14SC) 2

3

Objektivprismenspektrograph Newton 120/690 mit 45°- Prisma BK 2

Objektiv- Prismen-Spektrograph Prisma Objektiv- Prismen-Spektrograph im Tubus eines NewtonTeleskops f = 700 mm 1:10 30° Kronglas-Prisma montiert im Tubus Dispersion Hβ-Hε 104 Å/mm 5

Prismenspektrograph-Ansatz im Teleskopfokus Spaltloser Spektrographenansatz Spaltloser Spektrograph der Sternwarte Leipzig (1936) 6

Prismen-Spektrograph- Ansatz SPG 25 (Lichtenknecker Optics) im Fokus eines SC Teleskops 1:10 Dispersion Hδ - Hε 146 Angstr./mm 7

Spektraltypen O-F ζ Ori 0 9,5 I b γ Ori B2 III α Leo B7 IV α CrB A0 V H β HeI Hγ Hδ Hε HeI 4861 4472 4340 4102 3970 3819 ζ Ori 0 9,5 I b γ Ori B2 III α Leo B7 IV α CrB A0 V δ Leo A4 V α Per F5 I b CaII H10 3934 3750 8

Spektraltypen F-M γ Cyg F8 I b α Aur G0 III α Boo K2 III α Tau K5 III Hβ G-Band Hε Ca II 4861 4315 3970 3934 γ Cyg F8 I b α Aur G0 III α Boo K2 III α Tau K5 III α Ori M2 I ab o Cet M7 III e TiO TiO TiO Hγ Hδ 5167 4955 4761 4340 4102 9

Leuchtkraft-Klassifikation anhand der Linienbreite Hβ Hγ Hδ Hε Ca II α Lyr (Wega) α Cyg (Deneb) 10

Tage vor (-) bzw. nach (+) Helligkeitsmaximum Veränderungen im Spektrum von Mira (ο Cet) Titanoxid-Banden Hγ Ca I Hδ Ca II 5167 4955 4761 4227 3968 3934 Tage vor (-) bzw. nach (+) Helligkeitsmaximum - 27 -5 + 23 + 35 11

Intensitätsverlauf der TiO-Absorptionen synchron zum Helligkeitsverlauf 0,7 0,7 0,6 0,6 TiO 4955 Å relative Intensität der TiO-Banden 0,5 0,5 V Helligkeit 0,4 0,4 0,3 0,3 TiO 4761 Å TiO 5167 Å 0,2 0,2 12

Spektrum des Ringnebels (M 57) [ O III ] 5007 4995 [ Ne III ] 3869 [ O II ] 3728 13

Planetarische Nebel NGC 6543 NGC 7662 He I O III Hβ Hγ Hδ Hε NeIII OII HeII 4686 14

Wolf-Rayet-Sterne WR 133 WN5 + O9 WR 134 WN6 WR 136 WN6 WR 138 WN5 + B WC 7 pd +O9 WR 135 WC 8 WR 137 WC 7 pd +O9 WR 140 WC 7 pd +O4-5 15

Tage nach Hauptminimum Das Bedeckungssternsytem β Lyrae Änderung des Spektrums im Bedeckungszyklus Hδ HeI Hε He I Ca II Hζ 4102 4026 3970 3968 3934 3889 Tage nach Hauptminimum 0,5 1 6,5 9,9 11 12,8 16

β Lyr phasenabhängige Profilvariation der Hα- und He6678 Emission Hα He 6678 17

Prinzipieller Aufbau eines Spalt-Spektrographen dies ist Folie 1 18

Die Littrow-Konfiguration 19

Hier in der Arbeitsstern-warte der VdS-Köln Der Littrow-Spektrograph LHIRES an einem C14 Schmidt-Cassegrain-Teleskop Hier in der Arbeitsstern-warte der VdS-Köln 20

Der Czerny-Turner-Aufbau Er unterscheidet sich vom Littrow-Aufbau dadurch, dass er mit zwei Spiegel arbeitet. Das bietet wesentlich mehr Flexibilität in konstruktiver Hinsicht. Die direkte Reflexion von Eingang zu Ausgang ist nicht möglich. Die beiden Spiegel können unterschiedlich groß sein 21

Der Spektrograph DADOS von Baader 22

Hα-Beobachtungen am Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen (LBV-Stern) P Cygni 23

Der Leuchtkräftige Blaue Veränderliche P Cyg 24 Der Leuchtkräftige Blaue Veränderliche P Cyg 1

Spektrum von P Cygni Hα HeI 6678 25

Sternwind um P Cygni Das Linienprofil im Spektrum von P Cygni 26 Beobachter Das Linienprofil im Spektrum von P Cygni 26

Zeitverhalten der Hα-Emissionsstärke (Äquivalentbreite) 25 27

Perioden Analyse der Hα-Emission Hauptperiode 1211 d Phasenplot Perioden Analyse der Hα-Emission 28

29

Monitoring des intinsischen Hα-Strahlungsflusses 30

Hα-Beobachtungen am Doppelsternsystem VV Cephei 31

3 VV Cephei 4,9 mag 1 32

33

M2Iab Supergiant 2-3 Solar masses 1600 Solar radii Der Orbit des Be-Sterns + Gasscheibe führt zur Bedeckung durch den M-Überriesen Dauer der Bedeckung: 673 Tage Periode: 20,4 Jahre M2Iab Supergiant 2-3 Solar masses 1600 Solar radii Letzte Bedeckung: Juni/1996 – August/1998 34

CCD-Rohspektrum von VV Cep CrI 5785 TiI 6360 CaI 6161-6170 atm. O2 7640 Intst. NaI 5889-5895 35

36

Rotierende Wasserstoff-Gasscheibe und ihr heißer Be-Stern mit 8 Sonnenmassen blauverscoben Rot verschoben Beobachter 37

V/R- Zeitverhalten 38

V/R-Periode 1100 Tage 39

Zeitverhalten der Hα-Emission seit 1996 bis heute Bedeckung 1997-99 40

Hα-Beobachtungen am Doppelsternsystem ζ Tauri 41

42

44 43 44

Zeitliche Entwicklung des Ha-Profils 44

Hα Emissionsstärke (EW) von ζ Tau since 1975 bis heute 45

Development of a rotating one-armed density wave by disturbed orbits Due to a radial disturbance the gas particles of the disk are moving on excentric Kepler-orbits This leads to V/R-variations V/R of Hα show the same period as the radial velocies Period duration = 1500 d 46

Hα V/R-ratio The measured values vs. Julian date (open symbols) and the sine wave with P = 1471 d (plus signs). The residuals of the left panel, folded with P = 69.3 d and the respective sine fit. Shown are 1.4 cycles for clarification, i.e. 40% of the points are redundant. 47

Hα-Beobachtungen Be-Stern γ Cas 48

Das berühmte Doppelsternsystem γ Cas 49

50

51

52

53

54

55

56

thanks for attention