Tagung der VdS-FG-Sonne Bremen

Präsentation zum Thema: "Tagung der VdS-FG-Sonne Bremen"—  Präsentation transkript:

1 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 Tagung der VdS-FG-Sonne Bremen

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

3 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

4 3

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

6 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

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

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

9 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 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 8

10 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 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 9

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

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

13 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

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

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

16 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

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

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

19 Prinzipieller Aufbau eines Spalt-Spektrographen
dies ist Folie 1 18

20 Die Littrow-Konfiguration
19

21 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

22 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

23 Der Spektrograph DADOS von Baader
22

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

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

26 Spektrum von P Cygni Hα HeI 6678 25

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

28 Zeitverhalten der Hα-Emissionsstärke (Äquivalentbreite)
25 27

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

30 29

31 Monitoring des intinsischen Hα-Strahlungsflusses
30

32 Hα-Beobachtungen am Doppelsternsystem VV Cephei
31

33 3 VV Cephei 4,9 mag 1 32

34 33

35 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 Solar masses 1600 Solar radii Letzte Bedeckung: Juni/1996 – August/1998 34

36 CCD-Rohspektrum von VV Cep
CrI 5785 TiI 6360 CaI atm. O2 7640 Intst. NaI 35

37 36

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

39 V/R- Zeitverhalten 38

40 V/R-Periode Tage 39

41 Zeitverhalten der Hα-Emission
seit 1996 bis heute Bedeckung 40

42 Hα-Beobachtungen am Doppelsternsystem ζ Tauri
41

43 42

44 44 43 44

45 Zeitliche Entwicklung des Ha-Profils
44

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

47 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

48 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

49 Hα-Beobachtungen Be-Stern γ Cas
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50 Das berühmte Doppelsternsystem γ Cas
49

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58 thanks for attention