Spektroskopische Untersuchungen an Rho Cassiopeia mit niedrig auflösender Spektroskopie

Abstrakt

In Ergänzung des von Malin Moll und Christoph Quandt gestarteten Projekts zu den Yellow Hyper Giants mittels hoch auflösender Spektroskopie werden Messungen an Rho Cassiopeiae mit niedrig auflösender Spektroskopie vorgestellt. Es wird versucht, an Hand des Linienverhältnisses des G-Bandes zu H-Gamma die Temperaturänderungen von Rho Cas nachzuvollziehen.

Abbildung 1: Auswahl von Spektren aus dem Zeitraum von Mai bis September 2018

Gut sichtbar sind die später beschriebene Verhältnisbildung des G-Bandes zu H-Gamma und die unterschiedliche Qualität der Auflösung in den einzelnen Spektren.

                  

Abbildung 2: Summenspektrum 12.05.2018               Abbildung 3: Eigenbauspektrograph

In Abbildung 2 ist ein Summenspektrum aus 3 Einzelaufnahmen a 300 Sekunden dargestellt, wie es sich typischerweise nach der Extraktion in Midas darstellt. Abbildung 3 zeigt den selbst gebauten Gitterspektrographen mit einem Gitter mit 600 Linien/mm. Kollimator- und Kameralinse besitzen eine Brennweite von 100mm.

Die Projektidee

Im Mai 2017 konnte in einer Schönwetterwoche der Cepheidenstern Delta Cephei während einer Pulsationsperiode kontinuierlich spektroskopisch beobachtet werden. Die Periode von Del Cep beträgt ca. 5,3 Tage, die Spektralklasse wechselt in dieser Zeit von F5 bis G2 und wieder zurück zu F5. Delta Cephei ist mit Leuchtkraftklasse Ib klassifiziert und damit ein Superriese, der im Vergleich mit Rho Cas an diesen bei den Hauptparametern Masse, Radius und Leuchtkraft jedoch nicht heranreicht.
Eines der spektralen Hauptmerkmale der F-Klasse ist das G-Band. Als G-Band wird das CH- Molekül von 4299-4313 Angström (A) bezeichnet. Gray/Corbally [1] betonen seine Bedeutung bei der spektralen Klassifizierung auf Grund der schnellen Intensitätszunahme zu niedrigen Temperaturen hin. R. Walker [2] bezeichnet das G-Band als Markenzeichen der F-Klasse und weist auf das Verhältnis zur benachbarten H-Gamma Linie hin.
Dieses Verhältnis ist somit ein Abbild des Spektralklassenwechsels und damit auch der Temperaturänderung eines Sterns. Abbildung 4 zeigt den Helligkeitsverlauf während einer Pulsationsperiode als Phasendiagramm aus eigenen Messungen, Abbildung 5 zeigt das Verhältnis des G-Bandes zu H-Gamma aufgezeichnet während der oben erwähnten Woche im Mai 2017.

            

Abbildung 4: DSLR Beobachtungen                              Abbildung 5: LDR-Messungen

Beide Kurven zeigen eine sehr gute Übereinstimmung, charakteristisch sind der langsame Abstieg und der steile Anstieg. In Abbildung 4 ist die Auswertung der beiden Grünkanäle und des Blaukanals aufgenommen mit einer DSLR, dargestellt. In der Differenz beider Kurven ist über die Änderung des Farbindex (FI) von Grün zu Blau bereits der Spektralklassenwechsel ersichtlich. Mit größerem FI im Minimum wird der Stern röter und damit kühler und später in seiner Spektralklasse. Dieses Ergebnis bildete die Ausgangslage für die Überlegung, ob sich bei Rho Cas der Temperaturwechsel über das Verhältnis des G-Bandes zu H-Gamma messen lässt.

Spektrograph, Spektren, Auswertung

Der Spektrograph ist ein Eigenbau, das Gitter besitzt 600 L/mm, ist drehbar gelagert und kann über ein Schneckengetriebe in der Wellenlänge eingestellt werden. Das Sternspektrum selbst wird spaltlos aufgenommen. Als Kamera wird eine CCD-Kamera Atik 314 L+ verwendet.
Typischerweise werden 3 Spektren mit einer Einzelbelichtungszeit von 200-300 Sekunden aufgenommen. Die Dispersion beträgt 1 A/Pixel, die durchschnittliche Auflösung liegt bei R= 500-1000, das resultierende Signal/Rauschverhältnis beträgt ca. 100-150.
Die Reduzierung der zweidimensionalen Spektren erfolgt mit der Software „Midas“ der ESO unter Benutzung des von Günter Gebhard entwickelten Context „SMS“.
Zur Reduzierung der Spektren wurden Bias- und Darkaufnahmen abgezogen, die Einzelaufnahmen gestackt und das Spektrum mit Hilfe des Kalibrierspektrums in der Wellenlänge kalibriert. Anschließend erfolgt die Vermessung der Äquivalentbreiten der interessierenden Linien.

Beobachtungen und eigene Untersuchungen an Rho Cas

Die selbst ermittelte Periode der Helligkeitsvariabilität für die letzten beiden Zyklen liegt bei ca. 492 Tagen. Die Helligkeit in V schwankt hierbei zwischen 4.3 mag im Maximum und 5.0 mag im Minimum. In Abbildung 6 sind die eigenen Lichtkurven des U- und B-Kanals für den Zeitraum der gemeinsamen Beobachtung mittels Photometrie und Spektroskopie dargestellt.

Abbildung 6: Lichtkurven mit Atik 383 L+ an TS Apo 60mm und Johnson-U/B Filter

Auch hier ist sehr gut aus der Kurvendifferenz der Temperaturwechsel ersichtlich, interessant sind das Nebenminimum bei JD 2.457.840 und das Nebenmaximum bei JD 2.458.080.
In Abbildung 7 ist die Messung des Linienverhältnisses des G-Bandes zu H-Gamma für den gleichen Zeitraum abgebildet.

Abbildung 7: Linienverhältnis auf Basis der Linientiefe

Die Übereinstimmung zwischen Helligkeitsverlauf und Spektralklassenwechsel ist nicht so deutlich ausgeprägt wie im Delta Cephei Projekt. Ab ca. JD 2.458.000 passen die Kurvenverläufe jedoch besser zueinander als vor diesem Zeitpunkt.
Eine mit Peranso durchgeführte Periodenanalyse bringt auf Grund der geringen Datenmenge und des noch zu kurzen Beobachtungszeitraums keine besseren Erkenntnisse.

Äquivalentbreiten, Linienintensitäten

Die Auswertung der aufgenommenen Spektren erfolgte anfänglich mit Messungen der Äquivalentbreiten. Bei der Messung der Äquivalentbreiten ergibt sich aus der Abhängigkeit der spektralen Auflösung vom nächtlichen Seeing bedingt durch die spaltlose Aufnahmetechnik das Problem, dass der Messbereich von Aufnahme zu Aufnahme nicht genau reproduzierbar ist.
Hinzu kommt, dass durch die niedrige Auflösung die einzelnen Linien nicht vollständig aufgelöst sind und daher andere, im Messbereich enthaltene Linien mitgemessen werden. Ein besonders gutes Beispiel hierfür ist das G-Band. Definiert ist es als CH-Molekül von 4299-4313A mit einer Gesamtbreite von 14 A. In seiner Nachbarschaft liegt die FeI-Linie 4326A (s. Abb. 1, Spektrum v. 12.05.2018). Im niedrig aufgelösten Spektrum ist diese Linie nur selten vom G-Band zu trennen. Hierdurch ergeben sich für das G-Band Messbreiten die durchaus von 40-50A schwanken können und dann eben auch die FeI-Linie enthalten.
Die sich hieraus ergebenden Messfehler waren auf Dauer unbefriedigend. Im Zusammenhang mit der Aspekt 2018 und dem Projektaufruf Rho Cas in hoher Auflösung von Christoph Quandt und Malin Moll, die für ihre Messungen die Linientiefe (LDR=Line Depth Ratio) verwenden, kam der Gedanke auf, diese Messweise auch für die eigenen Messungen zu verwenden.
Der Absorptionskern des Blends ist immer bei der gleichen Wellenlänge zu finden und daher leicht und sicher verwendbar.
Die Methode bleibt jedoch deutlich definierten Linien vorbehalten. Bei Linien die sich nur gering vom Kontinuum abheben ist die Messung der Äquivalentbreite vorteilhafter.

Bestimmung des Kontinuums

Die Normierung von Spektren des Spektraltyps F bis K wie sie bei Rho Cas auftreten können, ist oft schwierig per Hand durchzuführen, da die Festlegung des Kontinuums immer der persönlichen und damit willkürlichen Einschätzung unterliegt. Hieraus können sich von Aufnahme zu Aufnahme verschieden bewertete Kontinuumsbereiche ergeben, die hierdurch wiederum Einfluss auf die Messqualität haben. Um diese Fehlerquelle zu minimieren, wird die Funktion CONTINUUM/SPEC von Midas zur Normierung verwendet. Midas berechnet hierbei aus einer von Algorithmen gestützten Wertung der Linienprofile eine Polynomkurve des Kontinuums, die dann im Anschluss zur Normierung verwendet werden kann.

Messungen anderer Linien

Teil des Projektes ist die Vermessung von Linien unterschiedlicher Anregungsenergien, die ihren Ursprung in unterschiedlichen Tiefen der Atmosphäre besitzen und deren Entwicklung über einen längeren Zeitraum zu beobachten. Hierzu wurden Linien ausgewählt, die sich in den niedrig aufgelösten Spektren mit gleichmäßiger Qualität zeigen und sicher vermessen lassen. In den Abbildungen 8 und 9 werden die Linienintensitäten von H-Beta und der benachbarten FeI 4921 Linie im Beobachtungszeitraum gezeigt.

         

Abbildung 8: H-Beta mit LD                                  Abbildung 9: FeI 4921 mit LD

Beide Linien sind in den Spektralaufnahmen sehr gut ausgeprägt und werden mit Linienintensitäten vermessen. Interessant ist der nahezu deckungsgleiche Verlauf.
Zum Helligkeitsverlauf und zum Verhältnis G-Band/H-Gamma lassen sich nur geringe Relationen erkennen.
Die Abbildungen 10 und 11 zeigen Messungen von Äquivalentbreiten der Linien BaII 4934 und YII 4900. Beide Linien sind in den Spektralaufnahmen gut identifizierbar und lassen sich auf Grund ihrer geringen Linienintensität besser mit der Äquivalentbreitenmethode vermessen.

              

Abbildung 10: BaII 4934, EW-Messung                     Abbildung 11: YII 4900, EW-Messung

Beide Linien wurden ausgewählt, da sie auch von der Profiastronomie benutzt wurden und darüber berichtet wurde. Einen Zusammenhang mit den anderen ermittelten Kurven herzustellen ist jedoch zum jetzigen Zeitpunkt nur schwer möglich.

Zusammenfassung, Schlussfolgerungen, Ausblick

Das aus dem Projekt Delta Cephei abgeleitete Ziel, die Temperaturänderung mit Hilfe des Verhältnisses von G-Band zu H-Gamma konnte bisher nur teilweise erreicht werden.
Die Aufzeichnungen von ausgewählten anderen Linien konnten nicht zur Erklärung des  Helligkeitsverlaufs herangezogen werden.
Das Projekt ist als Langzeitbeobachtung angelegt, weitere Beobachtungen sind daher abzuwarten. Die bisher angestrebte Quote von einer Spektralaufnahme pro Monat könnte zur Verbesserung der Datenlage verkürzt werden.
Die Qualität der Spektralaufnahmen hat sich im bisherigen Beobachtungszeitraum auf Grund des Selbstbauprojektes des Spektrographen erst nach und nach zu einem einheitlichen Standard entwickelt. Diesen Standard gilt es zukünftig zu halten um eine vergleichbare Qualität der Messungen zu erhalten.
Aus den von Malin Moll und Christoph Quandt erhaltenen Datensätzen zur Temperaturbestimmung an Standardsternen soll in Analogie eine Temperaturkurve für das Verhältnis G-Band/H-Gamma ermittelt werden, so dass zukünftig auch eine Temperaturangabe erfolgen kann.  

Martin Sblewski
Strausberg, September 2018

 

Referenzen
[1] 2008, R. O. Gray und C. J. Corbally, Stellar Spectral Classification
[2] 2013 R. Walker, Ein Führer durch die stellaren Spektralklassen