Transcript Power-Point-Präsentation

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
30° Prisma im
Tubus
Spiegelobjektiv
Typ Maksutov
f=1000mm
Dispersion Hγ - Hδ
64 Å/mm
CCD-Kamera
(CCD14SC)
3
2
4
3
Objektivprismenspektrograph
Newton 120/690 mit 45°- Prisma BK 2
5
4
Prisma
ObjektivPrismen-Spektrograph
im Tubus eines
NewtonTeleskops
f = 700 mm 1:10
30° Kronglas-Prisma
montiert im Tubus
Dispersion Hβ-Hε
104 Å/mm
6
5
Prismenspektrograph-Ansatz im Teleskopfokus
Spaltloser Spektrographenansatz
7
Spaltloser Spektrograph der Sternwarte Leipzig (1936)
6
Prismen-SpektrographAnsatz SPG 25
(Lichtenknecker Optics)
im Fokus eines SC
Teleskops 1:10
Dispersion Hδ - Hε
146 Angstr./mm
8
7
Spektraltypen O-F
Hβ
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
3934
H10
3750
8
Spektraltypen F-M
Hβ
G-Band
4861
4315
Hε Ca II
3970 3934
γ Cyg
F8 I b
α Aur G0 III
α Boo K2 III
TiO TiO TiO
Hγ
Hδ
5167 4955 4761
4340
4102
α Tau
K5 III
α Ori
M2 I ab
o Cet
M7 III e
10
9
Leuchtkraft-Klassifikation anhand der Linienbreite
α Lyr (Wega)
Hβ
Hγ
Hδ
Hε Ca II
α Cyg (Deneb)
11
10
Veränderungen im Spektrum von Mira (ο Cet)
Titanoxid-Banden
5167 4955 4761
Hγ Ca I
4227
Hδ
Ca II
3968 3934
Tage vor (-)
bz
nach (+)
Helligkeitsmaximum
- 27
-5
+ 23
+ 35
11
Intensitäterlauf der
TiO-Absorptionen
Intensitätsverlauf
der
TiO-Absorptionen
synchron zur
Helligkeitsentwicklung
synchron
zum
Helligkeitsverlauf
relative Intensität der TiO-Banden
8
visuelle Helligkeit mv
7
0,7 0,7
6
0,60,6
TiO 4955 Å
5
0,50,5
4
0,40,4
3
TiO 5167 Å
2
1
47400
0,30,3
TiO 4761 Å
47450
47500
JD 2400000 +
0,2 0,2
47550
47600
13
12
Spektrum des Ringnebels (M 57)
[ O III ]
5007 4995
[ Ne III ] [ O II ]
3869
3728
13
Planetarische Nebel
He I
O III Hβ
Hγ
Hδ Hε NeIII OII
NGC 6543
NGC 7662
HeII 4686
15
14
Wolf-Rayet-Sterne
WR 133
WN5 + O9
WR 134
WN6
WR 136
WN6
WR 138
WN5 + B
WR 137
WC 7 pd +O9
WR 135
WC 8
WR 137
WC 7 pd +O9
WR 140
WC 7 pd +O4-5
16
15
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
17
16
β Lyr
phasenabhängige Profilvariation
der Hα- und He6678 Emission
Hα
He 6678
18
17
Prinzipieller Aufbau eines
Spalt-Spektrographen
19
18
Die Littrow-Konfiguration
19
Der Littrow-Spektrograph
LHIRES an einem C14
Schmidt-Cassegrain-Teleskop
Hier in der Arbeitssternwarte der VdS-Köln
20
Der Czerny-Turner-Aufbau
Er unterscheidet sich vom LittrowAufbau 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
22
21
Der Spektrograph DADOS von Baader
23
22
Hα-Beobachtungen am Leuchtkräftigen
Blauen Veränderlichen (LBV-Stern) P Cygni
23
24
Der Leuchtkräftige
Blaue Veränderliche
P Cyg
1
Spektrum von P Cygni
Hα
HeI 6678
25
Sternwind um P Cygni
Beobachter
Das Linienprofil im
Spektrum
von P Cygni
26
Zeitverhalten der
Hα-Emissionsstärke (Äquivalentbreite)
2527
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
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
atm. O2 7640
CaI 6161-6170
Intst. NaI 5889-5895
CrI 5785
CCD-Rohspektrum von VV Cep
35
36
Rotierende Wasserstoff-Gasscheibe
und ihr heißer Be-Stern mit
8 Sonnenmassen
Rot verschoben
blauverscoben
Beobachter
37
V/R- Zeitverhalten
V/R-Periode
1100 Tage
39
Bedeckung 1997-99
Zeitverhalten der Hα-Emission
seit 1996 bis heute
41
40
Hα-Beobachtungen am Doppelsternsystem
ζ Tauri
41
42
44
43
Zeitliche Entwicklung des Ha-Profils
45
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