Langzeitmonitoring der Hα-Emissionsstärke

und der photometrischen V-Helligkeit von γ Cas

von E. Pollmann1, W. Vollmann2 & G.W. Henry3

1 Emil-Nolde-Strasse 12, 51375 Leverkusen, Germany

2 Dammäckergasse 28/D1/20, A-1210 Wien, Austria

3 Center of Excellence in Information Systems, Tennessee State University, Nashville, USA

Seit ihrer Entdeckung im Jahre 1867 durch A. Secchi sind Be-Sterne systematisch in Langzeitüberwachungsprogrammen untersucht worden. Entsprechendem heutigen Kenntnisstand weis man, dass sich ihre Spektren auf Zeitskalen von wenigen Tagen bis zu mehreren Dekaden insbesondere in der Hα- und Hβ-Emissionslinie manchmal in unvorhersagbarer, dramatischer Weise in ihrer Stärke wie auch in ihrem Erscheinungsbild ändern. Langzeitbeobachtungen einer internationalen Arbeitsgemeinschaft vor allem aus Mitgliedern der ARAS-Spektroskopiegruppe zum Intensitätsverhalten der Ha-Emissionslinie der Scheibe des Be-Sterns g Cas von 1994 bis zum heutigen Tage, führten in Erweiterung von professionellen Beobachtungen des Zeitraumes August 1971 bis Oktober 1989 (Horaguchi et al. 1994 & Miroshnichenko et al. 2002) zu einem mehr als 40jährigen Übersichtsverhalten des Sterns (Abb. 1).

 

Bild 1

Abb.1.: Hα-EW-Langzeitmonitoring aus professionellen und Amateurbeobachtungen des Zeiraums August 1971 bis heute
 

Im Rahmen einer Beteiligung am Projekt „The relationship between γ Cassiopeiae’s X-ray emission and its circumstellar environment“ (Smith et al. 2012) und die damit verbundenen Diskussionen mit M. Smith (Catholic University of America, Baltimore, USA) entstand die Idee zur Untersuchung eines eventuellen Zusammenhangs zwischen der visuellen Helligkeit des Sterns und der Hα-Äquivalentbreite (Hα-EW). Die Ergebnisse zur X-Ray Produktion des Sterns und deren Zusammenhang zum Intensitätsverhalten der H-Emission der Scheibe (Smith et al. 1998) waren zusätzlicher Anlass für die hier vorgestellte Untersuchung.

Sehr entscheidend für diese Untersuchungsabsicht war die Verfügbarkeit photometrischer V-Helligkeiten eines vergleichbaren Zeitabschnittes im oben genannten Hα-EW-Monitoring mit entsprechend hoher Messgenauigkeit. Erfreulicherweise wurden diese Vmag-Wunschdaten für den Zeitabschnitt JD 2451085 bis JD 2456702 von G. Henry (Center of Excellence in Information Systems, Tennessee State University, USA) bereitgestellt, die darüber hinaus von W. Vollmann (BAV, Berlin) im Rahmen dieser projektbezogenen Zusammenarbeit mit der genannten spektroskopischen Arbeitsgemeinschaft von JD 2455154 bis 2456671 mit 263 DSLR-Einzelmessungen ergänzt wurden (Abb. 2).

Die V-Helligkeiten von G. Henry waren bereits Bestandteil der Untersuchung „Rotational and cyclical variability in gamma Cas“ [(Smith, Henry, Vishniac 2006); (Henry & Smith 2012)] und resultierten aus einem neunjährigen Monitoring mit dem „Automated Photometric Telescope (ATP) Teleskop in Arizona. Die Messgenauigkeit der DSLR-Messungen kann mit ± 0.01 mag, und die ATP-Messungen mit ± 0.005 mag angegeben werden. Die amateurspektroskopischen CCD-Beobachtungen der internationalen spektroskopischen Arbeitsgemeinschaft sind ab 1994 mit Teleskopen von 20-40cm Öffnung, anfänglich mit Prismen-, später dann mit Spaltspektrographen bei einer Auflösung R von etwa 5000-17000 durchgeführt worden. Die Bestimmung der Hα-EW erfolgte generell in dem spektralen Abschnitt von 6530-6610Å mit einer Messgenauigkeit von ca. ± 3% für die jeweiligen Einzelbeobachtungen einer Nacht.

Neben anderen wird an den Be-Sternen 28 Tau (Pollmann et al. 2012), κ Dra (Juza et al. 1994), 4 Her (Koubsky et al. 1997) seit Jahren folgender Zusammenhang beobachtet: je stärker die Hα-Emission ist, desto größer ist die V-Helligkeit des Sterns, wobei diese Sterne sowohl pole-one als auch unter dazwischen liegenden Neigungswinkeln gesehen werden. Die hier vorgestellte Untersuchung knüpft an, an den Bericht von Pollmann, Vollmann & Puskas im BAV- Rundbrief 1/2012, wobei besonders darauf hingewiesen wird, dass die darin verwendeten visuellen Helligkeitsschätzungen im vorliegenden Bericht durch die weitaus präziseren, bereits erwähnten ATP-Messungen ersetzt worden sind. Zunächst zeigt Abb. 2 den Helligkeitsverlauf von γ Cas mit Hilfe der ATP-Messungen von G. Henry, kombiniert bzw. ergänzt mit den DSLR-Messungen von W. Vollmann für den Zeitraum JD 2451085-2456702 gesplittet in 14 einzelne Beobachtungssessionen.

Bild 2

 Abb. 2: Johnson V-Helligkeiten von γ Cas, gewonnen mit dem T3 40cm Automatic

Photometric Telescope am Fairborn Observatory Arizona (USA)   

      Bild 3                           

Abb. 3: Ausschnitt aus dem Langzeitmonitoring der Abb. 1 entsprechend dem Zeitabschnitt des V-Monitorings in Abb. 2
 

Abb. 3 zeigt das für den der Abb. 2 entsprechenden Zeitabschnitt des Langzeitmonitorings von Abb. 1 zeitlich variable Intensitätsverhalten der Hα-EW von γ Cas. Ein Vergleich von Zeitserien (wie hier in Abb. 2 und Abb. 3) lässt aber nur begrenzt den Grad einer eventuellen Korrelation erkennen, wenngleich vielfach Tendenzen (wie etwa auch in den genannten Publikationen (Pollmann et al 2012; Juza et al. 1994; Koubsky et al. 1997) unverkennbar sind.

Daher wurde seitens der beratenden Fachastronomie (Dr. D. Baade, ESO) angeregt, mögliche Korrelationen - wie hier im vorliegenden Fall - in einer direkten Auftragung der Hα-EW versus V zu verdeutlichen. Für jede Einzelsession aller 14 Sessionen wurde in der V-Lichtkurve von Abb. 2 ein mittleres V sowie eine mittlere EW aus den Daten der Abb. 3 bei gleichem Zeitabschnitt ermittelt. Die jeweils gemittelten Einzeldaten sind in der Tabelle im Plot von Bild 4 zu sehen. Das Korrelationsergebnis der Gegenüberstellung Hα-EW versus V ist mit einer Korrelationsgüte von 86% als recht zufrieden stellend einzustufen.

Bild 4

Abb. 4: Korrelationsdiagramm der Hα-Äquivalentbreite versus V-Helligkeit (Erläuterungen im Text)

Im Plot der Abb. 4 wird deutlich, dass die hohe Korrelationsgüte mit 86% vor allem auf die ATP-Präzisionsmessungen zur Bestimmung der V-Helligkeit von γ Cas zurückzuführen ist. Die Korrelation Hα-EW versus V ist darin begründet, dass die Hα-EW als Indikator für die Variabilität von Scheibengröße und Scheibenvolumen bzw. -dichte, eine zu erwartende Helligkeitsvariation zur Folge hat, ähnlich den Ergebnissen in Pollmann et al. (2012), Juza et al. (1994) & Koubsky et al. (1997).

Die Frage war nur, inwieweit bei der gegebenen Scheibenneigung bei γ Cas von ca. 45° mit Bezug auf die Beobachtersichtlinie, diese Helligkeitsvariationen messbar detektiert werden können. Im vorliegenden Fall hatte innerhalb eines Zeitraumes von etwa 15 Jahren die Hα-EW-Zunahme von ca. 10 Å nur eine sehr bescheidene Helligkeitszunahme von lediglich 0.06 mag zur Folge. Insofern ist es erstaunlich, dass es uns gelungen ist, diesen schwachen Effekt detektiert zu haben, wobei schließlich zu fragen sein wird, ob es hier einen linearen Zusammenhang von Hα-EW versus V gibt (oder eher nicht, wie unser Ergebnis andeutet) und wie lange der Anstieg von V & EW noch andauern wird.

References:

Horaguchi, T., Kogore, T., Hirata, R., PASJ 46, 9-26, 1994
Smith, M., A., Robinson, R., D., Corbet, R., H., D., ApJ, 503, 877-893, 1998
Smith, M. A., Henry, G., W., A&A 540, A53, 2012
Henry, G. W., Smith, M., A., ApJ, 760:10 (12pp), November 20, 2012
Smith, M. A., Henry, G., W., Vishniac, E., ApJ, 647:1375–1386, August 20, 2006
Juza, K., et al., Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 107, 403-411, 1994
Koubsky, P., et al., A&A, 328, 551-564, 1997
Pollmann, E., Vollmann, W. Puscas, F., BAV- Rundbrief 1/2012


  

Hα-Spektroskopie und V-Variationen des Be-Sterns 28 Tauri (Plejone)

Anknüpfend an den gelungenen BAV-Übersichtsartikel von Bela Hassforther (2008) zum gleichen Thema, möchte ich mit diesem Beitrag auf eine weiterführende Untersuchung hinsichtlich der Korrelation von V-Helligkeit und Hα-Emissionscharakteristik im Sinne einer Zusammenarbeit zwischen dem Veränderlichenbeobachter Sebastian Otero (Argentinien) und mir eingehen. Die Publikation von Tanaka et al. (2007) in Kombination mit den eindrucksvollen Untersuchungen von Hirata (2007) gaben Anlass, die umfangreichen, uns vorliegenden Datensätze mit Blick auf das Langzeithelligkeitsverhalten in V und die spektroskopische Hα-Emissionscharakteristik gegenüberzustellen. Als Mitglied des Sternhaufens der Plejaden ist der Be-Stern (Spektraltyp B8e) 28 Tau als Be-Hüllenstern mit photometrischen wie spektroskopischen Langzeitvariationen bereits seit dem 19. Jahrhundert bekannt. In der zurückliegenden Zeitspanne von etwa 100 Jahren zeigte er zyklische Veränderungen seines spektralen Habitus von einer Be-Phase (Abb. 1) hin zu einer Be-Hüllenphase (Abb. 2) mit einer Periode von 35-36 Jahren: 1974 eine erste frühe Be-Hüllen-Phase mit maximaler Ausprägung 1981; 1989 Eintritt in eine Be-Phase mit maximaler Ausprägung in 2004, in der er bis Ende 2005 verblieben ist.

Bild2 1

Abb. 1: Eigene Hα-Objektivprismenspektren von 28 Tau während der Be-Phase (1989 bis ca. Ende 2005)

Darüber hinaus ist 28 Tau seit einer Mondbedeckung (Gies et al. 1990) als spektroskopischer Doppelstern mit einer Periode von 218 Tagen und einer großen Exzentrizität 0.6 bekannt, wobei man heute dieser orbitalen Periode auch die Scheibenpräzession des Primärsterns zuschreibt.


Die beobachteten Veränderungen des spektralen Habitus von einer Be-Phase hin zu einer Be-Hüllenphase (und zurück) mit einer Periode von 35-36 Jahren ist nach Untersuchungen von Hummel (1998) darauf zurückzuführen, dass die Scheibe „aus irgend einem Grund“ (vermutlich verursacht durch den Begleiter in der Periastronpassage) nicht in der Äquatorialebene, sondern schräg zum Äquator liegt und so um den Zentralstern präzediert, was sich u. a. in der Variation der Hα-Linienprofilcharakteristik manifestiert. Berechnungen von Hirata (2007), basierend auf polarimetrischen Untersuchungen zeigten, dass der Inklinationswinkel des Zentralsterns ~ 60° beträgt und die Richtung der am Himmel projezierten Scheibenachse zwischen ~ 60° und 130° variert.

Derzeit werden die Beobachtungen der letzten Be-Phase > Hüllenphase (v. a. während des Zeitabschnittes November 2005 bis April 2007) wie folgt interpretiert: alle 35-36 Jahre löst der spektroskopische Begleitstern in der Periastronpassage einen Massenverlust beim Primärstern aus, infolgedessen eine neue Scheibe in seiner äquatorialen Ebene gebildet wird. Während dieses Prozesses ist die alte Scheibe, wegen der durch den Begleiter verursachten Präzession, bereits außerhalb dieser äquatorialen Ebene. Dieser Vorgang manifestiert sich dann unmittelbar in der Hα-Emissivität.

Die neue Scheibe in der äquatorialen Ebene erzeugt dabei das Hüllenspektrum (Abb. 2), wobei bei ihrer Entwicklung zugleich auch die Präzession einsetzt und die Charakteristik dieses Hüllenspektrums schwächer wird und der Übergang zurück in die Be-Phase (Abb. 1) bei zunehmender Hα-Emissionsstärke und zunehmendem Scheibenradius stattfindet.

Bild2 2

Abb. 2: Eigenes, hochaufgelöstes Gitterspektrum von 28 Tau in der (gegenwärtigen) Be-Hüllen-Phase 2009/11/19

Die V-Helligkeiten aus der Datenbank von S. Otero (private Mitteilung 2009; Quellen: siehe Legende im mittleren Plot), die von Tanaka et al. (2007) publizierten V-Daten, und die Hα-Äquivalentbreitenmessungen (EW) des Langzeitmonitorings der spektroskopischen Beobachter (Quellen: siehe Legende im oberen Plot) machten es möglich, V und EW im Sinne einer Korrelationsanalyse gegenüberzustellen.

Abb.3a zeigt das Monitoring der Hα-EW aus professionellen und Amateurbeobachtungen, 3b die historische V-Lichtkurve aus verschiedenen Quellen, und 3c die Korrelation von intrinsischem Hα-Linienfluss zur V-Helligkeit aus 74 zeitgleichen Messungen. In Abb. 3c ist der Frage nachgegangen worden, inwieweit die Hα-EW bedingt durch die Normierung des Kontinuums auf 1 von dessen Helligkeitsvariationen (hier ~ V-Helligkeit) beeinflusst wurde (streng genommen hätte für diese Gegenüberstellung natürlich nur ein V bei der Hα-Wellenlänge 6563 Å verwendet werden dürfen).

Weil aus den vorliegenden Daten insgesamt 74 zeitgleiche Messungen von V und EW identifiziert werden konnten, war es möglich, durch die Division EW/10^(0.4*V) die EW-Variationen auf die jeweilige V-Helligkeit zu reduzieren. Die Gegenüberstellung in Abb. 3c zeigt, dass V oberhalb von etwa 5.4 mag nahezu allein von der Masse des Scheibengases in der Be-Sternscheibe abhängt. Bei EW = 0 (keine Scheibe) betrüge die (photosphärische) V-Helligkeit (streng genommen natürlich nur bei der Hα-Wellenlänge 6563 Ǻ) ≈ 5.4 mag. D. h., jede Zunahme oberhalb dieses Wertes wäre somit der Emissivität der Be-Sternscheibe zuzuschreiben.

Bild2 3

Abb. 3a: Zeitverhalten der Hα-Äquivalentbreite aus professionellen und Amateurbeobachtungen

Bild2 4

 Abb.3b: Historische V-Lichtkurve aus verschiedenen Quellen

 

Bild2 5

 Abb. 3c: Korrelation intrinsischer Hα-Linienfluss versus V-Helligkeit aus 74 zeitgleichen Messungen

Literatur:

Gies, D. R. et al. 1990, AJ, 100, 1601
Hassforther, B., BAV-Rundbrief, 1/2008, 35
Hirata, R. 2007, in ASP Conf. Ser. 361, Active OB Stars (San Francisco:ASP 267)
Hummel, W., 1998, A&A, 330, 243
Tanaka, K. et al. 2007, Publ. Astron. Soc. Japan (PASJ), 59, L35-L39

 

Ernst Pollmann

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