Nr. 47 - astrospectroscopy.de

SPEKTRUM
Mitteilungsblatt
über
Astro-Spektroskopie
für Amateure
Herausgeber:
Ernst Pollmann
Emil-Nolde-Str.12
51375 Leverkusen
Ausgabe Nr. 47 (01/2014)
ISSN: 1869-4454
Einzelheft als pdf-Datei: 2,00 €
Impressum
Das Mitteilungsblatt SPEKTRUM erscheint halbjährlich jeweils im April und Oktober in der
alleinigen Herausgeberschaft von Ernst Pollmann, 51375 Leverkusen, Emil-Nolde-Straße 12.
Redaktionelle Bearbeitung: Roland Bücke, Ernst Pollmann
Für den Inhalt sind die Autoren selbst verantwortlich.
Kontakt
Ernst Pollmann
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51375 Leverkusen
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Inhalt
Seite
C. Galan
AZ Cas campaign 2012-2014
1
A. Miroshnichneko
Möglichkeit der Zusammenarbeit zwischen
Amateur- und Profiastronomen
4
S. Hess
Swan Banden im C5 Stern VY UMa
6
S. Hess
Das Spektrum des pulsationsveränderlichen
Sterns δ Cephei
7
P. Schlatter, A. Ulrich
Der Natrium-Flash
8
R. Walker
Report zu Beobachtung der SN 2014j
14
R. Bücke
Die Radialgeschwindigkeit von Polaris
18
T. Hansen
Spektroskopie der Supernova SN 2014J
in M82 mit dem Star Analyser 100
20
RV Tauri and other post-AGB stars
I. Stellar Evolution
26
S. Slijkhuis
AZ Cas campaign 2012-2014
von [email protected]
Today, despite the great advances in the development of observational techniques and
numerous massive photometric surveys, astronomers do not know too many of eclipsing
binaries which contain giant or supergiant stars. We know a several dozens of such systems and just barely few of them are fairly well studied. AZ Cas with its orbital period 9.3
yr fall into group in which the eclipses are caused by supergiants with diameters as large
as hundreds of solar radii and the decade may already to be the most convenient unit in
these cases to measure of orbital period lengths. Eclipses are rare in these systems but
when they occur they are very long, that last for months or even years. Good example
could be VV Cep system (Porb ≈ 20.3 yr) in which duration of eclipses is nearly 2 years.
The most recent eclipse in this system, in 1997, was delayed by about 1% of the orbital
period relative to predictions (Graczyk et al. 1999). VV Cep is prototype for the group of
variables consisting of late type supergiant (M or K) and early, hot dwarf (B or even O) in
which spectra strong Balmer and [Fe] emission lines are present (Cowley 1969). AZ Cas
belongs to this group. Among dozens of known VV Cep type binaries, only these two
show eclipses. The next eclipse in AZ Cas system is about to come shortly. Photometrically in visible domain of radiation we can observe them from the end of November 2012
to the beginning of March 2013.
Spectroscopic study by Cowley et al. (1977) provide estimates of mass of the AZ Cas
system that is very high, close to 30 solar masses in total, and its mass ratio may be
about 1.4. The more massive component of the system is a supergiant of late K or early
M spectral type (Teff ~4000 K), which linear diameter may reach up to 1000 solar diameter. Its companion is a hot B star (Teff ~21000 K) with a diameter several tens of
times smaller (D ~30 solar radius). Its total amount of emitted radiation equals to those
of supergiant and exceeds it many times in the ultraviolet. Due to great differences in
sizes and surface brightness of the components, photometrically only the primary
eclipses can be observed, when the hot component is obscured. The depth of the eclipses
in particular bands differ strongly (see Fig.1 left): reaches up to 2.1mag in U and decreases rapidly towards the red reaching only ~0.23 mag in V.
Fig. 1: Description in text
Left: UBVR light curves obtained with 60 cm telescope at Piwnice Observatory during and after the
last eclipse of AZ Cas are shown together with data obtained during previous eclipses: Suhora and
Kraków measurements (Mikolajewski et al. 2004) (diamonds) and older Larsson-Leander (1960)
and Tempesti (1980) data (croses). The convex bottom and the long atmospheric eclipse are highlighted with dashed lines.
Right: An expanded view of BVR light curves of AZ Cas during the eclipse, periastron passage and
transit. Maximum due to ellipsoidal effect is clearly visible around periastron.
1
The most interesting light changes appear during and close to the eclipses (see Fig. 1
right). In the BV(RI)C photometric bands a gradual increase in the brightness of the system happens, reaching a maximum around phase 0.09, and then follows a relatively
rapid decline. This is best seen in the V light curve (richest and accurate photometric
data) where we can see the brightness drift starting already a bit before phase -0.05
(about half a year before photometric eclipse) and the eclipse appears to be imposed on
this. The totality phase in whole observed range have a convex bottom with an increasing maximum towards the shorter wavelengths.
A slow increase in brightness by about 0.m4 over about 7-8 months after the egres in U
band has been observed, for the first time after the eclipse in 2003 with 60 cm Cassegrain Telescope at Piwnice Observatory. The unusual photometric behavior is caused
by the specificity of the orbit and the characteristics of the components. The orbit is
highly eccentric (e = 0.55) and has a very special (close to zero) value of periastron longitude (ω = 4°) (Cowley et al. 1977), so that the phase of occultation (primary eclipse)
and transit are very close to the periastron.
Fig. 2: Supergiant with its extended envelope on the orbit around the B star.
Supergiant with its extended envelope on the orbit around the B star. At the mid-eclipse
position the scattering effect of the B star radiation off particles in the envelope is shown
with blue arrows. During the periastron phase the supergiant is strongly distorted from
the spherical symmetry as a result of ellipsoidal effect. The changes in the Hα profile
(FWZI ~ 13Å) observed in the selected spectra obtained at Rozhen, Asiago, Piwnice and
Terskol observatories at orbital phases: 0.007, 0.118, 0.17 and 0.917, respectively are
shown.
The supergiant has a realy huge diameter and furthermore it is surrounded by a very extended gaseous envelope formed as a result of an efficient mass loss. When the components approach each other during the periastron passage then the equipotential surface
2
is shrinking and the tidal forces lead to great deformation of the supergiant from the
spherical symmetry. This phenomenon is responsible for the increase in brightness with
maximum around the periastron. The maximum observed during the totality phase, seen
as a convex bottom, could indicate the appearance of some additional, third light in the
system. The increasing amplitude of this phenomenon towards the short wavelengths
suggests that scattering effect could be responsible for that. In AZ Cas we observe probably for the first time such a strong scattering of the bright B stars radiation off particles
in the extended envelope.
More detailed studies of the brightening in the bottom shows that its maximum is shifted
somewhat towards the end of the eclipse in agreement with the change in brightness
profile generated by orbiting scattering particles (Galan 2009). The effect connected with
scattering is strong during the occultation, while it seems absent or very weak during the
transit, which suggests that the Mie scattering dominates on particles of significant size
in proportion to the wavelength of radiation. Additional support for the scattering nature
of the phenomenon is the behavior of the color changes during the eclipses. The supergiant is significantly less reddened during the eclipse than its companion what indicates
the existence of radiation excess in the short wavelengths (Galan et al. 2011).
The envelope causing the scattering can be responsible for the brightness increase observed after the egress in the U band. We interpret this as a result of absorption by the
envelope (extensive atmosphere) of the supergiant (Galan et al. 2011) - a phenomenon
analogous to that occuring in ζ Aurigae type eclipsing binaries - a class related to the VV
Cep stars. If the proposed interpretation is correct, we should expect a similar "wing"
caused by absorption which precedes the eclipse, and it should start in a short time. The
last spectrum obtained in April 2012 at phase 0.917 shows a strong absorption component in the Hα line profile. This could indicate that the spectroscopic eclipse is already in
progress.
An opportunity to observe and study in details the phenomena in AZ Cas system happens
once in every 10 years. To exploit this opportunity, a dense coverage with photometric
and spectroscopic observations is needed. The long time scales of changes in AZ Cas the whole phenomenon will take more than 2 years - demands the involvement of a large
number of observatories at different locations to reduce the dependency on the weather
conditions and guarantee success during the important phases of the eclipse, which will
be relatively short (e.g. ingress and egress). In addition an engagement of a large number of instruments in the observations should increase the accuracy of the obtained light
curves.
This is very important when some changes have an amplitude as small as few hundredths of a magnitude. To achieve these goals we would like organize an international
campaign for observations of the 2012/13 AZ Cas eclipse similar to the very fruitful observational campaigns for another, unique eclipsing binary EE Cep (Galan et al. 2012,
Galan et al. 2010, Mikolajewski et al. 2005a & 2005b ) or the finished quite recently,
great campaign on the 2009-2011 eclipse in famous ε Aur system which was organized
and lead by J. Hopkins & R. Stencel.
We invite to participate both professional and amateur astronomers around the world.
Multicolor photometry is especially desirable obtained in bands close to the standard
Johnson or Johnson-Cousins UBV(RI)C and spectra with low and high resolution covering
the whole wavelength ranges from UV to IR. Nevertheless, photometric observations obtained with photographic filters RGB (owned by many amateurs) could also be very valuable. Although they differ from the standard Johnson BVR filters, it is possible to transform them to standard bands. Unfiltered CCD observations should be useful as well for
timing purposes, i.e. to determine the precise moments of minimum. However, because
of the strong supergiant domination in the infrared, it will be better to use at least an UV
-IR blocking filter.
3
Möglichkeiten der Zusammenarbeit zwischen
Amateur- und Profiastronomen
von Dr. Anatoly Miroshnichenko
(University of North Carolina at Greensboro, USA)
Der Ästhetik des sternklaren, nächtlichen Himmels sind besonders die Amateurastronomen erlegen. Ihre besonders tiefe Zuwendung zum gestirnten Himmel manifestiert sich
u. a. in der Beobachtung unterschiedlichster Objekte sowohl innerhalb des Sonnensystems wie etwa Monde und Planeten, Kometen, Asteroiden usw., als auch darüber hinaus
im Bereich der Veränderlichen Sterne. Interessanterweise sind in den letzten 15-20 Jahren die Amateuraktivitäten auch auf die spektroskopische Beobachtung solcher Objekte
ausgedehnt worden.
Damit ist ein ganz wichtiger Fortschritt erzielt worden, weil die Sternspektroskopie in der
professionellen Astronomie besonders bei hellen Sternen, die mit kleinen Amateurteleskopen erreichbar sind, oftmals keine besonders hohe Priorität besitzt. Gleichwohl gibt es
viele interessante Probleme in Bezug auf helle Sterne, die mit Hilfe der Spektroskopie
geklärt werden können. Diese beinhalten die Bestimmung und Verbesserung der physikalischen Parameter von Einzelsternen, Studien zu spektroskopischen Doppel- und Bedeckungssternsystemen und Langzeitüberwachungen von Emissionsliniensternen. Ein vielversprechendes Feld für Gemeinschaftsprojekte zwischen Amateur- und Profiastronomen
sind die Be-Sterne.
Be-Sterne, die größte Gruppe der Emissionsliniensterne, sind seit rund 140 Jahren bekannt [1]. Der einzige je publizierte Katalog von Be-Sternen enthält 1159 Objekte [2].
Mehr als 400 sind heller als 8 mag und können damit von Amateuren erreicht werden.
Ein großer Teil dieser Sterne ist noch nicht detailliert untersucht; ein Grund dafür, dass
die Ursache des Be-Phänomens noch immer ungeklärt ist. Dies erlaubt nun dem Amateur, durch spektroskopische Studien einen erheblichen Beitrag zur professionellen Astronomie zu leisten.
Dr. Anatoly Miroshnichenko und der Herausgeber im Juli 2012 auf der Insel Hvar (Kroatien). Anlässlich des 50-jährigen Bestehens des Observatoriums der Insel, wurde dort
eine internationale Konferenz von der Universität Zagreb veranstaltet.
4
Die folgenden speziellen Projekte erscheinen aus Sicht der professionellen Astronomie als
sehr wichtig:
1)
Überwachung von spektralen Langzeitveränderungen, die zur Entdeckung des Übergangs vom Be- zum normalen B-Stern führen. Solche Übergänge können bis zu Jahren andauern und erlauben das Studium der Auflösung der zirkumstellaren Scheiben;
ein Phänomen, welches erst an sehr wenigen Objekten untersucht ist. Diese Untersuchung kann mit einer spektralen Auflösung von R < 5000 - 10000 erfolgen.
2)
Überwachung von Linienprofiländerungen - insbesondere der Ha-Linie, der stärksten
Linie im optischen Spektralbereich - mit Auflösungen von R > 10000. Dabei werden
die Kinematik der Scheiben und die Eigenschaften des Massenverlustes des Sterns
untersucht. Beim Letztgenannten ist die Feststellung der Anzahl von Doppelsternsystemen von außerordentlichem Interesse.
3)
Suche nach periodischen Radialgeschwindigkeitsvariationen zur Feststellung der Anzahl der Doppelsternsysteme unter den Be-Sternen. Hierzu sind Auflösungen ab etwa
R = 3500 geeignet; bei der diesbezüglichen Auswertung von Linienprofilen Auflösungen von R > 10000.
Doppelsternsysteme erscheinen vielversprechend für die Erklärung der hohen Rotationsraten bei gleichzeitig vorhandener Scheibe zu sein. Bisher sind nur 25% der hellsten 250 Be-Sterne als Doppelsternsysteme identifiziert. Diese Quote unterschätzt
möglicherweise die tatsächliche Anzahl, da regelmäßige Langzeitbeobachtungen fehlen. Die größten Chancen als Doppelsternsysteme erkannt zu werden, haben solche
Be-Sterne, die starke Emissionslinien und komplexe Linienprofile (Dreifach-Peaks oder breite Einzel-Peaks) besitzen.
Vor allem auf dem Gebiet der Be-Stern-Spektroskopie sind inzwischen eine ganze Reihe
von Kooperationsprojekten zwischen der Amateur- und Profiastronomie in Gang gesetzt
worden. Populärstes Beispiel wäre etwa die Beobachtung des Be-Doppelsternsystems
delta Scorpii. Die Beobachtungskooperation an diesem Objekt führte bisher zu weit über
500 Spektren und einer gemeinsamen Veröffentlichung im Fachjournal "Astronomy and
Astrophysics" [3].
Ähnliche Gemeinschaftsprojekte haben ihren Schwerpunkt auf anderen hellen Be-Sternen
wie pi Aquarii, zeta Tau (ein Doppelstern mit bisher unentdecktem zweiten Begleiter) und
gamma Gas (seit kurzem als Doppelsternsystem erkannt, zeigt langsame Variation seines
Emissionsspektrums). Eine Erweiterung der Objektliste dieser Programme wird ganz klar
helfen, das Be-Stern-Puzzle aufzulösen und die Gemeinschaft zwischen Amateuren und
Profis zu vertiefen.
Literatur:
[1] Secchi, A., 1867, Astronomical Register, 5, 18
[2] Jaschek, C., & Egret, D., 1982, Proc. IAU Symp. 98, 261
[3] Miroshnichenko, A.S., Bjorkman, K.S., Morrison, N.D., Wisniewski, J.P., Manset, N.,
Levato, H., Grosso, M., Pollmann, E., Buil, C., & Knauth, D. C. 2003, A&A, 408, 305
5
Swan Banden im C5 Stern VY UMa
von Sebastian Hess, Frankfurt
Typisches Merkmal der Kohlenstoffsterne ist, dass sie mehr Kohlenstoff als Sauerstoff
besitzen. Die sogenannten „Swan Banden“ im Stern VY UMa der Spektralklasse C5, der
als Kohlenstoffstern zu den rötesten Sternen am nördlichen Himmel gehört, sind das
markanteste spektrale Merkmal dieses Sterns . "Normale" Sterne werden aus diesem
Grund auch gerne als "Sauerstoffsterne" bezeichnet.
Wie im unten abgebildeten Spektrum von VY UMa schön zu erkennen ist, handelt es sich
bei den Swan-Banden um Absorptionslinien der sich bei niedrigen Temperaturen in der
Sternatmosphäre bildenden C2 und CH Moleküle, die besonders das blaue Licht absorbieren. Somit erscheint der Stern noch viel roter als aufgrund seiner Spektralklassifikation angemessen wäre. Dies zeigt auch der direkte spektrale Vergleich mit dem ebenfalls im großen Bären befindlichen M-Stern μ UMa im untersten abgebildeten Spektrum
sehr deutlich.
Die Swan Banden sind uns übrigens im täglichen Leben aus der blauen Flammenfärbung,
von Gasbrennern bekannt. Hier allerdings in Form von leuchtenden Emissionslinien.
6
Das Spektrum des pulsationsveränderlichen Sterns δ Cephei
von Sebastian Hess, Frankfurt
Cephei ist der Prototyp der pulsationsveränderlichen Cepheiden. Der direkte Zusammenhang zwischen ihrer Pulsationsperiode und ihrer Absoluthelligkeit ließ sie bei der erstmaligen Entfernungsbestimmung der Andromedagalaxie als ein von unserer Galaxis unabhängiges Spiralsystem eine besondere Rolle spielen ("Die Große Debatte ~ 1920 1923").
Spektroskopisch interessant ist δ Cephei, da die Größenänderung seiner Oberfläche auch
zu einer Veränderung der Spektralklasse führt. Im Fall von δ Cephei ist es innerhalb von
5,4 Tagen eine vollständige Schwankung zwischen "F5" und "G2" und wieder zurück.
Wie bei allen Pulsationsveränderlichen verändert sich die Sternoberfläche zusammen mit
dem Volumen des Sterns aufgrund des instabilen Zusammenspiels zwischen Gravitation
und Strahlungsdruck. Ist der Stern komprimiert, absorbiert die dichtere Materie die im
Inneren des Sterns erzeugte Strahlung effizienter. Die aufgrund dieses Strahlungsdrucks
entstehende Expansion führt jedoch wieder zu einer Verringerung des Absorptionskoeffizienten, so dass die Gravitation schließlich wieder überwiegt und den Stern erneut
komprimiert (Kappa-Mechanismus).
Die prominentesten Linien sind bei Sternen der F und G Klassen die Wasserstoff-Balmerlinien, das Natrium-Dublett, sowie die Kalzium-Doppellinie im blauen Bereich bei ~ 4740
Ångström (von den ganz rechts tief im Roten befindlichen tellurischen Linien abgesehen).
Bei den niedrigeren Temperaturen kommt CH (links markiert) und FeI hinzu. Außerdem
verschiebt sich das Maximum bei der niedrigeren Temperatur nach rechts ins Rote. Die
Gesamtintensität trifft hingegen keine Aussage, sondern entsteht lediglich durch die unterschiedlichen Belichtungszeiten.
7
Der „Natrium-Flash“
von Peter Schlatter und Andreas Ulrich
1. Das Phänomen
Dass die Atmosphäre der Erde astronomische Beobachtungen beeinflusst ist offensichtlich. Lichtbrechung und Absorption modifizieren den Ort und das Spektrum astronomischer Objekte. Meist wird jedoch nicht gleich bedacht, dass die Atmosphäre selbst leuchten kann. Derartige Erscheinungen wie Blitze und Polarlicht [1] und ihr jeweiliger Lichterzeugungsmechanismus sind gut bekannt. Am Tage und bis tief in die Dämmerung weist
der blaue Himmel auf Sonnenlicht hin, das in der Atmosphäre gestreut wird.
Dass hochenergetische kosmische Strahlung tief in die Atmosphäre eindringt und diese in
charakteristischer Weise in kurzen Pulsen zum Leuchten anregt, wurde in dieser Zeitschrift bereits diskutiert [2]. Neben der Anregung der Atmosphäre durch Teilchen oder
Gammastrahlung gibt es jedoch auch noch eine Fluoreszenzanregung, die in der Dämmerung mit relativ einfachen Mitteln beobachtet werden kann: Der so genannte „NatriumFlash“. Von dieser Erscheinung soll hier berichtet werden.
In der oberen Atmosphäre, in einer Höhe von ca. 80 bis 100 km, befinden sich neben
dem atomaren Sauerstoff und Stickstoff, der beim Polarlicht leuchtet, auch Natrium, ebenfalls in atomarer Form. Seit den Arbeiten von Joseph von Fraunhofer, sowie Kirchhoff
und Bunsen ist die Natrium-D-Linie wohlbekannt. Das „D“ hat Fraunhofer selbst eingeführt [3], als er die stärkeren Fraunhoferlinien vom Roten zum Blauen hin klassifiziert
hat. Bei der Na-D Linie handelt es sich eigentlich um zwei so genannte Resonanzlinien
von Natrium. Dies sind Spektrallinien, die beim Übergang der Atome zwischen dem energetischen Grundzustand und den ersten angeregten Niveaus absorbiert bzw. emittiert
werden. Die Zuordnung der Linien ist wie folgt:
NIST Data base:
http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/lines_form.html
sowie Referenz [4]):
Natrium D1: 589,5924237 nm, Aki=6.14×107 s-1, 2p63s 2S1/2 unten, 2p63p 2Po1/2 oben
Natrium D2: 588,9950954 nm, Aki=6.16×107 s-1, 2p63s 2S1/2 unten, 2p63p 2Po3/2 oben.
Diese optischen Übergänge werden durch das Sonnenlicht angeregt und erzeugen ein
Fluoreszenzlicht. Mit einfachen Mitteln kann dieses recht schwache Leuchten allerdings
nur in der Dämmerung beobachtet werden, wenn die Sonne am Beobachtungsort zwar
noch die hoch liegende Natriumschicht beleuchtet, das Streulicht der tieferen Atmosphäre
aber schon sehr schwach geworden ist. Die geometrischen Verhältnisse sind in der schematischen Skizze in Abbildung 1 dargestellt. Dabei ist der Sonnenstand, bei dem der Effekt auftritt, realistisch dargestellt (Sonne 7 Grad unter dem Horizont). Es ist zudem zu
bedenken, dass es sich, wie gesagt, um Resonanzanregung handelt. Das heißt, dass nur
Sonnenlicht im Bereich der Natriumlinien diese anregt. Das Natrium in der Sonnenatmosphäre führt aber dazu, dass bei diesen Wellenlängen starke Fraunhoferlinien liegen, die
Sonne dort also weniger Licht aussendet als im spektral benachbarten Kontinuum. Dies
führt bei der Beobachtung mit hinreichender spektraler Auflösung zu interessanten Linienformen, die weiter unten diskutiert werden. Dass die Anregung trotzdem überhaupt
stattfindet liegt daran, dass das Sonnenlicht im Bereich der Fraunhoferlinien nicht ganz
ausgelöscht, sondern nur in der Intensität reduziert ist, ähnlich wie im Räumlichen die
Sonnenflecken nicht vollständig dunkel sind.
Die Resonanzfluoreszenz der Natriumschicht hat mittlerweile in der Astronomie eine große praktische Bedeutung gewonnen, da sie dazu verendet wird, künstliche Leitsterne für
die adaptive Optik von Teleskopen zu erzeugen [5]. Dazu wird ein Laserstrahl, der auf
eine der Resonanzlinien abgestimmt ist, in diese Schicht fokussiert. Das so erzeugte Resonanzlicht dient dann als Leitstern. Details des Phänomens sind zum Teil sehr interessant, sollen hier aber nicht weiter diskutiert werden.
8
So ist zum Beispiel zu bedenken, dass das Spektrum des anregenden Sonnenlichtes
durch die Rayleigh-Streuung in Abhängigkeit von der Wegstrecke, das es durch die Atmosphäre bis zur Natriumschicht zurücklegt, modifiziert wird. Interessant ist noch, dass
das Natrium nicht etwa von der Erdoberfläche aus, zum Beispiel vom Natriumchlorid in
den Weltmeeren, in die Hochatmosphäre gelangt. Es stammt vielmehr von Meteoren, die
in dieser Höhe bei der Abbremsung verdampfen und das Natrium in der Na-D Schicht
nachliefern.
Abb. 1: Das Licht der untergehenden (oder aufgehenden) Sonne regt die Natriumschicht der Atmosphäre (hier orange dargestellt) zur Emission von Resonanzlicht an
(A). Bei der Beobachtung vom Boden aus ist der Effekt bis in Richtung zum Punkt B zu
beobachten. Bei der gezeigten Situation (Sonne 7 Grad unter dem Horizont) ist das
Streulicht der Sonne schon so schwach, dass das Resonanzleuchten der Atmosphäre
das Spektrum des gestreuten Sonnenlichtes überstrahlt (siehe Spektren in den Abbildungen unten).
2. Die Beobachtung
Die spektroskopische Beobachtung des Na-Flashs ist relativ einfach. Es muss lediglich ein
Spektrometer geeigneter spektraler Auflösung ohne Nachführung zum Beispiel vertikal
auf den Himmel gerichtet werden. Es sollte mit einem empfindlichen Detektor ausgerüstet sein. Ein Teleskop oder eine anders geartete Sammellinse ist nicht unbedingt notwendig. Anders als bei anderen Himmelsobjekten ist Licht des Na-Flashs eine vollständig flächenhafte Lichtquelle am Himmel.
Das endliche Öffnungsverhältnis des Spektrometers erfasst davon einen Anteil aus einem
Himmelsausschnitt, der durch dieses Öffnungsverhältnis bestimmt ist. Eine Lichtsammeloptik bietet dem von der Na-Schicht ausgesandten Licht eine größere Fläche dar und leitet dieses Licht in den Spalt des Spektrometers. Man kann sich aber rechnerisch davon
überzeugen, dass dadurch der beobachtete Himmelsausschnitt so eingeengt wird, dass
das Signal am Detektor gleich groß ist wie ohne Optik. Dies gilt natürlich nur so lange die
Flächenhelligkeit am Himmel für den Vergleich als homogen angenommen werden kann.
Die im nächsten Abschnitt vorgestellten Daten haben die Autoren im Sommer 2013 anlässlich eines Treffens von Amateur-Astro-Spektroskopikern am Observatoire de Haute
Provence (OHP) in Südfrankreich aufgenommen. Als Spektrometer dienten ein „Alpy“ von
der Firma Sheliak und ein „Dados“ der Fa. Baader Planetarium1. Als Detektor diente in
beiden Fällen ein CCD Detektor vom Typ Atik 8 KAF 8300 Monochrom. Weitere, hoch
aufgelöste Beobachtungen wurden von einem der Autoren (PS) am 15. August 2013 in
Wohlen b. Bern mit einem Lhires Spektrometer und einem CCD-Detektor des Typs QSI
516 durchgeführt.
9
Der Aufbau mit dem Dados Spektrometer ist in Abbildung 2 gezeigt. Dieses Foto zeigt
das Spektrometer, das so an einem Stativ montiert ist, dass Licht von der Zenitregion in
das Spektrometer eintritt. Das Okular für die Nachführung ist abgedeckt, um das Eintreten von Fremdlicht zu vermeiden. Die Atik-Kamera (dunkelrot) ist links im Bild zu sehen.
Die zweidimensionalen Bilder, welche die Kamera liefert, wurden mit dem Programm
„ImageJ“ in Spektren verwandelt, bei denen die relative Intensität in Abhängigkeit von
der Wellenlänge aufgetragen ist. Die Intensitätsskala wurde hierbei nicht kalibriert.
Abb. 2: Experimenteller Aufbau zur Beobachtung des Natrium-Flashs mit dem Dados
Spektrometer. Das Spektrometer ist das Objekt, das aus zwei weißen Würfeln besteht
und an einem Fotostativ befestigt ist. Das Licht tritt von oben senkrecht ein. Die drei
Spalte des Spektrometers werden auf die Atik CCD Kamera (dunkelrot, links) abgebildet. Die Daten werden über eine USB Schnittstelle in einen Rechner eingelesen
(rechts). Das Okular zur Ausrichtung des Spektrometers (rechts über dem Rechner) ist
abgedeckt, um den Eintritt von Umgebungslicht zu vermeiden.
3. Ergebnisse: Spektren zum Natrium-Flash
Die Abbildung 3 zeigt Daten, die mit dem relativ niedrig auflösenden Spektrometer „Alpy“
aufgenommen wurden. Die in dieser Abbildung gezeigte Serie von Spektren wurde am
4.8.2013 am OHP in der Zeit von ca. 21:30 bis 22:30 MESZ aufgenommen. Die frühen
Spektren haben die hohe Intensität. Der spektrale Verlauf der Intensität repräsentiert
zunächst das Sonnenlicht, das in der Atmosphäre gestreut wird. Damit zeigen sich die
Fraunhoferlinien, wie z.B. H und K bei ca. 400 nm, sowie die starken Absorptionslinien,
die durch Wasserdampf in der Atmosphäre hervorgerufen und ebenfalls den Fraunhoferlinien zugerechnet werden [3]. Selbst ohne eine Intensitätskalibrierung ist der starke
Blauanteil in Folge der Rayleigh-Streuung des Sonnenlichtes ersichtlich. Der NatriumFlash bei etwa 590 nm (siehe oben) deutet sich schon beim vierten Spektrum der Serie
an und ist bis zum siebenten Spektrum zu beobachten. In den späten Spektren treten
weitere Emissionslinien auf, auf die wir hier aber nicht weiter eingehen möchten. Mit dem
Dados Spektrometer wird die Na-D-Linie in ihre zwei Komponenten aufgelöst. Die beiden
Spektren in Abbildung 4 zeigen einen Wellelängenausschnitt des Himmelslichtes von 570
bis 660 nm. Das untere Spektrum wurde bei einer Sonnenhöhe von -7 Grad aufgenommen. Es wird ersichtlich, dass sich mit fortschreitender Dämmerung der Verlauf der Kontinuumsstrahlung signifikant ändert und der Natrium-Flash ganz deutlich auftritt. Es deutet sich auch an, dass die Emissionslinien schmaler sind als die Na-D-Linien im Sonnenspektrum. Im gezeigten Wellenlängenintervall ist noch der Flash einer Sauerstofflinie
(OI) erkennbar.
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Abb 3: Die Spektren, die mit niedriger Auflösung aufgenommen wurden, zeigen den
gesamten Spektralbereich vom nahem Ultraviolett bis zum nahem Infrarot. Die 10
Spektren wurden in der Zeit von ca. 21:30 bis 22:30 MESZ aufgenommen (von oben
nach unten). Die Belichtungszeit wurde dabei von 90 sec auf bis zu 1200 sec
verlängert, um die schwindende Lichtstärke zu kompensieren. Der Natrium-Flash ist
rot markiert.
Abb. 4: Die hier gezeigten Spektren wurden mit dem Dados Spektrometer
aufgenommen. Das obere, frühe Spektrum zeigt das Streulicht der Sonnenstrahlung
mit den Fraunhoferlinien. Die beiden Natrium-D-Linien sind aufgelöst. Beim späten
Spektrum, unten, ist der Natrium-Flash deutlich zu erkennen. Es deutet sich an, dass
die Linien schmaler sind als die Fraunhofer–Na-D-Linien. Als weitere Emissionslinie
erscheint die Auroralinie des Sauerstoffs (OI). Zudem sind die Fraunhoferlinie des
Wasserstoffs (Hα) und eine molekulare Absorptionslinie der Atmosphäre zu erkennen
(O2).
11
Eine Serie von Spektren zum Na-Flash mit sehr guter spektraler Auflösung zeigt die Abbildung 5. Sie zeigt einen schmalen Spektralbereich von nur 5 nm Breite. Die früh aufgenommenen Spektren sind hier unten dargestellt und die später aufgenommenen Spektren nach oben versetzt. Die Spektren zeigen zunächst, wie gut sich die Spektren über
weite Bereiche reproduzieren. Die vielen Linien sind also alle echte Fraunhoferlinien. Erst
beim spätesten Spektrum ist das Signal der schwächsten Linien mit dem Detektorrauschen vergleichbar.
Abb. 5: Die vier Spektren wurden mit dem Lhires Spektrometer mit hoher Auflösung
aufgenommen. Das frühe Spektrum (unten) zeigt eine Vielzahl von Fraunhoferlinien in
einem 5 nm breiten Wellenlängenbereich um die beiden Na-D-Linien, so auch zwischen
den gut aufgelösten D-Linien. Bei den späteren Spektren (weiter oben) ist zu sehen,
wie die Resonanzfluoreszenz mit einer geringeren Linienbreite als die Fraunhoferlinien
schrittweise beginnt, die Na-Linien zu dominieren. Die negativen Zahlen am linken
Bildrand geben die Sonnenhöhe zur Zeit der Belichtungsmitte an.
Man erkennt sehr schön, wie dicht die Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum auftreten.
Schon Fraunhofer hatte zwischen den Linien B (686,719 nm, O2) und H (396,847 nm,
Ca+) 574 Linien gezählt [3]. Die Serie von Fraunhoferlinien setzt sich auch zwischen den
hier sehr gut getrennten Natrium-Resonanzlinien fort. Beim Natrium-Flash selbst zeigt
sich sehr schön, wie zunächst das Sonnenlicht dominiert. Im zweiten Spektrum deutet
sich der Flash durch eine Modifikation der Linienform an. Im nächsten Spektrum erscheint erstmals eine schmale Emissionsstruktur im Zentrum der Linie bei aufgerundet
589,0 nm. Die Linie bei rund 589,6 nm ist erstmals deutlich in ihrer Form modifiziert. Um
21:13 Uhr MESZ (Sonnenhöhe -5.8°) sind schließlich beide Resonanzlinien dominant in
Emission zu sehen. Die breitere Linie des Sonnenlichtes zeigt sich noch in den Flanken
der 589,0 nm Linie.
12
4. Zusammenfassung
Mit diesem kurzen Artikel wollten wir im Überblick auf ein Phänomen in unserer Atmosphäre hinweisen, das seit dem frühen 20. Jahrhundert bekannt ist und in den 1950er,
1960er Jahren intensiv studiert wurde [6]. Daher werden heute nur noch sehr spezielle
Aspekte des Phänomens in wissenschaftlichen Artikeln diskutiert.
Durch die Entwicklung sehr empfindlicher CCD Detektoren und lichtstarker Spektrometer
mit guter Auflösung, auch im Amateurbereich, wie wir sie hier verwendet haben, ist die
Beobachtung des relativ lichtschwachen Phänomens bei einem guten Standort mit dunklem Abendhimmel einfach durchzuführen.
Der Natrium-Flash ist ein schönes Beispiel, welche Rolle die Atom- und Plasmaphysik bei
spektroskopischen Beobachtungen spielt (Resonanzlinien, Fraunhoferlinien auf der Sonne, Rayleigh-Streuung). Damit ist seine Beobachtung wohl ein gutes und lehrreiches Projekt, zum Beispiel bei Praktikumsversuchen.
Danksagung
1
Das Dados Spektrometer wurde einem der Autoren (A.U.) freundlicher Weise von einem
der Entwickler dieses Gerätes, Vadim Burwitz, für die Beobachtungen zur Verfügung gestellt, wofür wir uns hier herzlich bedanken.
Literatur
[1] Kristian Schlegel, „Vom Regenbogen zum Polarlicht – Leuchterscheinungen in der
Atmosphäre“, Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, Oxford 1995
[2] A. Ulrich, „Laborspektroskopie zur Teilchen – Astrophysik“, in „Spektrum“ , E. Pollmann Hrsg. Ausgabe 43 (04/2012) Seite 9.
[3] Joseph Fraunhofer, „Bestimmung des Brechungs- und FarbenzerstreuungsVermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre“, Denkschrift der k. Akad. Der Wiss. zu München Bd. V S. 105-226
(1817).
[4] A. R. Striganov and N. S. Sventitskii, Tables of Spectral Lines of Neutral and Ionized
Atoms, IFI/ Plenum, New York – Washington 1968
[5] Davies, R. & Kasper, M., 2012. Adaptive Optics for Astronomy. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50(1), pp.305–351. Available at: http://cdsads.ustrasbg.fr/abs/2012ARA%26A..50..305D.
[6] Hunten, D.M., 1967. Spectroscopic studies of the twilight airglow. Space Science Reviews, 6(4). Available at: http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1967SSRv....6..493H.
13
Report zu Beobachtung der SN 2014j
von Richard Walker
Am letzten Januar Abend habe ich mit Martin Huwiler die Aufzeichnung der SN 2014j in
der "nur" ca. 12 Mio Lj entfernten M 82 Galaxie auf der Hubelmatt-STW (Luzern) durchführen können (Abb. 1). Sie erfolgte am 40 cm MFT Cassegrain mit 5550mm Brennweite,
DADOS mit 200L/mm Gitter und der Atik 314L+. Belichtungsaufwand 2x900s im 2x2
Binning Mode.
Abb. 1: Martin Huwiler (Bildmitte) mit STW-Besuchern während
der Spektrenaufnahme der SN 2014j
Im Spektrum der SN in Abb. 2 ist sofort zu erkennen, dass es sich um eine SN des Typs
Ia handelt, weil die beim SN Typ II sonst prominenten Balmerlinien völlig fehlen und die
Si II Absorption bei ca. 6150 sehr prominent erscheint.
Abb. 2: Spektrum der SN 2014j vom Typ II
14
Eine Montage mehrerer Spektren von SN des Typs Ia aus einem Paper von A. Filippenko
[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0307138] in Abbildung 3 wurden zur Linienidentifikation
herangezogen.
http://arxiv.org/pdf/1401.7968.pdf
http://arxiv.org/pdf/1208.3781v1.pdf
http://www.astro.rug.nl/~onderwys/ACTUEELONDERZOEK/JAAR2001/rico/spectra.html
http://www.astrouw.edu.pl/~nalezyty/semistud/Artykuly/annurev.astro.35.1.309_ss.pdf
Abb. 3: Spektren von SN des Typs Ia
Inzwischen habe ich ein zweites Spektrum der SN 2014J aufgezeichnet und auch einige
Literaturrecherchen zum Thema durchgeführt. Die für mich wohl bemerkenswerteste
Publikation stammt von von Daniel R. van Rossum, University of Chicago 2012:
The Nature of the Si II 6150Å, Ca II HK, CA II IR-Triplet, and other Spectral Features in
Supernova Type Ia Spectra http://arxiv.org/pdf/1208.3781.pdf
Hier wird klar, dass sowohl die Unterscheidung zwischen Absorptionen und Emissionen,
als auch die Bestimmung des Kontinuumverlaufs bei Spektren solcher Ereignisse alles
andere als trivial sind. Deshalb wird hier, ausnahmsweise einmal unabhängig von der
weiteren Verwendung des Spektrums, die relative Fluxkalibrierung mit einem Standardstern zur Pflicht. Entsprechend wird in der Publikation auch anstelle von "Absorptionen"
konsequenterweise von "Trögen" (engl.troughs) gesprochen und z. B. deren Äquivalentbreiten EW mit "Pseudo EW" [pEW] bezeichnet. Die angegebenen Ionen sind jeweils nur
die nachgewiesenen (und zum Teil auch bloss vermuteten) Hauptverursacher solcher
"Strukturen". Weiteres Zitat (sinngemäss): "Scheinbare Absorptionen sind oft nur zufällige Lücken zwischen zwei Emissionen".
Eine Si II 6150Å Absorption wird man in den einschlägigen Datenbanken, (z.B. Vspec)
vergeblich suchen. Hier wird klar, dass infolge der exorbitanten Expansionsgeschwindigkeit, die SI II 6355 Linie stark blauverschoben erscheint. Der Shift-Betrag von ca. 200 Å
ergibt eine Radialgeschwindigkeit von ca. ~ 9800 km/s. Einen vergleichbaren Wert ergibt
auch der Dopplerwert mit dem FWHM des SI II-Troges bei 6150 Å. A. Filippenko nennt
dies die "SI II - Geschwindigkeit".
Die SN2014J scheint den typischen Verlauf zu nehmen, wie man es von diesen kosmologisch so bedeutsamen "Standardkerzen" erwartet. Sie scheint, zumindest momentan,
auch keiner der noch nicht verstandenen Ausreisser zu werden. A. Filippenko nennt die
späte Entdeckung von SN 2014j als "bedauernswert (lamentable)", vielleicht wollte er
auch "beschämend" sagen, war sie doch nachträglich auf zahlreichen Aufnahmen diverser
Überwachungssysteme zu sehen und offenbar fälschlicherweise immer als Vordergrundstern oder Artefakt interpretiert worden – viel Arbeit also für die Programmierer. Immerhin konnte aber mit solchen Aufnahmen der Explosionszeitpunkt auf wenige Stunden genau eingegrenzt werden. Siehe hierzu: Estimating The First-Light Time of the Type IA
Supernova 2014J in M82,http://arxiv.org/pdf/1401.7968.pdf
15
Abb. 4: zwei selbst aufgenommene Spektren der SN 2014j
Im selbst aufgenommenen Spektrum 17 Tage pe (post explosion) ist das übliche Typ Ia
Spektrum (rotes Profil) mit der Silizium Senke ("Silicon Valley") bei 6150 Å und den sinnigerweise auch "W-Absorption" genannten, beiden Schwefelsenken S II bei 5400 Å zu
sehen (Abb. 4, oben). Im zweiten Spektrum 37 Tage pe setzen sich jetzt nach der "Photosphärenphase" offenbar erwartungsgemäß mehrere Fe II-Emissionen durch und verdrängen z.B. die S II- "W-Absorption" bei 5400 Å (Abb. 4, unten).
Die imposante Na I-Absorption tritt in SN Ia Spektren nicht zwangsläufig auf. Diese irreguläre Kollisions-Galaxie enthält entsprechend viel Staub und Gase, welche zu einer intensiven Sternentstehung führen (Starburst Galaxie). Dies verursacht auch eine vergleichsweise eher unübliche starke Rötung, erkennbar am "Kontinuumsverlauf", welcher
leicht in "roter" Richtung ansteigt. Völlig "entrötete" Modellspektren zeigen jedoch den
Peak im nahen UV. Dieses Beispiel zeigt auch drastisch, dass wir mit der Fluxkorrektur
mittels Standardstern lediglich die atmosphärischen und instrumentellen Einflüsse wegkorrigieren können, aber so noch keineswegs das "Originalspektrum" rekonstruieren,
welches immer noch durch die ISM gerötet bleibt.
Abb. 5 zeigt das Spektrum der Host Galaxie M82 in kleinem Abstand zur SN 2014J für
meinen Spektralatlas (C8/DADOS Gitter 200L/mm/Atik 314L+ 1x1800 Sekunden 2x2
Binning). Starburst Galaxien zeigen normalerweise nur Emissionslinien, vor allem der HBalmerserie und sie S II Linie. Die verbotenen [OIII] Linien treten erst bei Seyfert Galaxien mit namhafter Intensität in Erscheinung. Beim zukünftigen Abflauen der SN2014j
wird in deren Endphasen-Spektrum die Halpha-Emission der Galaxie noch überlagert in
Erscheinung treten.
16
Abb. 5: Spektrum der Host Galaxie M82
Abb. 6: Screenshot der SN 2014j auf dem DADOS Spaltspiegel /PHD Guiding
Abb. 6 zeigt als Screenshot die SN 2014j auf dem DADOS Spaltspiegel /PHD Guiding. Die
Aufnahme erfolgte mit der maximal möglichen Belichtungszeit von 10 Sekunden. Die
Host Galaxie M82 ist sehr schwach gerade noch erkennbar.
17
Die Radialgeschwindigkeit von Polaris
– in den nächsten Jahren wird es spannend –
von Roland Bücke, Hamburg
Polaris ist ein Dreifachsternsystem mit der optisch sichtbaren Komponente (Polaris B) in
18,4“ Entfernung vom Hauptstern (Polaris A), der wiederum selbst ein enger Doppelstern
ist. Die Komponenten werden dementsprechend als Polaris Aa und Polaris Ab bezeichnet.
Die Komponente (Polaris Ab) ist aufgrund der viel geringeren scheinbaren Helligkeit zum
Hauptstern Aa spektroskopisch nicht direkt nachweisbar. Indirekt bewirkt diese aber
durch den Umlauf um den gemeinsamen gravitativen Schwerpunkt des Systems eine periodische Bewegung des ca. 2m hellen Hauptsterns Polaris Aa, die sich durch die Beobachtung der entsprechenden Radialgeschwindigkeitsänderungen nachweisen lässt.
Die Periodendauer beträgt allerdings ca. 30 Jahre! Demzufolge lassen sich nur durch
Langzeitbeobachtungen verwertbare Ergebnisse erzielen. Ein kleiner Trost: Die Umlaufbahn der Komponente Ab ist stark elliptisch geformt, so dass die nächste PeriastronPassage ab etwa dem 4. Quartal 2014 innerhalb der nachfolgenden 5 Jahre zu einem Anstieg der Radialgeschwindigkeit von -19 km/h auf -11 km/s führen wird. Diese Radialgeschwindigkeitsänderung von ca. 8 km/h ist mit den heutigen instrumentellen Möglichkeiten auch für uns Amateure nahezu problemlos beobachtbar.
Günstig für Radialgeschwindigkeitsmessungen von Polaris ist dessen Spektralklasse F7,
da das Spektrum im sichtbaren Bereich sehr viele auswertbare Linien aufweist (Abb.1).
Unter dieser Voraussetzung lassen sich mit der Kreuzkorrelation die besten Resultate erzielen.
Abb. 1: Spektrum von Polaris, eigene Aufnahme
Da Polaris nicht nur ein spektroskopischer Doppelstern ist, sondern gleichzeitig als
Cepheide mit einer Periodendauer von 3,97 Tagen pulsiert, überlagern sich die Radialgeschwindigkeitsänderungen der Oszillation mit denen der Umlaufperiode des Doppelsterns. Allerdings ist diese Periodizität von 3,97 Tagen wesentlich schwerer nachweisbar,
da deren Amplitude gegenwärtig nur etwa 1,5 km/s (Peak-to-Peak ca. 3 km/s) beträgt.
Diese kurzperiodischen Änderungen spiegeln sich in der relativ starken Streuung von
Messwerten wieder, die ich in den letzten 8 Jahren aufgenommen habe (Abb. 2, blaue
Symbole). Nach Abzug dieses Anteils der Radialgeschwindigkeitsänderungen wird die
Streuung der Messwerte wesentlich geringer, so dass der wirkliche Verlauf der Radialgeschwindigkeitskurve des Doppelsterns genauer bewertet werden kann (Abb. 3).
Die durchgezogenen Linien in den Abb. 2 und 3 stellen den Radialgeschwindigkeitsverlauf
dar, wie er durch die 30-jährige Periode des Doppelsternsystems zu erwarten ist. Dieser
18
Verlauf wurde aus den folgenden Bahnparametern errechnet (Quelle: D. G. Turner, Polaris and its Kin, 2009):
Periodendauer P:
Amplitude A:
Exzentrizität e:
Epoche T0:
Länge des Periastrons ω:
Systemgeschwindigkeit:
29,7 Jahre
4,4 km/s
0,54
2425453 (JD)
310 °
-15,9 km/s
Bisher folgen die eigenen Messwerte der errechneten Radialgeschwindigkeitskurve sehr
gut und es wird spannend, ob diese Korrelation zwischen Messwerten und prognostiziertem Verlauf in den nächsten Jahren so gut erhalten bleiben wird.
RV [km/s]
8
 11.5
 15
 18.5
 22
2450000
2451900
2453800
2455700
2457600
2459500
JD
Abb. 2: Radialgeschwindigkeitskurve (rote Linie) des Doppelsterns Polaris
mit eigenen Messwerten (blaue Symbole)
RV [km/s]
8
 11.5
 15
 18.5
 22
2450000
2451900
2453800
2455700
2457600
2459500
JD
Abb. 3: Radialgeschwindigkeitskurve (rote Linie) des Doppelsterns Polaris mit eigenen
Messwerten nach Abzug der 4,97 Tage Periode (blaue Symbole)
Der starke Anstieg der Radialgeschwindigkeit in den nächsten Jahren ist auf die Zeitspanne eines Menschenlebens bezogen ein seltenes Ereignis, dass sich interessierte Beobachter mit geeigneter Ausrüstung nicht entgehen lassen sollten. Polaris bietet hierfür
als ganzjährig gut beobachtbares Objekt beste Bedingungen.
19
Spektroskopie der Supernova SN 2014J in M82
mit dem Star Analyser 100
von Torsten Hansen
Warum ist die Beschäftigung mit der Astronomie so spannend?
Antwort: es gibt immer wieder einmal etwas Überraschendes oder Unerwartetes zu erleben!
So geschehen am 21.01.2014, als während eines Teleskopworkshops an der Sternwarte
der Londoner Universität, einem Team von 4 Studenten (Ben Cooke, Tom Wright, Matthew Wilde und Guy Pollack) unter Anleitung von Dr. Steve Fossey, die Entdeckung einer
der uns am nächsten gelegenen Supernovae der letzten Jahrzehnte widerfuhr (zur Entdeckungsgeschichte siehe [1]). Aufnahmen des voroffiziellen Entdeckungszeitpunkts dieser
Supernova in M 82 (Bezeichnung SN 2014J) datieren den Beginn des Ereignisses auf den
15.01.2014 (K. Itagaki, [2]).
Noch vor wenigen Jahren hätte sich der Autor nun über ein weiteres Fotoobjekt gefreut,
M 82 mit der Supernova fotografisch aufs Korn genommen und der Flut der Aufnahmen
des Ensembles weitere eigene Bilder hinzugefügt. Mittlerweile gibt es allerdings für Amateure eine weitere interessante Möglichkeit Supernovae auf den Leib zu rücken - die
Spektroskopie.
Abb. 1: Vier ausgewertete Spektren der SN 2014J
20
Der folgende Artikel soll Möglichkeiten aufzeigen mit relativ einfachen Mitteln lichtschwächere, dynamische Objekte wie Supernovae spektroskopisch zu beobachten und so erste
Einblicke in das physikalische Verhalten dieser Objekte zu erhalten.
Spektroskopie der Supernova SN 2014J in M82
Die Spektroskopie ist seit einigen Jahren mit Macht im Amateurbereich angekommen.
Selbst lichtschwache Objekte wie Supernovae gehören mittlerweile, sogar für Spaltspektrographen, zu relativ leicht erreichbaren Zielen. Das ganze ist derzeit so populär,
dass auch schon Datenbanken angelegt wurden, mit deren Hilfe man sich über die Ergebnisse informieren und diese auch herunterladen und für Auswertungen und Publikationen verwenden kann (vgl. Datenbank zu SN 2014J, [3]).
Als Geräte wurden neben dem Staranalyser 100 ([4]) ein 20 cm Newton-Teleskop (sowie
für eine einzige Beobachtung ein 28 cm Schmidt-Cassegrain-Teleskop) auf einer Losmandy G11 eingesetzt. Alle Rohdaten wurden mit einer Videokamera QHY 5L-II (mono)
bei Belichtungszeiten von 15 bis 20 Sekunden pro Einzelbild aufgezeichnet.
Leider waren dem Autor seit der Entdeckung insgesamt nur 4 Beobachtungen vergönnt.
Die Resultate dieser Beobachtungen zeigt Abb. 1. In der oberen Graphik von Abb. 1 sind
die um die Response korrigierten Spektren wiedergegeben. Die untere Graphik zeigt die
4 Spektren mit Normierung auf ein lokales Kontinuum, also gewissermaßen eine Darstellung der verschiedenen Linienbereiche. Die Elementzuordnungen in dieser Graphik
stammen aus den Profi-Publikationen [5] bzw. [6]. Jedes gelistete Element enthält einen
Zusatz „II“ (Bsp. Si II), was den einfach ionisierten Zustand des Atoms bezeichnet.
Diskussion
Im Folgenden nun ein paar Gedanken zum Verlauf der Spektral-Profile und möglicher Interpretationen. Betrachtet man Abb. 1, so kann man drei Eigenschaften bzw. Veränderungen als besonders markant hervorheben.
1. Der Intensitätsverlauf über die gesamte Wellenlängenskala betrachtet hat sich
geändert.
2. Die Form einzelner Spektrallinien bzw. Spektralbereiche, im Fachjargon als Tröge
bezeichnet (vgl. [7]), hat sich mitunter stark verändert.
3. Das Spektrum enthält auffällig breite Spektrallinien bzw. Spektralbereiche (Tröge).
Zu 1:
Der Intensitätsverlauf über die gesamte Wellenlängenskala hinweg beschreibt die über
den betrachteten Bereich ausgesendete (relative) Lichtmenge. Man erhält hier also, bezogen auf das sichtbare Licht, letztendlich eine Information über die Farbe des Objekts.
Sehr interessant erweist sich in diesem Zusammenhang ein Vergleich mit einem Spektrum der Supernova SN 2011fe in M 101 von 2011. In Abb. 2 sind die Graphen der beiden Supernovae dargestellt und zwar jeweils kurz nach ihrer Entdeckung (SN 2011fe eine
Woche, SN 2014J etwa 2 Wochen nach Entdeckung bzw. Pre-Discovery).
Beide Spektren sind um das Kamera-Profil (Response) korrigiert. Das Spektrum von SN
2011fe zeigt für den blauen Teil eine sehr hohe relative Intensität, was typisch für die
Anfangsphase von Supernovae vom Typ Ia ist (vgl. z.B. [7]). Hingegen besaß SN 2014J
zu Beginn offenbar nur einen relativ geringen Blauanteil und sogar einen zum Roten hin
ansteigenden Intensitätsverlauf. Dies deutet auf ein deutlich gelb-rotes Erscheinungsbild
hin. Der Grund für dieses nicht normale Verhalten war schnell ausgemacht. Da wir im
Gegensatz zu M 101 im Falle von M81 nicht von oben auf die Spirale schauen, durchquert
das Licht von SN 2014J große interstellare Bereiche von M82, die zu Absorptionen füh-
21
ren. Ein Indiz hierfür war das Auftreten der Natrium-D-Linie in höher aufgelösten Spaltspektren (vgl. [3]), welche auf interstellares Natrium-Gas in M82 hindeutet (vgl. [5]).
Abb. 2: Vergleich der Spektren der Supernovae vom Typ Ia in M101 (2011) und M82 (2014).
Zu 2:
Betrachtet man die Graphik in Abb. 1 unten, so fällt neben der Verbreiterung des Troges
um die Si-II-Linie bei 6120 Å eine deutliche Veränderung im Bereich zwischen 5200 Å
und 5850 Å ins Auge. Es hat den Anschein, als hätte sich der S-II-Bereich bei 5400 Å im
Laufe der Zeit vollständig „verflüchtigt“. Am 21.02.14 scheint dieser Bereich auf dem Niveau des lokalen Kontinuums zu liegen bzw. innerhalb der betrachteten 3 Wochen in Emission übergegangen zu sein.
Laut Modellrechnungen in [8] wird dieser Effekt durch Emissionen von Cobalt- und EisenIonen verursacht. Im gleichen Zuge scheint sich der Si-II-Trog nach 5700 Å hin extrem
vertieft zu haben (von 0,1 relative Intensität am 31.01.14 auf relative Intensität 0,5 am
21.02.14 ). Die Modellspektren geben als Grund die Zunahme der Absorption von Eisen
und Cobalt sowie eine durch die Modelle bisher noch nicht erklärbare Emission bei 5800 Å
an.
Eine weitere interessante Änderung des Spektralprofils betrifft die schon erwähnte Verbreiterung des Si-II-Troges bei 6120 Å. Gemäß der Modellspektren und Ergebnisse in [8]
ist hierfür der Übergang der Si-II-Linie in Emission in der Nähe ihrer Ruhewellenlänge
von 6355 Å ursächlich. Dieses Emissionsverhalten wird zusätzlich noch durch Emission
von Cobalt-Ionen unterstützt.
Zu 3:
Die auffällig breiten Linienbereiche sind ein Charakteristikum aller Supernova Typen. Sie
machen diese Objektgruppe zu einem idealen Studienobjekt für niedrig auflösende
Spektrographen; so reicht z.B. kurz nach Entdeckung einer Supernova ein einfaches,
niedrig auflösendes Gitter um den Typen der Supernova festzustellen. Zum Vergleich betrachte man Abb. 3, welche ein Spektrum der Supernova SN 2011dh in M51 zeigt. Diese
Supernova war vom Typ IIb und zeigte ein deutlich anderes Linienprofil! Warum erscheinen die Linien in Supernovaspektren so stark verbreitert?
22
Abb. 3: Supernova von 2011 in M51 (Typ IIb)
Neben den unter 2) schon angesprochenen Wechselerscheinungen zwischen Absorptionsund Emissionsvorgängen ist ein wesentlicher Grund für die Linienverbreiterung in Supernovae die hohe Expansionsgeschwindigkeit der sich durch den Explosionsvorgang ausbreitenden Sternenhülle. Hierbei muss jedem Linienbereich eine eigene Expansionsgeschwindigkeit zugeordnet werden. Betrachtet man die Wellenlängenskala, so gestattet
der Doppler-Effekt eine sofortige Umrechung in eine Geschwindigkeitsskala. Diese Umrechung incl. graphischer Darstellung lässt sich sehr einfach z.B. mit dem Programm Visual
Spec ([9]) durchführen.
Für den auffälligsten aller Tröge, den Si-II-Trog bei 6120 Å ist dies in Abb. 4 für den
31.01.14 durchgeführt. Die Si-II-Linie, bzw. das Doublett λλ 6347 Å und 6371 Å, besitzt
eine Ruhewellenlänge von 6355 Å. Der Nullpunkt des Geschwindigkeitsprofils liegt demnach bei diesen 6355 Å. In Abb. 4 erkennt man nun, dass am 31.01.14 der rechte Rand
des Troges offenbar recht genau mit der Ruhewellenlänge zusammenfällt (Abb. 4 oben).
23
Abb. 4: Geschwindigkeitsprofil Si-II-Linie SN 2014J.
Der Bereich links davon ist somit blauverschoben und entspricht deshalb einer Bewegung
des Si-II-Gases auf den Beobachter zu. Aus der Blauverschiebung des Linienminimums
(hier: 6114 Å) lässt sich schließlich mit Hilfe des Dopplereffekts ein Wert für die Expansionsgeschwindigkeit des Si-II-Teils der Supernovahülle ermitteln (zur Methode siehe z.B.
[10]).
Aus Abb.3 ist dieser Wert genähert ablesbar und liegt betragsmäßig bei etwa 11000 Kilometern pro Sekunde (berechnet mit gerundeten Werten aus der Graphik ergibt sich 11377 km/s). Dieser Wert ist verglichen mit Werten aus anderen Veröffentlichungen um
etwa 1200 km/s zu klein (vgl. z.B. [8]), korrespondiert aber ganz gut mit den Ergebnissen aus Amateurspektren, die mit Spaltspektrographen gewonnen wurden (vgl. [3],
Spektren vom 31.01.14).
Surftipps und Literatur:
[1]: Entdeckungsgeschichte SN 2014J:
http://www.ucl.ac.uk/maps-faculty/maps-news-publication/maps1405
[2]: J. Itagaki, Pre-Discovery Bilder:
http://www.flickr.com/photos/snimages/12115024283/lightbox/
24
[3]: A.R.A.S. - Datenbank zur Supernova SN 2014J:
http://www.astrosurf.com/aras/Aras_DataBase/Supernovae/SN2014J_M82.htm
[4]: Star Analyser 100 Homepage: http://www.patonhawksley.co.uk/staranalyser.html
[5]: WeiKang Zheng et al.; Estimating the First-Light time of the Type IA Supernova
2014J in M82: http://arxiv.org/pdf/1401.7968.pdf
[6]: Alexei V. Filippenko; Optical Spectra of Supernovae:
http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0307138v1.pdf
[7]: Alexei V. Filippenko; Optical Spectra of Supernovae:
http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0307138v1.pdf
[8]: D. R. van Rossum; The nature of the Si II 6150 A, Ca II HK, CA II IR-Triplet, and
other spectral features in Supernovae type Ia spectra:
http://arxiv.org/pdf/1208.3781.pdf
[9]: V. Desnoux; Visual Spec (vspec), Spektren Auswerteprogramm:
http://astrosurf.com/vdesnoux/
[10]:F. Teyssier; Super Novae Ia:
http://www.astronomie-amateur.fr/feuilles/Spectroscopie/SuperNovae_Ia.html
25
RV Tauri and other post-AGB stars
I. Stellar Evolution
by Sander Slijkhuis ([email protected])
Post-AGB stars are transition objects between the red giant and the white dwarf phase.
In a way, they are (were) the lost children of astronomy. Before the 1980s, few were recognised as such, and the evolutionary state of these possible post-AGB stars could only
be guessed. This changed with the all-sky infrared survey carried out by the AmericanDutch IRAS satellite (launched in 1983). IRAS made it possible to identify the mass-loss
remnants of the prior AGB phase around these stars. However, by that time, mainstream astronomy had moved on to “big science” topics, and work on variable stars got
out of fashion. Having said that, a few professional groups are working on these stars.
Many, if not most, post-AGB stars are spectrally variable. A relatively large number are
regular or semi-regular pulsating yellow supergiants (RV Tauri or SRd, respectively), with
periods of typically 1 to 3 months.
The more massive stars are expected (on the basis of stellar evolution models) to move
through the Herzsprung-Russel (HR) diagram on a timescale of as little as a [few] hundred years, thus making it possible to witness spectral evolution in a human lifetime. In
the literature there isn’t much published spectral work. A few abundance analys papers
show spectra (often under the name “high-latitude supergiants”). For spectral variability,
e.g. in RV Tauri stars, there are a few descriptive papers [1] [2] [3] [4].
Publicly accessible archives (e.g. ELODIE) have a few examples but no extensive period
coverage. Getting a good insight in spectral variability thus implies that you have to do it
yourself. This paper is the first of a series. In order to put the various observations on
post-AGB stas in perspective, this article will provide a concise overview of the relevant
stellar evolution theory, starting with the red giant phase and then dealing with AGB evolution and expected post-AGB evolution. Paper II “Spectra and spectral variability”, for a
next issue of SPEKTRUM, will give an overview of expected stellar properties, including
spectral variability, of post-AGB stars. In further paper[s] I plan to present my own spectral observations.
Stellar evolution towards the end of the AGB
AGB is the abbreviation of Asymptotic Giant Branch. The term comes from the HR diagram of globular clusters. See Fig.1 for an example. Just above the main red giant
branch (RGB), there is a second branch, containing fewer stars, which [asymptotically]
converges towards the upper tip of the RGB. The fewer numbers of stars on the AGB is
because only stars with a mass between 1-8 Msun have made it to the AGB, and because
the evolution on the AGB is around a factor of 10 faster (the faster a star moves through
an evolutionary phase, the less stars we will statistically observe in that phase).
The red giants on the AGB have a different internal structure than the red giants on the
RGB. On the RGB, stars burn hydrogen in a shell around the helium-rich stellar core. On
the AGB, stars burn helium in a shell around a degenerate oxygen/carbon-rich core (this
becomes the later white dwarf), and somewhat higher up in the interior there is a second
shell burning hydrogen. The evolution towards the AGB is as follows (in the scope of this
article I present here a simplified picture, partly based on [6]; there are differences depending on mass and metallicity).
26
Fig. 1: Colour-Magnitude diagram (I magnitude versus B-I) for the globular cluster M5,
adapted from [5]. Various evolutionary regions are annotated: Main Sequence (MS),
Red Giant Branch (RGB), Horizontal Branch (HB), Asymptotic Giant Branch (AGB), and
the expected region of post-AGB stars.
RGB phase
After its life on the main sequence, a star has exhausted the hydrogen in its core. With
the source of energy diminishing, the star cannot withstand gravity and the core contracts, until pressure and temperature are high enough to start H burning in a shell around the core. If nothing else would change, there now would be a very large pressure
gradient between the H-burning shell and the stellar surface. However, the star cannot
hold this gradient and therefore the stellar envelope expands. Since the same amount of
energy is radiated from the surface, this implies that he surface cools. In the HR diagram
the star moves to the red, to the base of the red giant branch.
During H shell burning, the inactive He core grows in mass, but not in radius. For lowermass stars, M < 2.5 Msun, the core gets so compact that at some point it becomes degenerate. As the core mass increases, so does the luminosity. Both luminosity and radius
start to increase rapidly and the star becomes a red giant.As the stellar envelope expands during the ascend of the RGB, convection becomes the dominant energy transport
mechanism due to the increased opacity at these lower temperatures. During the evolution the innermost edge of the convective envelope moves inward. At some point it can
reach into regions where there was H burning during earlier phases. The convection then
"dredges-up" some products of earlier H burning. This is called the "First Dredge-up"
phase. The first dredge-up increases the surface abundance of N and decreases the 12C
(not 13C) and O abundance.For lower-mass stars (M < 2.5 Msun) the core mass grows to
0.4-0.5 Msun. At this point Helium ignites explosively, this is called the He-flash. The core expands, the radius decreases (because the pressure gradient decreases), and He core
burning starts, albeit at a much lower luminosity. In the HR diagram the star moves to
the “Horizontal Branch”. For higher mass stars, He core burning starts more gradually
(without a flash) at a core mass of ~10% of the stellar mass. The star now burns in its
core He to Carbon, with some burning of 12C + He to Oxygen.
27
AGB phase
Once the central helium is exhausted, the star will begin its ascent of the second, or asymptotic, giant branch. The star now burns He to Carbon in a shell, and higher up in the
atmosphere is a H burning shell, see Fig.2. As on the RGB, the opacity rises in the outer
layers, and convection again extends inwards. For stars with M > 4 Msun the convective
envelope penetrates the erstwhile H-burning shell, and dredges to the surface the products of H burning (primarily He, of course, as well as N-14 from CNO cycling). This is
called the Second Dredge-Up. Lower mass stars will have a First Dredge-up, and possibly
a Third Dredge-Up (see below), but not a Second Dredge-Up.
Fig. 2: Schematic picture of an AGB star ( taken from [7]). Upper left: The compact
core (becoming the white dwarf star in later evolution) is surrounded by an extended
envelope, of order of magnitude 1AU in radius. Lower right: close-up of the AGB star’s
core region
During evolution on the early AGB, the He-burning shell moves outwards (in mass) while
the H-burning shell moves inwards. When the two shells have come close together a
thermal instability arises, due to the hight temperature dependence of the He burning
process. The star now enters what is called the “thermally pulsing AGB” (TP-AGB). A series of He-shell flashes occur. At each flash, a short spike in luminosity occurs. This extinguishes the H burning, and the luminosity drops rapidly. The flash and subsequent luminosity drop last very short, about 1% of the interpulse time. After that, H-shell burning
starts again. Starting from ~50% of the pre-flash luminosity, the luminosity steadily increases until it has reached somewhat above the pre-flash level. Then the next He shell
flash occurs and the process starts again. In the HR diagram, the star climbs along a
saw-tooth line towards the tip of the AGB.
Stellar evolution on the TP-AGB and the formation of carbon stars
During each flash, the zone between He-shell and H-shell has become fully convective,
and has carried 12C from the He-burning zone to the H-burning zone (~25% of the material is carbon). After each thermal pulse, the convection from the envelope reaches
deeper, until it gets to the region of the (temporarily extinct) H-burning shell. This is the
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moment of “Third Dredge-Up”. Third Dredge-Up will bring Carbon to the stellar surface.
With each thermal pulse the convection reaches deeper and more carbon will be brought
to the surface. If the ratio C/O (carbon-to-oxygen) exceeds ~0.8 the star changes its
spectral appearance from M-type to S-type. If C/O > 1 then the star will appear as Carbon Star. Carbon is not the only element that is dredged up. “Slow” neutrons captures by
heavier elements may form special elements or isotopes, known as “s-process elements”.
Especially 12C + H may fuse to 13C which may act as a source of neutrons.
As a side note: 13C requires a mixing of the envelope with the intershell region, by “convective overshooting”. Current stellar evolution models do not “predict” this automatically
by themselves. Certain parameters in the models have to be adjusted such that convective overshooting occurs. Also the normal convection process that causes Third DredgeUp is not calculated from basic physics, but a “mixing length” has to be set in the models
in order to generate the amount of carbon stars that are observed - end of side note. The
presence of s-process elements and/or an overabundance of carbon in stellar spectra is a
strong indication that Third Dredg-Up occurred. This may be used to identify a star as
(post-)AGB star.
Mass loss
It has become clear that the most important parameter in (post-)AGB evolution is the
mass loss rate. Without mass loss, the core mass and thus luminosity would grow to
much higer values than actually observed. It seems that mass loss is at least an order of
magnitude more efficient in removing mass from the stellar envelope than nuclear burning. The well-known Reimers formula derived for “normal” stars (which relates mass loss
to luminosity and surface gravity) also gives a much lower AGB mass loss rate than measured from infrared observations. So what may be the reason for this high AGB mass
loss?
The reason is probably a combination of low surface temperature, low surface gravity,
and possibly also pulsations (e.g. the Mira stars are strong pulsators on the AGB). Here
we should realise that AGB stars do not have a surface like e.g. the Sun. In the Sun, we
have 1 Msun within a radius of 1 Rsun. At the tip of the AGB, we have [a few] 0.1 Msun
in a radius of over 200 Rsun. As a consequence, we may “see” through ~10% of the stellar radius before we reach an optical depth of 1. While the effective temperature at the
tip of the AGB is 2000-2500K (at optical depth = 1), the atmosphere of the AGB star extends much further and reaches lower temperatures. Pulsations may bring material even
further from the stellar “surface”. At a temperature of ~1500 K silicates may start to
condense and form “dust grains” (actually it will look more like smoke). These dust
grains will be accelerated by radiation pressure (the stellar luminosity is 1000 to 10,000
Lsun!) and can drag the outer parts of the stellar envelope with them.For more massive
stars at the tip of the AGB, this mass loss may become so large that the star is totally
obscured (optical densities >> 10), and is only detectable in the infrared. This is called
the “superwind” phase.
Evolution of Post-AGB stars and proto-planetary nebulae
What we know is that the red giants are at the “cool” side of the HR diagram, while their
presumable descendants, the white dwarfs and central stars of planetary nebulae, are at
the “hot” side. Somehow, the post-AGB star must increase its temperature and traverse
through the HR diagram. The classical thought was that, as the AGB envelope was reduced to ~0.1 Msun (a typical value for mass in the visible planetary nebula) the remaining envelope would be blown away by the “last” thermal pulse, where this envelope
forms the planetary nebula (PN) and the stellar core is visible as the central star of the
PN. While this may be true for a few stars, it doesn’t work for most, since the AGB mass
loss rate is so large that the star will shed the last 0.1 Msun of envelope mass in a time
much shorter than the interpulse period. That is, the star will have lost its envelope before the next thermal pulse comes. The more probable scenario is, that by mass loss the
envelope becomes so thin that we simply start to see deeper into the inner regions of the
star. The boundary of “optical depth = 1”, where we see the effective temperature,
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moves inward. As a consequence the star looks hotter and observationally moves to the
left in the HR diagram.
On the AGB, the luminosity (= burning rate) is determined almost exculsively by the core
mass. This doesn’t change as the star moves to higher temperatures. Since the evolution
off the AGB is very fast, the luminosity is expected to keep almost constant, and the star
moves horizontally through the HR diagram (as indicated by the yellow dashed line in
Fig.1).The speed by which a star moves through the HR diagram is determined by how
fast it loses its remaining envelope. There are 2 processes which may remove mass from
the envelope: the continued burning of H at the bottom of the envelope, and mass loss
at the top of the atmosphere.
As the star leaves the AGB, the heavy mass loss stops (probably because dust condensation is strongly reduced, or is no longer possible). At this moment there is typically around 0.01 Msun left in the envelope. Depending on core mass, the remaining envelope
may be removed by burning in 50 years for luminosities of ~20,000 Lsun to 10,000 years
for luminosities of ~1000 Lsun. Especially for the lower mass (lower luminosity) stars,
mass loss from the stellar wind may well be the dominant factor that determines how
fast the star moves through the HR diagram. Note that most of the stars we observe will
be the low-mass ones: partly because more low-mass stars are born, but mostly because
the massive ones evolve so fast and therfore mostly the low-mass ones remain observable.
Although the post-AGB mass loss rate is such an important evolutionary parameter, it is
still largely unknown. Judging from the near-infrared excess observed for several objects,
there would be a lot of mass close by these stars. However, this needs not come from
post-AGB mass loss, but may also have been collected in a “permanent” disk around the
star. A good example of this is shown in Figure 3 for the “Egg Nebula”, a bright infrared
object with a carbon-rich central star of spectral type F5 (spectral type is actually seen
from the reflection nebula, the central star itself remains obscured behind the disk. Without this obscuration,we might not see the faint nebulosity surrounding the bright star).
Fig.3: The Egg Nebula (picure by R.Sahai/HST archive). The central star is obscured
behind a circumstellar disk; where the disk is “open” the stellar light illuminates the
circumstellar environment. The circular rings are interpreted as the remnant from the
AGB superwind
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Figure 3 illustrates another unknown. Whereas infrared mapping of circumstellar shells
around AGB stars shows a spherically symmetric structure, many PN are bipolar, often
showing evidence of a jet-like stellar wind. It is not known where in the stellar evolution
this bipolar structure may arise. Observations from post-AGB objects show that the bipolar structure is already present before the object is hot enough to develop a radiationdriven wind (of the type as observed in e.g. Wolf-Rayet stars). Possibly the bipolar structure develops at the late AGB by wind capture in a circum-binary disk, if the AGB star
has a close binary compagnion. Another possibility is that magnetic fields in the AGB core
(at the surface of the later white dwarf) play a role. On the other hand, many spherical
symmetrical PN are known, so not all post-AGB stars develop aspherity.
All post-AGB stars show supergiant-like spectra. This is because of the high luminosity (
L > 1000 Lsun) and the very low surface gravity. Most of the known post-AGB stars are
yellow supergiants of spectral types F, G, and K. The relative scarcity of M-type stars
might be explained by assuming that they are still obscured by the dust from the AGB
superwind. But the scarcity of B-type, and especially of A-type post-AGB objects, indicates that stellar evolution though this temperature range goes very fast – or that we are
not very good in recognising post-AGB stars inside these spectral classes. The practical
identification of a star as being a post-AGB star will be discussed in the next paper.
Literature
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http://users.monash.edu.au/~johnl/StellarEvolnV1/index.html
[7] CSIRO webpages:
http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/stellarevolution_p
ostmain.html
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