Alnitak Halpha

Peter Fischer

Mitglied
Hallo,

bei Alnitak zeigt die Halpha Linie ein P cygni Profil. Dies ist soger auf meinem Spektrum mit dem Dados, 200 l/mm, schwach zu erkennen. Eine höhere Auflösung wäre hier natürlich besser. Wenn ich nach dem Spektralatlas von Richard Walker vorgehe komme ich auf eine Differenz zwischen dem Maximum und Minimum von 7Ä, was eine Windgeschwindigkeit von ca. 320 km/s ergibt. Im Röntgenbereich wird eine Geschwindigkeit von 2000 km/s angegeben : http://stars.astro.illinois.edu/sow/ alnitak.html
Wie ist das zu verstehen? Schaut man im Röntgenliche auf eine andere Tiefe des Windes? Alnitak ist von einem Nebel umgeben. sind die 320 km/s die Geschwindigkeit des Nebels?
Mein Spektrum ist im Anhang.

Viele Grüße
Peter
 

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Mir ist da ein Missgeschick passiert. Daher ist dieses Thema 3 mal drin. Kann man die beiden anderen bitte löschen? Entschuldigung und vielen Dank.
 
Hallo Peter,

schönes Spektrum!

Zitat von Peter Fischer:
Im Röntgenbereich wird eine Geschwindigkeit von 2000 km/s angegeben : http://stars.astro.illinois.edu/sow/ alnitak.html
Wie ist das zu verstehen? Schaut man im Röntgenliche auf eine andere Tiefe des Windes? Alnitak ist von einem Nebel umgeben. sind die 320 km/s die Geschwindigkeit des Nebels?
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Nicht der Röntgenbereich hat eine Geschwindigkeit von 2000 km/s, sondern der Sternwind des O-Sterns erreicht eine terminale Geschwindigkeit von 2000 km/s. Trifft der Sternwind auf die den Stern umgebende H II-Region entstehen durch Stoßwellen Temperaturen von mehreren Millionen Grad Kelvin, was zur Emission von Röntgenstrahlung führt:

Like all O stars, Alnitak is a source of X-rays that seem to come from a wind that blows from its surface at nearly 2000 kilometers per second, the X- rays produced when blobs of gas in the wind crash violently into one another.


shock.jpg

Abbildung aus: Stellar Winds (in: Physics of the interstellar and intergalactic medium / Bruce T. Draine )

"Stellar winds normally have terminal speeds Vw (the asymptotic speed of the wind after it has traveled many stellar radii from the star) that are of order the escape
velocity from the stellar surface. For O-type massive stars, 1500 < ∼ Vw/ km s-1 < ∼ 2500 [...] Because Vw greatly exceeds the sound speed in the H II, the wind will initially drive a shock into the H II region – the outer shock in Fig. 38.1"


Nähere Informationen zum Entstehen der Sternwinde und zur Analyse der Linienprofile von Alnitak findest Du hier:

The mass loss from the O 9.5 Ib supergiant, zeta Orionis, derived from the H-alpha profile

RETICON observations of the H-alpha P Cygni profiles of Zeta Orionis and Zeta Puppis

Übrigens lässt sich bereits mit einem guten SA-100 Setup das P Cygni-Profil von Alnitak auflösen und modellieren (vielleicht zeigt hier Florian noch seine schönen Ergebnisse).

Beste Grüsse

Matthias
 
Hallo miteinander,

gerne zeige ich auch mein Ergebnis:-)
Das P-Cygni-Profil von Alnitak ist mir auch mit dem SA100 aufgefallen.
ZetaOri_Chart.jpg

(Bei ca. 470nm und ab 900nm ist die Normierung unsauber -> sind keine Emissionen)


Da mir Matthias in dem Zeitraum, als das Spektrum entstand, auch das Programm Fityk zur Modellierung der Profile vorgestellt hat, habe ich es auch bei der H-Alpha Linie von Alnitak ausprobiert (siehe Anhang). Bei mir ergibt sich ein Peak-zu-Peak-Unterschied von knapp 12A, was meiner Meinung nach bei dieser Auflösung gut vertretbar ist:-)

Viele Grüße
Florian
 

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Florian,
ich würde gerne über das Programm "Fityk" Näheres erfahren. Etwa, wo ist zu bekommen, wie ist es zu handhaben etc.
Ernst Pollmann
 
Hallo Ernst,

anbei habe ich dir mal mein Vorgehen zusammengefasst. Da ich aktuell mit BASS meine Spektren bearbeite, bezieht sich der erste Schritt auf dieses Programm.
Aber: Ich bin jetzt kein erfahrener Spektroskopiker und auch kein erfahrener Fityk-Benutzer. Das Vorgehen entspricht jetzt dem, was ich mir selbst zusammengestopselt habe, bzw. was ich mit Hilfe von Matthias hinbekommen habe.
Falls jemand Ergänzungen oder Änderungen dazu hätte, bitte gerne melden. Mit der Hilfe auf der Fityk-Seite komme ich nämlich nicht so zurecht :)

Liebe Grüße
Florian

P.S.: Leider konnte ich aufgrund der Dateigröße nicht das 3-seitige Dokument einfügen. 3 einzelne Dokumente mit je einer Seite klappen jedoch....
 

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Florian,
vielen Dank für die Zusammenstellung deiner Vorgehensweise.
Ich werde mich in den nächsten Tagen damit befassen.
Gruß.
Ernst
 
Florian,
ich habe kurzerhand "fityk" auf ein Spektrum meines langjährigen Studienobjekts "VV Cep" angewendet und war verblüfft, wie unkompliziert und sauber ein Profilfitting am Halpha-Doppelpeak möglich war.
Mir war fityk vorher nicht bekannt. Es stellt eine echte Alternative zum umständlichen arbeiten mit der Kommandozeilenphilosophie bei Python dar, wenn es um rasche Profilfittings geht.
Danke für deinen Tip.
Ernst Pollmann
 
Hallo miteinander,
ich habe gerade verschiedene Spektren von Alnitak bei BAA und bei AASVO angeschaut. Das H-Alpha-Profil ist ja zeitlich stark variabel. Hängt das dann mit dem sehr unregelmäßigen Sternenwinden oder mit Turbulenzen in der umliegenden Wasserstoffregion (oder mit beiden) zusammen?
Liebe Grüße
Florian
 
Hallo Florian,

Zitat von FlorianV:
Das H-Alpha-Profil ist ja zeitlich stark variabel. Hängt das dann mit dem sehr unregelmäßigen Sternenwinden oder mit Turbulenzen in der umliegenden Wasserstoffregion (oder mit beiden) zusammen?
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Diese Fragestellung ist wohl auch Gegenstand der aktuellen Forschung:

Studying the photometric and spectroscopic variability of the magnetic hot supergiant ζ Orionis Aa

Das H-alpha-Profil wird stark durch die circumstellare Umgebung geprägt, die wiederum stark durch den variablen Sternwind beeinflusst wird:

"Like most massive stars, ζ Ori A shows evidence of wind variability, manifested by DACs, in their UV resonance lines. [....] We limited the investigation of the spectral lines with a circumstellar contribution to Hα, which is the Balmer line most influenced by the circumstellar environment, and two of the strongest He I lines, i.e., He I λλ6678.2 and He I λλ4921.9."

In der Diskussion der Ergebnisse kommen die Autoren zu folgenden Schlüssen:

"Both the BRITE photometry and spectroscopic lines with a circumstellar contribution (i.e., Hα and He I lines)
show variability with f env = 0.100 ± 0.003 d-1, while it is strikingly absent in the photospheric lines. Therefore, we conclude
that the BRITE photometry contains a contribution from the circumstellar environment of ζ Ori Aa, and that this environment
is periodically (or possibly cyclically) variable with f env, and additionally indicates non-periodic variability."

Nach neueren Erkenntnissen entstehen die Stoßwellen und die Röntgenstrahlung bereits im Sternwind (embedded wind shock - EWS):

Chandra grating spectroscopy of embedded wind shock X-ray emission from O stars shows low plasma temperatures and significant wind absorption

Beste Grüsse

Matthias
 
Hallo Matthias,

danke für den Input. Das Diagramm 7, bei dem der EW gegen die Peridenfrequenz aufgetragen ist, aus deiner ersten Quelle ist ja interessant. Da könnte ich ja nach Berechnung der EW in meinem Spektrum auf die Frequenz im Diagramm schließen, oder? Dann wäre meine Aufnahme ja bei mir zum "Zeitpunkt" f etwa bei 0,21 1/d gewesen.
(Bei EW-Verhältnissen von 0,03 : 0,06 : 0,013 : 0,02 für He I 492 : He I 667 : HAlpha : O III und nicht messbarer C IV Linie)

Viele Grüße
Florian
 
Hallo,

vielen Dank, Matthias für die Erklärungen und die Infos. Jede Menge Stoff.
Ich habe das jetzt so verstanden, dass das P cygni Profil der Halpha Linie im "näheren" Umfeld von Alnitak entsteht. Dort ist der Sternwind noch nicht durch die Strahlung beschleunigt. Im weiteren Verlauf wird der Sternwind durch die Strahlung beschleunigt und trifft dann mit einer Endgeschwindigkeit auf das interstellare Medium. Dort entsteht eine Schockwelle mit Hitzeentwicklung, die die Röntgenstrahlung entstehen lässt.
Im UV gibt es auch P cygni Profile bei Alnitak. Ich finde aber die Quelle, mit den dazugehörigen Geschwindigkeiten nicht mehr, meine aber, es wäre im Bereich von 2000 km/s. Kann es sein, dass der Sternenwind zwischen dem Halpha Entstehungsbereich und dem Erreichen der Endgeschwindigkeit für die Halpha Linie optisch dünn und im UV optisch dick ist?

Florian, dein Spektrum ist super! Ich hätte nicht gedacht, dass man mit dem SA100 so gute Spektren aufnehmen kann.
Das mit dem Diagramm 7 in dem besagten Paper ist interessant, aber auch für mich schwierig zu verstehen. Ist es so was wie eine Fouriertransformation von Diagramm 6? D.h. in Diagramm 7 kann man ablesen, mit welcher Frequenz eine bestimmte EW schwankt? Das wäre dann eine Kombination aus mehreren Frequenzen?

Ich habe ein weiteres Problem mit Alnitak beim Versuch der Kalibrierung. Die habe ich so gemacht:
- Spektrum von sigma Ori aufgenommen
- mit Hilfe eines Referenzspektrums von https://archive.stsci.edu/hlsps/reference-atlases/cdbs/current_calspec/ die Responsefunktion erstellt
- eigenes sigma Ori Spektrum durch die ermittelte Response geteilt. Ergebnis (im blauen habe ich das Kontinuum nicht gut hinbekommen und die tellurischen Absorptionen sind bei mir noch drin):
1748634333306.png


Dann das von Alnitak aufgenomme Spektrum durch die gleiche Responsefunktion geteilt:
1748634333319.png


Der Verlauf will nicht so recht zu einem Spektrum der ESO passen. Ich habe alles durch, finde aber keinen Fehler. Woran mag das liegen? Das Teleksop musste ja etwas geschwenkt werden. Der Bereich liegt in einem Nebelgebiet.

Viele
Grüße
Peter
 

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  • 1748633661354.png
    1748633661354.png
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Hallo,

ich habe mein Spektrum von sig Ori durch das STIS Spektrum geteilt und die blaue Kurve erhalten. Dann in BASS mit dem "Continuum and instrument response shaper" Punkte festgelegt, durch die BASS eine Kurve durchgelegt hat (schwarze Kurve), die ich als Response genommen habe. Weiter wurde nichts gefittet.
1748724864465.png

Viele Grüße
Peter
 
... was BASS da programmtechnisch macht, scheint mir nicht angebracht. Du könntest mir (wenn du möchtest) deine Responsefunktion als txt oder dat Datei zusenden. Das entsprechende Curvefitting würde ich dir dann überstellen.
Ernst
 
Hallo Peter,

Zitat von Peter Fischer:
Ist es so was wie eine Fouriertransformation von Diagramm 6? D.h. in Diagramm 7 kann man ablesen, mit welcher Frequenz eine bestimmte EW schwankt? Das wäre dann eine Kombination aus mehreren Frequenzen?
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So hätte ich das auch interpretiert. Aber jetzt wird mir erst bewusst, dass dadurch meine oben genannten Überlegungen eigentlich so nicht gehen.

Zitat von Peter Fischer:
Ich hätte nicht gedacht, dass man mit dem SA100 so gute Spektren aufnehmen kann.
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Für Übersichtsspektren über einen großen Wellenlängenbereich ist der SA wirklich einfach und gut zu handhaben. Am Freitag habe ich mich an ein paar Objekten im Sternbild Schwan versucht. Mitten im Band der Milchstraße wird es aber schon fast unmöglich, dass das Spektrum bei dem spaltlosen SA nicht von einem anderen Stern überlagert wird. Da hat ein Spalt schon deutlich die Nase vorn:-)

Viele Grüße
Florian
 
Hallo Ernst,

gerne schicke ic die Responsefunktion. Sie ist angehängt. Vielleicht mache ich auch was falsch. Vielen Dank, dass du mir den Fit erstellst.

Viele Grüße
Peter
 
Peter,
im Anhang findest den schrittweisen Ablauf zur Ermittlung der instrumental response bis zum eigenen rel. flusskorrigierten Spektrum. Ich gehe davon aus, dass die einzelnen Schritte der Vorgehensweise soweit klar sind. Den uninteressanten Spektralbereich der Tellurics habe ich jeweils nicht berücksichtigt. Darüber hinaus bin ich doch sehr erstaunt, mit welcher Deutlichkeit dein SA100 bei diesem Stern die Wasserstoff-Balmerserie abbildet. Glückwunsch.
Ernst
 

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... was mir jetzt erst auffällt: könnte es sein, dass in den von dir überstellten Dateien das Datenbankspektrum identisch ist mit deinem eigenen?
Ernst
Spektrenvergleich.png
 
Zuletzt bearbeitet:
Hallo Ernst,
ich hatte im Beitrag vom 02.06. 20:05 Uhr versehentlich mein korrigiertes Spektrum von sig Ori geschickt. Das stimmt mit sig Ori überein. Im Beitrag um 21:06 ist das unkorrigierte Spektrum.
Vielen Dank für die Übersicht der Vorgehensweise. Das hatte ich mit Bass so gemacht. Meine Instrument Response ist welliger als deine. Aber es kommt zum Schluss, wie bei dir, das Datenbankspektrum raus. Bei dem Spektrum von Alnitak, dass ich danach aufgenommen habe, passt meins nicht zu dem der ESO. Vielleicht ist eine Abweichung von 20% beim Kontinuum auch hinnehmbar.
Einen SA100 habe ich nicht. Ich benutze den Dados meines Vereins (Astronomische Arbeitsgemeinschaft Mainz).
Peter
 
Bei der AAVSO habe ich noch dies gefunden:

In einer Aufzeichnung von einem meeting

Relative Flux Calibration - Part 1​

https://us06web.zoom.us/rec/play/SH..._aTNjOGEDjT0Im_H7GWqOftpGjZ3.qCOplNOan9gKYX1Y

1749059802969.png


Vielleicht war meine Spaltorientierung bei Alnitak nicht gut. Das könnte auch erklären, warum mein Spektrum gegenüber dem der ESO im blauen und roten eine geringere Intensität hat.
Im Moment habe ich keine Zeit das Thema weiter zu bearbeiten. Ich werde das Ganze wiederholen mit zwei Sternen, die kein System sind.
Peter
 
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