Chris_in_hd
Aktives Mitglied
Hallo Spektroskopie Interessierte,
heute möchte ich Ergebnisse einer hochaufgelösten Spektroskopie von T CrB mit 0.0097 Å px−1 vorstellen.
Ich betreibe seit geraumer Zeit ein Remote-Teleskop mit einem Shelyak eShel II Spektrograf. Diesen habe ich vor einigen Wochen endlich in Betrieb genommen. Nach ersten Gehversuchen konnte ich inzwischen einen zwar noch nicht über alle Wellenlängen 100% optimalen Prozess zur Kalibrierung und die Instrument-Response erarbeitet. Die Optimierung des Instrumentes und der Datenverarbeitung ist also im vollem Gang. Die Kalibrierung im Bereich der Hα ist jedoch gut und so zeige ich hier das erste vorzeigbare Ergebnis.
Als ersten ernsthaften Versuch habe ich am 23.7.24 T CrB spektroskopiert. Dabei habe ich 12 Aufnahmen zu 5 min belichtet. Zum Einsatz kam für die Datenerfassung sowie die Datenaufbereitung die Software Demetra von Shelyak. Zur Auswertung der Spektren habe ich BASS verwendet. Darin wurde zunächst eine baryzentrische Geschwindigkeitskorretur vorgenommen.
Hier das vollständige Spektrum über alle Ordnungen hinweg und die 34. Ordnung des Echelle-Spektrums mit der Ha Linie.
Fig. 1 - T CrB Spektrum
Fig. 2 - T CrB Spektrum 34. Ordnung
Man erkennt sehr deutlich eine Aufspaltung der Hα Linie, was ein Hinweis auf das Vorhandensein einer Akkretionsscheibe ist.
Da es in weiteren Beiträgen hier im Forum bereits viel Information zu T CrB gibt und ein ebenfalls hier bereits verlinkter toller Vortrag (PDF: http://www.astronomie-amateur.fr/DocsSpectro/TCrB_SAS_2023-06-22.pdf und das Video: https://youtu.be/JJrR7DPv-HU?feature=shared) viel erklärt, hier nur in aller Kürze: viel erklärt, hier nur in aller Kürze:
T Coronae Borealis ein kataklysmisch veränderlicher Stern, ein Doppelstern mit einem Roten Riesen und einem Weißen Zwerg. Vom Roten Riesen strömt Materie auf den Weißen Zwerg. Da die Materie aufgrund der Drehimpulserhaltung nicht direkt auf die Oberfläche des weißen Zwerges fallen kann bewegt sie sich in Spiralbahnen um den Weißen Zwerg und bildet eine Akkretionsscheibe. Die Materie in der rotierenden Akkrationsscheibe heizt sich auf und strahlt Licht in Hα ab welche wir im gezeigten Spektrum beobachten.
Die aufgespaltene Hα Linie, die wir beobachten gibt uns viel Information über die Gegebenheiten vor Ort. Die Aufspaltung der Hα Linie entsteht durch den Dopplereffekt. Strahlung, die von Materie ausgesandt wird, die sich in der rotierenden Akertionsscheibe von uns weg bewegt wird ins Rote verschoben, umgekehrt wird sie ins Blaue verschoben, wenn sich die Materie auf uns zu bewegt.
Das wir diese Aufspaltung deutlich erkennen verrät uns, dass wir nicht in Richtung der Rotationsachse auf die Akkretionsscheibe blicken sondern von der Seite unter einem Winkel - dem Inklinationswinkel i. Nur so ist es möglich, dass wir einen Teil des Hα Lichtes rotverschoben und einen Teil des Lichtes blauverschoben sehen, was zu der beobachteten Form der Spektrallinie führt. Aus der Aufspaltung der Hα Linie - der jeweiligen Wellenlängendifferenz Δλn der beiden Linien zum Laborwert der Hα von λHα =656,285 nm - lässt sich die Geschwindigkeitsdifferenz der Materie die sich von uns Weg beweg zu der die sich auf uns zu bewegt wie folgt berechnen:
Zunächst berechnen wir mit Hilfe der Formel für den Dopplereffekt
die Geschwindigkeiten V1 mit der sich die Materie auf uns zu bzw. mit V2 von uns wegbewegt. Es ergibt sich:
Das oben gezeigte Spektrum enthält das Licht vom Roten Riesen und dem Weißen Zwerg mit dessen Akkretionsscheibe. Weiße Zwergsterne strahlen überwiegend im UV und zeigen in der Regel keine signifikante Emission in Hα. Im aufgenommenen Spektrum sehen wir jedoch Emission in Hα aus der Akkretionsscheibe. Rote Riesensterne zeigen in der Regel Absorption in Hα. So kann es natürlich sein, dass die Überlagerung der beiden Komponenten die beobachtete Linienform verändert und somit darauf basierende Messungen verfälscht. Um den Einfluss des Roten Riesen zu reduzieren, ziehe ich das Spektrum eines mit unserem Spektrum vergleichbaren M0.5 Roten Riesen ab. Ich habe dazu aus der Miles Referenzdatenbank in BASS einen passenden Kandidaten gesucht, der dem aufgenommenen Spektrum ähnelt, was mich zu HD132933 geführt hat. Leider konnte ich noch kein Spektrum eines geeigneten Sterns selbst aufnehmen, was für die Analyse besser wäre, so dass ich hier ein Referenzspektrum geringerer Auflösung (Fig. 3 in Rot) verwendet habe.
Fig. 3 - Hα T CrB (grün), Hα M0.5 Roter Riese (rot), Hα T CrB - Hα M0.5 (hellbraun)
Aus dem vom M Riesen „befreiten“ Spektrum (Fig. 3 in hellbraun) bestimmt sich λ1 zu 656,341 nm und damit ergibt sich V1 = 38,98 km/s. λ2 bestimmt sich aus der Messung zu 656,054 nm und damit ergibt sich V2 = -160,79 km/s. Die Werte von λ1 und λ2 wurden dabei aus der Position der jeweiligen Intensitätsmaxima der Linien bestimmt.
Summieren wir die Absolutbeträge der beiden Geschwindigkeiten und dividieren diese durch 2 ergibt sich daraus die beobachtete Rotationsgeschwindigkeit der Akkretionsscheibe zu Vrot_ops = 99,88 km/s. Mit dem 3. Keplerschen Gesetz
und der Umlaufgeschwindigkeit der Materie kann man den Radius ihrer Umlaufbahn und somit die Größe der Akkretionsscheibe abschätzen. Dazu benötigt man noch die Masse M?? des Weißen Zwerges und den Iklinationswinkel i unter dem wir die Akretionsscheibe beobachten. Diese Werte finden sich bei Wikipedia (1) bzw. in der Literatur bei Stanishev et al. (2): M?? = 1,37 +/- 0,13 M⊙ und i = 67°. Dort findet sich der Vollständigkeit halber auch die Masse des Roten Riesen Mrg= 1,12 +/- 0,23 M⊙.
Damit ergibt sich aus:
der Radius der Akkretionsscheibe in Sonnenradien
Eine Akkretionsscheibe dieser Größe würde in unserem Sonnensystem über die Bahn des Merkur (RMerkurbahn ~ 86 R⊙) hinaus reichen. Im Zentrum der Akkretionsscheibe steht jedoch anstelle eines Sterns wie unserer Sonne „nur“ ein kleiner Weißer Zwerg mit in etwa der Größe unserer Erde und einer größeren Masse als unsere Sonne. Laut (1) bzw. (4) ist die große Halbachs der Bahn auf der sich die Komponenten von T CrB in 227,55 Tagen umkreisen nur 116 R⊙ So kommen sich die Akkretionsscheibe und der Rote Riese recht nahe (siehe weitergehende Betrachtungen in (4)).
Bei der Recherche zu diesem Beitrag fand ich das sehr aktuelle Paper von Zamanov et al. (5) vom 19. Mai 2024 in dem die Autoren aus einer längeren Beobachtungsreihe seit 2022 den Radius zu R???? = 89 +/-19 R⊙ bestimmt haben. Die hier vorgestellte Messung liegt in überrasend guter Übereinstimmung mit dieser Arbeit trotz der sehr vereinfachten Herangehensweise. So subtrahieren die Autoren das Spektrum von HD134807 - einem M0 Riesen - dessen Spektrum ich in Referenzdatenbanken und online nicht finden konnte. In der Literatur finden sich unterschiedliche Angaben für die Spektralklasse des Roten Riesen weshalb ich der Einfachheit halber und nicht besonders wissenschaftlich fundiert, ein „ähnliches“ niedrig aufgelöstes Spektrum gewählt habe.
Ich hoffe in den nächsten Tagen wieder Spektren an T CrB aufnehmen zu können bevor er auch am Standort meines Teleskops unter dem Horizont verschwindet. Es wäre spanend zu sehen ob sich wie in (5) dargestellt weitere Veränderungen der Linienform zeigen.
Ich werde ggf. berichten.
CS
Christof
(1) T Coronae Borealis - Wikipedia
(2) Stanishev, V., Zamanov, R., Tomov, N., & Marziani, P. 2004, A&A, 415, 609
(3) Francis C. Fekel et al 2000 AJ 119 1375
(4) Linford, Justin D.; Chomiuk, Laura; Sokoloski, Jennifer L.; Weston, Jennifer H. S.; Van Der Horst, Alexander J.; Mukai, Koji; Barrett, Paul; Mioduszewski, Amy J.; Rupen, Michael (2019). "T CRB: Radio Observations during the 2016-2017 "Super-active" State". APJ. 884 (1)
(5) Size of the accretion disc in the recurrent nova T CrB R. K. Zamanov1 | K. A. Stoyanov1 | V. Marchev1 | M. Minev1 | D. Marchev2 | M. Moyseev1 | J. Martí3 | M. F. Bode4,5 | R. Konstantinova-Antova1 | S. Stefanov1 arXiv:2405.11506v1 [astro-ph.SR] 19 May 2024
heute möchte ich Ergebnisse einer hochaufgelösten Spektroskopie von T CrB mit 0.0097 Å px−1 vorstellen.
Ich betreibe seit geraumer Zeit ein Remote-Teleskop mit einem Shelyak eShel II Spektrograf. Diesen habe ich vor einigen Wochen endlich in Betrieb genommen. Nach ersten Gehversuchen konnte ich inzwischen einen zwar noch nicht über alle Wellenlängen 100% optimalen Prozess zur Kalibrierung und die Instrument-Response erarbeitet. Die Optimierung des Instrumentes und der Datenverarbeitung ist also im vollem Gang. Die Kalibrierung im Bereich der Hα ist jedoch gut und so zeige ich hier das erste vorzeigbare Ergebnis.
Als ersten ernsthaften Versuch habe ich am 23.7.24 T CrB spektroskopiert. Dabei habe ich 12 Aufnahmen zu 5 min belichtet. Zum Einsatz kam für die Datenerfassung sowie die Datenaufbereitung die Software Demetra von Shelyak. Zur Auswertung der Spektren habe ich BASS verwendet. Darin wurde zunächst eine baryzentrische Geschwindigkeitskorretur vorgenommen.
Hier das vollständige Spektrum über alle Ordnungen hinweg und die 34. Ordnung des Echelle-Spektrums mit der Ha Linie.
Fig. 1 - T CrB Spektrum
Fig. 2 - T CrB Spektrum 34. Ordnung
Man erkennt sehr deutlich eine Aufspaltung der Hα Linie, was ein Hinweis auf das Vorhandensein einer Akkretionsscheibe ist.
Da es in weiteren Beiträgen hier im Forum bereits viel Information zu T CrB gibt und ein ebenfalls hier bereits verlinkter toller Vortrag (PDF: http://www.astronomie-amateur.fr/DocsSpectro/TCrB_SAS_2023-06-22.pdf und das Video: https://youtu.be/JJrR7DPv-HU?feature=shared) viel erklärt, hier nur in aller Kürze: viel erklärt, hier nur in aller Kürze:
T Coronae Borealis ein kataklysmisch veränderlicher Stern, ein Doppelstern mit einem Roten Riesen und einem Weißen Zwerg. Vom Roten Riesen strömt Materie auf den Weißen Zwerg. Da die Materie aufgrund der Drehimpulserhaltung nicht direkt auf die Oberfläche des weißen Zwerges fallen kann bewegt sie sich in Spiralbahnen um den Weißen Zwerg und bildet eine Akkretionsscheibe. Die Materie in der rotierenden Akkrationsscheibe heizt sich auf und strahlt Licht in Hα ab welche wir im gezeigten Spektrum beobachten.
Die aufgespaltene Hα Linie, die wir beobachten gibt uns viel Information über die Gegebenheiten vor Ort. Die Aufspaltung der Hα Linie entsteht durch den Dopplereffekt. Strahlung, die von Materie ausgesandt wird, die sich in der rotierenden Akertionsscheibe von uns weg bewegt wird ins Rote verschoben, umgekehrt wird sie ins Blaue verschoben, wenn sich die Materie auf uns zu bewegt.
Das wir diese Aufspaltung deutlich erkennen verrät uns, dass wir nicht in Richtung der Rotationsachse auf die Akkretionsscheibe blicken sondern von der Seite unter einem Winkel - dem Inklinationswinkel i. Nur so ist es möglich, dass wir einen Teil des Hα Lichtes rotverschoben und einen Teil des Lichtes blauverschoben sehen, was zu der beobachteten Form der Spektrallinie führt. Aus der Aufspaltung der Hα Linie - der jeweiligen Wellenlängendifferenz Δλn der beiden Linien zum Laborwert der Hα von λHα =656,285 nm - lässt sich die Geschwindigkeitsdifferenz der Materie die sich von uns Weg beweg zu der die sich auf uns zu bewegt wie folgt berechnen:
Zunächst berechnen wir mit Hilfe der Formel für den Dopplereffekt
Δλ = λHα * Vn / c
die Geschwindigkeiten V1 mit der sich die Materie auf uns zu bzw. mit V2 von uns wegbewegt. Es ergibt sich:
Vn = Δλn / λHα * c bzw. Vn = (λn - λHα) / λHα * c
Das oben gezeigte Spektrum enthält das Licht vom Roten Riesen und dem Weißen Zwerg mit dessen Akkretionsscheibe. Weiße Zwergsterne strahlen überwiegend im UV und zeigen in der Regel keine signifikante Emission in Hα. Im aufgenommenen Spektrum sehen wir jedoch Emission in Hα aus der Akkretionsscheibe. Rote Riesensterne zeigen in der Regel Absorption in Hα. So kann es natürlich sein, dass die Überlagerung der beiden Komponenten die beobachtete Linienform verändert und somit darauf basierende Messungen verfälscht. Um den Einfluss des Roten Riesen zu reduzieren, ziehe ich das Spektrum eines mit unserem Spektrum vergleichbaren M0.5 Roten Riesen ab. Ich habe dazu aus der Miles Referenzdatenbank in BASS einen passenden Kandidaten gesucht, der dem aufgenommenen Spektrum ähnelt, was mich zu HD132933 geführt hat. Leider konnte ich noch kein Spektrum eines geeigneten Sterns selbst aufnehmen, was für die Analyse besser wäre, so dass ich hier ein Referenzspektrum geringerer Auflösung (Fig. 3 in Rot) verwendet habe.
Fig. 3 - Hα T CrB (grün), Hα M0.5 Roter Riese (rot), Hα T CrB - Hα M0.5 (hellbraun)
Aus dem vom M Riesen „befreiten“ Spektrum (Fig. 3 in hellbraun) bestimmt sich λ1 zu 656,341 nm und damit ergibt sich V1 = 38,98 km/s. λ2 bestimmt sich aus der Messung zu 656,054 nm und damit ergibt sich V2 = -160,79 km/s. Die Werte von λ1 und λ2 wurden dabei aus der Position der jeweiligen Intensitätsmaxima der Linien bestimmt.
Summieren wir die Absolutbeträge der beiden Geschwindigkeiten und dividieren diese durch 2 ergibt sich daraus die beobachtete Rotationsgeschwindigkeit der Akkretionsscheibe zu Vrot_ops = 99,88 km/s. Mit dem 3. Keplerschen Gesetz
Vrot_ops = sin(i) * √(G * M?? ∕ R????)
und der Umlaufgeschwindigkeit der Materie kann man den Radius ihrer Umlaufbahn und somit die Größe der Akkretionsscheibe abschätzen. Dazu benötigt man noch die Masse M?? des Weißen Zwerges und den Iklinationswinkel i unter dem wir die Akretionsscheibe beobachten. Diese Werte finden sich bei Wikipedia (1) bzw. in der Literatur bei Stanishev et al. (2): M?? = 1,37 +/- 0,13 M⊙ und i = 67°. Dort findet sich der Vollständigkeit halber auch die Masse des Roten Riesen Mrg= 1,12 +/- 0,23 M⊙.
Damit ergibt sich aus:
R???? = (sin(i) / Vrot_ops)2 * G * M??
der Radius der Akkretionsscheibe in Sonnenradien
R???? = 88,8 R⊙
Eine Akkretionsscheibe dieser Größe würde in unserem Sonnensystem über die Bahn des Merkur (RMerkurbahn ~ 86 R⊙) hinaus reichen. Im Zentrum der Akkretionsscheibe steht jedoch anstelle eines Sterns wie unserer Sonne „nur“ ein kleiner Weißer Zwerg mit in etwa der Größe unserer Erde und einer größeren Masse als unsere Sonne. Laut (1) bzw. (4) ist die große Halbachs der Bahn auf der sich die Komponenten von T CrB in 227,55 Tagen umkreisen nur 116 R⊙ So kommen sich die Akkretionsscheibe und der Rote Riese recht nahe (siehe weitergehende Betrachtungen in (4)).
Bei der Recherche zu diesem Beitrag fand ich das sehr aktuelle Paper von Zamanov et al. (5) vom 19. Mai 2024 in dem die Autoren aus einer längeren Beobachtungsreihe seit 2022 den Radius zu R???? = 89 +/-19 R⊙ bestimmt haben. Die hier vorgestellte Messung liegt in überrasend guter Übereinstimmung mit dieser Arbeit trotz der sehr vereinfachten Herangehensweise. So subtrahieren die Autoren das Spektrum von HD134807 - einem M0 Riesen - dessen Spektrum ich in Referenzdatenbanken und online nicht finden konnte. In der Literatur finden sich unterschiedliche Angaben für die Spektralklasse des Roten Riesen weshalb ich der Einfachheit halber und nicht besonders wissenschaftlich fundiert, ein „ähnliches“ niedrig aufgelöstes Spektrum gewählt habe.
Ich hoffe in den nächsten Tagen wieder Spektren an T CrB aufnehmen zu können bevor er auch am Standort meines Teleskops unter dem Horizont verschwindet. Es wäre spanend zu sehen ob sich wie in (5) dargestellt weitere Veränderungen der Linienform zeigen.
Ich werde ggf. berichten.
CS
Christof
(1) T Coronae Borealis - Wikipedia
(2) Stanishev, V., Zamanov, R., Tomov, N., & Marziani, P. 2004, A&A, 415, 609
(3) Francis C. Fekel et al 2000 AJ 119 1375
(4) Linford, Justin D.; Chomiuk, Laura; Sokoloski, Jennifer L.; Weston, Jennifer H. S.; Van Der Horst, Alexander J.; Mukai, Koji; Barrett, Paul; Mioduszewski, Amy J.; Rupen, Michael (2019). "T CRB: Radio Observations during the 2016-2017 "Super-active" State". APJ. 884 (1)
(5) Size of the accretion disc in the recurrent nova T CrB R. K. Zamanov1 | K. A. Stoyanov1 | V. Marchev1 | M. Minev1 | D. Marchev2 | M. Moyseev1 | J. Martí3 | M. F. Bode4,5 | R. Konstantinova-Antova1 | S. Stefanov1 arXiv:2405.11506v1 [astro-ph.SR] 19 May 2024
