Deneb (α Cygni)

Spektroskopie
Berichte


Beobachtungsort: 1220 Wien

Lat. 48°14´31´´ N Long. 16°25´34´´ E

Beobachter / Observer: Dr. Thomas SCHRÖFL
E-Mail / email: thomas.schroefl@waa.at
Datum / Date: 18.06.2014
Uhrzeit / Time: 00:00 - 02:00 MESZ
Beobachtungsort / Location: 1220 Wien
Instrument: Celestron C11, Pentax 75 SDHF, DMK 21AU618.AS, Moravian G2-8300, DADOS- Spektrograph (Gitter 200L/mm)
Bedingungen / Observing conditions:
Durchsicht / Transparency: 2
Grenzgröße / Limiting magnitude: 4.0
Aufhellung / Light pollution: 4
Seeing: 2
Wind: Keiner
Temperatur / Temperature: 17°C
Sonstige Bedingungen / Remarks: Höhe 154m

Um nicht aus der Übung zu kommen und den Weg zur Routine weiter zu beschreiten, habe ich in den letzten Tagen ein schon im Juni aufgenommenes Spektrum von Deneb spektroskopisch ausgearbeitet und ausgewertet.

Ein paar wesentliche Daten zu Deneb (α Cygni, 50 Cygni), der im Sternbild Schwan dessen Schwanz bildet (der Name leitet sich wie so oft bei Eigennamen von Sternen aus dem Arabischen ab):

Deneb ist der Namensgeber einer Reihe veränderlicher Sterne, die als Alpha-Cygni-Veränderliche bezeichnet werden. Er ist vom Spektraltyp A2 Iap (p = unspecified peculiarity, manchmal auch als Iae angegeben, e = emission lines present) und gerade in der Übergangsphase vom Blauen Riesen zum Roten Überriesen. Er ist also gerade dabei, von der Hauptreihe nach rechts oben hin abzubiegen, d.h. er wird röter (die Temperatur sinkt), aber gleichzeitig leuchtkräftiger, da sein Durchmesser ansteigt...

Scheinbare Helligkeit: 1.25mag
Absolute Helligkeit: -8.6mag (visuell)
Entfernung: 1550 +/-20% Lj.
Masse 20-25 M☉
Radius 100-200 R☉
Leuchtkraft: 250.000 L☉
Temperatur: 8.400°K

Sämtliche dieser Daten zu Deneb sind mit hohen Unsicherheiten behaftet, da die verschiedenen Methoden zur Entfernungsbestimmung zu stark abweichenden Ergebnissen führen. Die ursprünglichen Hipparcos-Daten wichen, ähnlich wie bei den Pleiaden, stark von den bisherigen Werten ab. Nach der neuesten Auswertung der Hipparcos-Daten ergibt sich nun der oben genannte Wert. Es wird erwartet, dass die Messungen des kürzlich gestarteten Astrometrie-Satelliten Gaia Klarheit schaffen werden. Bei allen anderen angegebenen Werten fließt die Entfernung mit ein, sodass diese ebenfalls dzt. nur grobe Näherungswerte darstellen können.

Deneb ist für Österreich von einer besonderen astronomischen Bedeutung, denn er ist eines der Zielobjekte der BRITE-Mission (BRIght Target Explorer), die von der TU Graz, Canada und Polen entwickelt wurde. Massereiche Sterne (Deneb ist einer der massereichsten) sind selten, aber wichtig für die astronomische Forschung, da sie dank ihrer Leuchtkraft auf große Distanzen beobachtet und somit als extragalaktische Entfernungsindikatoren verwendet werden können. BRITE gehört zu einem Netzwerk von 6 Nanosatelliten, die die hellsten Sterne mit einer Genauigkeit im Millimagbereich photometrieren. Im Sommer 2014 wurden 15 Sterne in Cygnus, darunter auch Deneb und P Cygni, beobachtet. Für dieses Projekt wurde auch eine Pro-Am-Kooperation initiiert. Näheres zu BRITE-Constellation und der Pro-Am-Kooperation findet sich hier: http://www.brite-constellation.at/ und http://www.astrosurf.com/jpmasviel/2014_06.07.08.09/20140625/BRITE-Cygnus%28Programme2014%29.pdf

Deneb ist ein Pulsationsveränderlicher, dessen Variabilität bisher nur schlecht dokumentiert ist. Es gibt nur drei Studien zum photometrischen Verhalten Denebs und sechs Studien zur Veränderung der Radialgeschwindigkeit infolge der Pulsation des Sterns. Sein Hα-Profil zeigt ein schwaches, sich stark veränderndes, P Cygni Profil.

Nachstehend zeige ich die wesentlichsten Schritte von der Rohaufnahme bis zum fertigen Spektralprofil:

 


Rohprofil (10x30sec gestackt, dark und sky background korrigiert; das Original ist kontrastreicher, und die Linien sind deutlicher zu sehen)

Der nächste Schritt ist das Extrahieren des Profils aus dem Spektralstreifen, ein recht einfacher, von der Software vorgenommener, mathematischer Vorgang. Es werden Zeile für Zeile die Pixelwerte in der Y-Achse addiert, woraus sich eine Intensitätskurve ergibt:

 


Oben das Bild des Spektralstreifens, darunter das daraus extrahierte Intensitätsprofil

Dann folgt die Wellenlängenkalibration. Unter Zuhandnahme eines Vergleichsspektrums werden die Wellenlängen mehrerer Absorptions- bzw. Emissionslinien bestimmt. Theoretisch würde die Bestimmung von zwei Linien zur Kalibration reichen, doch nimmt man mehrere Linien deshalb, weil der Intensitätsverlauf entlang der X-Achse nicht völlig linear ist und so die Genauigkeit der Kalibration erhöht werden kann.

 

 

Nach wie vor handelt es sich um ein Rohprofil, das nicht der tatsächlichen Intensität des Strahlungsflusses des Sterns entspricht. Zur weiteren spektroskopischen Auswertung gibt es zunächst einmal die Möglichkeit, das Spektrum um das darin enthaltene sog. Pseudokontinuum zu bereinigen, worunter man eine Normierung auf 0 bzw. 1 versteht. Dazu wird aus dem Spektrum das Pseudokontinuum extrahiert und das Rohprofil damit dividiert. Eine solche Normierung ermöglicht z.B. den Intensitätsvergleich verschiedener Absorptions- bzw. Emissionslinien mittels Äquivalent-breitenmessung (werde ich einmal in einem zukünftigen Bericht behandeln). Diese Art der Normierung reicht auch aus, um verschiedene spektrale Eigenheiten zu studieren.

 


Rohprofil (oben) wird durch extrahiertes Pseudokontinuum (unten) dividiert

 


Ergebnis: das auf 1 normierte Spektrum

Um die relative Intensität des Strahlungsflusses (Flux) zu ermitteln, muss das Rohprofil um die Instrumentenfunktion korrigiert werden. Unter Instrumentenfunktion versteht man alle Einflüsse auf das Spektrum, die von der Instrumentierung (Teleskop, Camera) stammen. Hier fällt vor allem die von der Wellenlänge abhängige Empfindlichkeit des CCD-Chips ins Gewicht (höchste Empfindlichkeit im Grün bei ca. 550 nm und abfallend nach Blau und Rot hin). Auch die Korrektur um die Instrumentenfunktion (instrument response) ist im Prinzip ein recht einfacher mathematischer Vorgang. Zunächst wird das Rohprofil durch ein Referenzspektrum für den gleichen Spektraltyp dividiert, wodurch man die Kurve „instrument response” erhält. Sodann wird das Rohprofil durch „instrument response” dividiert.

 


Das blaue Rohprofil und darübergelegt in lila das Referenzspektrum

In dieser Phase der Auswertung gibt es einen nützlichen Nebeneffekt. Liegen die Absorptions- bzw. Emissionslinien im Rohprofil und im Referenzspektrum auf der gleichen Wellenlänge, so ist das ein Zeichen dafür, dass die Wellenlängenkalibration sehr genau war.

Die letzten beiden Bilder zeigen nun die Instrumentenfunktion und dann das mit der Instrumentenfunktion kalibrierte Spektrum, das den relativen Flux wiedergibt. Eine absolute Fluxkalibration ist im Amateurbereich nur sehr schwer zu realisieren. Dazu benötigt man einen Stern, dessen absolutes Fluxspektrum bekannt ist, und darüber hinaus müßte noch eine Korrektur um die atmosphärische Extinktion erfolgen, auch wenn letzteres nur einen geringen Einfluss auf das Ergebnis hat.

 


Die orange Kurve ist die sich aus der Division Rohprofil durch Referenzspektrum ergebende Instrumentenfunktion, die dann noch geglättet wird (lila Kurve)

 


Endgültiges relativ flusskalibriertes Spektrum

Daraus lässt sich dann mit wenigen Mausklicken ein synthetisches Farbspektrum herstellen.

 

 

Zur Linienzuordnung eine Anmerkung: Ich habe mir viel Mühe gegeben, anhand von Referenzspektren die Linien möglichst genau den Elementen zuzuordnen, doch stehe ich hier erst am Anfang einer Lernkurve. Auch in Hinblick auf die niedrige Auflösung und oft recht nahe beieinander liegender Linien möchte ich den einen oder anderen Fehler nicht ausschließen. Aber nur Übung macht den Meister, und hier habe ich noch den Status eines Lehrbuben.

Zum Schluss stellt sich fast zwingend die Frage: Wozu das alles? Nur um eine schöne Spektralkurve zu bekommen? Natürlich nein. Schon bei der niedrigen Auflösung mit dem 200L/mm-Gitter (13.5Å/pixel) lassen sich eine ganze Reihe astrophysikalischer Details aus dem Spektrum herauslesen:

Abschließend wollte ich naturgemäß wissen, wie gut die Qualität des gewonnenen Spektrums ist. Ich machte mich daher im Internet auf die Suche nach Spektren, die mit vergleichbarer Ausrüstung gewonnen wurden. Dabei stieß ich auf ein Deneb-Spektrum, das Olivier Thizy mit einem Alpy-Spektrographen mit einem Gitter mit 600L/mm, also der dreifachen Auflösung meines DADOS mit dem 200L/mm-Gitter gewonnen hatte. Thizy gehört zur Gruppe der international sehr bekannten französischen Spektroskopiker und ist bei der Fa. Shylak maßgeblich an der Entwicklung von Amateurspektrographen beteiligt. Irgendwie kam mir beim Betrachten seines Spektrums der alte Siemens-Werbeslogan „Der Vergleich macht sie sicher” in den Sinn.

 


Aktualisiert am 05.02.2015

© BAA
 

Dr. Thomas Schroefl