B[e]-Star Conference in Prag

Spektroskopie
Berichte


 

"The B[e] Phenomenon: Forty Years of of Studies"

27 June - 1 July 2016

Prague, Czech Republic

 

Ende 2015 erhielt ich von meinen spektroskopischen Lehrmeister und Mentor Ernst Pollmann ein email mit der Frage, ob ich nicht im kommenden Juni mit ihm gemeinsam eine astronomische Konferenz in Prag besuchen möchte. Gegenstand des Treffens hochkarätiger Astrophysiker aus aller Welt seien die sog. B[e]-Sterne. Langes Überlegen lag mir fern und so buchte ich in dem bereits von Ernst ausgewählten Hotel in der Nähe des Tagungsortes auch ein Zimmer für mich.

Am 26.6. fuhr ich in etwas mehr als 4 Stunden mit dem Railjet nach Prag, Ernst kam am Abend mit dem Flugzeug aus Köln und so konnten wir noch mit einem Bier auf unser Wiedersehen anstoßen.

Montag um 9 Uhr begann die Tagung in einem Fakultätsgebäude der Prager Karlsuniversität, gleich um die Ecke von unserem Hotel gelegen. Die Überlegungen, die die Organisatoren veranlaßten Prag als Tagungsort zu wählen, sind mir nicht bekannt. Jedenfalls haben sie eine astronomiegeschichtlich bedeutende Stadt gewählt, wirkten hier doch einst Tycho Brahe und Johannes Kepler, deren Denkmal auf dem Konferenzposter abgebildet ist.

 

 

 

Die mathematisch-physikalische Fakultät der Karlsuniversität Prag

 

Ein voller Hörsaal, unser Hauptquartier für die nächsten 5 Tage

 

79 Teilnehmer aus 24 Ländern hatten sich in Prag versammelt, wovon Ernst und ich die einzigen Amateure waren. Für die nächsten 5 Tage waren 15 Vorträge von invited speakers vorgesehen und 36 sog. contributed talks. Bei Ersteren handelte es sich um Teilnehmer, die zur Haltung eines Vortrages von den Veranstaltern eingeladen wurden. Ihnen standen dafür 45 Minuten Vortragszeit zur Verfügung. Bei den contributed talks handelte es sich um jeweils 20-minütige Vorträge, in denen der Referent sein Projekt bzw. das seiner Forschungsgruppe vorstellte. Konferenzsprache war selbstverständlich Englisch, manchmal auch das, was der Vortragende dafür hielt, denn Aussprache und Akzent waren recht oft stark von der Muttersprache geprägt. Nur ein kleines Beispiel: eine Referentin sprach ständig von der „velo city“ mit der Betonung auf dem „e“ und dem „i“, wobei sie natürlich velocity meinte und nicht eine Stadt voll von Radfahrern. Es war also manchmal nicht ganz leicht den dafür aber immer interessanten Ausführungen zu folgen.

Auch Österreich war unter den Vortragenden vertreten, nämlich mir Ernst Paunzen (dzt. Assoc. Prof. an der Masaryk Universität in Brünn) mit dem Thema “Tracing the B[e] phenomenon with the narrow-band photometric system''.



Gegenstand der Konferenz war die Zusammenschau von 40 Jahren Forschung an B[e] Sternen (gesprochen: Bi bracket i stars). Diese sind nicht ident mit den allgemein bekannten Be Sternen. Diese sind Sterne des Spektraltyps B der Leuchtkraftklasse III-V (also keine Überriesen), wobei der Zusatz „e“ (= emission line) angefügt wird, weil diese Sterne mindestens zeitweise Emissionslinien in den Fraunhoferlinien zeigen Diese Emissionslinien entstehen in optischen dünnen Hüllen, die sich entlang des Äquators der Sterne bilden und so zu einem zeitweise stationären Ring führen. Die astrophysikalischen Ursachen, die dazu führen, sind noch nicht vollständig verstanden. Eine wesentliche Rolle dürfte dabei aber die hohe Rotationsgeschwindigkeit dieser Sterne spielen, die oft recht nahe der kritischen Geschwindigkeit liegt (~200km/s, 50-90% der krit. Geschw., Sonne 2km/s), bei der ein Stern von den Zentrifugalkräften zerrissen würde, sowie starke Sternwinde. Be-Sterne sind üblicherweise noch auf der Hauptreihe oder nur knapp danach. Haben diese Sterne eine dichte zirkumstellare Gasscheibe, so werden sie auch als Hüllensterne (Be-shell-stars) bezeichnet. Ihre spektralen Eigenschaften können stark variieren, meistens in Abhängigkeit vom jeweiligen Masseverluste bzw. von Asymmetrien in der Gasscheibe. Auch die Inklination der Gasscheibe in Bezug auf die Sichtlinie spielt dabei eine Rolle. Der Prototyp eines solchen Sterns ist Gamma Cassiopeiae.

Die beiden GIF-Animationen zeigen den Blick auf einen Be-Stern und seine Scheibe in 10°-Schritten vom Pol (i=0°) bis zum Äquator (i=90°) und das dazugehörige Profil der Ha-Linie:

 

 

 

B[e]-Sterne hingegen sind eine ganz besondere Spezies. Anatoli Miroshnichenko, sozusagen der Hauptorganisator der Konferenz, tätig am Department of Physics and Astronomy, University of North Carolina, Greensboro, hat u.a. seit 2007 eine bis jetzt 5-teilige Arbeit unter dem Titel „TOWARD UNDERSTANDING THE B[e] PHENOMENON“ geschrieben:

  1. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...667..497M
  2. http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/download?doi=10.1.1.548.7879&rep=rep1&type=pdf

III-    http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...700..209M

  1. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/721/2/1079/meta

V,    http://adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...809..129M  

Die Bezeichnung „stars with B[e] Phenomenon“ statt B[e]-Sterne wurde deshalb gewählt, da dieses Phänomen bei Sternen in sehr verschiedenartigen Entwicklungsstadien beobachtet werden kann.

Im abstract zum Teil I. seiner Arbeit führt Miroshnichenko wörtlich aus:

The B[e] phenomenon is defined as the simultaneous presence of low-excitation forbidden line emission and strong infrared excess in the spectra of early-type stars. It was discovered in our Galaxy 30 years ago in the course of the early exploration of the infrared sky and initially identified in 65 Galactic objects, of which nearly half remained unclassified. The phenomenon is associated with objects at different evolutionary stages, ranging from the pre-main-sequence to the planetary nebula stage. We review the studies of both the original 65 and subsequently identified Galactic stars with the B[e] phenomenon. A new classification is proposed for stars with the B[e] phenomenon based on the time of dust formation in their environments. Properties of the unclassified Galactic B[e] stars are analyzed. We propose that these objects are binary systems that are currently undergoing or have recently undergone a phase of rapid mass exchange, associated with a strong mass loss and dust formation. A new name, FS CMa stars, and classification criteria are proposed for the unclassified B[e] stars.

Im Wesentlichen werden diese Sterne heute folgendermaßen eingeteilt:

  1. B[e] supergiants or ”sgB[e] stars”
  2. pre-main sequence B[e]-type stars or ”HAeB[e] stars”
  3. compact planetary nebulae B[e]-type stars or ”cPNB[e] stars”
  4. symbiotic B[e]-type stars or ”SymB[e] stars”
  5. unclassified B[e]-type stars or ”unclB[e] stars”

(aus Lamers et.al.: An improved classification of B[e]-type stars in Astron. Astrophys. 340, 117–128 (1998)

(http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...340..117L)

 

 

Zum besseren Verständnis verbotener Linien ist eine kurze Darlegung des Entstehens von Emissionslinien erforderlich. Der Grundzustand eines Atoms ist durch die energetisch niedrigste Elektronenkonfiguration bestimmt. Durch Energiezufuhr, z. B. durch Absorption eines Photons mit geeigneter Energie (Licht) oder durch einen unelastischen Stoß (Stoßanregung), kann ein Elektron auf ein höheres Energieniveau angehoben werden (Anregung). Der Zerfall in einen energetisch tieferen Zustand (Abregung) erfolgt entweder spontan oder wird durch eine äußere Störung ausgelöst. Die frei werdende Energie wird dabei in irgendeiner Form an die Umgebung abgegeben, z. B.als Photon (spontane oder auch stimulierte Emission). Stellt sich der Grundzustand nicht in der sonst üblichen, sehr kurzen Zeit von weniger als einer Mikrosekunde wieder ein, spricht man von einem metastabilen Zustand, was durch entgegenstehende Auswahlregeln erklärbar ist. Der Zerfall eines metastabilen Zustands wird auch als verbotener Übergang bezeichnet. Den Hintergrund für solche verbotenen Linien klärte 1927 Ira S. Bowen beim Nebulium auf: Üblicherweise werden die Atome durch Stöße abgeregt, bevor sie ihre Anregungsenergie abstrahlen können. Erst unterhalb einer Teilchendichte von 108/cm³ ist die Zeit zwischen den Stößen der Teilchen untereinander größer als die Besetzungszeit des metastabilen Zustands. Verbotene Linien treten daher nur in stark verdünnten Gasen wie denen der oberen Atmosphäre (z.B. beim grünen Polarlicht) die verbotene[O III]-Linie des zweifach ionisierten Sauerstoffs bei 500,7 nm) oder im interstellaren Medium auf. Verbotene Linien werden durch das Setzen des emittierenden Atoms oder Ions in eckige Klammern gekennzeichnet (© Wikipedia). Häufig vorkommende verbotene Linien bei B[e]-Sternen sind [OI], [SII], [FeII], [NiII] u.v.m.

 

 

Eng verbunden mit dem B[e] Phenomenon ist ein starker Infrarotexzeß dieser Sterne. Dieser hat seinen Ursprung in zirkumstellaren Staub mit einer Temperatur im Bereich von 500-1000° K. Straub (Moleküle) kann nur in relativ kühlen Sternatmosphären entstehen. Die Wellenlänge dieser IR-Strahlung liegt daher im Bereich von 1-10µm (= 1.000 bis 10.000nm) und ist somit Amateuren mit üblichen CCD-Cameras fast nicht zugänglich. Die Empfindlichkeit der gängigen Chips endet nämlich im Bereich um 1.000nm od. 1 µm.

Es würde nun nicht nur den Rahmen dieses Berichtes sprengen sondern die meisten Leser wohl auch überfordern, würde ich den Versuch unternehmen im Detail auf die vielen interessanten Vorträge näher einzugehen.

 

Hier fängt es an kompliziert zu werden

 

Auf einige allgemeine Erkenntnisse, die ich aus dieser Konferenz gewonnen habe, möchte ich jedoch eingehen.

Punkt eins: Astronomie ist eine hochinteressante Wissenschaft, die dem Berufsastronomen ein breit angelegtes Basiswissen abfordert. Grundlegende Handwerkzeuge sind umfangreiche Kenntnisse in Mathematik und Physik, neben dem Spezialgebiet der Astrophysik. Computerkenntnisse und Programmieren sind ebenso erforderlich, denn ohne dieses Wissen lassen sich keine theoretische Modelle rechnen, die mit den immer leistungstärker werdenden Rechner auch immer komplexer werden und sich aus der modernen Astronomie nicht mehr wegdenken lassen. Ein großer Vorteil diese Technologie liegt in der Möglichkeit komplexe Abläufe visualisieren und damit auch viel anschaulicher machen zu können. Ein netter Nebeneffekt davon ist, daß gerade ein Laie mit Bildern und Animationen viel mehr anfangen kann als bloß mit Worten. Öffentliche Akzeptanz und Begeisterung für Astronomie bringt aber auch die Bereitschaft der Astronomie mehr öffentliche Gelder zur Verfügung zu stellen (die PR-Abteilung der NASA weiß schon, warum sie regelmäßig schöne Farbaufnahmen des Hubble veröffentlicht). Astronomie ist letzten Endes auch Grundlagenforschung und ohne eine solche ist technischer Fortschritt nur schwer denkbar.

Punkt zwei: Am beeindruckendsten für mich war zu sehen, wie umfassend Astronomen ihr jeweiliges Forschungsobjekt betrachten und analysieren. Was immer das astronomische Beobachtungsobjekt auch sein mag, es ist ein hochkomplexes System in dem alles mit allem zusammenhängt. Nur eine Einzeleigenschaft zu untersuchen führt nahezu zwangsläufig in eine Sackgasse. Auch die Größenordnungen, die sich so sehr von den gewohnten irdischen Dimensionen unterscheiden, spielen eine bedeutende Rolle. Das sei an einem kleinen Beispiel demonstriert. Das höchste auf der Erde herstellbare Vakuum, das sog. Ultrahochvakuum wie es z.B. bei Teilchenbeschleunigern eingesetzt wird, hat eine Teilchendichte von 109 bis 104 Atome (Moleküle) pro cm³. Die Teilchendichte in zirkumstellaren Scheiben ist noch nicht genau genug erforscht, liegt aber ohne jetzt Faktoren wie Dichtegradienten und Asymmetrien zu berücksichtigen, nach Schätzungen grob im Bereich von 1012, was noch immer einem Hochvakuum entspricht. In dem, was wir hier auf der Erde beinahe schon als Nichts betrachten, finden also hochkomplexe physikalische Vorgänge statt, die es zu erforschen gilt. Nur zur Erinnerung: Erst unterhalb einer Teilchendichte von 108/cm³ ist die Zeit zwischen den Stößen der Teilchen untereinander größer als die Besetzungszeit des metastabilen Zustands, sodaß verbotene Linien entstehen können.

Punkt drei: Astronomie/Astrophysik ist heute nahezu ausschließlich Teamwork und das weltumspannend. Das „et.al.“ der meisten Publikationen umfaßt regelmäßig viele Astronomen aus allen Teilen der Welt. Das schließt aber nicht den Ehrgeiz aus der Erste sein zu wollen, der etwas Neues entdeckt.

Punkt vier: Auch wenn es uns Amateuren in der Regel am notwendigen professionellen Wissen und Können mangelt, können wir doch in dieser Liga als geschätzte Wasserträger mitwirken. Die Conclusio fast jedes Vortrages hielt die Notwendigkeit der Gewinnung weiterer Daten über das jeweilige Forschungsobjekt fest. Mit Großteleskopen und Weltraumobservatorien können wir Amateure nicht dienlich sein. Aber dank der uns heute zur Verfügung stehenden und erschwinglichen Amateurgeräte (Teleskope, Spektrographen, CCD-Cameras) können wir uns an einem photometrischen und/oder spektroskopischen Langzeitmonitoring vieler untersuchenswerter Objekte beteiligen. Ein spektroskopisches Langzeitmonitoring, wenn möglich mit zeitgleicher Photometrie, gibt dem Fachastronomen Daten zur wissenschaftlichen Auswertung an die Hand, die wegen des erforderlichen Zeitaufwandes und der wenigen für ein einzelnes Projekt zur Verfügung stehenden Beobachtungszeit an professionellen Observatorien nicht gewonnen werden können. Einige solcher ProAm-Kooperationen sind bereits sehr erfolgreich verlaufen, wie z.B. „The International Epsilon Aurigae Campaign 2009-2011 (https://arxiv.org/pdf/1101.1435.pdf).

Einen ganz nichtastronomischen Vorteil brachte diese Konferenz auch noch mit sich, nämlich die schöne Stadt Prag und deren kulinarische Genüsse. Ende der 70er noch im tiefsten Kommunismus hinterließ ein Pragbesuch bei mir den Eindruck einer düsteren, morbiden und verfallenden Stadt. Heute sieht man schnell, warum Karl IV. einst Prag als die goldene Stadt bezeichnete. Sie lebt und pulsiert und bietet eine endlose Zahl an Sehenswürdigkeiten und leider auch zu viele Städtetouristen. Viele große Namen aus Physik und Astronomie haben in Prag gewirkt, so z.B. Tycho Brahe und Johannes Kepler, Ernst Mach und Albert Einstein (1911 wurde er, von Kaiser Franz Joseph I. zum ordentlichen Professor der theoretischen Physik an der deutschen Universität Prag ernannt). Mit Bildern einiger physikalisch-astronomischer Sehenswürdigkeiten will ich diesen Bericht schließen.

 

 

 

 

 

 

Hier wohnte Kepler während seines Aufenthaltes in Prag

 

Der astronomische Turm des Klementinums (Jesuitenkolleg)

 

Das Haus ‚U Jednoro×ce’ am Altstädter Ring mit der Gedenktafel

 

Der Historiker Tomáš Hermann vom Institut für Zeitgeschichte der Akademie der Wissenschaften schreibt dazu:

„Einstein war ein sehr geselliger, offener und in diesem Sinne auch extrovertierter Mensch. Er mochte, wie man weiß, Musik. Er suchte also Gesellschaft und die Diskussion. Er war ein leidenschaftlicher Debattierer, und es gab in Prag mehrere Diskussionsgruppen, die er besuchte. Am bekanntesten sind seine Besuche im Haus ‚U Jednoro×ce’ am Altstädter Ring bei Berta Fantová. Sie unterhielt einen literarischen und kulturellen Salon, in dem Philosophen, Literaten und Musiker verkehrten. Dorthin kamen auch Franz Kafka, Max Brod, Hugo Bergmann, Felix Welsch und andere. Sie lasen philosophische Schriften, und Einstein nahm sehr lebhaft daran teil.“

 

 

Die Prager Rathausuhr, auch Aposteluhr oder Altstädter Astronomische Uhr


Aktualisiert am 24.07.2016

© BAA
 

Dr. Thomas Schroefl