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: | 17.06.2014 | ||||||||||||||
| Uhrzeit / Time: | 23:30 bis 01:00 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: |
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Ein weiterer Stern, den ich mir im Sommer spektroskopisch vorgenommen habe, war Arcturus, der Hauptstern des Bärenhüters und vierthellste Stern des gesamten Sternhimmels. An dieser Qualifikation lässt sich übrigens zeigen, dass auf Wikipedia nicht immer Verlass ist. Auf Wikipedia dt. wird Arcturus als dritthellster Stern des gesamten Sternhimmels vor Alpha Centauri geführt (-0.05 zu -0.01 mag), auf Wikipedia engl. aber als vierthellster Stern nach Alpha Centauri (-0.04 zu -0.27 mag). Die sicher verlässlichere astronomische Datenbank SIMBAD gibt für Arcturus eine V-Helligkeit von -0.05 mag an und für Alpha Centauri eine von -0.1 mag, womit Arcturus dann aber nur der vierthellste Stern am Himmel ist. Wikipedia sollte schon darauf achten, nicht relative, von der Sprache abhängige, „Wahrheiten“ zu veröffentlichen.
Arcturus´ wesentlichste Daten laut letzter Studie (Ramírez, I. Allende Prieto, C.: Fundamental Parameters and Chemical Composition of Arcturus) sind:
| Scheinbare Helligkeit: | 0.05 mag |
| Absolute Helligkeit: | -0.3 mag (visuell) |
| Entfernung: | 36.7 +/-0.3 Lj. |
| Masse: | 1.08 +/+ 0.06 M☉ |
| Radius: | 25.4 +/-0.2R☉ |
| Leuchtkraft: | 170 L☉ |
| Temperatur: | 4.286 +/+30°K |
| Alter: | 7.1 +1.5/-1.2 Gyr |
Arcturus ist ein sogenannter roter Riese – unabhängig von dieser Bezeichnung ist er visuell orange – des Spektraltyps K 1.5 III pe (pe = peculiar emission, d.h. Besonderheiten bei den Linienintensitäten). Das Spektrum von Arcturus zeigt je nach Auflösung unzählige Metalllinien, so insbesondere von Fe I, Fe II, Ca I, Na I, Mg I, Ti I, Ti II, u.v.m. Visuell ist er 110x so leuchtkräftig wie die Sonne, insgesamt strahlt er aber 180x soviel Energie ab (bolometrische Helligkeit, je nach Quelle werden hier Werte bis zu 215x angegeben), da er stark im Infraroten abstrahlt. Das sieht man deutlich, wenn man die Helligkeiten in den einzelnen photometrischen Bändern vergleicht:
| U 2.46 | V -0.05 | I -1.60 | H -2.81 |
| B 1.18 | R -1.03 | J -2.25 | K -2.91 |
Im K-Band (2 – 2.4 µm = 2000 – 2400 nm) strahlt Arcturus nahezu dreimal so hell wie im visuellen V-Band. Neben Betelgeuze und R-Doradus zählt er daher zu den drei hellsten Infrarotstrahlern.
Diese Eigenschaft von Arcturus lässt sich mit dem Simulationsprogramm „Planck.exe“ http://www.mabo-physik.de/plancksche_strahlungskurve.html schön zeigen:
Man sieht deutlich, dass das Strahlungsmaximum bereits tief im Roten bei ca. 677 nm liegt und wie hoch der Strahlungsanteil im Infraroten ist (der schwarze Bereich beginnend bei ca. 700nm).
Arcturus ist bereits von der Hauptreihe in Richtung Roter-Riesen-Ast (RGB = Red Giant Branch) abgebogen. Das Wasserstoffbrennen im Kern ist schon erloschen und hat sich auf die über dem ausgebrannten Kern liegende Wasserstoffschale zurückgezogen (sog. Schalenbrennen). Möglicherweise hat im Kern bereits das Heliumbrennen, die Fusion von Helium zu Kohlenstoff, begonnen.
Aufgrund seiner Helligkeit und Nähe ist Arcturus der spektroskopische Referenzstern für den Spektraltyp K und bestens untersucht:
Instrumentenkorrigiertes Spektrum von Arcturus (die roten Buchstaben am unteren Rand kennzeichnen die
Fraunhofer-Linien)
Vergleicht man dieses Spektrum mit meinen zuvor veröffentlichten von P Cygni (B 2 I) und Deneb (A 2 I), so fallen einige markante Unterschiede auf:
Bei Deneb und P Cygni verlief die Spektralkurve ähnlich der Empfindlichkeitskurve eines CCD-Chips (von links (UV/blau) ansteigend mit dem Maximum im blau-grünen Bereich und dann nach rechts (rot/nahes IR) wieder abfallend). Davon weicht das Spektralprofil des Arcturus erheblich ab, denn es steigt von blau in den gelb-roten Übergangsbereich kontinuierlich an und verläuft dann auf nahezu gleichbleibend hohem Niveau bis in das nahe Infrarot. Das erklärt sich mit dem bereits anfangs Ausgeführtem, nämlich dass der kühle rote Riese sein Strahlungsmaximum im nahen Infrarot hat, das der CCD-Chip bis gegen 1000nm noch detektieren kann, während die visuelle Wahrnehmbarkeit bereits im Bereich von 700nm endet. Die Verschiedenartigkeit der Kurvenverläufe erklärt sich aus den erheblichen Temperaturdifferenzen der drei Sterne (P Cygni/18700°K - (Deneb/8400°K – Arcturus/4286°K).
In diesem Zusammenhang bietet die Auswertungssoftware VSpec eine interessante Möglichkeit. Der Spektralverlauf eines Sterns entspricht in guter Näherung der Planckkurve für eine bestimmte Temperatur. Die Planckkurve gibt die Intensität und spektrale Verteilung der Wärmestrahlung eines Schwarzen Körpers wieder, die nur von der Temperatur des Schwarzen Körpers abhängt. VSpec kann eine Planckkurve an das gewonnene Spektrum fitten, indem es sozusagen ausprobiert welche Planckkurve für eine bestimmte Temperatur am besten zum gewonnenen Spektrum passt. Das Ergebnis sieht dann so aus:
Die schwarze Kurve ist die angefittete Planckkurve für 4286°K, die recht gut mit dem gewonnenen Spektrum
zusammenpasst
Gleichzeitig ist das auch ein recht guter Test dafür, wie genau das gewonnene Spektrum und vor allem die Berechnung der Instrumentenfunktion ist. Die von VSpec angewandte Methode des Planck-Fitting ist nicht genau genug für eine exakte Temperaturbestimmung, aber genau genug um als Indikator für den Temperaturbereich des untersuchten Sterns zu dienen.
Während die Spektren von P Cygni und Deneb ausgeprägte und recht leicht identifizierbare Balmerlinien (Hα.....Hε) zeigten, sind diese bei Arcturus nicht mehr so leicht zu erkennen, sondern gehen in einem regelrechten Linienwald unter. Die beiden Calziumlinien K und K treten im Spektrum sehr markant hervor, ebenso das G-Band, das im wesentlichen auf CH-Moleküle zurückzuführen ist, das Magnesiumtriplet und die doppelte Natriumlinie D1 und D2.
Das um die Instrumentenfunktion korrigierte Spektrum gibt nur den relativen Fluss (flux) wieder. Um den absoluten Strahlungsfluss zu ermitteln muss ein spektroskopischer Referenzstern, von dem der absolute flux bekannt ist, möglichst genau und unter möglichst besten Beobachtungsbedingungen spektroskopiert werden. Aus dem Vergleich des Referenzspektrums mit dem eigenen Spektrum wird dann von VSpec eine absolute Instrumentenfunktion ermittelt, durch die das eigene Spektrum dividiert wird, womit man den absoluten Fluss erhält. Einer dieser Referenzsterne ist Arcturus, der auch in der Datenbank der Referenzsterne von VSpec enthalten ist. Somit war es nicht schwierig, für Arcturus auch den absoluten Fluss zu ermitteln. Das Ergebnis hat aber sicher eine nicht zu unterschätzende Fehlerbandbreite, denn so einfach wie hier dargestellt ist das Ermitteln des absoluten Flusses bei weitem nicht. Es würde hier zu weit führen in die Details zu gehen. Es soll der Hinweis genügen, dass ein exaktes Fluxkalibrieren ein recht aufwendiges und von vielen Parametern abhängiges Verfahren ist. Wie beim Planckfitting kann diese Methode als grober Anhaltspunkt dienen.
Die blaue Linie zeigt den relativen Flussverlauf, und die rote Linie den absoluten