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PostPosted: 13. May 2008, 09:39:02 AM 
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Hallo zusammen

Im Anhang ein Übersichtsspektrum mit dem Lhires 3 und dem Gitter 300 l/mm. Man sieht sehr schön die diversen C und He Emissionslinien und rechts noch unsere Atmosphäre. Das eine Schleierschicht am Himmel war ist aus dem Spektrum auch ersichtlich. Ich hoffe es gefällt.

Gruss

Hugo


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PostPosted: 13. May 2008, 10:49:56 AM 
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Im Anhang ein Übersichtsspektrum mit dem Lhires 3 und dem Gitter 300 l/mm. Man sieht sehr schön die diversen C und He Emissionslinien und rechts noch unsere Atmosphäre.
Hallo und guten Morgen Hugo,

sehr schönes Spektrum. Der große Überblick.

Wenn du jetzt noch an Hand eines geeigneten Standardsterns mit der response-Funktion deiner Apparatur normieren würdest, hätten wir ein schönes, in der FG selbst produziertes Spektrum, das die ungefähren relativen Fluxverhältnisse zeigt.

Das Na-Dublett bei 5890 A wird nicht mehr aufgelöst (was natürlich bei 300 l/mm auch nicht zu erwarten ist). Hast du mal an Hand der Neonlinien der Kalibrierlampe die erreichte Auflösung bestimmt?

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Herzliche Grüße / best regards

Lothar

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PostPosted: 13. May 2008, 12:07:24 PM 
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Das Na-Dublett bei 5890 A wird nicht mehr aufgelöst (was natürlich bei 300 l/mm auch nicht zu erwarten ist). Hast du mal an Hand der Neonlinien der Kalibrierlampe die erreichte Auflösung bestimmt?
Hallo Lothar

Ja, ich habe mit den Neonlinien bei 5852 und 7032 Å kalibriert.

Gruss

Hugo


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PostPosted: 13. May 2008, 12:57:48 PM 
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Ja, ich habe mit den Neonlinien bei 5852 und 7032 Å kalibriert.
Hi Hugo,

ich meine nicht die Kalibrierung, sondern die Ausmessung der FWHM der Neonlinien, um daraus die Auflösung R zu berechnen.

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Lothar

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PostPosted: 13. May 2008, 13:50:47 PM 
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ich meine nicht die Kalibrierung, sondern die Ausmessung der FWHM der Neonlinien, um daraus die Auflösung R zu berechnen.
Entschuldigung Lothar

Die Auflösung an einer ungesättigten Neonlinie beträgt 2530.

Gruss

Hugo


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PostPosted: 13. May 2008, 16:21:31 PM 
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Die Auflösung an einer ungesättigten Neonlinie beträgt 2530.
Das ist viel, Hugo. Mißt du ohne Spalt? Laut simspec müsstest du den spalt sehr eng gestellt haben (auf 10 um), um über 2000 zu kommen.

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Lothar

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PostPosted: 14. May 2008, 15:24:23 PM 
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Hallo Thomas

Du hast in Heidelberg einen Vortrag über WR 140 gehalten, welchen ich mir zu hause in aller Ruhe nochmals verdaut habe. In der angehängten Folie sind die einige Emissionslinien benannt. Da ich ja jetzt auch ein Übersichtsspektrum aufgenommen habe, versuchte ich mich ein wenig in der Literatur über WR Sterne schlau zu machen. Dabei macht mir deine Bestimmung der Emissionslinie bei 6563 Å zu schaffen. Im Buch "classification of stars" von Jascheck & Jascheck finde ich keine Hα Linie, sondern nur CII, CIV und HeII. Kannst du (oder jemand anderer) mir hier weiterhelfen.

Vielen Dank zum voraus

Hugo


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PostPosted: 14. May 2008, 16:01:47 PM 
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Hallo Hugo,

Jaschek & Jaschek haben natürlich recht, wenn sie bei WR-Sternen nur Emissionen angeregter Spezies angeben. Das ist in dem vorliegenden Spektrum nicht anders. WR 140 ist aber ein WR+O-Doppelstern und alle Absorptionen stammen von der O-Komponente. Das ist bei Halpha die kleine Einbuchtung. In Heidelberg ist das vielleicht untergegangen, doch der WR-Stern hat keine sichtbare Oberfläche sondern ist in einer Wolke von angeregtem Material eingehüllt. Es dominiert Elektronenstreuung. Die Halpha-Linie entsteht jedoch durch Rekombination in einer deutlich kühleren Umgebung.

Gruss, Thomas


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PostPosted: 14. May 2008, 23:02:24 PM 
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In Heidelberg ist das vielleicht untergegangen, doch der WR-Stern hat keine sichtbare Oberfläche sondern ist in einer Wolke von angeregtem Material eingehüllt. Es dominiert Elektronenstreuung. Die Halpha-Linie entsteht jedoch durch Rekombination in einer deutlich kühleren Umgebung.

Gruss, Thomas
Hallo Thomas

Nur als Rekapitulation: Die breite Emissionslinie ist Hα vom WR Stern. Die Einbuchtung, die Absorbtionslinie vom O Stern. Richtig??

Danke und Gruss

Hugo


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PostPosted: 15. May 2008, 02:12:32 AM 
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Hallo Hugo,
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Hallo Thomas

Nur als Rekapitulation: Die breite Emissionslinie ist H? vom WR Stern.
Die Einbuchtung, die Absorbtionslinie vom O Stern. Richtig??
Die breite Emissionslinie ist im HeII, nicht Halpha. Das HeII-Spektrum enthält Linien, die fast genau auf die Balmerlinien von Wasserstoff fallen. Das liegt daran, dass HeII und HI beide ein Elektron besitzen und daher ähnliche Spektren (bei verschobenen Wellenlängen) haben. Da WR-Sterne aber meist keinen Wasserstoff mehr besitzen (wegen Verlust der wasserstoffreichen Hülle), fehlen die Wasserstofflinien bei diesen Sternen. Nur im Ausnahmefall haben WR-Sterne schwache Wasserstofflinien.
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Danke und Gruss

Hugo
Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 15. May 2008, 09:59:05 AM 
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Die breite Emissionslinie ist im HeII, nicht Halpha. Das HeII-Spektrum enthält Linien, die fast genau auf die Balmerlinien von Wasserstoff fallen. Das liegt daran, dass HeII und HI beide ein Elektron besitzen und daher ähnliche Spektren (bei verschobenen Wellenlängen) haben. Da WR-Sterne aber meist keinen Wasserstoff mehr besitzen (wegen Verlust der wasserstoffreichen Hülle), fehlen die Wasserstofflinien bei diesen Sternen. Nur im Ausnahmefall haben WR-Sterne schwache Wasserstofflinien.
Hallo Othmar

Vielen Dank für deine Ausführungen. Die haben mein kürzlich erworbenes Weltbild wieder ins Lot gebracht.

Gruss

Hugo


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PostPosted: 15. May 2008, 10:16:46 AM 
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Die breite Emissionslinie ist im wesentlichen HeII. Das HeII-Spektrum
enthält Linien, die fast genau auf die Balmerlinien von Wasserstoff
fallen. Das liegt daran, dass HeII und HI beide ein Elektron besitzen
Hallo Otmar,

darf ich da mal bitte nachfragen? Bestimmt habe ich wieder nicht aufgepaßt!:

WR Sterne sind doch keine alten Sterne,oder? Wenn das stimmt, wieso haben die keinen Wasserstoff mehr. Fusionieren die schon He?

herzlicher Gruß
Berthold


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PostPosted: 15. May 2008, 11:11:51 AM 
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darf ich da mal bitte nachfragen? Bestimmt habe ich wieder nicht aufgepaßt!:

WR Sterne sind doch keine alten Sterne,oder? Wenn das stimmt, wieso haben die keinen Wasserstoff mehr. Fusionieren die schon He?

herzlicher Gruß
Berthold
Hallo Berthold

Da ich mich gerade an der Interpretation meines Übersichtsspektrums beschäftige, habe ich einiges über WR-Sterne gelesen. So wie ich verstanden habe sind WR-Sterne alte schon über Überriesenstadium hinaus befindliche Sterne. Sie sind gerade im Begriff ihre äussere Schalen zu abzustossen. (Daher kein Wasserstoff mehr). Dadurch sehen wir die darunterliegende Gase wie Kohlenstoff, Helium und Sauerstoff bei den WC Sternen. (WR 140 ist ein Typ WC 7). Bei den WN-Sternen ist anstelle des Kohlenstoffes Stickstoff vorhanden. Die WR-Sterne könnten Vorläufer von Super Nova sein. Dies ist der Stand meiner Erkenntnisse. Für Korrekturen und Ergänzungen bin ich von allen sehr dankbar.

Gruss

Hugo


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PostPosted: 15. May 2008, 17:38:44 PM 
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WR Sterne sind doch keine alten Sterne,oder? Wenn das stimmt, wieso haben die keinen Wasserstoff mehr. Fusionieren die schon He?
Hallo Berthold,

was ist alt? Ein Stern, der schon lange Zeit existiert ist zeitlich alt, sagen wir 1 Milliarde Jahre. Er kann aber bezüglich seiner Entwicklung noch recht jung sein, wenn er wenig Masse besitzt (z.B. 0.5 Sonnenmassen). Wir müssen also Entwicklungsalter und Zeitalter unterscheiden.

WR Sterne sind zeitlich gesehen noch jung (Millionen Jahre), aber wegen ihrer extrem großen Masse schon weit entwickelt, sozusagen "alt". Die haben im Innern schon einige Cyclen durchlaufen und deshalb bereits viel C, N, O produziert.

Warum haben sie außen keinen H mehr? Weil sie ihn weggeblasen haben.

Was hält einen Stern zusammen? Die Gravitation.
Was wirkt gegen die Gravitation? Rotation (Fliehkraft), thermischer Druck (Temperatur), Strahlungsdruck.
-> An ihrer Stabilitätsgrenze rotierende Sterne (schnelle Rotatoren) neigen dazu, H/He nach außen abzugeben (Be-Sterne).
-> Im Innern sehr heiße Sterne blähen sich auf (Überriesen).
-> Bei Sternen großer Masse und deshalb hoher Energieproduktionsleistung, die letztlich durch Abstrahlung nach außen abgegeben werden muss, kommt auch der Strahlungsdruck des Lichts als wichtiger Faktor hinzu. Das ist u.a. bei WR-Sternen der Fall. Durch inneres Aufheizen erzeugen sie so viel Strahlung, dass das Eddington-Kriterium überschritten wird: Die äußeren (H/He)-Schichten werden durch das aus dem Innern tretende Licht nach außen beschleunigt weggeblasen -> extremer Sternwind (P Cyg Profil), Massenverlustrate. Der nackte und extrem heisse Kern (C,O,N,...) kommt zum Vorschein, ist aber im optischen nicht sichtbar, weil der Wind optisch so dicht ist (der Stern liegt im lichtemittierenden Nebel verborgen, deshalb sehen wir bei WR 140 kein Kontinuum).
Der Vorgang wiederholt sich meist, weil durch den Verlust der äußeren "Dampf-Isolationsschicht" mehr Licht abgestrahlt wird, er kühlt sich ab (wandert im HR-Diagramm wieder nach links). Wird wieder heißer, wandert im HR-Diagramm nach rechts, bläst wieder H/He ab etc. So entstehen im HR-Diagramm die oft in der Literatur sichtbaren horizontalen Schleifen.
Diese Phasen erhöhten "Abdampfens" erzeugen dann im Umfeld dieser Sterne deformierte "Schalen" von Gas und Staub.

Irgendwann wird der Stern dann in einer Supernova dramatische Veränderungen erfahren. Das sind die typischen Supernova-Kandidaten.

Du kannst dir das vorstellen wie bei einem Kochtopf mit kochenden Wasser. Wenn innen der Druck zu hoch wird, hebt sich der Deckel und Dampf wird abgeblasen. Dann fällt der Deckel wieder für eine kurze Zeit zurück, um kurz danach wieder Dampf frei zu geben.

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Lothar

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PostPosted: 15. May 2008, 18:39:18 PM 
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Lieber Lothar,

danke vielmals, das hat mir geholfen! ich weiß wieder etwas mehr....:-)


herzlicher Gruß
Berthold


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PostPosted: 16. May 2008, 08:59:42 AM 
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Das ist viel, Hugo. Mißt du ohne Spalt? Laut simspec müsstest du den spalt sehr eng gestellt haben (auf 10 um), um über 2000 zu kommen.
Hallo Lothar

Du hast natürlich recht. Wahrscheinlich habe ich eine schlechte Linie erwischt. Meine Aufläsung beträgt 650.

Gruss

Hugo


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PostPosted: 18. May 2008, 14:44:24 PM 
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Hallo zusammen

Im Moment beschäftige ich mich ein wenig mit den WR Sternen. Der Vortrag von Thomas hat mich animiert mich damit zu beschäftigen. In seinem Vortrag gibt es eine Liste von einigen WR Sternen. Das Spektrum von WR 140 habe ich ja schon präsentiert. Vorletzte Nacht habe es mit WR 136 probiert. Dies ist ein WR Stern vom Typ WN 6. Im Anhang seht Ihr eine Gegenüberstellung dieser beiden Sterne. Ich hoffe das es euch gefällt.

Gruss

Hugo


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