Zitat:
in der Anlage die H_alpha-Linien-Profile von eps Aur in der Übersicht. Es tut sich immer etwas. Derzeit baut sich nach 2 Jahren wieder ein 'blue emission wing' auf.
In der hier gezeigten Abbildung sind Differenzspektren gezeigt. Sie wurden erzeugt aus der Differenz zwischen der "reinen" Absorptionslinie vom 23. Jan. 2006 (JD 2453759) und der gemessenen Linien.
Dahinter steckt ein Arbeitsmodell, das davon ausgeht, dass die photosphärische Halpha-Absorptionslinie durch Emissionen ausserhalb (über) der Photosphäre teilweise aufgefüllt wird. Wenn die Referenzlinie von JD 2453759 der photosphärischen Absorption nahe kommt, zeigen die Differenzspektren diese Emissionen im Umfeld des Überriesen.
Diese als "reine" Absorptionslinie gewählte Linie zeigt keinen auffälligen Emissionsflügel, ist aber nicht ganz symmetrisch. Wahrscheinlich enthält sie doch etwas rotseitige Emission. Habe aber im Momen leider keine bessere zur Verfügung.
Ausserdem ist auch nicht klar, ob die variable Absorptionsstärke (EW des Aborptionskerns der Linie) nur durch überlagerte Emissionen scheinbar verändert wird oder ob auch Selbstabsorption noch weiter "draussen" eine Rolle spielt. Die Linienprofile machen auf der roten Seite häufig einen starken Eindruck in Richtung shell-Spektren. Das wäre dann eine alternative Erklärung für die Variabilität: Die selbstabsorbierende Säulendichte variiert. Und dann haben wir 3 Effekte, die sich überlagern: Konstante photospärische Absorption, variable Emissionen und variable Selbstabsorption in der shell. Wenn Selbstabsorptiion in einer shell existiert, wird sie aber nicht durch einen expandierenden Sternwind erzeugt. Denn sonst müsste sie gegenüber den anderen photosphärischen Linien dopplerverschoben sein.
Wäre für Diskussionsbeiträge dankbar.
Bitte beachten, dass die Emissionen sehr schwach sind. Das F/Fc der Emissionsmaxima liegt um 1,1. Das ist eine ganz andere Grössenordnung wie das, was wir von unseren Be-Sternen gewohnt sind.
Liebe Grüsse
Lothar
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