Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Hallo,

ich habe mich in den letzten Wochen mit Mizar beschäftigt, um an einem bekannten und gut untersuchten Objekt meine Technik und Methodik zu entwickeln.
Also keine Angst, "die Community" interessiert sich nicht neurdings wieder für Mizar
Ich möchte hier über meine Erfahrungen berichten und auch ein paar Fragen loswerden. Die letzten Wochen waren wettertechnisch unglaublich. Fast jede Nacht gab es im Minimum 1 Stunde klaren Himmel für die Datensammlung. Die kurzen Nächte sind nicht wirklich ein Problem, man kann eigentlich schon in der späten Dämmerung messen. Unten die aktuelle Sammlung von RV-Werten für die beiden Komponenten, ohne Korrektur der Systemgeschwindigkeit und Zuordnung auf gleiche Phase. Die üblichen Statistikprogramme (SpecTSA, Peranso) liefern inzwischen auch Perioden von 20,6 Tagen - was so schlecht nicht ist.
Erste Frage: Ich würde gerne RV-Werte für geringe oder besser gesagt keine Linienaufspaltung bestimmen. Unten noch ein Bild mit zwei Spektren vom 24. und 25.05.14. Man sieht deutlich die Linienverbreiterung. Die getrennte RV-Bestimmung für beide Komponenten ist aber mit VSpec usw. nicht möglich. Das Grundprinzip der Analyse sollte ja eigentlich nicht so schwierig sein - gibt es dafür ein fertiges Softwaretool, oder muß ich selber basteln?

Grüße


Ulrich

Hallo Ulrich,
das wird noch viel besser wenn du erst mal einige Perioden mit deinen Messungen überdeckst. Du kannst mal versuchen, ob die FWHM schmaler (überlagerter oder phasenweise teilweise getrennter) Linien der beiden Komponenten mit der Phase korrelieren. Die breiten Balmerlinien sind weniger gut geeignet.
Besser könnte die Bisector-Analyse sein. Aber ich habe damit keine Erfahrung, weil ich diese Methode zu der Zeit, als ich mit Mizar beschäftigte, noch nicht kannte. Siehe das angehängte paper von Dall.
Für eine genaue Analyse der überlappenden Linien der beiden Komponenten von Mizar A benötigst du komplexere Methoden, die allerdings gut definierte Spektren benötigen mit S/N von > 500. Für die Auswertung stehen ja dann nur die Linienprofile zur Verfügung, die Auflösung R muss dann auch für alle Spektren möglichst gleich sein, damit die Profile nicht schon durch unterschiedliches R beeinflusst sind.
Ein review zu den disentangling-Verfahren von Hernsberg (2006) kann ich dir per Email schicken (ist zu groß um das paper hier einzustellen).
Ein Programm dafür ist beispielsweise KOREL. Den userguide hänge ich an. Darin ist viel erklärt. Weiteres und Zugang siehe http://www.asu.cas.cz/~had/korel.html
Schaue dir darauf auch die zitierten Übersichtsartikel an (http://de.arxiv.org/abs/0909.0172).
Schätze, damit wirst du eine zeitlang beschäftigt sein

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Ich stelle hier mal noch eine Erläuterung zu einem Auswerteprogramm ein, dass ich 2008 in MuPAD (heute in MathLab integriert) gebastelt hatte und mit dem ich interaktiv Bahnelemente bestimmen konnte. Später hatte ich noch eine interaktive least-square Optimierung einprogrammiert, die ich aber gerade nicht finde.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Außerdem gibt es ein Auswerteprogramm für Linux namens velocity. Das verwendet Optimierungsalgorithmen und gibt neben den Bahnelementen auch die stat. Fehler der Bahnelementwerte aus. Anbei ein damit erzeugter Phasenplot.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,

Danke für den Input! Ich habe neben der Halpha noch zwei markante Si-Linien im Spektrum, die eindeutig eher aufspalten. Die werde ich demnächst auch mal vermessen um in der Nähe des "Nulldurchgangs" etwas präzieser zu werden.
Eine weitere, eigentlich banale Erkenntnis war für mich, dass die Linienaufspaltung ja nich im Periastron und Apastron passiert, sondern auf den Bahnelementen dazwischen. Wir schauen ja mehr oder weniger auf die lange Achse der "8". Dadurch gibt es gerade im schnellen Periastron-Durchgang für den Beobachter praktisch (nur) einen Tag ohne Aufspaltung.
Mir kam dann die Frage, ob es bei der engen Passage zu "Gezeiteneffekten" auf den beiden Komponenten kommt, die möglicherweise im Rotationsprofil der Halpha sichtbar sind.
Ich sehe aber keine Unterschied in den Apastron und Periastron Profilen. War ja auch nur so eine Idee.
Hast Du einen Artikel oder Literaturtip, bei dem es um solche oder ähnliche Effekte geht?

Viele Grüße

Ulrich

Hallo Ulrich,
bei engen Doppelsternsystemen - erkennbar an den schnellen Umläufen in wenigen Tagen (P um die 2 d) - gibt es tatsächlich sehr komplexe Wechselwirkungen zwischen den Sternen. Dazu gehören Gezeiteneffekte, Massenaustausch, Temperatureffekte (die sich gegenüberliegenden Seiten der Sterne heizen sich auf durch die starke gegenseitige Bestrahlung). Ich habe da einiges an Literatur. Suche ich dir zusammen, wenn ich wieder zu Hause bin.
Diese Gruppe spektr. Doppelsterne waren (und sind) meine Zielgruppe, weshalb ich mich überhaupt auf die Echelle-Spektroskopie gestürzt hatte.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,

genau, an Echelle muß ich in letzter Zeit wieder öfters denken. Ich wollte dieses Jahr ja mit einem Selbstbauprojekt beginnen - wird langsam Zeit. Unten eine Spektrensammlung vom Mizar Periastron, die ich mir immer wieder gerne anschaue. Man kommt dann logischerweise auf die Idee das mal 2...3 lange Nächte im Winter mit möglichst vielen Spektren abzudecken.Das geht bei mir nur bedingt, weil unser Haus Richtung Norden die Sicht versperrt. Ich bin seit der Konferenz in Köln aber mit Bernd Bitnar und Christian Brock im lockeren Kontakt geblieben. Wir planen ein Treffen im August um über eine mögliche Zusammenarbeit zu reden und vielleicht auch meinen Spektrographen an das 16" SCT der Sternwarte Gönnsdorf zu koppeln. Vielleicht ergibt sich daraus ja noch etwas Messzeit. Von Berlin nach Sachsen geht ja relativ schnell.
Wenn man über durchgegende Messzeit an zirkumpolaren Objekten nachdenkt, kommt man automatisch auf die etwas ambitionierte Idee, Messzeit nördlich des Wendekreises zu organisieren. Bei der Suche nach norwegischen oder schwedischen Amateurastronomen habe ich nicht wirklich etwas im Netz gefunden. Klingt etwas verrückt - trotzdem - kennt da jemand Fachkollegen im hohen Norden??

Viele Grüße

Ulrich

Moin Ulrich,
eure Initiative wird sicherlich in Dresden auf fruchtbaren Boden fallen.
Denn ich hatte vor Jahresfrist schon mal Kontakt mit den Dresdenern, der aber
eingeschlafen ist;
http://spektroskopieforum.vdsastro.de/v ... den#p24373

Gruß
Rainer

Die beiden nördlichsten Kollegen, die ich kenne sind
Knud (den ich übermorgen treffe )
und Robin. Aber beide leben noch südlich des nördlichen Polarkreises.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Kollegen,

kurze Meldung vom Mizar-Projekt. Eine Beschreibung des Projektes befindet sich inzwischen auf der Fachgruppen-Homepage beim Mizar-Projekt im Unterordner "Projektbeschreibung".
Bisher haben wir es noch nicht geschafft eine klare Nacht in der Nähe des Periastrons zu bekommen, um einmal eine möglichst lange Zeitserie aufzunehmen. Der nächste Termin ist der 19.01.15
In der Zwischenzeit werden unter anderem noch bestehende Daten gesichtet und überarbeitet.
Ich hatte ja mal das Problem angedeutet RV-Werte bei kleinen Linienaufspaltungen zu messen. Angeregt durch verschiedene Veröffentlichungen, habe ich jetzt einfach mal ein Mizar-Spektrum mit sehr geringer Linienaufspaltung benutzt, um die Linienaufspaltung zu simulieren. Prinzip: Das Spektrum mit der Halpha-Linie auf die theoretische Wellenlänge verschoben (6562,852), skaliert (1x 48%, 1x 52%), jeweils positiv und negativ in der Wellenlänge verschoben und dann wieder zusammengesetzt. Das Ganze solange gemacht, bis eine möglichst gute Übereinstimmung mit dem zu untersuchenden Spektrum erreicht wird. Teilweise ergibt das erstaunlich gute Übereinstimmungen mit den realen Spektren.
Ich habe diese Methode benutzt und bin noch mal durch den Datensatz vom letzten Jahr gegangen. Für den Phasenbereich bis 0,5 ergab das eine deutliche Verbesserung, oberhalb von 0,5 nur teilweise. Insgesamt aber ein Fortschritt. Nächster Schritt ist eine etwas genauere Betrachtung der Intensitätsverhältnisse in den Linien-Aufspaltungen.

Grüße

Ulrich

Hallo Ulrich,
Ich gehe davon aus, daß du die RV-Werte von Mizar a und Mizar b getrennt ermitteln willst. Die Balmerlinien des Wasserstoffs werden besonders stark durch den Starkeffekt verbreitert, wodurch sie zum Bestimmen der RV-Werte nicht gerade besonders geeignet sind. Zusätzlich wird die Sache noch dadurch erschwert, daß der innere Teil der H-Linien in den äußeren Schichten der Sternatmosphäre erzeugt wird, in denen man mit stärkeren Bewegungen rechnen muß.
Warum nimmst Du nicht die Si oder Fe-Linien?
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,

als ich im März letzten Jahres mit den RV-Messungen aus Spaß angefangen hatte, war die Spektrenqualität durch Faserrauschen usw. noch recht fragwürdig. Halpha-Aufspaltung erschien mir da halt als der stärkste Effekt. Die Si-II Absorptionslinien zeigen zwar deutlich früher eine Aufspaltung als Halpha, sind aber doch deutlich schwächer. Lothar hatte mich zwischendurch auch schon auf den "Makel" meiner Methodik hingewiesen. Ich werde auf alle Fälle den Datensatz auch noch mal über Si auswerten. Ansonsten soll das Projekt aber eigentlich nicht das wiederholen, was andere schon deutlich besser gemacht haben - abgesehen vom Lerneffekt.
Das Interessante wäre gerade, wenn man über Halpha noch andere Effekte als RV sehen würde, die vielleicht auch einen Bezug zum Orbit oder eben Mizar Aa oder Ab haben. Gerade weil Halpha Druck, Rotation usw. zeigt. Beim Auswerten der Spektren sieht man leichte Intensitätsunterschiede in den aufgespaltenen Linien von Si bis Halpha. Das scheint den Komponenten zuordenbar zu sein - aber auch nicht immer. Wäre schön, wenn man Aa und Ab mehr "Gesicht" geben könnte.

Viele Grüße

Ulrich

Hi Ulrich

Wo genau findet sich das? Ich finde im Menü keinen Punkt "Mizar-Projekt" oder so...

Danke!

Gruß,
Daniel

_________________
Daniel P. Sablowski

https://www.kunstmann.de/buch/axel_hack ... 42000/t-2/
https://dpsablowski.wordpress.com
https://github.com/DPSablowski
https://www.aip.de/mitglieder/dsablowski/

Hallo Daniel,

im Ordner "Mizar" bei Projekte der Unterordner "Projektmanagement", die Datei heißt Projektbeschreibung, nicht der Ordner - Sorry.
Mehr steht auch noch nicht drin - soll aber bald folgen.

Gruß

Ulrich

Ulrich, das ist unauffindbar! Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
du mußt auf der neuen Fachgruppenseite nachschauen. Leider fehlt auf der alten Seite ein Link zur neuen. Man kann sie aber googeln.
Viele Grüße
Christian

Thomas,

Sorry - jetzt dämmert es . Das ist die Testseite (!) von Gerrit. Die ist ja noch nicht offiziell, vermute ich:

http://spektroskopie.vdsastro.de/

und da etwa in der Mitte

Gruß Ulrich

Ja, Ulrich, die Seite existiert offiziell noch gar nicht. Die muss ja erst fertiggestellt und dann noch durchgetestet werden.

Gruß, Thomas

Und ich dachte schon ich müsse an mir zweifeln...

_________________
Daniel P. Sablowski

https://www.kunstmann.de/buch/axel_hack ... 42000/t-2/
https://dpsablowski.wordpress.com
https://github.com/DPSablowski
https://www.aip.de/mitglieder/dsablowski/

Hallo Christian,

es gibt einen sehr schönen Artikel in der letzten SuW:

http://www.spektrum.de/alias/welt-der-w ... en/1322508

in dem es um die Variabilität von Sternen in Mehrfachsystemen geht. Die Untersuchungen basieren auf Daten der Keppler-Mission. Ich weiß nicht, ob die Gezeitenkräfte bei Mizar ausreichen photometrische oder spektrale Variationen zu verursachen und diese mit unseren Mitteln messbar sind. Da ich keine Chance bei den photometrischen Effekten sehe, sollte es über spektrale Effekte, wie Linienverhältnisse oder Formen gehen. Das Projekt steht aber noch total am Anfang.
Wenn ich mir in Lothars Mizar-Veröffentlichung die Datensammlung anschaue, bilde ich mir ein, dass die Variation der RV-Werte im Phasenbereich 0,5...1 größer ist, als zwischen 0...0,5. Das deckt sich mit meinen Erfahrungen in meinem Datensatz. Kann auch ein eingebildeter Effekt sein oder messtechnische Ursachen haben. Im Phasenbereich 0,5...1 werden die Sterne Richtung Periastron beschleunigt.

Grüße Ulrich

Hallo Kollegen,

kurzer Bericht von der Projektfront. Wir haben die klaren Nächte in den letzten Wochen für diverse Aktivitäten genutzt. Ganz unten ein Screenshot von unserem Excel Projekt-Journal.
In der Nacht vom 12./13.02. bin ich mit meinem Czerny-Turner nach Gönnsdorf bei Dresden und habe mit Christian Brock über die volle Nacht 29 x 20 min Spektren von H-Alpha und Si II eingesammelt. Das Seeing war zu Beginn der Nacht verheerend, wurde dann aber schnell besser. Eine Änderung der Linienaufspaltung war praktisch nicht messbar, dafür ändert es sich in diesem Phasenbereich auch zu langsam. Es ist aber unter anderem ein 3h Spektrum mit ausgezeichneter Statistik (> 500) entstanden (s.u.). Da wird einem erstmal klar wie verrauscht die anderen Spektren tatsächlich sind. Man erkennt dort auch die Linienaufspaltung schwächster Absorptionslinien vom Fe. Am nächsten Tag ist Christian von der Sternwarte direkt zur Arbeit, ich das Gleiche nach Duschen und Rasieren auf der Autobahn Diese Aktionen wollen wir für ausgewählte Messaufgaben wiederholen.
Inzwischen sind neben Halpha natürlich auch andere Spektralbereiche von MizarA interessant. Ohne Eshel kann man sich auch mühsam hochaufgelöst mit einem Czerny Turner durch den Spektralbereich arbeiten. Ging einfacher als gedacht. Ganz unten die graphische Darstellung des Ergebnisses. Bei der Auswertung habe ich dann erstmalig im eigenen Spektrum die nicht dopplerverschobenen Na-Linien aus dem interstellaren Bereich wahrgenommen. Bernd Bitnar steuert trotz aktuellem Ärger mit seiner Kamera dann auch noch Spektren bei. Er scheint mit seinem Lhires und C8 empfindlicher zu sein, als ich mit 10" LX 200 und Faserkopplung.

Am 15.02. war dann noch gemeinsames Projekttreffen im Paltzsch-Nuseum in Dresden. 5h (!) vergingen wie im Fluge bei
- Workflow VSPEC für Schüler (Enrico Gerlach, Christian Brock)
- Algol-Projekt von Bernd
- Mizar Projektstrategie

Macht Spaß

Viele Grüße Ulrich

Hallo Ulrich,

zu dieser Arbeit kann man nur gratulieren!
Zeigt auch wie wichtig es lange drauf zu halten um ein gutes S/N zu erhalten.

Gruß
Siegfried

Hallo Siegfried,

Danke für das Statement!
Inzwischen sind weitere Datensätze über größere Bereiche des Mizar-Spektrums entstanden und ich frage mich, warum ich/wir das nicht früher gemacht haben.
Jetzt geht es auch zunehmend um die nicht ganz einfache Linienidentifikation. Die Möglichkeiten von VSPEC helfen da nur begrenzt. Mehr geholfen hat mir eigentlich der Spektralkatalog von Richard Walker. Gibt es da eigentlich professionelle Datenbanken, auf die man zugreifen kann? Scheinbar müssen wir tatsächlich unsere eigenen Datenbank in Schwung bringen - habe da zumindest ein schlechtes Gewissen.

Grüße

Ulrich

Hallo Ulrich, auch von mir Gratulation zu diesem Projekt. Das ist eine gute Referenz für zukünftige Messungen. Einige Profis werden an sowas interessiert sein, ich denke allein an Gregor Rauw in Liège und seine Oe-Sterne. Wir sollten uns in Freiburg dazu mal austauschen.

Gruß, Thomas

Hallo Ulrich,

um auf Deine Frage einzugehen:

http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html

Gut ist auch das Buch "Stellar Spectral Classification" von Gray & Corbally.

Weiter so!

Gruß,
Daniel

_________________
Daniel P. Sablowski

https://www.kunstmann.de/buch/axel_hack ... 42000/t-2/
https://dpsablowski.wordpress.com
https://github.com/DPSablowski
https://www.aip.de/mitglieder/dsablowski/

Hallo Ulrich,

wenn ihr wollt kann ich euch meine früher gemessenen Spektren von Mizar überlassen. Da sind die Ha, Fe und Si Linien aufgenommen (und ausgewertet). Wenn ihr solche älteren Daten in eure Auswertungen übernimmt, werden bestimmte Bahnparameter viel genauer berechenbar, weil eben die Zeitbasis (die Anzahl der beobachteten Perioden) viel größer ist.
Außerdem kann ich euch noch andere Auswertemethoden zeigen.

Bei Interesse können wir das in Freiburg besprechen.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,
hallo Thomas,

klingt nach einem kleinen "Sattelite Workshop" in Freiburg - gerne. Bernd Bitnar wird auch da sein.
Lothar, "ältere Spektren" nehmen wir sehr gerne , ich hätte eh noch gefragt - Danke für das Angebot!
Inzwischen hat sich Bernd mit seinem Spektrographen sehr gut eingeschossen und produziert ebenfalls RV-Werte.
Bahndaten ermitteln ist aber nur ein Teilaspekt des Projektes, weil von anderen Kollegen bereits sehr gut abgearbeitet .
Die nächsten Projektschritte sind:
1. Detailanalyse und Verständnis des gesamten Spektrums,
2. Differenzierung zwischen Mizar Aa und Ab
3. Suche nach bahnabhängigen Merkmalen.

Es geht ziemlich langsam aber stetig voran.

Viele Grüße

Ulrich

Hallo,
Sky & telescope beschäftigt sich ebenfalls mit zet UMa:
http://www.skyandtelescope.com/observin ... =246902975
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,

vielen Dank für den Link. Die Aufnahmen von den Photoplatten der Erstentdeckung ist schon beeindruckend. Damals hat man die ja noch teilweise selber gemacht.
Die Darstellung der Orbits im Bild darunter finde ich allerdings etwas fragwürdig.
Christian Brock und ich hatten am 18./19.03. wieder eine Nacht am 16" in Gönnsdorf verbracht. Inzwischen gibt es etwas Routine bei der Zusammensetzung großer Spektren aus Teilspektren mit hoher Auflösung. Unten ein Gesamtspektrum, dass aus 8 Teilspektren entstanden ist. Das was da so verrauscht aussieht, sind in Wirklichkeit hochaufgelöste Einzellinien.
Ich muß meine Aussage weiter oben zurücknehmen. Na ist nicht interstellar, sondern gehört zum Mizar A System. Im zweiten Spektrum sieht man sehr gut die Aufspaltung.
Im Spektralatlas 4.0 von Richard Walker findet sich unter "Übersicht und Merkmale stellarer Spektralklassen" der Hinweis, dass Na bei heißen Sternen (ca. A - O) zwingend interstellar sein muß, weil neutrales Na bei den Temperaturen kaum vorhanden sein kann. Scheint hier wohl ein Grenzfall zu sein. Einer der Punkte, die wir uns noch genauer anschauen müssen.
Uns fehlt jetzt noch ein solches "Superspektrum" für den Phasenbereich < 0,5 , damit wir Aa und Ab besser vergleichen können.

Grüße

Ulrich

Hallo Ulrich,

zur Klassifizierung von Mizar A

http://iopscience.iop.org/1538-3881/126 ... 6_4_2048.p

und B

http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph- ... etype=.pdf

zwei evtl. nützliche Papers (von bekannten Autoren wie R. O. Gray und C. J. Corbally).

Gruß,
Daniel

_________________
Daniel P. Sablowski

https://www.kunstmann.de/buch/axel_hack ... 42000/t-2/
https://dpsablowski.wordpress.com
https://github.com/DPSablowski
https://www.aip.de/mitglieder/dsablowski/

Wir danken!

Gruß

Ulrich

Hallo Ulrich,

ich hatte damals, als ich das System spektroskopisch beobachtet habe, auch alte Daten aus der Literatur gesammelt. Bis in's 19te Jahrhundert zurück und auch teilweise in meine Auswertungen zu den Orbitalelementen übernommen. Da muss man höllisch aufpassen, weil zwischendrin sich die Kalender bzw. die Bezugsuhrzeiten geändert haben. Kann ich euch alles geben. Ist nämlich interessant, wie präzise das Uhrwerk läuft und wie genau man schon um die Jahrhundertwende 19/20 messen konnte. Wobei die Auswertung damals recht schwierig war, teilweise grafisch erfolgte. Habe auch spasseshalber die alten Methoden selbst angewandt, ist wirklich interessant und man gewinnt ein tieferes Verständnis für die mathematischen Hintergründe. Da gibt's das alte Büchlein von Robert G. Aitken, The binary stars, 1935. Ist noch antiquarisch als Nachdruck von 1963 zu erhalten. Darin sind viele Auswertemethoden beschrieben, wie man aus den Linien-Aufspaltungen bzw. RV's die Orbitalelemente berechnen kann.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,

war eben mal kurz bei Amazon und hab mir eine gebrauchte Variante von "The binary stars" für gute 20 € geordert. Danke für den Tip!
An den Spektren wären wir sehr interessiert. Eine Variante wäre ein Austausch auf der ASPEKT in Freiburg. Wir haben ansonsten ein Projektlaufwerk auf Google Drive. Dort kann man auch komfortabel Daten austauschen und sich bisherige Ergebnisse anschauen. Dazu müsstest Du Dich allerdings bei GoogleDrive anmelden. Freigeschaltet haben wir Dich ja schon.
Wenn man sich mit Mizar beschäftigt hat man zwangsläufig das Gefühl auf eine spezielle "Uhr" zu schauen. Wenn ich Android-Apps programmieren könnte, hätte ich mir schon einen Mizar-Timer für das Smartphone gemacht.

Viele Grüße

Ulrich

Hallo,

die Natrium Linien im Mizarspektrum kommen meines Wissens nicht von den Sternen, um die es hier geht, sondern sind aus dem Interstellarraum. Von daher ist mir unklar, wieso auch diese Linien in den (auch auf der Tagung) gezeigten Spektren unter geeigneten Bedingungen ein Geschwindigkeitsprofil erkennen lassen. (?)

berthold

Hallo Berthold,

weil die beiden Na-Linien exakt das gleiche Verhalten zeigen wie die sonstigen Absorptionslinien der beiden Sterne müssen sie mit diesen Sternen direkt assoziiert sein. Vermutlich gibt es kühlere Bereiche der Sternatmosphären, wo auch NaI-Atome vorhanden sind. Diese Bereiche müssen aber mit den beiden Sternen assoziiert zusammen mit um den Systemschwerpunkt rotieren, sonst wäre das gleiche Verhalten nicht möglich.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo,

ich hatte in meinem Mizarprojekt die Na-Linien nicht systematisch beobachtet, weil ich davon ausgegangen war, dass sie interstellar sind und deshalb keine Aufspaltung zeigen sollten.

Jetzt, im Nachhinein, finde ich unter meinen vielen Messungen eine vom 10. Mai 2008, bei der ich neben den anderen Sternlinien ausnahmsweise auch die beiden NaD Linien gemessen hatte, die eine Aufspaltung von 1,7 Angström zeigen, ähnlich den Balmerlinien und sonstigen Fe- oder Si-Linien, die zum gleichen Zeitpunkt 1,9 Angström auseinander lagen...
Damals war mir das nicht aufgefallen (weil ich die NaD-Linien nicht beachtete).

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo,

Christian Brock hat einen sehr interessanten Artikel über Untersuchungen zur Häufigkeit von Na in AxV Sternen gefunden.

http://arxiv.org/pdf/0907.1329v1.pdf

Bereits der Einleitung kann man entnehmen, dass Na I Linien recht normal sind.
In dem Zusammenhang geht es auch immer wieder um die Rotationsgeschwindigkeit der A-Sterne.
Lothar, kannst Du uns sagen, wie wir an diesen Wert kommen. Das Grundprinzip ist mir schon klar. Ich sehe da nur kein Profil, dass man bei Mizar anfitten könnte. Das ist doch alles Voigt Profil....

Grüße

Hallo,

hier noch schnell die Profile aus dem Beitrag in Freiburg.
Die Vorträge werden ja eh noch veröffentlicht.

Grüße

Ulrich

Hallo Ulrich,

da muss ich mal tief in mich gehen. Hatte vor Jahren mich in zwei Zusammenhängen mit der Rotation bzw. Modellierung von Sternspektren befasst, wobei mir Otmar auch den Zugang zu vorausberechneten Sternspektren ermöglichte.
Der eine Versuch war die Absorptionskomponente der Halpha-Linie in den Emissionsspektren der Be-Sterne zu modellieren. Dazu mache ich gleich einen extra-thread auf.
Der andere war die Rotatonsgeschwindigkeit von schnell rotierenden Sternen aus dem Linienprofil zu erhalten, auch im Vergleich zu Modellrechnungen, wieder mit starker Unterstützung von Otmar. Das setzt allerdings voraus, dass die Linienbreite und ihr Profil überwiegend durch die Rotation bestimmt wird und weniger durch Druckverbreiterung und Turbulenz.

Ich versuche was brauchbares für die Anwendung auf die MizarA-Spektren zu finden. Im Zustand der maximalen Linienaufspaltung sind die schmalen Linien (Fe, Na, Si...) schon ziemlich weit getrennt, so dass die Chance besteht, etwas über die Physik der Oberflächen der beiden Komponenten zu erfahren (g, Teff, Rotation etc.).

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,

es gibt eine Spektrendatenbak "ELODIE" mit hochaufgelösten und präzise kalibrierten Spektren:

http://atlas.obs-hp.fr/elodie/

In dieser Schatzkiste gibt es auch Mizar :

http://atlas.obs-hp.fr/elodie/fE.cgi?c=o&o=Mizar

Für die Überprüfung von Modellrechnungen vermutlich besser geeignet.

Viele Grüße


Ulrich

Ja, Elodie ist eine sehr gut brauchbare datenbank von Echelle-Spektren unterschiedlichster Sterne. Habe ich schon oft verwendet.

Könnte man in eine solche Auswertung mit einbeziehen. Eigentlich auch in Bestimmung von Orbitalelementen und weiteren Eigentümlichkeiten des MizarA-Systems.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo,
schau mal hier:
http://spektroskopieforum.vdsastro.de/v ... kel#p25305
Viele Grüße
Christian

Hallo zusammen,

hier mal ein erstes Ergebnis bzgl. der Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit der beiden Komponenten von Mizar A. Laut Literatur handelt es sich um fast gleiche (Zwerg)Sterne der Spektralklasse A2V (sie haben fast die gleiche Masse und haben sich deshalb vermutlich etwa gleich schnell entwickelt).

Nehme ich für diese Klasse typische Werte für die effektive Temperatur (9000K), Makroturbulenz = 4 km/s und Gravitation (log g = 4.0) sowie für die Systemgeschwindigkeit -6 km/s und mit diesen Werten berechnete synthetische Spektren, wobei anschließend das Spektrum des nicht rotierenden Modells mit Rotationsprofilen unterschiedlicher vsini gefaltet werden, ergeben sich theoretische Spektren, die mit den gemessenen verglichen werden können.

Im Anhang das Spektrum von Mizar A (von Ulrich Waldschläger gemessen), zu einem Zeitpunkt mit hoher Linienaufspaltung im Bereich der NaD-Linien. Beide NaD (5890 und 5896 Angström) sind schön aufgespalten und fast getrennt.

Im zweiten Bild sind die berechneten Spektren dieser Messung gegenübergestellt, wobei die äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit vsini zu 20, 40 und 60 km/s variiert wurde. Man sieht, dass die Rotationsgeschwindigkeit beider Sterne etwa gleich ist (gleiche Linienbreite) und etwa bei 30 km/s liegen sollte.

Die Literatur gibt Werte bis 25 km/s an.
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-i ... s#lab_meas

Solche berechneten Spektren können mit den Werkzeugen auf der website http://pollux.graal.univ-montp2.fr/ erzeugt und heruntergeladen werden.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Noch einige Erläuterungen zu meinem vorstehenden Beitrag:

Die Rotation eines Sterns bewirkt eine sogenannte Rotationsverbreiterung der photosphärischen Absorptionslinien. Diese Verbreiterungskomponente kann berechnet werden. Man erhält eine Art PSF (Point Spread Function), mit der ein theoretisches Spektrum, das keine Rotationsverbreiterung enthält, gefaltet werden kann. Siehe erster Anhang.

Sowas kann man in Midas machen oder einfacher durch Convolution-Werkzeuge im Internet. Beispielsweise eignet sich dafür die POLLUX-Datenbank http://pollux.graal.univ-montp2.fr/.

Im ersten Anhang sind die Natriumlinien eines A2V Sterns dargestellt. Berechnet für Teff = 9000K und Makroturbulenz = 4km/s sowie log g = 4.0 (blaues Spektrum). Ein Apparateprofil von 0,5 Angström (wie bei Ulrichs Spektrograf vorhanden) ist eingerechnet. Temperatur- und Druckverbreiterung ergeben alleine noch relativ schmale Absorptionslinien (blaues Spektrum). Rechnet man noch ein vsini = 20 km/s für die Rotation ein, werden die Linien dadurch deutlich verbreitert (grünes Spektrum).
Wird vsini weiter gesteigert werden auch die Linien breiter (dritter Anhang). Das Linienprofil ist also durch die Rotationsverbreiterung dominiert.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,

komme gerade aus der Mizar-Nachtschicht mit neuen Spektren
Das finde ich sehr interessant, was Du da vorgelegt hast. Wenn ich mir Vergleich.pdf anschaue, würde ich auch einen Wert zwischen 20 und 40 km/s abschätzen.
Wenn man die Kurven übereinanderlegt und an den Parametern dreht, wird es vermutlich auch noch etwas genauer. Wäre toll, wenn man so kleine vsini-Werte damit evaluieren könnte.
Ich werde in den nächsten Tagen mal versuchen mit dem Tool etwas vertrauter zu werden.
Ich habe immer noch den Eindruck, dass die Liniendifferenz der nicht aufgespaltenen Na-Linien größer ist, als die der getrennten Linien. Übernächste Nacht wäre wieder eine Gelegenheit für keine Aufspaltung. Mal sehen, ob mir das Wetter wohlgesonnen ist.
So schnell noch etwas Schlaf...

Viele Grüße

Ulrich

Hallo Ulrich,

das Übereinanderlegen habe ich auch noch vor. Aber im Moment habe ich noch Schwierigkeiten mit den Formaten aus dem POLLUX-Tool. Um mit ihnen in Midas rechnen zu können (z.B. Verschiebungen) muß ich sie ohne Informationsverlust (Auflösung) in Midas-geeignete 1d-Formate bringen (.bdf oder .fit). Da hakt es noch.
Erst dann werde ich die Parameter genauer justieren und das ganze auch auf andere Linien von Fe und Si anwenden. Und auch auf von mir früher gemessene Spektren von Mizar und anderer Sterne.

So kann man -auch ohne eigene Sternwarte und aktive Beobachtungen- sich noch jahrelang mit den selbst gemessenen Spektren beschäftigen. Es wird nie langweilig.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Mit den Parametern
Teff = 9000 K, logg = 4.0, Makroturbulenz = 4 km/s, [Fe/H ]= 0.5, Systemgeschwindigkeit = -6 km/s, Apparateprofil = 0,5 Angström
und vsini = 40 km/s
ergibt sich die gleiche FWHM (1.1 Angström) der berechneten und der gemessenen NaD-Linien. Allerdings musste ich die EW (Intensität) der Absorptionslinien um den Faktor 2 vermindern, damit sich die NaD-Linien einigermaßen dem Profil nach decken (siehe Anhang). Die berechneten sind also zu stark berechnet. Da muss ich wohl noch an den Parametern drehen (vermutlich Metallizität [Fe/H] mindern oder Teff anheben), damit das berechnete und das gemessene Spektren (jeweils der beiden Komponenten des SB2-Systems MizaA) übereinstimmen. Das kann sich auch auf das Profil, also die FWHM und damit auf das resultierende vsini, auswirken. Vsini=40 km/s ist also mal ein vorläufiges Ergebnis.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Das beste Ergebnis bekomme ich mit folgenden physikalischen Parametern für die beiden A2V Komponenten von Mizar A (anhand des getrockneten Spektrums von Ulrich Waldschläger vom 13.4.2015:

Teff = 9400 K, logg = 4.4, Mikroturbulenz = 2 km/s, Makroturbulenz = 4 km/s, Systemgeschwindigkeit = -6 km/s, Apparateprofil 0,5 Angström, [Fe/H] = -0.5.

Die FWHM der gemessenen Linien von ca. 1,1 Angström wird am besten repräsentiert mit einer Rotationsgeschwindigkeit vsini = 35 km/s +- 5 km/s, wobei 40 (FWHM 1.4) und 30 km/s (FWHM 0.96) schon deutlich andere FWHM ergeben.

Auch die EW und die Form der NaD-Linien werden relativ korrekt wiedergegeben. Siehe Anhang.

Bei Gelegenheit werde ich die Methode noch mit anderen ungesättigten Linien des Spektrums von Mizar A vom 13.4.2015 durchführen.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Noch einige Folgerungen aus der Betrachtung der NaD-Linienprofile:

• Es ist verblüffend, dass beide Sterne praktisch die gleiche Rotationsgeschwindigkeit haben (gebundene Rotation?).
  Eine Komponente scheint etwas heisser zu sein. Ihre NaD-EW ist geringfügig geringer wie beim Partnerstern.

Bin gespannt, ob das sich auch bei anderen Linien bewahrheitet.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,
warum probierst Du es nicht mal mir der Fouriertransformation? Ich habe es mal vor längerer Zeit mal an einem Beispiel ausprobiert und ganz vernünftige Ergebnisse erhalten. Allerdings sollte die Rotationsgeschwindigkeit nicht zu klein sein.
Viele Grüße
Christian