Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Hallo,

Malin Moll und ich möchten hier eine Diskussion starten zur Interpretation von Spektren und Profilen.
Uns geht es darum, welche Informationen man aus einem Profil gewinnen kann. Dazu haben wir einmal eine Skizze erstellt, wo ein (Ha-Be) Profil dargestellt ist und die uns relevant erscheinenden Punkte und Flächen markiert.
Es kann gut sein, dass dort auch noch etwas fehlt. Und es gibt ja auch noch andere Profile, die wir später betrachten können.
Damit es einigermaßen übersichtlich bleibt, wollten wir nacheinander jeweils einen Punkt oder eine Beziehung herauspicken und diese dann besprechen.
Hier anfangen möchte ich mit den Punkten Av und Ar, welche die Breite der Absorption begrenzen. Theoretisch kann man hier doch die Rotation bzw. v sin i abschätzen (Was wir später noch aufgreifen wollen/können). Aber praktisch wird dies, wie ich gelesen habe (bei Spektralklasse O, B) an Si und He Linien zwischen 4000 und 5000 Angström mit Hilfe der FWHM gemessen.
Relevanz haben diese Punkte bei der EW, da sie den Integrationsbereich vorgeben.
Gibt es noch andere Beziehungen oder Möglichkeiten Erkenntnisse aus ihnen zu gewinnen?

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo!
Wie Christoph schon geschrieben hat möchte ich mich an dieser Diskussion gerne beteiligen! Da dies mein erster Beitrag ist möchte ich mich kurz vorstellen: ich besuche die Oberstufe eines Gymnasiums und habe mit Christoph zusammen vor ca. einem Jahr begonnen mich mit der Spektroskopie auseinander zu setzen. Für Astronomie interessiere ich mich schon einige Jahre und bin seit 2012 Mitglied der Sternwarte Lübeck. (Und eine kleine Randbemerkung, da der Name sehr häufig fehlinterpretiert wird: Malin ist ein schwedischer Mädchenname )

Ich freue mich darauf hier weiter dazu zu lernen!!

Viele Grüße
Malin

Hallo ihr zwei, erst mal große Freude über Verstärkung durch neue Frauenpower (Malin oder Målin?). Wir ollen Kerle stehen doch schon kurz vor der Demenz.

Keine Reaktion hier!! Das scheinen brandgefährliche Fragen zu sein deren Falschbeantwortung zur sofortigen einstweiligen Erschießung führen...
Ich meine, die Breite der flachen Einsenkung Av - Ar ist photsphärischen Ursprungs und wird durch die Sternrotation v sin i bestimmt. Sicher nimmt man zwar lieber reine Absorptionslinien, doch wenn man schon bei Halpha sitzt, bietet sich das an.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas und Malin,

kann man denn aus Av und Ar einfach auf v sin i schließen? Nach vielen Papern (z.B. F. Fekel: Rotational Velocities of B, A, and Early‐F Narrow‐lined Stars (2003) NASA Astrophysics Data System) wird scheinbar die FWHM genutzt und dies wäre ja die FWZH.

Eine weitere Sache wäre, ob die Absorption vom Be Stern oder einem Begleiter kommt. Dies kann man dann Bei gänzlich unterschiedlichen Klassen (z.B. VV Cep) sicher am Spektrum festmachen. Könnte man sonst nach einer Dopplerverschiebung (Ich glaub war dann bei einer Linie SB1 Typ?) im Datensatz gucken?!


Eine Annahme:
Es führt eventuell schon ein wenig von nur den beiden Punkten (Av,Ar) weg. Aber wenn man bei der Scheibe kinematisch von den Keplergesetzen ausgeht, dann bedeutet das ja schon einmal, dass die Scheibe nicht den Äquator vom Stern berühren kann, da der Stern schneller rotiert.

Ist dies so richtig, oder verschmieren die Geschwindigkeiten (Also die Begrenzung der Linien in Lambda) durch Überlagerung der Emission und Absorption, sowie anderen Effekten, wie z.B. der Druckverbreiterung?

Viele Grüße und CS
Christoph

Oh Korrektur, statt FWZH meinte ich FWZI...

ich sollte schlafen gehen...

Christoph

Hallo!

Malin! ohne Kringel

Was mir bei der Rotationsgeschwindigkeit noch nicht so ganz klar geworden ist bzw. was ich mir nicht wirklich vorstellen kann, ist der Einfluss der Achsenverkippung des Sterns zum Beobachter und die damit verbundenen Probleme der Messung. Mir ist zwar klar das es einen Unterschied macht ob wir auf den Äquator des Sterns gucken oder auf den Pol aber so recht begreiflich machen kann ich mir das nicht..
Sieht man dabei auch veränderte Profile im Spektrum oder ist es (fast) unmöglich die Lage der Sternachse zu bestimmen und können daher nur ungenaue Werte angegeben werden?
Wenn es eher schwierig ist die genaue Rotationsgeschwindigkeit zu errechnen, schließe ich mich Christophs Frage an ob Av und Ar für solch eine Berechnung ausreichen.

VG
Malin

Hallo,
Die Achsenneigung ändert das Profil nicht, man sieht aber nur die Komponente v_rot sin i, d.h. das ganze Profil wird einfach um den Faktor sin i schmaler.
Daher ist die Bestimmung der Achsenneigung aus dem Profil leider i.a. nicht möglich. Spektroskopisch messen kann man also nur v sin i. Die Achsenneigung kann man trotzdem in manchen Fällen bestimmen. Dazu müssen die Rotationsperiode und der Radius des Sterns bekannt sein. Damit lässt sich v_rot bestimmen und mit dem gemessenen v sin i die Neigung i.
Av und Ar reichen aus, um v sin i zu bestimmen. Allerdings ist Halpha dazu nicht geeignet: Die Breite von Halpha ist i.a. durch Druckverbreiterung bestimmt, die Rotation trägt dazu meist nur wenig bei. Bei Überriesen (geringer Druck in der Atmosphäre) kann das anders sein, aber diese Sterne rotieren auch nur langsam.

Herzliche Grüße,
Otmar

Hallo Otmar,
aber ohne Korrektur anderer linienverbreiternden Effekte doch eher nur als Abschätzung?!


Dann ist also meine Annahme oben so nicht richtig, da wir bei der Emission hauptsächlich eine Dopplerverbreiterung im Sinne der Rotation haben und bei der Absorption eine Druckverbreiterung. Könnte man dann immerhin grob auf die Leuchtkraftklasse schließen?

Für einen Vergleich der Geschwindigkeit zwischen Sternrotation und innerster Scheibenrotation könnte man dann also die Emission und einige He Linien (nach Slettebak) nutzen?

Dann gibt es ja noch Modelle, womit es gelungen ist den Dopplerverbreiterten Anteil zu isolieren. Kann man genauso zuverlässig nach der Spektralklasse ein Profil berechnen, wo alle linienverbreiternden Einflüsse vorhanden sind und so grafisch die Plots übereinander legen, bis es passt? Gibt es dafür irgendwo ein Programm?

Viele Grüße und CS
Christoph

Hierfür müsste man in dem Modellprofil ja auch die instrumentelle Verbreiterung berücksichtigten?! Da habe ich vorhin nicht dran gedacht.

Christoph

Hallo Christoph,
Das ist im Prizip richtig. Es hängt davon ab, wie groß die Rotationsgeschwindigkeit ist. Bei schnell rotierenden Sternen sind aber i.a. andere Verbreiterungseffekte vernachlässigbar (außer bei den Balmerlinien).
Bei der Emission spielt die Dopplerverbreiterung die Hauptrolle, bei der Absorption Druckverbreiterung und Dopplerverbreiterung, je nach Linie, Leuchtkraftklasse und Rotationsgeschwindigkeit. Die Balmerlinien bei B-Sternen sind ein Indikator für die Leuchtkraftklasse. Die instrumentelle Verbreiterung ist bei heißen Sternen i.a. nicht so wichtig, weil die Linien breit sind. Bei wirklich niedriger Auflösung gilt das aber auch nicht mehr. Bei kühlen Sternen kann das ganz anders aussehen, da die sehr schmale Linien haben können.
Ja, Emission von Halpha und HeI-Absorption, das geht.
Ja, das geht für die photosphärischen Linien ganz gut. Die Berechnung der Modelle ist aber kompliziert, auch weil die Berechnung der Atmosphäre eine Menge atomarer Daten erfordert. Hier

http://ccp7.dur.ac.uk/

gibt es Software und hier

http://pollux.graal.univ-montp2.fr/

berechnete Spektren - falls Du tiefer einsteigen willst.

Herzliche Grüße,
Otmar

Hallo Malin und Christoph,

das Ergebnis der unterschiedlichen Blickrichtung auf einen
Scheibenstern wird recht gut bei 
http://adsabs.harvard.edu/abs/1988PASP..100..770S
erklärt.

Den Term sin(i) erklärt dann die beigelegte Graphik. Der Punkt P bewegt
sich dabei auf dem geneigten Äquator des rotierenden Objekts. War das
überhaupt Bestandteil der Frage?

günter



Am Dienstag, den 23.05.2017, 22:41 +0200 schrieb Malin Moll:

_________________
Im längsten Frieden spricht der Mensch nicht so viel Unsinn und Unwahrheit als im kürzesten Kriege. (Jean Paul)

Hallo Günter,
die von Dir zitierte Übersicht aus 1988 über den Erkenntnisstand über Be-Sterne ist sehr interessant. Gibt es da auch aktuellere Review Papers?
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,
Hier ist ein neuerer Review über Be-Sterne:

https://arxiv.org/abs/1310.3962

Herzliche Grüße,
Otmar

Hallo


Otmar, Ab welcher Rotationsgeschwindigkeit ist es denn nicht mehr vernachlässigbar? Gibt es da einen Richtwert?
Ich habe einmal um v sin i zu bestimmen an ein paar Spektren die He I 6678 vermessen (allerdings ohne Fehlerbetrachtung!). Bei den Daten von mir mit R5500 habe ich Grundsätzlich zu hohe Werte. Hier scheint also die instrumentelle Verbreiterung schon eine Rolle zu spielen. Den Korrekturwert habe ich aber noch nicht ermittelt.

Bei kap dra mit meinem neuen Setup bei R9000 komme ich auf delta_lambda = 9/2 = 4,5 => 4,5/6678*299792= 202.016 Km/s

Die Daten aus BeSS sagen zu kap dra => vsini : 200 ±3 km/s.

Passt also ganz gut. Dazu habe ich einige weitere Daten aus BeSS vermessen und auch da bin ich innerhalb des angegeben Fehlers.

Allerdings ist dagegen die Emission breiter und würde überall höhere Werte ergeben. Damit müssen dort noch andere Effekte zur Verbreiterung eine Rolle spielen?!

Vielen Dank! Das ist sehr interessant. Ich kann noch nicht sagen, ob ich hier mal tiefer Einsteige. Dieser Thread ist mehr oder weniger für einen Überblick gedacht, was man mit den Daten so anfangen kann. Denn einfach nur tolle Spektren aufnehmen ist ähnlich spannend, wie den hundersten M42 mit der DSLR zu knipsen.
Wir wollen am Ende alles zusammenfassen und gucken, welche Methoden für uns Amateure am praktikabelsten sind. Danach ist zur Übung geplant, das alles auf die Nu Gem Daten von mir anzuwenden.


Günter, Vielen Dank, das Paper hatte ich schon einmal überflogen.

Welche beigelegte Grafik meinst du? Ich kenne die Grafik aus Wikipedia (und habe das auch verstanden).






Das neue Review Paper kannte ich noch nicht! Das ist ja mal sehr cool!! Beim Überfliegen habe ich dort gelesen, dass es bei v sin i wohl auch noch andere Probleme, wie z.B. mit dem gravity darkening gibt, womit alle Werte systematisch zu niedrig sein sollen.

Auch bei der geometrischen Betrachtung der Scheibe gibt es noch viele Unsicherheriten.

Nebenbei nicht wundern, Malin ist Fahrradtourtechnisch im Moment unterwegs

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo,

ich noch einmal...

Im vorherigen Beitrag hatte ich festgestellt, dass die Total Width at Base weit über 2v sin i liegt. Dazu habe ich nun etwas im Paper "Stellar v sin i and optical emission line widths in Be Stars" von Hanuschik gefunden. http://articles.adsabs.harvard.edu/full ... .161...61H

Dort steht, dass der Hauptgrund für die breiteren Linien das "electron scattering" ist. Kann jemand erklären, was das genau ist? Ich habe, nach zugegeben kurzer Suche, noch nicht so recht was gefunden im Bezug auf die Linienverbreiterung. Intuitiv hört sich Streuung nach einer "Verschmierung" oder dem Dopplereffekt an.

(Ich habe immerhin ein sehr grobes Verständnis für die natürliche Linienbreite, für die die Energie-Zeit-Unschärferelation verantwortlich ist. Genauso für die Stoßverbreiterung, wodurch die Abregung beschleunigt wird und eine Verschiebung der Energiewerte der Elektronenbahnen statt findet, welche zeitlich gemittelt für eine "Verschmierung" sorgen.)

Eventuell ist für ein besseres Verständnis der Profilanalyse ein kleiner Exkurs in die QM sinnvoll?!

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo,

mich erinnert das an die Thomson-Streuung, die bei P-Cygni-Profilen den
breiten flachen Buckel macht.

günter

_________________
Im längsten Frieden spricht der Mensch nicht so viel Unsinn und Unwahrheit als im kürzesten Kriege. (Jean Paul)

Hallo Günter,
Ja, genau. Das ist dasselbe. Thomson-Streuung und "electron scattering" ist hier dasselbe. Das ist Streuung an freien Elektronen und die Verbreiterung ist thermisch. Da die Elektronen wegen ihrer geringer Masse hohe thermische Geschwindigkeiten haben (hunderte km/sec), führt die Streuung an den Elektronen zu breiten Flügeln.

http://ads.ari.uni-heidelberg.de/abs/19 ... ..90..520B und damit ich mich auch mal selbst zitiere

Mein erstes Paper:

http://ads.ari.uni-heidelberg.de/abs/19 ... ..90..338S

Herzliche Grüße,
Otmar

Hey Günter und Otmar,

ich gucke in die Paper, wenn ich ausgeschlafener bin.

Ich habe mir aber trotzdem versucht selber ein Bild vom electron scattering zu machen.


Hohe Elektronengeschwindigkeiten. Das bedeutet also, dass wir ein Plasma haben?! Treffen dann dort die Photonen auf die Elektronen und werden absorbiert, um kurze Zeit später wieder mit der Geschwindigkeitsinformation über das Elektron emittiert zu werden? Wie läuft das denn dort mit der Energieerhaltung? Bleibt die Wellenlänge des Photons gleich, oder muss die zu Anfang höher sein, weil Ernergie an das Elektron abgegeben wird? (Hat das mit dem elastischen/unelastischen Stoß zu tun? Das muss ich mir auch mal genauer angucken!)

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo Christoph!
Die Sternumgebung hat sehr hohe Temperaturen, so dass das Material fast vollständig als Plasma ionisiert ist. Das Material ist sehr dünn, so dass wir hier nicht einmal ein thermodynamisches Gleichgewicht haben (keine Planck-Strahlung). Das macht die Modelle kompliziert. Thomson-Streuung ist im Gegensatz zur Compton-Streuung bei geringeren Wellenlängen rückstoßfrei, also ohne Energieübertrag.
Gruß, Thomas

Hallo Thomas,

ich habe mir jetzt auch die Paper zum electron scattering angeguckt. Die Flügel laufen dort aber sehr weit aus. Das ist z.B. bei den Nu Gem Spektren von mir nicht zu sehen (was ja nicht heißen muss, dass dieses Phänomen nicht da ist). Delta_lambda hatte ich auch an den Punkten Bv und Br gemessen. Also wo sie "scharf" nach oben abknicken. Dort ist der Wert trotzdem zu hoch. Liegt das insgesamt an der Thomson-Streuung? Welche Effekte spielen da noch eine Rolle? Wahrscheinlich thermische, denn so viel Druck ist dort ja nicht vorhanden.
Wie funktioniert das denn komplett ohne Energieübertrag? Damit das Photon die Information über die Bewegung des Elektrons bekommen kann muss es doch vom Elektron aufgenommen werden oder nicht?

Und "ohne Energieübertrag" bedeutet dann auch, dass es sich um keinen Stoß handelt?! Denn bei beiden Stößen wird ja Energie übertragen, ob nun kinetisch, thermisch oder mechanisch. (Wobei ich die Veranschaulichungen zum elastischen Stoß mit z.B. Billardkugeln nicht so recht verstehe. Dadurch dass eine gegen eine andere stößt, wird doch schon Energie in Reibung/Wärme umgewandelt. So wirklich scheint es in unserem Alltag keine elastischen Stöße zu geben)

Hab ich das so richtig verstanden:

Also nimmt das Elektron, welches sich von uns weg bewegt, das Photon einfach auf. Die Energie des Elektrons erhöht sich. Das Elektron strebt aber den Zustand niedrigster Energie an und stößt das Photon wieder aus, welches durch den Dopplereffekt dann rot verschoben ist.

Bei der Compton-Streuung hingegen ruht das Elektron und nimmt kinetische Energie auf, welche dem Photon fehlt. Weil Planck und c Konstanten sind kann sich nur die Wellenlänge ändern.

Viele Grüße und CS
Christoph

Am Montag, den 29.05.2017, 11:55 +0200 schrieb Christoph Quandt: Jupiter beschleunigt Voyager durch einen milden elastischen Stoß. Da
wird dann doch aus der Sicht der Erde Energie übertragen.

my 2c

günter

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Im längsten Frieden spricht der Mensch nicht so viel Unsinn und Unwahrheit als im kürzesten Kriege. (Jean Paul)

Hallo Christoph,
man muss die Thomson-Streuung relativistisch betrachten. Die Tatsache, daß das Photon bei der Thomson-Streuung keine Frequenzänderung erleidet, gilt nur im Ruhesystem des Elektrons. Dabei handelt es sich um ein Inertialsystem (ohne Beschleunigung), in dem das Elektron eine feste Position bezieht. Bewegt sich das Ruhesystem gegenüber der Strahlungsquelle bzw. dem Beobachter auf der Erde, so kann es zu Dopplereffekten kommen.
Die Compton-Streuung mit einer Frequenzänderung im Ruhesystem des Elektrons spielt nur bei Lichtquanten mit erheblich kürzerer Wellenlänge als die des sichtbaren Lichts eine Rolle. Die Energie der Photonen muss im Bereich der der Ruheenergie des Elektrons, also 511 keV liegen.
Ich hoffe diese knappe Erklärung hilft Dir weiterhilft.
Viele Grüße
Christian

Hi,

RELATIVISTISCH... Das war das Stichwort!

Ok, ich würde dann gerne mal wieder (abschließend, wenn es nichts großartig weiteres für einen Überblick gibt) zur ursprünglichen Betrachtung von Av-Ar zurück kommen. Dort scheint ja eine Messung bei hohen Geschwindigkeiten an den rotationsverbreiterten Linien gut möglich zu sein.

Es gibt ja auch andere Verfahren wie das oben genannte von Fekel, welches die FWHM nutzt. Dies ist dann notwendig für Sterne, die nicht so schnell rotieren oder?

Weiß jemand ob es so etwas wie ein anerkanntes Standardverfahren gibt?

Christoph

Hallo!

ich melde mich wieder zurück!;)
Vielen Dankj für die Erläuterungen, ich denke ich habe jetzt eine Vorstellung davon, was für Auswirkungen die Neigung der Sternachse zum Beobachter hat. Auch habe ich mich mit den Begriffen gravity darkening, electron scattering, Thomson-Streuung und Compton-Streuung auseinandergesetzt um eine Vorstellung davon zu haben worum es bis zu dieser Stelle ging. Wobei ich an dieser Stelle sagen muss, dass das tiefere Verständnis dieser Vorgänge noch mehr Recherche benötigt!!

Ich fasse einmal für mich zusammen: Av und Ar reichen zur Bestimmung von v sin i, man kann damit aber nicht die Neigung der Sternachse bestimmen. Hier bleiben also Schwankungen gegenüber der wahren Rotationsgeschwindigkeit offen?
Zudem sollte man sich zur Bestimmung von v sin i Linien heraussuchen, die möglichst wenig durch andere Linienverbreiterungseffekte betroffen sind.

Viele Grüße
Malin

Hallo Christoph und Malin,

vor einiger Zeit wurden hier im Forum Versuche zur Bestimmung von Rotationsgeschwindigkeiten diskutiert:
http://forum.vdsastro.de/viewtopic.php? ... ionsprofil
Könnte für euch interessant sein

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo,

ich habe auch gemerkt, dass ziemlich viele Begriffe und Physikalische Vorgänge auftauchen und werde das bisher diskutierte mal zusammenfassen. Sonst hat man am Ende alles vom Anfang vergessen.

Auf jeden Fall kann man wohl nur grob verallgemeinern und muss sich am Ende doch jedes Objekt/System einzeln angucken.

Ich habe da noch ein schon etwas älteres Paper (betrachtet fast rotators) aus 2003 gefunden https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2 ... a3947.html

Lothar, ja das ist ziemlich interessant und bestimmt notwendig, wenn man sowas wie absolute Fluxwerte aus der EW bekommen möchte. Otmar hatte weiter oben ja schon ein paar Programme zur Erstellung synthetischer Spektren eingebracht. Die erfordern aber wohl einige Einarbeitungszeit. Das Webbasierte Tool hatte ich mir ja schon angeguckt und auch damit Spektren erzeugen können.

Cool wäre mal ein Programm, welches im Kern von Profis mit Dokumentation geschrieben ist, aber mit einfacher, schnell zu erlernender GUI daherkommt.

Eventuell hast du ja die Nu Gem Fits noch. Die Mäusevilla und der Mini sind ja recht ähnlich. Die Spektren könnten auch bei mir passen.

Viele Grüße und CS
Christoph