Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Illud lectitavisses
Christian

Stimmt, Christian, das stand weiter oben. Wie gesagt, in einem sich entwickelnden Forenthread gehen solche Informationen eben verloren. In Deiner RV-Grafik finden sich also in realiter keine Unterschiede zwischen den unterschiedlichen Linienauswahlen. Es ist egal, ob man Halpha hinzuzieht oder nicht.

Noch einmal zu meinem Einwurf, den Günter nicht verstanden hat. Wenn Otmar explizit auf die EW von Halpha verwiesen hat, wird das einen Grund haben, der geklärt werden sollte. Mir sind die Ephemeriden des Doppelsterns unbekannt. Ich kann mir jedoch gut vorstellen, dass ein durch Rotation getriggertes Magnetfeld der Primärkomponente Auswirkungen auf die Materiescheibe bzw. deren EW des Be-Sterns haben kann. Dann wäre die Be-Scheibe sozusagen eine „Prüfsonde“ für das B-Feld. Wenn ihr die Hauptkomponente wegen ihres Magnetfeldes untersuchen wollt, müsst ihr ansonsten erklären, wie sich dieses auf die RV der Absorptionslinien auswirken soll. Ich kann mir nicht vorstellen, wie das gehen soll.

Gruß, Thomas

Hallo Christian,
Ich habe die Arbeit von Hadrava und Harmanec anders verstanden: Die RV der Absorptioon von Halpha ist danach in Antiphase mit der RV der Emissionsflügel. Die Halpha-Absorptionen sind aber in Phase mit anderen Linien. Hast Du versucht die RV der Emissionsflügel zu messen? Das ist nicht so einfach, vermute ich.

Was i.a. die beobachtbaren Effekte der Magnetosphäre angeht, so sind mehrere Effekte denkbar. Bei einem schiefen Rotator, also Magnetachse gegen Rotationsachse geneigt, z.B. Variationen der Äquivalentbreite oder RV der Emission durch emittierende Strukturen in der Magnetosphäre.

Falls Sternflecken auftreten (durch Inhomogenitäten der Elementhäufigkeiten oder z.B. der Temperatur auf der Oberfläche), können auch Absorptionslinien in RV und/oder EW variieren. Das alles wird bei magnetischen B- und A-Sternen beobachtet und z.B. auch in theta1OriC. Die Effekte können bei anderen Sternen natürlich mehr oder weniger ausgeprägt sein. Da die Sterne eventuell auch pulsieren, ist es nicht so einfach zu trennen, was man da eigentlich sieht.

Herzliche Grüße,
Otmar

Hello Christian
With good technique and high SNR I measure ~1km/s (2 sigma) RV precision with the LHIRES. For example
http://forum.vdsastro.de/viewtopic.php? ... 163#p25694

Cheers
Robin

Hallo Otmar,
ich die RV der Ha-Emissionslinien so gut es ging gemessen. Das ist bei dem niedrigen >S/N nicht immer ganz eindeutig. Dennoch sollte die Graphik einen Eindruck verschaffen. Rot stellt die rotseitige, blau die violettseitige Emissionslinie dar. Gelb ist die Halpha Absorptionslinie. Dabei habe die untere Hälfte (I < 1-0,5*(1-Imin) ) durch einen Gaussfit ersetzt.
Viele Grüße
Christian

Hallo allerseits,
Wir haben doch aber hier einen Doppelstern und die Komponente, die wir uns angucken wollen ist gar kein Be Stern. Also emittiert er wohl nicht in Ha.
Aber diese Effekte treten doch auch bei Sternen ohne starke Magnetfelder auf?! Wie könnte man da nun Rückschlüsse auf die magnetischen Eigenschaften ziehen? Eventuell in die Richtung, dass durch stärkere Magnetfelder die Sternflecken anders ausfallen?!

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo,

gestern bin ich nun auch mal zum Messen gekommen. Ich habe drei Serien von 6x300sec aufnehmen können. Einmal (Startzeit) um 1830 Uhr, um 2010 und um 2045. Ich habe nun einmal die Daten gesichtet. Allerdings noch ohne Fehlerbetrachtung oder großartige Auswertung! Wollte es aber trotzdem schon einmal zeigen
Mal gucken, wann Malin und ich dazu kommen.

Die Auflösung liegt bei R 10.000. Das SNR bei ca. 180. Kalibriert habe ich mit der Neonlampe. Allerdings gibt es eine Abweichung bei den tell. Linien. Also muss ich wohl noch einmal anhand derer rekalibrieren.
Ich könnte wohl auch weniger Aufnahmen nutzen, um weniger zeitliche Verschmierung zu haben.

Ich habe per Gausfit die Minima der CII 6578 Linie vermessen und komme auf eine Differenz von 0,777 Angström.

Dann kann man z.B. in der 6578 so eine "Emission" durchwandern sehen?! Wenn das echt ist, ist das ein Effekt der Pulsation oder chemischen Zusammensetzung?
Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo Christian,

habe nun auch Ha vom 15.10 vermessen und komme auf etwa die gleichen Werte der Emission mit rot = 147 und blau = -173 km/s
Interessant ist, die Absorption von Ha und H beta liegen bei -20km/s und das SiII Triplett bei -25km/s !!
Das ist aber " nur" eine einzelne Messung und das ist nicht wirklich aussagekräftig. Bei nächster Gelegenheit nehme ich eine Serie auf und vermesse mehrere Linien.
Da es sich hier um recht kurze Perioden handelt, wäre es wohl sinnvoll die PC Uhr, vor Belichtungsbeginn, mit einer Funkuhr abzugleichen. Damit können Profile von allen
beteiligten zeitlich sauber zugeordnet werden. Denke die Auswertung einer Zeitserie wird sicher interessante Ergebnisse bringen.

Gruß
Siegfried

Hallo,

habe gestern eine Serie aufgenommen, hat aber nach 1 1/2 Stunden leider zugemacht.
Beachtlich welche Änderung in 90 Minuten zu beobachten ist. Wenn das Wetter mitmacht,
müsste man 4 Stunden durchmachen! Ergibt eine Menge Daten und viel Arbeit.

Gruß
Siegfried

Hallo,

Malin und ich haben uns nun die Daten mal ein wenig genauer angeguckt.

Erst einmal eine Frage an dich, Christian. Was hast Du alles zu Deiner Fehlerbetrachtung berücksichtigt? Da haben wir noch nichts gemacht. Ich denke mal, dass einmal die mechanische/thermische Stabilität wichtig ist, dann die Auflösung, dann die zeitliche Auflösung, dann das SNR und wohl das subjektiv behaftete setzen der Punkte für den Gausfit.

Die Daten sind nun anhand der Wasserlinien rekalibriert. Vermessen haben wir die beiden CII Linien (6578, 6582) und die OII Linie (6640). Die Daten sind für die RV von -8.2 km/s und heliozentrisch korrigiert. Da sind wir uns nicht so ganz sicher, ob das so richtig ist. Wir haben zu den gemessenen Werten 8.2 km/s addiert und die von MIDAS (heliozentrische Korrektur) berechneten -0.5 km/s wieder subtrahiert.

Heraus kommt dann eine mittelere Verschiebung zur Ruhewellenlänge um 1845 UTC von + 27km/s. Und um 2100 UTC von -13km/s.
Wir betrachten doch hier die Pulsation des Sterns?! Damit müsste dann der Stern schneller Kontrahieren, als Expandieren. Könnte man damit nicht jetzt nicht interpolieren, um wie viel sich der Stern in der Größe ändert und noch weiter gedacht sich die Opazität angucken?


Dies ist jetzt allerdings alles ein wenig von dem eigentlichen Thema weg. Wenngleich auch sehr interessant. Wir sind uns nicht so sicher, ob Beta Cephei, das geeignete Objekt für ein MiMeS follow-up ist. Was meint ihr dazu?

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo Christoph,
ich habe keine tiefschürfende Fehlerbetrachtung gemacht. Ich weiß aus Erfahrung, daß beim Lhires die Kalibrationsungenauigkeit +-0,1 A ist. Die heliozentrische Korrektur ist in meiner Tabelle berücksichtigt. Wenn man ein Linienprofil durch einen Gaussfit ersetzt, müsste man zur Abschätzung des minimums nichtlineare Gleichungen lösen. Nimmt man statt dessen eine Parabel, wird es etwas leichter.
Viele Grüße
Christian

Hallo,

Malin und mir ist dort ein Fehler unterlaufen. Der von Midas ausgegebene Wert muss addiert werden. Darauf hatte Günter uns hingewiesen;).

Damit ändern sich die Mittelwerte auf
UTC 1845 = 28km/s
UTC 2100 = 11.8 km/s

Christian, wir haben den Midas-Befehl center/gaus genutzt. Wie Midas das intern rechnet wissen wir noch nicht. Das sollte aber dokumentiert sein;)

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo Christoph,
Die Fehler der Kalibration kann man noch am ehesten aus den Wasserlinien abschätzen - wenn man diese nicht zur Kalibration benutzt. Beim Messen schwacher oder breiter Linien, ist das S/N der Daten wichtig, bei asymmetrischen Linien die genaue Messmethode. Die Fehlerabschätzung kann also schwierig werden. Man sollte sich erst einmal klar machen, was im gegebenen Fall wichtig ist.


Im Prinzip kann man das machen: Das Integral über die RVs ergibt die Radiusänderung. Dazu sollte man aber eine Periode gut überdecken.
beta Cep ist sicher ein sehr interessantes Objekt, an dem man viel lernen kann. Als MiMeS follow-up ist der Stern aber nach meiner Meinung eher nicht gut geeignet.

Herzliche Grüße,
Otmar

Hallo,
hier sind Werte vom 3.11. Ich habe 27 Spektren a 300 s aufgenommen. Durch ein Mißgeschick fehlen die Werte in der Mitte des Beobachtungszeitraums. Die zweite Hälfte ist durch eine aufziehende Wolkenschicht und vor allem durch einen im Wege stehenden Baum beinträchtigt. Dementsprechend geht das S/N von ca. 100 auf 30-40 herunter. Wie Otmar schon ausgeführt hat ist dann eine Fehlerabschätzung nicht ganz einfach. Wer ewig strebend sich bemüht....
Was mich aber verwundert ist, daß es so aussieht, als sei fast eine ganze Periode erfasst worden. Die Dauer aber ca. 4,4 h, Mein Diagram gibt aber nur etwas über 3 h wieder.
Viele Grüße
Christian

Hallo,

da ich Probleme mit der Sigma 1603 habe ( kühlt nicht richtig!) musste ich jetzt wieder die Nova 3200
an meinen echelle anbauen , was ja immer eine Menge Iustieraufgaben und Probleme nach sich zieht.
Aber ich habe mal den halpha Bereich von Beta cephei auf den Server geschoben. Im Gegensatz zu den
Spektren von Hold zeigt bei mir die he Linie 6678 eine deutliches Profil. Tritt das nur manchmal auf oder ist das gar ein Kunstprodukt bei mir, weil der echelle noch nicht richtig Iustierung ist?

Berthold

Hallo,
die Graphik zeigt die rv der beiden Ha Emissionslinien. Ich möchte nochmal darauf hinweisen, daß S/N gegen Ende der Beobachtung zusehend schlechter wurde. Daher ist die zweite Hälfte nur für qualitative Aussagen gut. Die Wellenlängen habe ich mit der Iraf-Funktion rvidlines gemessen, die eine automatisierte Bearbeitung ermöglicht, was nicht nur eine schnelle Bearbeitung ermöglicht sondern auch subjektive Einflüsse ausschließt.
Hoffentlich läßt das Wetter bald bessere Beobachtungen zu.
Viele Grüße
Christian

Hallo Berthold,

im Zweifelsfall würde ich die Ordnung mit der He Linie getrennt auswerten!

Gruß
Siegfried

Hallo Berthold,
wie finde ich denn den Server?
Christian

Hallo Christian,

du erzielst ja tolle Ergebnisse. Die konstante RV beweist ja wohl, dass die Emissionslinien von einem anderen Objekt stammen, als die Absorptionslinien mit ihrer variablen RV.

Mit welcher Lampe machst Du die Kalibration in Wellenlänge?

günter

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

Hallo Günter,
ich nehme die NeAr-Lampe der Kalibrationseinheit, die bei der aktuellen Version vom Lhires mitgeliefert wird. Wenn möglich, mache ich zwei Kalibrationsspektren, wobei die Lampe zwischen beiden wieder in die Ruhestellung zurückgefahren wird. Ich versuche auf diese Weise eventuelle Ungenauigkeiten der Lampenposition zu eliminieren.
Christian

Hallo,
ich habe die Spektren mit den tellurischen Linien nachkalibriert.
Christian

P.S. Hallo Berthold, wo finde ich den Server mit Deinen Spektren?

Hallo,

ich habe nun mal die Daten zu Beta Cephei vom 11.11.17 weiter ausgewertet. Betrachtet werden die Ha Linie und die beiden CII Linien.
Sie sind nicht rv_Stern und auch nicht heliozentrisch korrigiert. Das SNR beträgt zwischen 100 und 150.

Scheinbar haben wir doch nicht eine ganze Periode abgedeckt!

Wellenlängenkalibriert sind die Daten Anhand der internen Neonlampe. Wir haben jeweils vorher und nachher ein Kalibrationsspektrum aufgenommen, um die mechanischen und temperaturbedingten Einflüsse korrigieren zu können.

Zu den Daten um 2305 hatten wir ein Kalibrationsspektrum vergessen. Daher die großen Fehlerbalken.

Für die Fehlerbetrachtung habe ich je Spektrum 6 gut ausgeprägte Wasserlinien vermessen und die gemessenen Werte von der Ruhewellenlänge subtrahiert. Anschließend die Abweichung über die 6 Linien gemittelt. Die mittlere Abweichung wurde dann in km/s umgerechnet und als +/- Fehlerwert angenommen.

Wie schon ein paar mal erwähnt haben wir durch die kleine Öffnung von 5 Zoll pro Spektrum 30 Minuten belichtet. Dadurch müssten die rv Linien doch eigentlich nur breiter sein, das Minimum aber trotzdem die korrekte rv repräsentieren oder inwiefern wirkt sich das auf die Fehlerbetrachtung aus?
Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo,
ich habe am 22.11. bet Cep 5 h lang beobachtet. In dieser Zeit entstanden 60 Objektspektren a 300 s und 6 NeAr-Kalibrationsspektren a 20 s. Für jedes Objektspektrum habe ich aus dem zeitlich nächsten NeAr-Spektrum ein eigenes Kalibrationsspektrum gewonnen, da sich die 2D-Objektspektren auch senkrecht zur Dispersionsrichtung immer etwas verschieben können. Mittels der tellurischen Linien habe ich am Ende nachkalibriert. Die Beobachtungsdauer ist länger als eine Periode = 4,57 h. Wenn ich die beobachteten rv über eine Periode mittele, erhalte ich -3,1 km/s. S. dazu auch Hadrava und Hermanec.
Viele Grüße
Christian

Hallo,
ich habe noch einen Nachtrag zu diesem Thema. Wenn man die im vorherigen Plot gezeigte Kurve über die Zeit integriert, erhält man den zeitlichen Verlauf der Radiusänderung von bet Cep. Wenn man sich die Kurve genau anschaut, stellt man fest, daß die Expansionsphase etwas kürzer ist als die Kontraktionsphase. Bei einem geschätzten Radius von ca. 5 RSonne beträgt die Expansion ca. 4 %. Den Fehlerbalken für die rv schätze ich für die ersten 3 h auf +-2,5 km/s. Zum Schluss der Periode liegt er bei 6 km/s. Der Mittelwert der rv über eine Periode ergibt -3,2 km/s +- 2 km/s. Ich hatte weiter oben fälschlicherweise -3,1 km/s angegeben. Da die Spektren ein S/N ~ 80 haben, ergibt sich ein Kalibrationsfehler von ca. +-1,5 km/s.
Viele Grüße
Christian

Hallo,
zum Thema bet Cep habe ich noch ein interessanten Beitrag gefunden:
http://oap.onu.edu.ua/article/viewFile/93111/88939
Viele Grüße
Christian

Hallo zusammen,
habe eben diesen thread gefunden und daraus entnommen, dass Otmar ursprünglich auf Ha-Variationen bei schiefen Rotatoren hingewiesen hat. Eine solche Variation hatten wir (Berthold und ich, zusammen mit Otmar) vor Jahren bei the1 Ori C untersucht. Otmar hatte unsere Messungen in ein paper einfließen lassen, siehe beigefügte Datei. Es geht dabei um periodische Intensitätsvariationen der Ha (also der EW). Aber auch anderer Linien wie HeII. Sowas ist durchaus gut messbar mit R=>10.000.
Ich finde das Thema hochinteressant für uns Amateure. Hätte ich noch eine Sternwarte mit Spektrograph, würde ich bei der Kampagne sofort mitmachen.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Lieber Lothar,

wenn ich Dir widerspreche, weiß ich aus Erfahrung, dass ich meistens den kürzeren ziehe, aber das nur mal nebenbei.

Nach meiner Erinnerung ging es bei den Messungen von Theta1 ori c eben auch und vorwiegend um RV Messungen, was sich bei denwenigen Linien als ziemlich schwierig herausstellte. Als ich noch weniger Ahnung von den Sternen hatte als heute, dachte ich, dass die gemessenen RV's gleich sein müssten bei allen Linien in einem Spektrum. Das waren sie aber nicht. Benutzt wurden 2 Si Linien blauseits von Na , ich glaube noch eine Kohlenstofflinien und eine O2 Linie. Die genauen Wellenlängen müsste ich raussuchen. Da die Linien aber eben nicht immer die gleichen RV werte ergaben, war ich ziemlich ratlos und habe da nicht mehr weiter gemacht, obwohl ja die immer mit gemessenen Na Linien ziemlich gleiche RV's aufwiesen. Eigentlich hätte mich das stutzig machen müssen . Diese Linien kommen nicht von Stern und zeigten eigentlich immer die HZK des Aufnahme Zeitpunktes. Die unterschiedlichen RV's an den Linien des Sternes , erkläre ich mir heute so. Dass die Linien aus unterschiedlichen Höhen der Sternatmosphäre kommen könnten. Weiß ich aber nicht genau. Vielleicht kriege ich nochmal die Kurve, diese Messungen herauszukratzen u d ggf. daran weiter zu messen.

herzlicher Gruß
Berthold

Hallo Berthold,
es wurden auch die Variationen der Ha-Linie-EW's untersucht (Wechsel zwischen Emission und Absorption mit einer Periode von 15 Tagen). Siehe Fig. 5 auf Seite 4 der Veröffentlichung.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Echellianer,

das the1 Ori C Projekt ist ein langfristig angelegtes und wird meines Wissens von Otmar auch weiter verfolgt. Vermutlich wird man mit den Daten der nächsten Dekade entscheiden können, ob sich die derzeitige Rotationsperiode (15.424 +-0.001 d) soweit verlängert, dass die Verlangsamung der Rotation signifikant wird. Im Moment ist die beobachtete Verlängerung noch identisch mit dem stat. Messfehler.
Das wäre dann der erste Nachweis der lange postulierten und allgemein akzeptierten "magnetischen Bremse" !
Hier wären Messungen mit Echelle-Spektrographen hilfreich, wobei es genügt, den Stern wenige Male im Jahr zu messen. Wichtig ist ein möglichst gutes SNR.
Näheres in dem paper, das ich weiter oben mitgeschickt habe.

Ich denke, Otmar würde sich über weitere Spektren"lieferungen" freuen.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,
Hättest Du eventuell die Zeit und Lust so eine Kampagne zu Koordinieren? Dafür bräuchte man ja nicht unbedingt Equipment.

Und dies ist ja in meinen Augen das eigentliche Problem, dass es schwierig ist so etwas auf die Beine zu stellen.

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo Lothar,
mit welcher Methode hast Du denn die Rotationsperioden bestimmt?
Viele Grüße
Christian

Hallo Lothar,

da kann ich gerne was beisteuern!

LG
Siegfried

Hallo,
ich habe meine Messungen von bet Cep am 22.11.2017 über etwas mehr als eine Periode nochmal mit den NIST-Wellenlägen ausgewertet. Danach ergibt sich ein rv von -4,3 km/s statt -3,2 km/s. Interessant ist das Verhalten der einzelnen Linien. Die O II 6641 und He 6678 weichen in der Expansionsphase vom Rest ab. Dagegen verhält sich O II 6721 'normal'. Die Graphik ist übrigens ohne Korrekturen. Leider machen Hadrava u. Harmanec (1996) keine diesbezüglichen Angaben. Hat jemand von Euch auch beobachtet?
Die Pulsation, also das Delta R habe ich oben auf dem Kopf stehend angegeben. Ich hatte nicht beachtet, daß rv < 0 R zunimmt und entsprechend bei rv > 0 R abnimmt. Hier ist es nochmal berichtigt.
Viele Grüße
Christian

Hey Christian,

also ich beobachte das in meinen Daten vom 11.11. nicht. Ich habe allerdings die Wellenlängenangaben von Hadrava & Harmanec benutzt. Weichen die NIST-Wellenlängen bei den beiden abweichenden Linien eventuell stärker ab? Woher kann das sonst kommen? Durch unterschiedliche "Ursprungstiefen" oder sich ändernde chemische Bedingungen oder Magnetfelder?

Ich habe allenfalls Abweichungen in der OII Linie und der 6562 CII Linie. In den beiden Linien habe ich allerdings auch "durchwandernde Emissionen".


Kurz geplottet ohne Fehlerbalken:
Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo Christoph,
die Abweichung der Wellenlänge bei O II 6640 bedeutet eine Differenz von -2,7 km /s. Deine grüne Kurve würde dann etwas mehr ins Negative rutschen. Im Prinzip kann man allerdings bei dieser Wellenlänge in der gleichen Phase, also schon zu Beginn der Expansion ebenfalls eine Abweichung von rv nach unten, also beschleunigte Expansion feststellen. Bei mir tritt das erst auf, wenn die Expansion sich bereits abschwächt. Allerdings ist der Effekt bei Dir nicht so ausgeprägt. Es wäre vielleicht sinnvoll, wenn Du deine Daten nochmal mit den m. E. korrekten Wellenlängen vornehmen würdest. Dazu must Du nicht etwa von vorne anfangen. Es reicht, wenn Du Deine Kurven um den Differenzbetrag nach oben oder unten verschieben würdest. Ich stelle deshalb meine Tabelle mit den Wellenlängen hier nochmal ein.
Viele Grüße
Christian

Hallo,

hier ein Profil von theta Ori!
Sollte das Projekt weiter verfolgt werden kann ich gerne weiter Spektren dazu beisteuern.
Habe aber selber weniger Zeit um mich darum intensiv zu kümmern da ich mit einem Projekt,
auch aus dieser Gegend, sehr beschäftigt bin.

LG
Siegfried

Könntest Du mir bitte das 2D fit zur Verfügung stellen?

berthold

Ja natürlich!

LG
Siegfried