Zitat:
Ob andere Beobachter in der BAV
sich mit Be-Sternen beschäftigen, entzieht sich auch meiner Kenntnis,
vielleicht outet sich ja jetzt der ein oder andere
Ich bin an einer
gemeinsamen Beobachtungsaktivität auf jeden Fall interessiert.
Lieber Herr Hassforther,
die beiden Lichtkurven (B und V) in Ihrem Aufsatz legten eine unmittelbare Gegenüberstellung zur in unserer Gruppe gemessenen Halpha-Äquivalentbreite (EW)nahe (siehe Anhang).
Erfreulicherweise konnte in beiden Fällen - wenn auch mit einigen Lücken - eine recht gute Überschaubarkeit des Korrelationsverhaltens erzielt werden.
Nehmen wir zunächst die Gegenüberstellung von B zu EW:
Für den Zeitabschnitt 34600-41100 (08/1953-05/1971) lassen sich kaum plausible Einschätzungen vornehmen. Sowohl die EW- wie die Helligkeitsmessungen sind hier zu lückenhaft. Ab 05/1971 sind EW und B-Helligkeit eindeutig bis nahe ihrer jeweiligen Maxima im Januar/1981 miteinander korreliert.
Die Gegenüberstellung von V zu EW nach dem Maximum ist schwierig zu beurteilen. Die sich wiederholenden V-Anstiege (Ausbrüche?) treten im EW-Verhalten nicht in Erscheinung. Ausserdem scheinen EW und V bis etwa Sept./2003 (~52900) antikorreliert.
Ab etwa 54100 ist zwar wieder eine V-Zunahme festgestellt worden, die sich aber wieder nicht im EW-Verhalten widerspiegelt. Das derzeitige EW-Niveau deutet aus unserer Sicht noch nicht sicher auf einen Anstieg hin.
Das EW-Maximum in Jan./1998 ist gewiss ein klarer Indikator für die maximale Ausprägung der (ersten) Be-Sternscheibe, wie auch die Minima (bei 41100 und derzeitiges) jeweils eine Be-Shell-Phase kennzeichnen, wie unsere Spektren eindeutig belegen (siehe Anhang: Shell-Spektrum = Halpha-Einsenkung bis unter Kontinuum).
Sie schreiben in Ihrem Aufsatz:
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Ein enger Begleiter von Pleione wurde erstmals 1989 anhand von Speckle-Beobach-tungen direkt nachgewiesen [5]. Der Abstand beträgt nur etwa 0",22 bei einem Hellig-keitsunterschied von etwa 2m.
Eine Abschätzung der Bahn anhand von Radialge-schwindigkeitsmessungen und des bekannten Abstands der Sterne voneinander führt zu einer Umlaufszeit von etwa 35 Jahren. Auffallend ist die Übereinstimmung dieser abgeschätzten Bahnperiode mit der Wiederkehr von Aktivitätszyklen des Sterns.
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Die Be-Shell-Phasen-Minima im EW-Langzeitmonitoring bestätigen im Wesentlichen (mit etwa 36.5 Jahren) diesen Zyklus.
Die "noch spekulative" Ausbildung einer zweiten Be-Sternscheibe durch die Periastronpassage des Begleiters konnten auch wir im Halpha-Profil unserer Spektren in Form von rot- und blauseitigen Zusatzemissionen erkennen (siehe Anhang).
Wie dieses kurze Ergebnisportrait zeigt, macht es durchaus Sinn, weiterhin gemeinschaftlich am Ball zu bleiben.
Beste Grüße,
Ernst Pollmann
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