Photometrie und Spektroskopie veränderlicher Sterne

Seit 2020 nimmt die Volkssternwarte Meckesheim an Forschungsvorhaben im Rahmen der American Association of Variable Star Observers – kurz AAVSO – teil. Hier wenden sich internationale Forschungsgruppen an die amateurastronomische Gemeinschaft, um mit deren Unterstützung offene Fragen in Sachen veränderliche Sterne zu klären. Zum Einsatz kommen verschiedene photometrische und spektroskopische Konfigurationen im Brennpunkt des 14″- Meade SCTs.

VSW SpektroPhoto Setup
Exoplanet Instrumentierung edited
Spektrophotometrie-Setup: Im f/6,3 Fokus des 14″ Meade SCTs befinden sich eine ATIK 383L+ mit Filterrad zur B-V-Photometrie, die ATIK 414EX zur Aufnahme und eine ATIK 16IC zur Nachführung am Spalt des LISA-Spektroskops von Shelyak

Was sind Veränderliche Sterne und warum sind sie so interessant?

Das Leuchten der Sterne wird durch Kernfusion im Sterninneren angefeuert. Ein gewaltiger Gasdruck nach außen hält dabei der nach innen gerichteten Gravitation in der Regel das Gleichgewicht – und dies Millionen bis Milliarden Jahre lang. Aus diesem Grund erscheinen die Sterne am nächtlichen Himmel nahezu unveränderlich in Ihrer Helligkeit.

Doch der Schein trügt: Bei genauer Betrachtung können Veränderungen in der scheinbaren Helligkeit mit Perioden von Sekunden bis Jahren beobachtet werden. Dabei kann die Helligkeit eines Sterns bis zu 20 Größenklassen variieren! Solche Veränderungen in der Helligkeit aber auch in den spektralen Eigenschaften werden oft in den frühen und späten Phasen der Sternentwicklung beobachtet, in denen komplexe Prozesse der Kernfusion und Veränderungen in der Durchlässigkeit verschiedener Schichten der Sternatmosphäre das hydrostatische Gleichgewicht des Sterns in Frage stellen.

VSW Veraenderliche Sterne Pulsation
Pulsierende Sterne, wie beispielsweise die vom Typ der Cepheiden verändern ihre Helligkeit durch Pulsationen ihrer Sternatmosphäre
Quelle: http://gail.bischoff.angelfire.com/auit/variable.html

Im Fall eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems mit unterschiedlich schnell alternden Sternen und kleinen Abständen kann es sogar zum Massenaustausch zwischen den Sternen kommen. Dabei sind neben den unspektakulären regelmäßigen Veränderungen in der Helligkeit die auf die gegenseitigen Bedeckungen zurückzuführen sind auch sprunghafte Veränderungen in der Helligkeit des Gesamtsystems möglich. Diese sind weitgehend eruptiver Natur und sind somit praktisch unvorhersehbar.

VSW Kataklysmische
Doppelsternsysteme in verschiedenen Konfigurationen und die dazugehörigen periodischen Lichtkurven
Quelle:  http://w3.phys.nthu.edu.tw/~hkchang/ga1/f1005-eclipsingbinary.jpeg

Unser Verständnis von veränderlichen Sternen ist noch sehr lückenhaft. Aus diesem Grund sind langfristig angelegte Beobachtungen dieser Sterne sowie die Unterstützung bei kurzfristig aufgesetzten Beobachtungsaufrufen wichtig, um die Natur dieser Himmelsobjekte Schritt für Schritt besser zu verstehen. Gerade in diesem Zusammenhang ist der Beitrag von Amateuren relevant: Die Anzahl interessanter veränderlicher Sterne ist so groß, daß die Profis allein gar nicht in der Lage sind diese systematisch zu untersuchen. Zudem sind viele dieser Objekte sehr hell, sodaß sie bereits mit einfachen Mitteln erfaßt werden können. Hinzu kommt, dass die Zuteilung von Beobachtungszeit für helle Objekte auf Großsternwarten sehr limitiert ist und außerordentlich gut begründet werden muß. Nicht zuletzt genießen langfristige Beobachtungskampagnen bei professionellen Sternwarten keine besonders hohe Priorität.

Vorgehensweise bei der Beobachtung

Die Aufzeichnung der Lichtkurve ist der Schlüssel zum Verständnis der Variabilität der Sternhelligkeit. Unter einer Lichtkurve versteht man die Darstellung der Sternhelligkeit über die Zeit. Bereits mit dem geübten bloßem Auge können Unterschiede in der scheinbaren Helligkeit von 0,1 Größenklassen nachgewiesen werden. Um subjektive Einflüsse weitgehend zu reduzieren und die Vergleichbarkeit von Helligkeitsmessungen verschiedener Beobachter weitgehend sicherzustellen, ist der Einsatz elektronischer Kameras mit vorgeschalteten Standardfiltern die bevorzugte Methode der Aufzeichnung. Dabei kommen gekühlte monochrome CCD-Kameras und photometrische B- und V-Filter im f/6,3-Fokus des 14″ Meade SCT zum Einsatz. Die Aufnahmen werden mit der Software AstroimageJ ausgewertet und in die AAVSO Datenbank hochgeladen.

Seit November 2020 kommen am 14″ Meade SCT auch Spektroskope mittlerer und hoher Auflösung von Shelyak zum Einsatz: LISA (Long slit Intermediate resolution Spectrograph for Astronomy) und LHIRES III (Littrow High REsolution Spectrograph). Diese Instrumente ermöglichen eine genauere Erfassung physikalischer Parameter der variablen Sternatmosphäre. Beispielsweise können Temperatur, Dichte und chemische Zusammensetzung abgeleitet werden. Mit LISA (R=1000) und den ATIK-Kameras können am 14″ SCT spektrale Eigenschaften von Himmelsobjekten mit bis zu 14 mag Helligkeit in 30 Minuten bei einem Signal/Rausch-Verhältnis von 30 nachgewiesen werden. Mit dem hochauflösenden LHIRES III-Spektroskop (R= 15000) können z.B. Strukturen der H-Alpha Linie bei Objekten mit bis zu 8 mag in 30 Minuten bei einem Signal/Rausch-Verhältnis von 20 erfaßt werden.

Unsere neusten Beiträge zum Thema Photometrie und Spektroskopie