Institut für Astronomie und Astrophysik
LMU München
STERNENTSTEHUNG
Zustandsgröß en des sonnenähnlichen,
aber sehr jungen Sterns P1724 in Orion
Betreuer: Ralph Neuhäuser
MPI für extraterrestrische Physik Garching
rne@mpe.mpg.de Tel. 3299 3398
(Versuchsskript Version WS 1998/99)
Bei diesem Versuch werden die wesentlichen Zustandsgröß en eines
T Tauri Sterns (massearmer Vor-Hauptreihen-Stern) untersucht.
Die Messung von Alter und Masse ist bei Sternen meist
nicht direkt möglich. Daher werden indirekte Verfahren angewendet,
und zwar einerseits spektroskopisch (Stichworte: H a Emission und
Lithium-Brennen) und andererseits photometrisch (Stichworte: Leuchtkraft,
Temperatur, H-R Diagramm, Tracks und Isochronen).
Gegenstand des Versuchs ist die Auswertung von optischen Beobachtungsdaten, die mit Teleskopen vom European Southern Observatory (ESO) auf La Silla gewonnen wurden. Dabei handelt es sich um direkte CCD-Photometrie und Spektroskopie, jeweils vom T Tauri Stern P1724, der in der Nähe des Trapez-Nebels in Orion zu finden ist. Die wesentlichen Lernziele sind:
2. Entstehung massearmer Sterne
Das Leben der Sterne ähnelt in einigem dem von Menschen:
Sie entstehen gemeinsam in groß er Zahl auf kleinem Raum
(Sternentstehungsgebiete als Kreiß säle).
Ihre frühe Entwicklungsphase ist durch starke Aktivität gekennzeichnet,
z.B. schnelle Rotation und starke H a Emission
(junge Sterne als `youngsters').
Daran schließ t sich eine relativ lange Phase mit wenig Aktivität
und wenigen Veränderungen an (Hauptreihensterne als Erwachsene).
Am Ende dieser Phase kommt es erneut zu häufigen und abrupten
Veränderungen (Nach-Hauptreihen-Phase als `mid-life crisis').
Zum Schluß enden Sterne als weiß e Zwerge (Rentner) oder als
Supernovae (Tod) oder haben gar ein Leben nach dem Tod (Neutronensterne).
Sterne entstehen bei dem Kollaps von Wolken aus Gas und Staub.
Bei diesem Kollaps kann die Wolke am Anfang isotherm bleiben,
da sie die von den Gravitationskräften erzeugte Wärme
frei abstrahlen kann. Allerdings steigt die Dichte nahe am Massenschwerpunkt
so stark an, daß dort sehr bald ein hydrostatisches, opakes Objekt
entsteht, das weiter aufheizt, während es das einfallende Material akkretiert.
Beim Kollaps entsteht eine Expansionswelle, die von innen nach auß en
propagiert und u.a. dazu führt, daß das Material weiter innen zuerst und
schneller auf das Zentralobjekt fällt, während das Material in der weiter
auß en befindlichen Hülle langsamer und erst später einfallen kann;
daher spricht man vom `inside-out' Kollaps (Abb. 1).
Während Material mit geringem spezifischem Drehimpuls in das Wolkenzentrum fällt,
also vom Zentralobjekt akkretiert wird, fällt Material mit höherem Drehimpuls
auf eine entstehende zirkumstellare Scheibe.
Sobald das Zentralobjekt im Infraroten sichtbar wird, spricht man von einem Protostern.
Zu Beginn dieses Kollapses befindet sich fast die gesamte Masse im Wolkenkern sowie
in der Hülle, während im Verlauf der Protosternentstehung der Massenanteil
des Zentralobjekts ansteigt (Shu et al. 1987).
Junge, sonnenähnliche Sterne bezeichnet man als T Tauri Sterne (TTS).
Dabei handelt es sich um ~ 105 bis ~ 107 Jahre
junge Vor-Hauptreihen-Sterne mit
geringen Massen (wenige Zehntel bis knapp drei Sonnenmassen M\odot)
und späten Spektraltypen (etwa F7 bis M),
also geringen Oberflächentemperaturen (Teff = 3500 bis 6000 K).
Als eigenständige Klasse von Sternen wurden TTS zuerst von Joy (1945) beschrieben.
Früher wurden diese Sterne auch schon einmal als Objects of Joy bezeichnet.
Joy beobachtete helle Sterne in Richtung der Dunkelwolken in Taurus-Auriga
und Orion und stellte gemeinsame Eigenschaften wie insbesondere Variabilität der
optischen Helligkeit und Emissionslinienstärke fest. Somit faß te Joy
diese variablen Sterne als eigenständige Klasse zusammen und benannte
sie nach dem ihm bekannten hellsten Vertreter, dem Stern T Tauri.
Ambartsumian (1947, 1952) bemerkte, daß TTS häufig - wenn auch nicht
immer - in Gruppen nahe von heiß en, jungen, massereichen OB Sternen auftreten,
und schloß daher aus der Tatsache, daß sie im Hertzsprung-Russell Diagramm (HRD)
oberhalb der Hauptreihe liegen, auf das geringe Alter und die geringe
Masse der TTS: Bei TTS hat noch kein stabiles Wasserstoffbrennen eingesetzt.
Nachdem Herbig (1977) durch Messungen der Radialgeschwindigkeiten feststellte,
daß TTS und nahe Dunkelwolken die gleiche Kinematik aufweisen, war klar,
daß diese Dunkelwolken die Brutstätten von massearmen Sternen sind.
Anhäufungen von TTS können auch als T Assoziationen bezeichnet werden.
Als Übersichtsartikel seien Herbig (1962), Bastian et al. (1983),
Bertout (1989), Appenzeller & Mundt (1989) und Neuhäuser (1997) genannt.
Während es sich bei Vor-Hauptreihen-Sternen mit weniger als
~ 3 M\odot um TTS handelt,
bezeichnet man Vor-Hauptreihen-Sterne mit ~ 3 bis ~ 8 M\odot
als Herbig Ae/Be Sterne, da sie vom Spektraltyp A oder B (oder auch früh F)
sind, Emissionslinien aufweisen (daher das e) und zuerst von George Herbig
aus Honolulu als eigene Klasse von Sternen erkannt wurden.
Der wesentliche physikalische Unterschied zwischen massearmen Vor-Hauptreihen-Sternen
und normalen Sternen (wie unserer Sonne) liegt darin, daß Vor-Hauptreihen-Sterne
(also insbesondere auch die TTS) ihre Energie hauptsächlich durch Kontraktion
gewinnen, also Gravitationsenergie in Strahlungsenergie umsetzen, während bei
normalen Hauptreihen-Sternen das Wasserstoffbrennen die wichtigste Energiequelle ist.
Die Entwicklung eines Sterns (also die Veränderungen seiner äuß erlichen Merkmale und seiner Position im HRD) ist die Konsequenz von Veränderungen im Innern des Sterns. Wie sich ein Stern entwickelt, hängt i.w. von seiner Masse ab. Die Lage eines Sterns im HRD, in dem z.B. absolute bolometrische Leuchtkraft gegen effektive Oberflächentemperatur aufgetragen wird, sagt viel über sein Entwicklungsstadium aus: Normale Sterne (wie z.B. unsere Sonne) befinden sich auf einer Linie, der sog. Hauptreihe. Junge Sterne, in denen Wasserstoff noch nicht stabil brennt, befinden sich oberhalb der Hauptreihe und entwickeln sich auf diese zu, werden also als Vor-Hauptreihen-Sterne bezeichnet. Nachdem der Wasserstoffvorrat verbrannt ist, entwickelt sich ein Stern wieder von der Hauptreihe weg, er bläht sich auf, wird zu einem Riesenstern, d.h. sein Radius und somit seine Leuchtkraft nehmen zu: Er entwickelt sich nach oben hin von der Hauptreihe weg zum Riesenast.
Junge Sterne, die sich in sehr früher Entstehungsphase befinden,
sind optisch nicht sichbar, da bei ihnen das Wasserstoffbrennen noch nicht
eingesetzt hat (sie also noch gar nicht leuchten), bzw. dann ihre Strahlung
von der zirkumstellaren Hülle (also der Wolke, bei deren Kollaps sie entstehen)
absorbiert wird. Sehr junge Sterne sind also zunächst nur im Infraroten
detektierbar. Die Linie im HRD, auf der sich die Sterne gerade dann befinden,
wenn sie optisch sichtbar werden, bezeichnet man als birthline (Abb. 2).
Von dort an entwickeln sie sich nach unten im HRD, also entlang des sog.
Hayashi-Tracks: Die Temperatur bleibt konstant, aber Radius und Leuchtkraft
nehmen ab (Kontraktion). Sterne sehr späten Spektraltyps (M), also sehr geringer
Temperatur, entwickeln sich vom Hayashi-Track aus direkt auf die Hauptreihe hinunter.
Massereichere TTS aber entwickeln wegen ihrer hohen Temperatur im Inneren
einen Kern, in dem Strahlungsgleichgewicht herrscht. Sobald dieser entsteht,
biegen sie im HRD von dem Hayashi-Track auf den sog. radiativen Track ab:
Hier bleiben Radius (und somit Leuchtkraft) nahezu konstant,
aber die Temperatur nimmt zu. Schließ lich erreichen sie die Hauptreihe
(wie z.B. die Plejaden), die man auch als Null-Alter-Hauptreihe
(zero-age main sequence, also ZAMS) bezeichnet (Abb. 2).
T Tauri Sterne haben definitionsgemäß späte Spektraltypen, von ~ F5
(was einem Stern mit ~ 3 M\odot auf der Hauptreihe entspricht) bis
~ M7 (ca. 0.01 M\odot), daran anschließ end gibt es noch braune Zwerge).
Mit Hilfe der Lage bzw. Form des Kontinuums und dem Vorhandensein und der
Stärke von bestimmten Linien kann man den Spektraltyp bestimmen.
Einige typische T Tauri Spektren sind in Abb. 3 gezeigt.
Wesentliche Merkmale fast aller bis etwa 1980 entdeckten TTS sind die
Balmerlinien des Wasserstoffs, insbesondere H a bei ~ 6564Å .
Die als Äquivalentbreite gemessene Stärke der H a
Linie ist bei klassischen TTS (cTTS) größ er als ~ 10 Å.
Äquivalentbreite ist die Breite eines rechteckigen Streifens,
dessen Fläche der des Linienprofils (also der Fläche der Linie im Spektrum)
gleich ist. Es wurden in den letzten ~ 15 Jahren jedoch auch viele TTS
mit sehr schwacher H a Emission entdeckt. Schon sehr bald wurde klar,
daß Sterne mit geringer Emissionslinienstärke genauso jung sein können
wie cTTS. TTS mit Wl(H a) £ 10 Å bezeichnet
man als emissionslinienschwache (`weak-line') TTS (wTTS).
Die Entwicklung eines massearmen Sterns vom Infrarot-Protostern, der noch von
der Wolke eingehüllt wird, über cTTS und wTTS hin zu einem sonnenähnlichen
Stern (eventuell mit Planeten) wird in Abb. 4 gezeigt.
Falls ein TTS ein Mehrfachsternsystem ist, so können auch schon im frühen
Stadium entweder gar keine Scheiben mehr vorhanden sein oder es entwickeln
sich zirkumstellare Scheiben um beide Komponenten oder eine zirkumbinäre Scheibe.
Die bei allen TTS beobachtete starke Lithium Absorptionslinie bei 6707.7 Å dient
qualitativ als Indiz für geringes Alter. Allerdings ist es recht schwierig, aus der
Lithium Äquivalentbreite quantitativ auf das Alter eines Sterns zu schließ en.
Lithium wird durch Protonen Einfangprozesse verbrannt,
und zwar durch den letzten Teil des PP II-Prozesses:
|
Das Tempo, mit dem Lithium verbrannt wird, hängt sehr von der Temperatur und somit der Tiefe der Konvektionszonen ab. Je masseärmer nun ein Stern ist, desto weniger heiß ist er, desto kleiner ist somit in seinem Inneren der Kern, in dem Strahlungsgleichgewicht herrscht. Sehr massearme TTS und braune Zwerge sind sogar voll konvektiv. Je kälter also ein Stern ist, desto tiefer reicht die Konvektionszone in das heiß e Sterninnere, desto schneller wird also das Lithium verbrannt. Wenn ein zu untersuchender Stern nun mehr Lithium aufweist, als ein Hauptreihen-Stern des gleichen Spektraltyps, so ist der zu untersuchende Stern offenbar jünger. Die Plejaden sind ein ~ 108 Jahre alter Haufen von Sternen, die gerade erst die Hauptreihe erreicht haben, deren Sterne also bis vor kurzem noch Vor-Hauptreihen-Sterne waren. Ein Stern des Typs K5, der also z.B. noch mehr Lithium aufweist als alle Plejaden des Typs K5, ist jünger als die Plejaden, ist also ein Vor-Hauptreihen-Stern. Siehe dazu auch Abb. 5, in der für TTS und Plejaden die Lithium-Äquivalentbreite gegen die effektive Oberflächentemperatur Teff aufgetragen wird. Plejaden des Spektraltyps G haben noch ihren ursprünglichen Lithiumgehalt; bei ihnen ist wegen der relativ kleinen Konvektionszone noch nicht viel Lithium verbrannt worden. Somit lassen sich mit Hilfe von Lithium beim Spektraltyp G Vor-Hauptreihen-Sterne (wie TTS) nicht von Null-Alter Hauptreihen-Sternen (wie Plejaden) unterscheiden.
Bei sehr jungen TTS der Spektraltypen K und M (sowie bei TTS und Plejaden
des Spektraltyps G) ist also noch fast das gesamte Lithium von der Sternentstehung
her vorhanden. Der für solche Sterne gemessene Lithiumgehalt zeigt also
die relative Menge von Lithium im Stern an, die der Stern zum Zeitpunkt seiner
Geburt in einer Sternentstehungswolke hatte. Es zeigt sich nun, daß fast alle
jungen TTS (und G-Typ Plejaden) etwa den gleichen Lithiumgehalt haben.
Dieser Wert ist nun ein Maß für die relative Menge von Lithium,
die beim Urknall erzeugt wurde (Big Bang Nukleosynthese).
Man kann Alter und Masse eines TTS nicht direkt bestimmen, also muß man einen
indirekten Weg einschlagen. Dazu hat man numerisch ermittelt, wie sich ein Stern
bei vorgegebener Masse und Chemie durch das HRD entwickelt. Man hat also
theoretische Vor-Hauptreihen-Entwicklungswege berechnet
(Tracks, Linien gleicher Masse) und ebenso theoretische Isochronen.
Beispiele dafür kann man in Abb. 2 sehen, und zwar Tracks für Sterne
mit 0.3, 1 und 3 M\odot und Isochronen für 105, 106 und
107 Jahre. Ferner sind die birthline (als obere Einhüllende der Tracks)
und die Null-Alter Hauptreihe (als untere Einhüllende) zu sehen
(letztere bezeichnet man auch als ZAMS für zero-age main-sequence).
Kennt man nun für einen TTS dessen Leuchtkraft und Temperatur, so
kann man ihn ins HRD eintragen und aus dem Vergleich der Lage
mit theoretischen Tracks und Isochronen Masse und Alter bestimmen.
Um bei einem Stern nun die absolute Leuchtkraft berechnen zu können,
muß man seine Entfernung messen (oder annehmen können).
Für einzelne leuchtschwache Sterne, die wie die meisten
TTS mehr als ~ 100 pc entfernt sind, ist eine direkte Messung der
Parallaxe (also Entfernung) bisher nicht möglich. Jedoch kann man,
z.B. mit Hilfe eines Wolff-Diagramms (Zählung von Sternen im Bereich
der Dunkelwolke, also vor, in und hinter der Wolke, verglichen mit
einem unabsorbierten Testfeld daneben), die Entfernung zur Dunkelwolke
(und somit zu den TTS) bestimmen.
Ein wesentlicher Beobachtungsbefund bei cTTS sind
Ultraviolett (UV) - und Infrarot (IR) - Exzeß emission,
d.h. man beobachtet bei einer bestimmten Wellenlänge mehr
Strahlungsfluß als von einem schwarzen Körper der entsprechenden
Temperatur zu erwarten ist (Abb. 6).
UV-Exzeß weist auf sehr heiß es Material hin, also auf Akkretion:
Material aus der zirkumstellaren Hülle fällt auf den Stern und
heizt dabei sehr stark auf.
Der IR-Exzeß deutet auf zirkumstellares Material hin, welches
sich in einiger Entfernung vom Stern selbst befindet und somit kälter
ist als der Stern, also im Infraroten leuchtet.
Da angenommen wird, daß in zirkumstellaren Scheiben Planeten entstehen,
werden sie auch als protoplanetare Scheiben bezeichnet.
Es sei hier darauf hingewiesen, daß die bei cTTS beobachtete Größ e
von solchen Scheiben, d.h. etwa 20 bis 150 AE (Beckwith et al. 1990),
der Größ enordnung unseres Planetensystems entspricht.
Bei wTTS wird meistens kein (UV- oder IR-) Exzeß beobachtet, so daß bei
ihnen die Akkretion beendet ist und die Scheibe sich schon aufgelöst hat.
Die Dissipation einer Scheibe geschieht durch Einfall von Material auf den
weiter entstehenden und wachsenden Stern, Akkretion von festen Körpern
wie Planeten in der Scheibe, Scheibenströmungen (`outflows')
bzw. -winden sowie durch Wegblasen durch den Sternwind. Man sollte demnach
vermuten, daß cTTS jünger sind als wTTS. Dies ist jedoch nicht immer der Fall.
Es gibt auch sehr junge TTS ohne Scheiben und relativ alte Sterne mit Scheiben.
Somit könnte es auch sein, daß nicht alle wTTS in einer früheren
Entwicklungsphase cTTS waren; zumindest aber zeigt dies,
daß die Scheibenlebensdauer von Stern zu Stern stark variieren kann.
In den letzten Jahren hat sich herausgestellt, daß offenbar die
Häufigkeit von Multiplizität unter TTS wesentlich über der der
sonnennahen Sterne liegt. Während bei sonnennahen Sternen etwa
50 % der Sterne Mehrfachsternsysteme sind,
sind offenbar fast alle TTS Mehrfachsternsysteme.
Die meisten von ihnen sind Doppelsterne,
aber auch Dreifach- und Vierfachsysteme kommen vor; unter den Dreifachsystemen
sind viele hierarchische Systeme, d.h. ein enges Doppelsternsystem ist
gravitativ an eine dritte, weiter entfernte Komponente gebunden.
Auf jeden Fall ist klar, daß der Eintrag eines Doppelsterns ins HRD falsch ist,
wenn es sich um einen unaufgelösten Doppelstern handelt, da man ihn dann
auf der y-Achse bei der Gesamthelligkeit des Doppelsternsystems einträgt.
TTS zeichnen sich ferner dadurch aus, daß sie relativ schnell rotieren.
Man kann auf die Rotationsperiode von TTS durch Lichtkurven
schließ en, die von auf der Sternoberfläche mitrotierenden dunklen
oder hellen Sternflecken verursacht werden; erstere sind kälter,
letztere heiß er als die Photosphäre.
Die Lichtkurven von wTTS werden von dunklen Flecken dominiert, die dort entstehen,
wo Magnetfeldlinien aus der Sternoberfläche ausbrechen.
CTTS sind jedoch meistens von Scheiben
und anderem zirkumstellaren Material umgeben, so daß bei ihnen weiterhin
Material auf den Stern fällt. Dieses Material bewegt sich entlang von
Feldlinien eines Magnetfelds, das die innere Scheibe mit dem stellaren
Magnetfeld koppelt. Dabei entstehen sog. Trichterflüsse
(Abb. 4), die auf der Sternoberfläche heiß e Flecken erzeugen.
Sie dominieren die Lichtkurven von cTTS.
Solange ein cTTS durch sein Magnetfeld mit der Scheibe gekoppelt ist,
kann er nicht schneller rotieren als die Scheibe. Sobald er aber seine
Scheibe verliert, führt die weitere Kontraktion entlang dem Hayashi-Track
zur Beschleunigung der Rotation. WTTS rotieren also schneller als cTTS.
Da sich TTS gewöhnlich nahe von Wolken häufen und alle ähnliche
Eigenbewegungen und Radialgeschwindigkeiten haben, handelt es sich
bei diesen sog. T Assoziationen also auch um Bewegungshaufen.
Einen kinematisch zusammengehörenden Haufen von O und B Sternen
bezeichnet man als OB Assoziation, in der sich meistens auch viele
TTS detektieren lassen. Ein Beispiel dafür ist die Orion OB Assoziation,
in dem sich auch viele Tausend TTS aufhalten. Die vier O Sterne im
Orion-Nebel bilden ein Trapez. Nur 15 Bogenminuten nördlich davon
befindet sich der TTS Parenago 1724, also Stern Nummer 1724 in
Parenago (1954), kurz Par 1724 oder einfach P1724 (siehe Titelseite).
Die O Sterne heizen das Gas dieses Sternentstehungsgebietes so stark auf,
daß es selbst so stark leuchtet, daß man diesen Orion-Nebel trotz
seiner Entfernung von ~ 460 pc mit bloß em Auge sehen kann
(als mittleres Objekt im Schwert des Himmelsjägers Orion).
Appenzeller I. & Mundt R., 1989, Astron. Astrophys. Rev. 1, 291
Bastian U. et al., Astron. & Astrophys. 126, 438
Beckwith S.V.W., Sargent A.I., Chini R.S., Güsten R., 1990, Astron. Journal 99, 924
Bertout C., 1989, Annual Review Astron. & Astrophys. 27, 351
D'Antona F. & Mazzitelli I., 1994, Astrophys. Journal Suppl. 90, 467
Herbig G.H., 1977, Astrophys. Journal 214, 747
Herbig G.H., 1962, Adv. Astron. Astrophys. 1, 47
Joy A.H., 1945, Astrophys. Journal 102, 168
Landolt & Börnstein, 1982, Gr. VI, Bd. 2b, Springer Berlin
Neuhäuser R., 1997, Science 276, 1363
Parenago P.P., 1954, Trudy Gosud. Astron. Sternberga 25, 1
Shu F.H., Adams F.C., Lizano S., 1987, Annual Review Astron. & Astrophys. 25, 23
Vor Beginn des Versuchs sollten Sie dieses Skript gut durchgearbeitet haben.
Ferner eignen sich zur Vorbereitung die entsprechenden Kapitel
der einschlägigen Literatur, wie z.B.
Im Protokoll sollten zu diesem Versuchsteil die drei Spektren
enthalten sein, und zwar jeweils mit gesamtem Wellenlängenbereich
sowie die Ausschnitte, in denen sich die H a und Lithium Linien
befinden, ferner das Diagramm, im dem Lithium-Äquivalentbreiten gegen
Teff aufgetragen werden. Ferner sollten die folgenden Fragen
behandelt werden:
(imaV.bdf) ist das zu analysierende Bild imaV0001.bdf
1,1 bedeutet schlicht, daß man genau ein Bild analysieren will.
Angabe von (,tabV) erzeugt Ergebnistabelle namens tabV.tbl
a,b,c sind die Radien der folgenden Ausschnittskreise:
d,e sind der Konversionsfaktor zwischen Elektronen und ADU
sowie eine Angabe für das Ausleserauschen (read-out-noise, RON).
Diese Angaben hängen also vom jeweils verwendeten Telskop, Instrument
und CCD-Chip ab, sowie davon, wie man das CCD ausgelesen hat (z.B.
schnell oder langsam). Die hier anzugebenden Werte sind dem Handbuch
für das 0.9-m Dutch Teleskop der ESO zu entnehmen, das während
des Versuchs zur Verfügung gestellt wird (aber vor Versuchsbeginn nicht
durchgearbeitet zu werden braucht), bzw. auch den Descriptoren der Bilder.
dabei ist V die scheinbare Magnitude der Sterns im Band V,
Vinstr dessen instrumentelle Magnitude (also das direkte
Ergebnis des Programms magn.prg),
c ist eine instrumentelle Konstante, die von Teleskop,
Instrument und CCD-Chip abhängt,
k ist eine Konstante, die vom Wetter der entsprechenden Nacht abhängt,
und Y ist die sog. Luftmasse, also der Secans der Höhe des Sterns
über dem Horizont zum Zeitpunkt der Belichtung.
Im Protokoll zu diesem Versuchsteil sollten Sie also die spektrale
Energieverteilung von P1724 - verglichen mit dem am besten passenden
Standard-Stern - zeigen, ferner ein H-R Diagramm, in dem P1724 und
die junge Sonne eingetragen sind.
Desweiteren sollten folgende Fragen behandelt bzw.
folgende Daten (mit Fehlern) angegeben werden
(geben Sie dabei auch immer an, wie die entsprechenden Größ en
definiert sind, und wie Sie diese gewonnen haben):
(*) Fluß für A0 V Stern mit V = 0 mag
Ref.: Landolt, 1992, Astron. Journal 104, 340.
Ref. (1) Cohen & Kuhi 1979, Astrophys. Journal Suppl. 41, 743.
(*) gilt nur für Leuchtkraftklasse V
Literatur:
Der neue Kosmos (von Unsöld & Baschek),
Physik der Sterne und der Sonne (von Scheffler & Elsässer) und/oder
Abriß der Astronomie (von Voigt).
Zu Beginn des Versuchs sollten Sie also in der Lage sein,
die folgenden Fragen zu beantworten, die auch in der Einleitung
zum Versuchsprotokoll behandelt werden sollten:
3.1 Die Auswertung des Spektrums
Zunächst sollen drei optische Spektren des Sterns P1724 ausgewertet werden,
die als fits files zur Verfügung gestellt werden:
p1724spec-high1.fits
und p1724spec-high2.fits wurden mit dem Spektrographen
CASPEC am ESO-3.6-m Teleskop gewonnen, p1724spec-low.fits wurde mit einem
Boller & Chivens Spektrographen am ESO-1.5-m Teleskop aufgenommen.
Die Hand- bücher zu diesen Teleskopen und Instrumenten werden bei
Versuchsdurchführung zur Verfügung gestellt, müssen
also nicht vorab durchgearbeitet werden.
Hinweise zum Protokoll:
change/dir spectra
indisk/fits (infile) (outfile)
Die hinter indisk/fits anzugebenden Parameter (infile) und (outfile) müssen
spezifiziert werden. Siehe auch den on-line help via
help indisk/fits
Bilder haben in MIDAS immer die Form *.bdf
Das Spektrum *.bdf ist schon wellenlängen-kalibriert, so daß also
auf der x-Achse die Wellenlänge in Å ngstrom angegeben wird. Die Skala
der y-Achse zeigt den Fluß an normalisiert zum Kontinuum.
Dann kann man mit der linken Maustaste im Graphik-Fenster klicken, um die
Wellenlänge der entsprechenden Position zu erhalten. Durch Klicken der
rechten Maustaste im Graphik-Fenster kann man diese Maß nahme beenden.
Man kann den Plot-Bereich verändern mit set/graph xaxis=a,b
wobei dann das Spektrum zwischen den Wellenlängen a und b
gezeigt wird.
integrate/line p1724spec1.bdf
Dann muß man am Anfang der Emissions- oder Absorptions-Linie in Höhe
des Kontinuums mit der linken Maustaste klicken,
dann am Ende der Linie wieder in Höhe des Kontinuums.
Danach kann man entweder weitere Äquivalentbreiten messen oder mit der
rechten Maustaste diese Maß nahme beenden.
Die Äquivalentbreiten sollten für jede Linie mehrmals gemessen werden,
und zwar für verschiedene Lagen des Kontinuums, um also den Fehler
zu ermitteln, der durch die Festlegung des Kontinuums entsteht.
Wichtig ist hierbei, sich vorher hinsichtlich der Lage des
Kontinuums klar zu werden.
Dann sollte man das Diagramm aus dem Versuchsskript zunächst
einmal selbst plotten, und zwar durch
@@ plot-Li-Teff.prg
Dann kann man es ausdrucken mit copy/graph (printer)
In dieses Diagramm soll man zunächst die oberen und unteren
Einhüllenden für die Gruppe der TTS und für die Gruppe der
Plejaden einzeichnen, dann die Lage des Sterns P1724 (mit Fehlerbalken).
3.2 Die Auswertung der photometrischen Daten
Zur Verfügung gestellt werden eine CCD-Aufnahme des Sterns
P1724 (und Umgebung) im V-Band, nämlich p1724-V.bdf,
und zwei CCD-Aufnahmen eines Standard-Stern-Feldes
im gleichen Band, also stand-V-1.bdf und stand-V-2.bdf.
Bei der Auswertung von CCD-Photometrie Aufnahmen muß man
von den eigentlichen Aufnahmen des zu messenden Sterns zunächst den
Dunkelstrom des CCD (sog. dark, manchmal auch als bias bezeichnet)
abziehen, denn das CCD miß t auch dann Photonen,
wenn man Null Sekunden als Belichtungszeit angibt.
Ferner muß man dann durch das flat-field teilen, da das CCD nicht an
allen Stellen gleich sensitiv ist. Die flat-field Aufnahmen sind
während der Dämmerung gemacht worden, und zwar an sternlosen Stellen
am Himmel, sog. sky flats. Diese Korrekturen sind an den oben genannten
Bildern schon durchgeführt worden.
Die Auswertung der Photometrie sowie die sich daran anschließ ende
Berechnung der absoluten bolometrischen Leuchtkraft und die Bestimmung
von Alter und Masse des Sterns geschehen nun wie folgt:
Hinweise zum Protokoll:
Identifikation von P1724 mit Hilfe der finding chart, die im
Anhang abgedruckt ist (eine Vergröß erung der Titelbilds).
Falls dieser ins Display-Fenster geladene Bildausschnitt zu
groß oder zu klein ist, um den relevanten Ausschnitt zu sehen,
kann man das Bild mit einem anderen Skaling neu laden, nämlich mit
load/image (bild) scale=(x)
wobei die Variable x der Skalingfaktor ist, also z.B. 2 oder -4 etc.
write/key myscale/i/1/1 (x)
Man verwende das MIDAS-Programm magn.prg durch Aufruf von
@@ magn (imaV) 1,1 (,tabV) (a,b,c) (d,e)
wobei die folgenden Parameter zu spezifizieren sind:
wobei hier genau vier Buchstaben zu verwenden sind.
a als äuß erer Radius für Sternausschnitt,
b als innerer Radius für Hintergrundsausschnitt,
a als äuß erer Radius für Hintergrundsausschnitt.
Am besten versucht man es für verschiedene Werte, um sich
zu vergegenwärtigen was passiert und um herauszufinden, welche
Zahlenwerte geeignet sind.
V = c + Vinstr - k ·Y
Beobachtet man also ein Standard-Stern-Feld in der gleichen Nacht,
jeweils vor und nach dem eigentlich zu untersuchenden Stern (hier P1724),
dann erhält man für jeden Standard-Stern zwei Gleichungen mit zwei
Unbekannten, nämlich c und k. Alle anderen Größ en in der
obigen Gleichung sind bekannt: Vinstr und Luftmasse Y aus
magn.prg; die scheinbaren Magnituden der Standard-Sterne
kann man Tab. 2 im Anhang entnehmen.
Man löse also für jeden Standard-Stern das Gleichungssystem,
um c und k zu erhalten.
Dann berechne man für c und k die Mittelwerte und deren Fehler.
mU - mB = (mU - mB)0 + (AU - AV)
mB - mV = (mB - mV)0 + (AB - AV)
Die Eigenfarben (mU - mB)0 und (mB - mV)0
kann man - bei Kenntnis von Spektraltyp und Leuchtkraftklasse -
der entsprechenden Tabelle in Landolt-Börnstein entnehmen;
da P1724 eine starke Lithium-Linie hat, kann man auch hier wieder annehmen,
daß es sich um einen Stern auf oder zumindest hinreichend nahe der
Null-Alter Hauptreihe (zero-age main-sequence, ZAMS) handelt; also kann
man die entsprechende Tabelle für ZAMS Sterne verwenden (Tab. 15, Landolt-Börnstein,
Kap. 4.1, Seite 19) - wiedergegeben in Tab. 3 im Anhang.
Eigenfarben werden auch mit (U - B)0 bzw. (B - V)0 bezeichnet.
Durch Umformung kann man jeweils eine Gleichung für AV erhalten.
Man berechne nun AV für beide Fälle, sowie dann seinen
Mittelwert und dessen Standardabweichung.
Hierzu muß man die Größ en Ax/AV für die beiden
Bänder U und B kennen. Siehe dazu Tab. 1 im Anhang. Dort sind die
entsprechenden Werte nach drei verschiedenen Authorengruppen angegeben.
Man verwende die Mittelwerte.
Dazu muß man sich zunächst der Definition der Magnitude klar werden
und - für jedes Band UBVRIJHKL - den Fluß l·Fl 0
eines Sterns mit Spektaltyp A0, Leuchtkraftklasse V und V = 0
kennen (siehe Tab. 1 im Anhang). Durch
l·Fl = ( l·Fl 0 ) ·10 -0.4 ·mx,0
Danach kann man diese Ascii-Tabelle in eine MIDAS-Tabelle umwandeln,
und zwar durch create/table p1724flux.tbl (a) (b) p1724flux.dat
wobei a und b die Anzahl der Spalten und Zeilen der Tabelle sind.
Man sollte sich zunächst die erzeugte Tabelle ansehen durch
read/table p1724flux.tbl
Man sollte nun noch die Spalten der MIDAS-Tabelle umbenennen
und deren Bedeutungen und Einheiten angeben, und zwar durch
name/column p1724flux.tbl #1 :logFlux ``W/cm/cm'' R F7.3
name/column p1724flux.tbl #2 :ErrFlux ``W/cm/cm'' R F7.3
name/column p1724flux.tbl #3 :logWave ``cm'' R F7.3
Man kann die Wirkung dieser Maß nahmen überprüfen durch
show/table p1724flux.tbl
plot/table p1724flux.tbl :logWave :logFlux
Die Meß fehler kann man darüberplotten durch
overplot/error p1724flux.tbl :logWave :logFlux :ErrFlux
Man kann an dieser Abbildung je nach Geschmack verschiedene set-up
Parameter verändern, siehe dazu den on-line help für set/graph
overplot/table (stand.tbl) :logFlux :logWave
wobei man in (stand.tbl) die entsprechende MIDAS-Tabelle
des Standard-Sterns angibt, also z.B. g4.tbl
Zur Verfügung gestellt werden solche Tabellen für Standard-Sterne
(also schwarze Körper) der folgenden Spektraltypen: F0, F2, F5, F7,
G0, G2, G4, G6, K0, K2, K4, K5, K7, M0, M1, M2, M3, M4, M5 und M6.
Man muß nun noch für jeden Standard-Stern dessen Flüsse so
normieren, daß sie die gleiche Größ enordnung haben wie P1724,
dessen Flüsse ja relativ, also nicht fluß -kalibriert sind.
Man kann dies tun, indem man in den Tabellen
(stand.tbl) einfach entsprechende Werte addiert oder
subtrahiert, durch
compute/table (stand.tbl) (arithmetik)
wobei man sich der Arithmetik-Syntax mit Hilfe des on-line help
klar werden kann.
mbol - Mbol = 5 ·log
d
[pc]
-5 +AV
Mbol - Mbol \odot = -2.5 ·log
Lbol
Lbol \odot
Man wechsle dazu zunächst in ein anderes directory mittels
change/dir ../dam94
und plotte dann ein H-R Diagramm mit Tracks und Isochronen,
und zwar durch @@ plot-hrd-dam94.prg
und drucke dieses dann aus - mit copy/graph (printer)
Nun sollte man zunächst birthline und ZAMS einzeichnen,
dann die Position von P1724 (mit Fehlerbalken). Aus der Formel
Lbol = 4 ·p·r 2 ·s·Teff 4
Aus Radius und Masse ergibt sich dann auch die Oberflächenschwerkraft g.
Bei welchen Werten für Masse, Alter, Leuchtkraft, Teff,
Radius und Oberflächenschwerkraft wird P1724 die Hauptreihe erreichen ?
die auf Absorption Ax hin korrigierte Werte U0, B0, V0, etc,
sowie die Flüsse l·Fl für jedes Band UBVRIJHKL.
Welche Eigenfarben (mU - mB)0 und (mB - mV)0 wurden verwendet ?
Tabelle 1: Photometrie-Bänder, Flüsse und Absorption
Band lcenter Fluß lFl (*)
Absorption Ax / AV
x [mm] [W/cm 2/mm] Ref. (l) Ref. (2) Ref. (3)
U 0.36 4.22 ·10-12 1.569 1.531
B 0.44 6.40 ·10-12 1.337 1.332 1.325
V 0.55 3.75 ·10-12 1.000 1.000 1.000
R 0.71 1.75 ·10-12 0.751 0.748 0.748
I 0.97 8.4 ·10-13 0.479 0.484 0.482
J 1.25 3.1 ·10-13 0.282 0.281 0.282
H 1.62 1.2 ·10-13 0.190 0.175
K 2.2 3.9 ·10-14 0.114 0.123 0.112
L 3.5 7.1 ·10-15 0.056 0.052 0.058
laut Landolt & Börnstein, Vol. 2, Tab. 39, Seite 73.
Ref. (1) Cardelli et al. 1989, Astrophys. Journal 345, 245.
Ref. (2) Savage & Mathis, 1979, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 17, 73.
Ref. (3) Rieke & Lebofsky, 1985, Astrophys. Journal 288, 618.
Tabelle 2: Standard-Stern PG0942
Star V B-V V-R V-I
PG0942 14.004 -0.294 -0.130 -0.280
PG0942 A 14.731 0.783 0.610 1.081
PG0942 B 14.108 0.525 0.368 0.697
PG0942 C 14.989 0.727 0.539 0.909
PG0942 D 13.707 0.564 0.348 0.687
Tabelle 3: Konversion Sp-Typ zu Temp. und Eigenfarben
Spektral Effektivtemperatur Teff [K]
Eigenfarben [mag] (*)
Typ Ref. (1) Ref. (2) Ref. (3) (B - V)0 (U - B)0
G0 5902 6000 5943 0.60 0.08
G2 5768 5794
G4 5636
G6 5500 5475 0.70 0.23
G8 5445 5309
K0 5236 5150 0.80 0.42
K1 5105 4989
K2 4954 5000 4833 0.90 0.63
K3 4775 4690
K3.5 1.00 0.86
K4 4581 4500 4540
K4.5 1.10 1.03
K5 4395 4405
K5.5 1.20 1.13
K6.5 1.30 1.20
K7 3999 4000 4150
M0 3917 3800 3837 1.40 1.22
M1 3681 3650 3664
M2 3499 3500 3524 1.50 1.17
M3 3357 3350 3404
M4 3228 3150 3288
M4.5 1.60 1.20
M5 3119 3000 3170
Ref. (2) Bessel 1979, Publ. Astron. Soc. Pacific 91, 589.
Ref. (3) de Jager & Nieuwenhuijzen 1987, Astron. Astrophys. 177, 217.
(*) gilt nur für Null-Alter Hauptreihen-Sterne
(nach Landolt & Börnstein Tab. 15, Kap. 4.1, Seite 19)
Tabelle 4:
Temp.-B.C.
logTeff B.C. (*)
[K] [mag]
4.9 -6.15
4.8 -5.35
4.7 -4.60
4.6 -3.83
4.5 -3.23
4.4 -2.67
4.3 -2.16
4.2 -1.52
4.1 -0.92
4.0 -0.37
3.9 -0.13
3.8 -0.15
3.7 -0.38
3.6 -1.11
3.55 -1.97
3.5 -2.97
3.45 -3.71
3.4 -4.4
(nach Landolt & Börnstein, Tab. 15, Kap. 4.1, Seite 19)