Veränderliche Sterne in Sternassoziationen

57 Pages·1977·2.223 MB·German

by  Prof. Dr. Hans Schmidt, Dr. Frank Gieseking (auth.)

FORSCHUNGSBERICHT DES LANDES NORDRHEIN-WESTFALEN
Nr. 2654 /F achgruppe Physik/ Chemie /Biologie
Herausgegeben im Auftrage des Ministerprasidenten Heinz Kuhn
vom Minister fUr Wissenschaft und Forschung Johannes Rau
Prof. Dr. Hans Schmidt
Dr. Frank Gieseking
Sternwarte der UniversiUit Bonn
mit Observatorium Roher List
Veranderliche Sterne in Sternassoziationen
WESTDEUTSCHER VERLAG 1977
CIP-Kurztitelauf'nahme der Deutschen Bibliothek
Schmid t! Hans
Veranderliche sterne in Sternas50ziationen /
Hans Schmidt; Frank Gieseking. - 1. Aufl. -
Opladen: Westdeutscher Verlag, 1977.
(Forschungsberichte des Landes Nordrhein
Westf'alen; Nr. 2654 : Fachgruppe Physik/
Chemie/Biologie)
ISBN-13: 978-3-531-02654-1 e-ISBN-13: 978-3-322-88107-6
DOl: 10,1007/978-3-322-88107-6
NE: Gieseking, Frank:
© 1977 by Westdeutscher Verlag GmbH, Opladen
Gesamtherstellung: Westdeutscher Verlag
ISBN-13: 978-3-531-02654-1
1. Einleitung................................................... 5
2. Sternassoziationen und junge Sternhaufen . . . . . . . . • . . . . . . . . . . . . . . 6
3. Problemstellung . . . . • . . . . . . . . . . . . . . . . • . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
4. Instrumente, Beobachtungs- und Reduktionsmethoden . . . . . . . . . . . . 8
(a) Astrograph. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . • . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . 8
(b) Schmidt-Teleskop. . • . .. . . . . . . • . . ... . . .. . .. . . . . . . .. . . . . . . . . 9
(c) Cassegrain-Nasmyth-Teleskop ..•.•.•... . ...•... . .. . . ...... 10
(d) Auswertung des Beobachtungsmaterials •.................... 10
5. Untersuchungen an den Assoziationen Cygnus T I,
Cepheus OB 2 und Perseus OB 2. . . • . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
(a) Allgemeine Eigenschaften der Assoziationen . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
(b) Ergebnisse der Durchmusterung und Dberwachung. . . . . . . . . . . . 12
(c) Verhalten der Farbenindizes .....•......................... 15
(d) Diskussion der F arbenhelligkeits- und Zweifarben-
diagramme. . . . . . . . . . . . . • . . . . . . . • . . . . . . . . . . . . • • . . . . . . . . . . • 15
(e) Sterne mit H -Emission................................... 17
(f) V 1057 Cygni ...•....................................•.... 18
6. Zusammenfassung der Ergebnisse. . . . . . • . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
7. Liter aturverzeichnis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
Anhang .. . ...•.•..•.•... ..•. ................................... 24
a) Tabellen ....•.••...........•......................•......... 24
b) Abbildungen •.•.....................•...•.................... 29
- 5 -
1. Einlei tung
Eines der wesentlichsten empirischen Ergebnisse der Astrophysik ist das
Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD), in dem die absolute visuelle H.ellig
keit MV gegen den Spektraltyp Sp der Sterne aufgetragen wird. An die Stelle
von Sp kann auch ein Farbenindex, z. B. (B-V) treten, so daB man statt des
HRD das aquivalente Farbenhelligkeitsdiagramm (FHD) erhalt. Eine zutref
fende theoretische Interpretation dieser Diagramme hat lange auf sich war
ten lassen. Heute wissen wir, daB in ihnen die Verweilzeiten der Sterne in
bestimmten Zustanden ihrer Energieerzeugung, darn it aber ihres inneren
Aufbaues und somit ihrer Entwicklung zum Ausdruck kommen. Uber gewis
se Phasen der Entwicklung, wie die des H-Brennens auf der Hauptreihe und
die des Aufbaues schwerer Elemente im Nachhauptreihenstadium haben wir
relativ gute Kenntnisse. Dies gilt jedoch nicht fUr die Vorhauptreihenent
wicklung. Zunachst spricht alles dafUr, daB die Sterne durch Kondensation
des interstellaren Mediums entstehen. Dabei sind die Massen von unter-
schiedlicher Gra13e. Theoretisch handelt es sich hier urn ein hydrodynami
sches Problem, in das Anfangswerte fUr Temperatur, Dichte, chemische
Zusammensetzung, Drehimpuls, magnetische Feldstarke usf. eingehen. Die
Beobachtung kann diese Details im Augenblick aber noch nicht liefern. Man
kann vielleicht sagar davon ausgehen, daB es eindeutige Anfangswerte iiber
haupt nicht gibt. Damit gabe es maglicherweise auch keine "Standard-Wege"
der Sternentwicklung in diesen Phasen. - Abb. 1 mage diesen Zustand durch
nebeneinanderstellen der Uberlegungen von Iben jr. (1965) und Larson (1972)
iiber die Kontraktionswege der Sterne verschiedener Massen charakterisie
reno - AIle Vorhersagen miiBten sich in diesem Fane auf allgemeine, qua
litative Bilder dieser Entwicklung beschranken.
Bei allen Betrachtungen solcher Art ist zu beachten, daB die Kontraktions
phase der Sterne eine Dauer tK aufweist, die etwa ein Hundertstel der Ver
weil- oder Entwicklungszeit tE eines Sternes auf der Hauptreihe betragt,
d. h. es gilt
t ~ 10-2 . t
K E
Da
sein mu13 (m = Sternmasse; L = Leuchtkraft) und die Masse-Leuchtkraft-
- 6 -
Beziehung
L m Q'
mit Q' = 3,0 - 4,0 gilt, wird
l-Q'
m
Die Zeiten tE und tK hangen also stark von der Masse m ab (Abb. 2). Diese
Tatsache fordert die Einfuhrung zweier Begriffe: einerseits des absoluten
Alters, andererseits des Entwicklungsalters eines Sternes. Fur ein und das
selbe Objekt kann ersteres z. B. gro13, letzteres 1l.ber klein sein. Die vorlie
genden Betrachtungen gelten stets fUr Sterne mit geringem Entwicklungs
alter. Da tK relativ klein fur massereiche und damit absolut helle Sterne
ist, wird es schwierig, sie in diesem Zustand zu beobachten (Abb. 1). We
sentliche Fragen sind, wo wir solche Objekte finden und welche Eigenschaf
ten sie besitzen.
2. Sternassoziationen und junge Sternhaufen
Bereits 1947 bzw. 1949 hat Ambartzumian darauf aufmerksam gemacht, da13
es innerhalb des allgemeinen Sternfeldes ausgepragte Ansammlungen von
0- und B-Sternen, sowie von T Tauri-Veranderlichen geringer absoluter
Helligkeit gibt. Er nannte diese Sterngruppen 0- und T-Assoziationen und
gab der Uberzeugung Ausdruck, da13 es sich bei dies en Objekten urn Sterne
geringen Alters etwa von der Gro13enordnung 107 Jahren handelt. Vielfach
sind OB- und T Tauri-Sterne in derselben Assoziation enthalten. Blaauw
(1952) konnte zeigen, da13 die Assoziation nahe ~ Persei eine Expansions-
6
bewegung aufweist, die auf ein Alter von etwa 1,3 . 10 Jahren schlies-
sen la13t. Solche Eigenbewegungsmessungen und Altersbestimmungen sind
indessen meist mit relativ gro13en Fehlern behaftet und damit notwendig
unsicher.
Eine weitere Moglichkeit der Untersuchung der hier anstehenden Probleme
bieten sehr jungs offene Sternhaufen, deren hellste Mitglieder 0- und fruhe
B-Sterne sind. Am Beispiel von NGC 2264 (Abb. 3) konnte Walker (1956) auf
Grund lichtelektrischer Helligkeitsmessungen zeigen, da13 das FHD den Er
wartungen der Theorie entspricht, d. h. ein wesentlicher Teil der Me13werte
der Mitglieder dieses Haufens oberhalb del· Null-Alter-Hauptreihe liegt.
Nach Lage der Dinge (Abb. 1) kann allerdings daraus uber den momentanen
- 7 -
Zustand eines einzelnen Sterns im Haufen keine Aussage gemacht werden.
In Fortsetzung der Walker'schen Arbeiten zeigte dann Kholopov (1958), dal3
auch in einigen Sternassoziationen das Gebiet der theoretischen Vorhaupt
reihensternentwicklung im FHD, welches er "T-Band" nannte (Abb. 4), von
Sternen bevolkert ist. Dieses "T-Band" enthalt veranderliche Sterne, die
als "Nebular Variables" bezeichnet und den Typen RW Aurigae, T Orionis
und T Tauri zugerechnet werden. Ihnen allen gemeinsam sind irregulare,
langsame und schnelle Helligkeitsanderungen. Die T Tauri-Sterne zeigen
zudem in ihren Spektren Emissionslinien von H, Ca II, Fe I, Fe II, S II,
Ti II, 0 I und He 1. Dabei ist das Kontinuum im ultravioletten Wellenlangen
bereich meist aufgehellt (Abb. 5) und die Linie A6707 A des LiI sehr ausge
pragt. Si~ sind zudem sehr oft mit hellen Nebeln und Dunkelwolken assozi
iert. Wegen der geringen Leuchtkraft dieser Sterne (Sp = F - M2) und der
relativ grol3en Entfernungen der Assoziationen von der Sonne ist eine spek
troskopische Untersuchung mlihsam und schwierig.
3. Problemstellung
Nach den hier gemachten AusfUhrungen ist die Untersuchung genetisch jun
ger Sterne von grol3tem Interesse. Wegen ihres Verhaltens, d. h. ihrer
Helligkeitsanderungen k6nnen die Sterne yom Typ RW Aurigae insbesonde
re aber T Tauri in den Assoziationen leicht als deren Mitglieder erkannt
werden. Da die bisherigen Fakten liber diese Objekte noch wenig umfang
reich sind und ihr Verhalten physikalisch nicht verstanden ist, mul3 zu
nachst versucht werden, das Beobachtungsmaterial in jeder Hinsicht zu er
ganzen. Dies war die Hauptaufgabe der vorliegenden Untersuchungen.
Zunachst ging es darum, liber eine zeitlich ausgedehnte Photometrie der
Sterne im Bereich einiger Assoziationen Aussagen liber die Veranderlich
keit bestimmter Objekte in ihnen, deren Amplituden und Zyklendauern zu
gewinnen. Eine Ausdehnung der Messungen auf mehrere Wellenlangenbe
reiche sollte zudem Farbenindizes liefern, deren zeitliche Anderungen von
Interesse sind. Aus den Mel3daten konnte man auch Aussagen liber die in
terstellare Absorption in den betrachteten Arealen, die Eigenfarben und
absoluten Helligkeiten dieser Veranderlichen erhoffen.
Uber diese Untersuchungen hinaus scheint es grundsatzlich moglich, bei
Doppelsternen mit einer veranderlichen Komponente einen Bedeckungslicht-
- 8 -
wechsel zu beobachten, aus dem dann im Zusammenhang mit spektroskopi
schen Messungen Massen und Radien der Sterne abgeleitet werden konnen.
Allerdings ist die Wahrscheinlichkeit eines solchen Falles nicht sehr groiL
4. Instrumente, Beobachtungs- und Reduktionsmethoden
Die geplanten Untersuchungen an Sternassoziationen erfordern den Einsatz
verschiedener Typen von Teleskopen und Auswertegeraten. Wesentlich sind
auch die Mef3verfahren selbst und die Reduktion der gewonnenen Daten.
(a) Astrograph
Zunachst ist hier die Aufgabe gestellt worden, in grof3eren Sternfeldern mit
Hilfe von Uberwachungsaufnahmen,. d. h. einer Durchmusterung, verander
liche Sterne zu erkennen und ihr individuelles Verhalten zu analysieren. Er
forderlich ist hierfUr ein Teleskop mit grof3em Bildfeld und guter Abbildungs
qualitat. Der erfaf3bare Wellenlangenbereich sollte den Einsatz hochst emp
findlicher Blau-Platten ermoglichen.
Urn den gewunschten Zweck zu err eichen, wurde ein vorhandener Astrograph
der Firma Carl Zeiss, Jena, versehen mit einem Triplet aus dem Jahre
1926 vollstandig umgebaut. Er erhielt ein fur den photographischen Farb
A
bereich urn A 43 60 korrigiertes, vierlinsiges Objektiv nach Sonnefeld mit
einer freien Offnung von D = 300 mm. Die Brennweite betragt F = 1484 ± 2 mm.
Daraus ergibt sich ein Abbildungs~af3stab von 2,3!/mm. Verwendbar sind
mit diesem Instrument photographische Platten von maximal 24 x 24 cm
Grof3e entsprechend einem nutzbaren Bildfeld von 9?2 x 9?2. Die in unse-
rem Falle meist verwendete Plattengrof3e war 16 x 16 cm und entsprach da
mit einem Bildfeld von etwa 6?1 x 6?1.
Unter Verwendung einer photoelektrischen Skala von Hoag et al. (1961) im
Sternhaufen NGC 7128 wurde fUr den Bereich der optischen Achse der Zu
sammenhang zwischen dem Sternbilddurchmesser und der Helligkeit ermit
telt. Diese Bildwachstumskurve, deren Verlauf von atmospharischen Be
dingungen, Emulsion und photographischer Vor- und Nachgeschichte ab
hangt, ist in Abb. 6 wiedergegeben. Dabei ist zu beachten, daf3 die kleinsten
Bilder durch das AUflosungsvermogen der photographischen Emulsion mit
bestimmt werden. Unter Verwendung einer Kodak 103 a-O-Emulsion mit ei
nem reziproken Auflosungsvermogen von 16 pm findet man unter optimalen
Bedingungen einen kleinsten Sternbilddurchmesser von 0,025 mm. Dieser
- 9 -
Wert entspricht nahezu dem einer idealen, vollig fehlerfreien Optik.
Die Leistungsfahigkeit des Instrumentes ergibt sich auch aus seiner Reich
weite in Abhangigkeit von der Belichtungszeit. Abb.7 gibt entsprechende
Messungen bei verschieden guter Durchsicht der Atmosphare wieder. Es
zeigt sich danach, dal3 bei einer Belichtungszeit von 60 Minuten unter sehr
guten Bedingungen noch Sterne 18;U5 erfal3t werden konnen. Die absolute
theoretische Grenze wiirde bei 19m liegen. - Gegemlber dem alten Instru
ment mit dreilinsiger Optik bedeutet dies eine Reichweitensteigerung urn
wem. gstens 2m .
Eine Untersuchung der Bildfeldkorrektion, d. h. des Abfalls der Beleuch
tungsstarke im Bildfeld des Astrographen ergab bis zu einem Abstand von
2?5 von der optischen Achse einen mittleren Helligkeitsabfall von etwa
0;U1 ± 0;U025.
(b) Schmidt-Teleskop
Da es mit dem Astrographen nicht moglich ist, Aufnahmen in anderen Wel
lenlangenbereichen zu gewinnen, diese aber zur Ableitung der Farbenindizes
der Sterne benotigt werden, ist der Einsatz eines weiteren Teleskops not
wendig gewesen. Wegen der fehlenden chromatischen Aberration und des
relativ grol3en Bildfeldes war hier der Einsatz eines Schmidt-Teleskops an
gezeigt. Ein solches Instrument mit 340 mm freier Gffnung, 500 mm Spie
geldurchmesser und einer Brennweite von 1375 mm stand zur Verfllgung.
Auf Platten von 9 x 9 cm Grol3e konnte hiermit ein Feld von etwa 3?5 x 3?5
abgeleitet werden. Das Bildfeld wird durch eine entsprechende Ebnungslin
se geebnet. Die Bildqualitat ist hervorragend, das Bildfeld bis 1?7 von der
optischen Achse vignettierungsfrei.
Wahrend der Astrograph mit folgenden Kombinationen:
m : Astrograph + Kodak 103 a-O
pg
B Astrograph + Kodak 103 a-O + Schott GG 13
die Uberwachungs- und Blau-Aufnahmen lieferte, wurden mit dem Schmidt
Teleskop durch die Kombinationen:
U:Schmidt-Teleskop + Kodak Ia-O + Schott UG 2
V:Schmidt-Teleskop + Kodak 103 a-D + Schott GG 11
fur die photometrischen Bereiche U(X3650A) und V(X5500A) die gewiinsch-
- 10 -
ten Aufnahmen gewonnen.
(c) Cassegrain-Nasmyth-Teleskop
Neben den photometrischen Untersuchungen war die Aufnahme von Stern
spektren von gro13er Bedeutung. Zu ihrer Gewinnung war der Einsatz eines
gro13en Cassegrain-Nasmyth-Teleskops erforderlich. Ein solches steht am
Observatoriurn Hoher List zur VerfUgung. Seine freie Offnung betragt
106 cm, seine effektive Brennweite 15000 mm. Dieses Instrument tragt im
Cassegrain-Fokus einen Universal-Gitter-Spektrographen, an den ein Fern
sehbildverstarker angesetzt werden konnte, urn so die Belichtungszeit zu
verkiirzen. Die gewonnenen Spektren waren auf die Linie Ha des Wasser
stoffs zentriert und besa13en eine reziproke lineare Dispersion von meist
128A/mm. Die Belichtungszeit betrug etwa 5 Minuten fUr einen Stern mit
m = 13m. 1m allgemeinen waren die Spektren auf 0,1 mm verbreitert, in
pg
einigen Fallen auch mehr.
(d) Auswertung des Beobachtungsmaterials
Zunachst war es notwendig, in den zu untersuchenden Sternfeldern Hellig
keitsskalen aufzustellen, mit deren Hilfe dann die interessierenden Objekte
photometriert werden konnten. Hierzu wurde die Methode der Skaleniiber
tragung durch Doppelbelichtungen auf einer Platte angewendet (Karimie,
1968). Als primare Skalen wurden photoelektrisch bestimmte UBV -Hellig
keitssequenzen in den Sternhaufen NGC 1778 und 7128 gewahlt. Urn den pho
tometrischen Anschlu13 der sekundaren Skalen an die primaren zu ermog
lichen, wurden die beiden entsprechenden Sternfelder in den meisten Fal
len durch wechselnde, halbseitige Abdeckungen hintereinander auf die bei
den Halft en einer Photoplatte aufgenommen. Je sechs solcher Doppelbelich
tungen in jeder Farbe waren geeignet zur Ableitung einer hinreichend genau
en Sekundarsequenz.
Eine Analyse des Farbsystems ergab innerhalb der Me13genauigkeit keine
erkennbare Abweichung yom internationalen UBV -System nach Johnson. Die
mittleren Fehler der Helligkeiten in den Sekundarsequenzen betragen:
U: E = ± 0,06
B: t: = ± 0,034
V: E = ± 0,05