Neues zu VV Cep

[mkeiser]

Hallo Ernst

Vielen Dank für die Infos. Da habe ich für die nächsten Wochen und Monate einiges zu tun.
Bezüglich Wasserlinien: Ich verwende diese bereits für die Nachkalibrierung der Spektren bei der Radialgeschwindigkeitsmessung.
Wie du bereits erwähnt hast, ist die Kalibration mit dem Eichspektrum alleine schwierig. Ich habe es mit dem Lhires bis jetzt noch nicht geschafft. Meine Abweichungen sind stets 0,3 bis 0,7 Angström.

Gruss

Michael

[mkeiser]

Hallo Ernst

Ich neue Spektren für GamCas und VVCep vom 17.05.2017 für deine Auswertung.

GamCas habe ich nun ausgewertet. Ich bin mir aber nicht sicher ob das Profil genügend genau ist.
Ich bekomme nämlich grosse Unterschiede vom EW ohne und mit Abzug der Geräteresponse Kurve (54,5/41,5).

Ich sende dir daher 2 Spektren für GamCas. Einmal ohne Abzug der Geräteresponse Kurve und einmal mit. Die Datei mit Geräteresponse ist im Dateinamen
erwähnt. Könntest du dir die 2 Profile mal anschauen? Ich habe für mich momentan keine Erklärung warum der Grosse Unterschied entsteht.

Bemerkungen:
Diese Spektren habe ich mit leichten Veränderungen gegenüber den letzten von 2015 und 2016 aufgenommen.
(Lhires III etwas lichtdichter gemacht d.h. 2 sichtbare Öffnungen mit Alu Klebeband geschlossen; die Anzahl Aufnahmen von 5 auf 10 erhöht. Den Versuch die Darks nachträglich aufzunehmen und separat abzuziehen hatte den EW verschlechtert, somit überlasse ich es wieder der Kamera diese automatisch nach jedem aufgenommenen Bild direkt abzuziehen).
Die Belichtungszeit habe ich bei 3min und 800 ISO gleich belassen gegenüber den Aufnahmen von 2015 und 2016.

Beste Grüsse

Michael Keiser

[mkeiser]

Hallo Ernst

Ich habe auch VVCep vom 17.05.2017 ausgewertet (siehe Anhang).

Zusätzlich habe mich auch mit der Wellenlängenkalibration anhand der Wasserlinien beschäftigt. Da ich für mich jeweils auch die Radialgeschwindigkeit messe.
Ich glaube, dass ich für dieses Spektrum 2 brauchbare Peaks gefunden habe welche auch ein vorsichtiges trocknen zulassen. Ob diese 2 Peaks auch
noch bei der nächsten Aufnahme funktionieren werde ich dann sehen (siehe Anhang).

Gruss

Michael

[Ernst Pollmann]

Hallo Michael,
ich bin soeben von einer Tagung bei Dresden zurückgekehrt.
Melde mich morgen.

Ernst

[Jörg Schirmer]

Salüt Ernst!

Wenn VV wieder in den Bereich meines Speks kommt, will ich an der Kampagne teilnehmen. Ich werde voraussichtlich mit dem 2400L-Gitter meines LHIRESIII beobachten, weil ich weiterhin ander Halpha- und Na-Messungen machen möchte. Welche Bereiche des Spektrums wären denn für die Kampagne interessant?

Schöne Grüße,
Jörg!

[Ernst Pollmann]

Hallo Michael,
hier nun meine Auswertung deines VV Cep Spektrums (zu gamma Cas melde ich mich später).
Zunächst sind die Peakhöhen der Komponenten V&R im beigefügten Eclipse-Monitoring eingetragen. Diese fügen sich recht gut ein in das gegenwärtige Zeitverhalten, auch angesichts der Streuungen zwischen den einzelnen Beobachtern mit ihren unterschiedlichen Spektrographen. Es scheint, also ob die V-Komponente, als Repräsentant des linken Scheibenrandes (in Beobachtersichtlinie), der ja zuerst hinter dem M-Stern verschwinden wird, bereits seit "geraumer Zeit" zunehmend geschwächt wird von dessen Wind, der ja das gesamte System mit einer großräumigen Wolke neutralen Wasserstoffs "einhüllt". Es wäre wirklich gut, wenn du weiterhin mit deinen Spektren zur Kampagne beitragen könntest.

V&R-eclipse_Keiser.png

(Array KiB) 6-mal heruntergeladen

Außerdem habe ich die RV mit der Profilspiegelungsmethode (Programm v. R. Bücke) vermessen (siehe Attachement)und erhalte den Wert von -24.5 km/s. Der gegenwärtige Mittelwert aus allen unseren bisherigen Beobachtungen seit 2015 liegt bei -22.2 km/s. Die RV aus Messungen der siebziger bis neunziger Jahre des letzten Jahrhunderts (Wright, Hutchings, Möllenhoff & Schaifers, Kawabata u.a.) liegen übereinstimmend bei - 22 km/s.

Nun würde mich interessieren, mit welcher Methode du deine RV ermittelt hast und zu welchem Wert du gekommen bist.

Beste Grüße,
Ernst

[Ernst Pollmann]

Hallo Jörg,
es würde unserer Kampagne gut bekommen, wenn du auch tatsächlich mit hochaufgelösten Spektren beitragen könntest. Wenn du dabei den Bereich von etwa 6500-6620 abdecken könntest wäre das optimal.

Beste Grüße,
Ernst

[mkeiser]

Hallo Ernst

Vielen Dank für die Auswertung. Der M Stern scheint aber auch einen leichten Rückgang der Helligkeit aufzuweisen.

Bezüglich Radialgeschwindigkeit begnüge ich mich momentan mit dem Button FWHM von ISIS oder manchmal für die FWHM Messung, RSpec. Allerdings funktioniert das nicht besonders gut für den Doppelpeak von VVCep. Das wäre einer meiner nächsten Schritte, herauszufinden wie man die einzelnen Geschwindigkeiten Vrbar, VrV und VrR seriöser ermitteln könnte. Momentan nehme ich wo nicht anders möglich einfach den jeweils untersten Punkt am Kurvenausgang. Für das Barizentrum z.B. den unteren Peak wo beide kurven zusammenkommen. Vrbar ist bei mir -28,7 km/sec gem. SIMBAD Datenbank -18,7km/sec.

Diese Profilspiegelungsmethode sieht interessant aus. Wie ermittelst du die Spiegelachse? Wird das annäherungsweise mit den unterschiedlichen Massen der 2 Sterne berechnet?

Gruss

Michael

[Ernst Pollmann]

Hallo Michael,
du schreibst:
Diese Profilspiegelungsmethode sieht interessant aus. Wie ermittelst du die Spiegelachse? Wird das annäherungsweise mit den unterschiedlichen Massen der 2 Sterne berechnet?
Die Spiegelachse ist die Halpha-Ruhewellenlänge von 6562.852 A. Näheres findest du in Roland Bückes Webseite:
http://www.astro.buecke.de/
Ich kann dir diese Methode nur "wärmstens" empfehlen.
Beigefügt findest du meine ermittelte EW deines Spektrums von - 42.4 (6525-6610), eingetragen in unserem Langzeitmonitoring. Wie du siehst, passt es ausgezeichnet.

Beste Grüße,
Ernst

[mkeiser]

Hallo Ernst

Das ist ja hoch erfreulich! Offenbar haben meine getroffenen Massnahmen eine Verbesserung der Qualität erzielt. Es würde mich noch interessieren ob du nachnormiert hast? Ich normiere immer bei 6615A-6620A für diesen Stern. Ich vermute die grosse Differenz des EW zu deinem ermittelten Wert hier.

Was ich dich noch fragen wollte: Kann das sein, dass GamCas noch Begleiter hat? Ich habe Spektren von 2011-2017. Die Radialgeschwindigkeit ändert bei jeder Aufnahme (Range von -37km/sec bis +2km/sec. Der Simbad Wert liegt ja bei -6,8km/sec.


Und besten Dank für den Link auf Roland Bücke's Webseite. Das ist sehr grosszügig von Ihm seine Programme anderen Spektroskopiker zur Verfügung zu stellen.
Vielen Dank Roland!


Gruss

Michael

[Ernst Pollmann]

Hallo Michael,
im gam Cas Spektrum ist ein leichter Unterschied zwischen den Kontinua blauseits und rotseits von Halpha offensichtlich. Deshalb habe ich nachnormmiert.
Nun zur RV:
gamma Cas ist ein Doppelsternsystem mit einem Begleiter (Neutronenstern ?), der bisher spektral noch nicht identifiziert werden konnte, sich jedoch im Spektrum mit einer periodisch variablen RV "verrät". Wir haben in unserem internationalen Langzeitmonitoring (Bild: RV-Monitoring) dieses periodische Verhalten recht genau abbilden können und dabei eine Qualität erreicht, die sich, verglichen mit den professionellen Bemühungen, sehen lassen kann (Bilder: Periodenanalyse, Phasenplot, Analysedaten).
Bei diesen Langzeituntersuchungen konnten wir innerhalb eines bestimmten Phasenabschnittes eine sehr klare Störung im sinusförmigen RV-Verlauf feststellen, die Anlass für uns war, mit den entsprechenden prof. Spezialisten Kontakt aufzunehmen. Die beigefügte pdf-Datei dokumentiert einerseits sehr schön das beobachtete Phänomen, wie auch die Stellungnahmen der uns betreuenden Fachleute. Wir können danach nicht ausschließen, dass es sich bei dieser Störung um Vorgänge morphologischer Art in einer nicht mehr achsensymetrischen Scheibe handelt.

Beste Grüße,
Ernst

[mkeiser]

Hallo Ernst

Besten Dank für die Erklärungen. Ich bin gespannt wie es mit Gamma Cas weitergeht. Gegenüber einem Profil von 2011 (gemacht von einem Kollegen) kann ich anhand der Mai Aufnahme eine deutliche Veränderung in der Höhe des Peaks feststellen. Der hat sich merklich erhöht. Meine gemessenen Radialgeschwindigkeiten weichen noch etwas von euren ab. Aber es gibt ja mindestens 3 Methoden wie ich es seriöser machen kann.

Gruss

Michael

[mkeiser]

Hallo Ernst

Ich habe für dich eine neue Aufnahme von VVCep vom 14.08.2017.

Dummerweise habe ich die Empfindlichkeit meiner Spiegelreflexkamera auf 800 ISO anstatt auf 1600 ISO eingestellt.
Vermutlich ist das Rauschen etwas hoch.

Ich hoffe du kannst die Aufnahme trotzdem gebrauchen.


Gruss

Michael

[Ernst Pollmann]

Hallo Michael,
vielen Dank für dein Spektrum, es ist bis jetzt das Einzigste vom 14.8.17 und füllt somit mit den entsprechenden Daten die Beobachtungslücke.
Wie du an den beigefügten Monitorings erkennen kannst, sind auch die Messwerte plausibel. Ich glaube dass man sagen kann, dass wir voll in der Bedeckungsphase sind.
Bitte versuche "am Ball" zu bleiben.

vvcep_V&R_EW.png

(Array KiB) 2-mal heruntergeladen

vvcep_V&R_PH.png

(Array KiB) 2-mal heruntergeladen

Ernst

[mkeiser]

Hallo Ernst

Danke für die positive Antwort. Ich versuche am Ball zu bleiben. Eigentlich wollte ich bereits am 16.7.17 ein Spektrum abliefern. Technische Probleme verhinderten die Aufnahme.
Ich habe eins von GamCas vom 16.7.17 aber leicht überbelichtet. Das habe ich noch nicht ausgewertet. Falls es trotzdem brauchbar ist werde ich es dir noch zukommen lassen.
Leider hatte ich in letzter Zeit ein paar unerwartete Probleme mit dem Aufnehmen von Spektren. Ich gehe davon aus, dass nun wieder alles rund läuft!

VVCep
Ist das typisch für Doppelsterne, dass sich der EW beider Peaks reduziert? Müsste der Linke nicht gleich intensiv wie bisher bleiben?.
Was ich mich auch noch frage ist: Müsste sich der rechte Peak nicht langsam hinter den linken Peak schieben?


Gruss

Michael

[Ernst Pollmann]

Hallo Michael,
zu deiner Frage:
VVCep
Ist das typisch für Doppelsterne, dass sich der EW beider Peaks reduziert? Müsste der Linke nicht gleich intensiv wie bisher bleiben?.
Was ich mich auch noch frage ist: Müsste sich der rechte Peak nicht langsam hinter den linken Peak schieben?


Zur Physik des Systems VV Cep könnte ich jetzt hier eine Menge schreiben. Doch erlaube mir, dass ich es mir bezogen auf deine obige Frage etwas leichter mache.
Bitte schaue dir den Aufsatz unter der folgenden URL an:
http://astrospectroscopy.de/media/files/IBVS_6156-01.pdf
Darüber hinaus ist in der nachfolgen URL der Prozess der Bedeckung besprochen, so dass du auch hier ein Antwort auf deine Fragen bekommst:
http://britastro.org/node/9680

Ich bin überzeugt, dass sich auf diesem vereinfachten Weg deine Fragen klären können.
Sollte dies nicht der Fall sein, schreibe mir erneut.

Beste Grüße,
Ernst

[mkeiser]

Hallo Ernst

Vielen Dank für die Lektüre.

Dann werde ich mich mal durcharbeiten.

Grüsse

Michael

[mkeiser]

Hallo Ernst

Nun verstehe ich mehr oder weniger was es mit den 2 Peaks V und R auf sich hat. Es zeigt den B Stern welcher eine Akkretionsscheibe besitzt. Die zentrale Absorptionslinie zeigt die Stärke des zufliessenden oder abfliessenden Massestroms welcher vom M Stern kommt auf. Die Ungleichheit der Peaks sagt etwas über ungleich verteilte Dichte in der Scheibe aus.
Die Ziele deiner Untersuchungen sind einerseits einen Nachweis eines zyklischen Verhaltens der Struktur der Dichtheit der Akkretionsscheibe um den Be Stern zu erbringen und der Durchmesser der Akkretionsscheibe zu bestimmen.

Ich erlaube mir einige weitere Fragen an dich zu stellen
a) Die ermittelte Radialgeschwindigkeit für die Berechnung des Scheibendurchmessers gewinnst du ja über die Dopplerverschiebung der Absorptionslinie. Warum nimmst du die Absorptionslinie dafür? Ist es nach deiner Erfahrung auch möglich diese über den ganzen Emissionspeak z.B. mittels darübergelegter Gausskurve zu ermitteln?

b)Ist der H-Alpha Peak vom M Stern in den Spektren ersichtlich?

c)Ich habe mich gefragt was man sonst noch mit den gewonnen Daten machen könnte. Da habe die Projektion des Systems von P.Bennett gesehen (Anhang). Ich nehme an, dass das die Sicht vom Beobachter darstellt.
Meinst du dass es möglich ist, diesen Orbit mit meinen Messungen allmählich nachbilden zu können?


Gruss

Michael

[Ernst Pollmann]

Hallo Michael,
zu deiner Fage a)
[i]Die Absorptionseinsenkung bei Halpha ist ein rein perspektivischer Effekt durch Selbstabsorption von Scheibenmaterial in der Sichtlinie des Beobachters.
Betrachten wir die Akkretionsscheibe von oben und somit direkt auf die Rotationsachse des Sterns (pole-on), dann sehen wir die äquatoriale Scheibe als volle Fläche. In diesem Fall findet in der Beobachtersichtlinie keine Selbstabsorption statt. Die Halpha-Emission erscheint als einfache Linie ohne zentrale Absorption.
Blicken wir von der Seite auf die Kante der Scheibe, d. h. auf den Sternäquator (edge-on), so wird aus der Einzelemission eine Doppelpeak-Emission mit einer zentralen Selbstabsorption, weil sie von der Scheibe selbst in der Beobachtersichtlinie erzeugt wird.
Darüber hinaus ist bekannt, dass beide Sterne von einer ausgedehnten, dünnen und zusätzlich absorbierenden Wolke neutralen Wasserstoffs umgeben sind, die zur zentralen Absorptionseinsenkung beiträgt. Diese Absorptionseinsenkung besitzt nun immer eine radiale Geschwindigkeit, die nahe der Systemgeschwindigkeit liegt. Unsere Kampagnenmessung liegt derzeit bei -22.2 km/s (± 1.88).
In der Nähe der Bedeckung bewegt sich nun der heiße Stern (und die Scheibe) in einer Querrichtung senkrecht zur Beobachtersichtlinie. Es ist diese Quergeschwindigkeit relativ zum M-Stern (der sich in entgegen gesetzter Richtung bewegt), die regelt, wie schnell sich der heiße Begleiter in Bezug auf die M-Sternscheibe bewegt.
Wright hat 1977 (JRASC, 71, 152W, 1977) auf dem Wege der Linienprofilmodelierung an fotografischen Spektren versucht, die RV der zentralen Einsenkung zu bestimmen. Diese fundamentale Arbeit solltest du einmal studieren.

zu Frage b)
die beigefügte Graphik (dir sicher längst bekannt) gibt Auskunft über die Elementenhäufigkeit in Abhängigkeit des Spektraltyps bzw. der Temperatur. Du erkennst unschwer, dass die Linienstärken für Wasserstoff bei einem M-Stern (VV Cep) verschwindend gering sind. Selbst wenn die dominierende Halpha-Wasserstoffemission nicht vorhanden wäre, würde sie nur sehr schach ausgeprägt zu finden sein. Schau dir in diesem Zusammenhang den Spektralatlas von Richard Walker an (Tafel60). Ausserdem könntest du von VV Cep ein Spektrum während der totalen Bedeckung aufnehmen und dir die Halpha-Absorption in ihrer Ausprägung anschauen.

zu Frage c)
bei der Bennett-Graphik handelt es sich u. a. um HST-Messungen an hochaufgelösten Spektren, die von Amateuren in dieser Form nicht reproduziert werden können.

Beste Grüße,
Ernst

[mkeiser]

Hallo Ernst

Vielen Dank für die Beantwortung meiner Fragen. Du hast mir wieder viel geholfen. Ich sehe nun VVCep in einem völlig neuen Licht.

zu a)
Danke für die Erklärung des perspektivischen Effekts zur Absorptionslinie. Die Wright Abhandlung werde studieren,
sieht sehr interessant aus. Ich benutzte unterdessen auch die Mirroring Methode zum messen der Radialgeschwindigkeit. Da bin ich mit meinen Werten auch um -20 bis -25 km/s.

zu b)
Ich hatte die Vermutung, dass beim M Stern die H-Alpha Linie zu schwach ist und überdeckt wird. Du bestätigst meine Vermutung.
Das ist eine gute Idee und eine einmalige Gelegenheit ein Spektrum bei der totalen Bedeckung aufzunehmen. Das könnte man ja dann vom B Stern abziehen und hätte somit beide Sternenspektren getrennt.


Grüsse

Michael