Koordinierte Zusammenarbeit zwischen Beobachtern Veränderlicher Sterne und spektroskopischen Beobachtern

von Ernst Pollmann

1. Allgemeines

Die physikalischen Vorgänge in den Atmosphären Veränderlicher Sterne verursachen zeitliche photometrische und spektroskopische Variationen. Die Fachastronomie trägt dieser Tatsache Rechnung, indem sie die Befunde beider Beobachtungsmethoden miteinander verknüpft. Auch auf amateurastronomischer Ebene sollte dieser Weg beschritten werden, um durch eine entsprechende Zusammenarbeit beider Beobachtergruppen zu wissenschaftsrelevanten Ergebnissen zu gelangen. Initiativen der jüngeren Vergangenheit bestätigen eindrucksvoll die Sinnhaftigkeit einer solchen kooperativen Zusammenarbeit. Genannt seien hier die Campagnen

• an VV Cep (siehe hierzu den Aufsatz von U. Bastian in SuW 12/96)
• am LBV-Stern P Cyg von ASPA, BAV und AAVSO
• am Be-Stern δ Sco von ASPA mit Sebastian Otero (Argentinien)
• an γ Cas von ASPA mit dem ungarischen Beobachter Ferenc Puskas.

bestätigen eindrucksvoll die Sinnhaftigkeit kooperativer Zusammenarbeit beider Disziplinen. Vor dem Hintergrund des Erfolges dieser Kooperationen wäre durchaus eine Erweiterung auf eine Vielzahl weiterer Objekte vorstellbar bzw. wünschenswert. Mit der visuellen Helligkeitsbeobachtung heller Veränderlicher haben wir einen beobachte-risch gleichen Rahmen im Bereich der Sterne mit größeren Amplituden, und ggfs. auch für spektroskopische Belange mit ausreichender Genauigkeit. Hierzu finden sich in Tab. 2 die BAV-seitig gut verfolgten Bedeckungssysteme β Lyr, β Per sowie δ Cep, deren Bearbeitung für die spektroskopischen Belange allerdings etwas umgestellt werden müsste.

Bei den Mirasternen sollten die Spektroskopiker selbst Sterne festlegen, bei denen sie eine visuelle Verfolgung für ausreichend halten. Die Bedeckungsveränderlichen der Tabelle 1 wer-den nur in aktuellen Fällen der Bedeckung von beiden Fachgruppen intensiv beobachtet. Hier kommen im aktuellen Fall sicher auch genaue CCD-Messungen der BAV ins Spiel. Der Lichtwechsel von VV Cep wird wegen des halbregelmäßigen Verhaltens einer Komponente weiter visuell und möglicherweise auch per CCD überwacht.

Wie die oben aufgeführten Beispiele δ Sco und γ Cas belegen, sind bei den Be-Sternen so-wohl visuelle, aber auch CCD-Beobachtungen brauchbar. Diese kann es aber nur bei Sternen geben, die hierfür BAV-seitig z. Zt. beobachterisch geeignet sind: Im ca. 24’ großen Bebach-tungsfeld sollte zumindest ein Vergleichsstern etwa gleicher Helligkeit und möglichst glei-chem Spektraltyp stehen. Um diese Sterne herauszufinden, wird die vorliegende Tabelle sei-tens der Autoren noch überarbeitet werden. Alles andere ist dann eine Frage der attraktiven Darstellung dieses Projektes, da BAV-CCD-Beobachter schwache Sterne präferieren und sol-che mit nur einer Messung pro Nacht nur selten beobachten. Schon deshalb haben wir bei hellen Miras keine Resonanz. Bei einem CCD-Einsatz mit normalen Fotoobjektiven und ggf. Filtern gäbe es eine völlig neue Perspektive mit einem Gesichtsfeld von etwa 5° und messba-ren Helligkeiten bis ca. 9 mag. Überlegenswert wäre aber ebenso, eine Anleitung für Spektroskopiker zur eigenen Helligkeitsbestimmung gleich bei der Spektrengewinnung zu geben, um echte Synchronität zu gewährleisten. Dieser Weg müsste aber erst erprobt werden.

2. Warum Be-Sterne beobachten?
Aus rein spektroskopischer Sicht zeichnen sich Be-Sterne durch folgende, für Amateurin-strumente sichtbare Merkmale aus:

• Variation der UBV-Helligkeiten
• Linienstatus: Absorptionen werden zu Emissionen und umgekehrt (B-Stern > Be-Stern)
• Linienprofile (Be-Sterne/Hüllensterne) und Liniensymmetrien (Messung von Profilvariatio-nen, insbesondere an Hα)
• Emissionen und Absorptionen verstärken oder schwächen sich ab (Bestimmung der Äquiva-lentbreite)
• Radialgeschwindigkeitsveränderungen

Die beschriebenen Effekte sind oft unregelmäßig und deshalb zeitlich nicht vorhersagbar, die spektralen Veränderungen korrelieren oft mit den UBV-Helligkeiten. Das Datenmaterial ist aber oft sehr lückenhaft. Die spektroskopische Beobachtung erfordert nicht in jedem Fall eine aufwendige oder teure Ausrüstung. So ist die reine Feststellung des Linienstatus (Emissi-on: ja oder nein) bereits mit Objektivprismenspektrographen und Digitalkameras möglich. Ebenso ist das Verfolgen von Linienprofilen – zumindest im blauen Spektralbereich – auch noch mit Objektivprismenspektrographen mittlerer Dispersion (ab 50 Å/mm) möglich. Die Messung von Äquivalentbreiten erfordert wegen der Detektorlinearität immer den Einsatz von CCD-Kameras.

3. Objektbezogene Projektvorschläge

Tabelle 1

1) Spektroskop./photometr. Langzeitmonitoring zur Aufklärung der Natur zirkumst. Aktivitäten u. Mechanismen.

2) 40 Jahre lang keine Hα-Emission (vor 1990); Hα derzeit etwa 20% über Konti-nuum. β Cep normaler Be-Stern (?)
Langzeitmonitoring: Spektroskopie/Photometrie

Tabelle 2

3) LBV = Leuchtkräftige Blaue Veränderliche (siehe einschlägige Literatur)
4) Weitere Sterne können im „Bedarfsfall“ konkret benannt werden; Literatur vorhanden
5) siehe einschlägige Literatur