eps Aur (epsilon Aurigae)


HR1605 * HD31964 * SAO 39955 Name: Almaaz * Part of "The Kids" R.A. (2000) 05h 01m 58.1s * DEC. (2000) +43d 49' 24"

Eine Übersicht zur Bedeutung dieses mysteriösen Sternsystems finden Sie unter http://www.aavso.org/vstar/vsots/eps_aur.shtml

Die nächste Bedeckung wird ab dem 9. August 2009 erwartet. Sie wird etwa 2 Jahre andauern und wird nach 27 Jahren wieder neu beginnen (P = 27.12 a).

Der Stern hat mich von Beginn meiner spektroskopischen Tätigkeiten an fasziniert. Deshalb begann ich im Frühjahr 2005 mit häufigen Beobachtungen, so dass ich mittlerweile über einen recht umfangreichen Spektrensatz verfüge, der die spektralen Eigenschaften von eps Aur in den 4 Jahren vor der nächsten Bedeckung dokumentiert.

Meine Spektren aus 2008 sind in der Spektrendatenbank der FG als fit-Files abrufbar.

Man findet den Stern im Fuhrmann etwas unterhalb Capella als Spitze des Dreiecks, das die "Kids" bilden.
Bild hergestellt mit Stellarium (freeware).

Die Beobachtungen des ersten Jahres habe ich in einem Artikel im IBVS dokumentiert. Dabei hatte ich das Glück, eine Phase der H alpha Linie zu beobachten, in der die scharfe zentrale Absorptionskomponente (Entstehung in einer shell?) fast vollständig verschwand und das Linienprofil von den normalen Emissionsschultern in der druckverbreiterten photosphärischen Absorptionskomponente übrig blieb. Die beschriebene Variabilität ist im nebenstehenden Diagramm sichtbar. Das untere Spektrum stammt aus der professionellen Spektrensammlung ELODIE und wurde zum Vergleich eingefügt. Die 5 weiteren Spektren wurden im April und Mai 2005 gemessen. Zur nächsten Beobachtungsmöglichkeit im Oktober war dann die scharfe zentrale Absorptionskomponente wieder normal ausgebildet.

Die Spektren wurden mit meinem Selbstbauspektrographen mit einer Auflösung von etwa 1.5 Angström aufgenommen.

Einige Spektren aus 2008 - mit meinem Lhires III (2400 g/mm Gitter) aufgenommen - zeigt nebenstehende Grafik. Deutlich ist die Variabilität der Emissionskomponenten zu sehen.

Die Auflösung beträgt ca. 0,45 Angström (vgl. Breite der terrestrischen Linien).

Die Kalibrierung ist nicht heliozentrisch korrigiert (weshalb die Linienprofile in der Wellenlängenskala wandern)..

In nebenstehender Grafik sind die Ergebnisse arbeitsintensiver Auswertungen zusammengefasst.

Die nicht mit Linien verbundenen Symbole bezeichnen die Äquivalentweiten (EW) der zentralen Absorptionskomponente und der beiden Emissionskomponenten. Alle variieren unregelmäßig in der Zeit.

Die Emissionskomponenten können auch vollständig verschwinden. Ihre EW schwankt zwischen 0 und -0.3 Angström.

Die EW der Absorptionskomponente variiert zwischen 0 und 1.1 Angström.

Die blauen Linien stellen die von Jeff Hopkins gemessenen photometrischen Helligkeiten V dar. Zwischen V und den EW's der Linienkomponenten sind auch keine Korrelationen zu erkennen.

In der nebenstehenden Grafik sind Auswertungen bis Anfang Mai 2008 dargestellt. Neben den EW's der Linienkomponenten der H alpha Linie ist noch die baryzentrische Radialgeschwindigkeit RV des Minimums der scharfen zentralen Absorption aufgenommen (schwarze Dreiecke). Die RV-Messungen sind relativ genau, etwa +- 1 km/s, weil die Spektren mit einigen terrestrischen (Wasser-)Linien kalibriert werden konnten (Polynome zweiter oder dritter Ordnung). In den rund 220 dargestellten Tagen ändert sich die EW der zentralen Absorption wenig. Die baryzentrische RV verändert sich aber um 10 km/s in positiver Richtung. Die Interpretation der Änderungen des Linienminimums ist nicht einfach. Solche "RV"-Änderungen können auch durch Linienprovilvariationen vorgetäuscht werden.

Der Stern selbst hat eine RV = -1,3 km/s (Systemgeschwindigkeit relativ zur Sonne).

Neben den recht exakt bestimmbaren RV der H alpha Linie beobachte ich auch noch andere Linien. Die Kalibrierung der zugehörigen Wellenlängenskalen erfolgt aber mit Neonkalibrationsspektren, die eine geringere Verläßlichkeit besitzen, wie die unverückbaren terrestrischen Wasserlinien. Ihr Standardfehler schätze ich auf +- 3 km/s .

Ob die RV-Trends der FeII und SiII Linien in nebenstehender Grafik der Realität entsprechen bin ich mir deshalb nicht sicher. Diese Linien können aber durchaus in unterschiedlichen Gasschichten, auch oberhalb der Photosphäre, entstehen, weshalb sie in den RV nicht übereinstimmen müssen. Oder die RV spiegeln nur Änderungen des Linienprofils wieder.

Auch bei der Interpretation des Verlaufs der RV der zentralen H alpha Absorption sollte man Vorsicht walten lassen. Man ist geneigt, eine sinuskurvenähnliche Form zu sehen (Pulsation?). Warten wir zukünftige Beobachtungsergebnisse ab, bevor wir weiter spekulieren.

 

Die Beispiele zeigen, dass dieser Stern auch außerhalb der Bedeckung dem Amateur interessante Möglichkeiten bietet. Er steckt voller Geheimnisse.

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