DOCSLIB.ORG

Tagungsbericht Der Vds-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

Total Page：16

File Type：pdf, Size：1020Kb

Download full-text PDF Read full-text
Tagungsbericht Der Vds-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE Editor: Thomas Eversberg 2 SPEKTROSKOPIE ist eine Fachgruppe der "Vereinigung der Sternfreunde (VdS)". Die Fachgruppe ist eine für je- de/jeden offene deutschsprachige Gemeinschaft von rund 50 interessierten Amateur- und Profiastronomen auf dem Gebiet der spektroskopischen Stellar- und Sonnenastrono- mie, des entsprechenden Instrumentenbaus sowie der physi- kalischen Datenanalyse. Die Gruppe wird von ihrem Grün- der und Sprecher Ernst Pollmann organisiert. Kontakt: Ernst Pollmann, Emil Nolde Straße 12, 51375 Leverkusen Tel.: 0214-91829 Fax: 0403603-038949 Email: [email protected] http://hometown.aol.de/pollmann/homepage Webseite der Fachgruppe: http://spektroskopie.fg-vds.de 3 4 Inhalt Vorwort Seite 7 Beobachtungen an spektroskopischen Doppelsternen Seite 10 Bernd Hanisch – Lebus Ein Spaltspektrograph maximaler Effizienz Seite 15 Thomas Eversberg & Klaus Vollmann – STScI Schnörringen Spektroskopische Untersuchungen auf der Sonne mit einem Lichtwellenleiter-Spektrografen Seite 21 Dieter Goretzki – Langenselbold What we learn studying binary Be stars Seite 32 Anatoli Miroshnichenko – University of Greensboro 10.000 Spektren in einem Schuss; Spektroskopie heute und morgen Seite 37 Reinhard Hanuschik – ESO Garching Spektroskopische Zeitserien von P Cygni und anderen heißen Überriesen Seite 42 Otmar Stahl – Landesternwarte Heidelberg 59 Cygni – Ein zweiter Be-Doppelstern mit heißem, kompaktem Begleiter Seite 48 Monika Maintz – Landesternwarte Heidelberg Absorptionslinien in Sternspektren Seite 54 Thomas Hunger – Warstein Jugend-forscht-Projekt „Solarspektroskopie“ Seite 65 Sara Butte, Martin Gotthardt, Deborah Weißer & Lara Wimmer – Kassel Selbstbau eines klassischen Gitterspektrographen und erste Beobachtungsergebnisse Seite 73 Lothar Schanne – Völklingen Nachwort von Ernst Pollmann Seite 79 Teilnehmerliste Seite 80 5 6 Vorwort Wer 1992, als die VdS-Fachgruppe „Spektroskopie“ von Ernst Pollmann aus Leverkusen gegründet wurde, eine Prognose über die Entwicklung dieser Initiative abgegeben hätte, wäre wohl kaum auf den Gedanken ge- kommen, dass sich im Laufe weniger Jahre eine auf hohem Arbeitsniveau international aktive Gruppe von rund 50 Personen entwickeln würde. Nach einigen Projekten, Tagungen und Workshops über mehrere Jahre fand am 13.-14. Mai 2006 an der Sternwarte Sonneberg in Thüringen die Fachgruppentagung 2006 statt. Auf diesen alle zwei Jahre an verschiede- nen Orten stattfindenden Treffen werden Erfahrungen präsentiert und ausgetauscht. Durch eine Reihe von Vorträgen aus verschiedenen spekt- roskopischen Bereichen wurde das mittlerweile hohe Arbeitsniveau aller Beteiligten belegt. Dazu gehören der Instrumentenbau, praktische und theoretische Aspekte der Sonnen- und Stellarspektroskopie sowie Beo- bachtungsschwerpunkte. Die Spektroskopie hat für die Amateurastronomen eine Sonderstellung. Mit Ausnahme weniger Entwicklungen stehen dem Amateur heute prin- zipiell zwar die gleichen Technologien zur Verfügung wie dem Profiast- ronomen, allerdings ist aufgrund begrenzter finanzieller Mittel eine Annä- herung an wissenschaftliche Ziele oder gar eine Zusammenarbeit mit den Profis in den meisten Bereichen kaum denkbar. In der Spektroskopie ist das anders! Die mögliche Zusammenarbeit zwischen Amateuren und Profis wird durch die vorliegenden Arbeiten verdeutlicht. Dieser Band ist eine Zusammenfassung aller zehn Vorträge auf der Ta- gung in Sonneberg 2006. Das Arbeitsspektrum erstreckt sich vom Ju- gend-forscht-Projekt bis zu Ergebnissen aus der Spitzenforschung und dokumentiert die aktuellen Fortschritte der amateurastronomischen Spektroskopie. 7 Ehm… bevor ich die Tagung eröffne… der Kuchen ist alle! 8 …er sagte „Der Kuchen ist alle“! Wie bitte? Moment mal, es waren doch noch drei Stücke da…! Egal, ich fang jetzt mal an. 9 Die Beobachtung des spektroskopischen Doppelsterns βAurigae Bernd Hanisch Am Bahnhof 8A, 15326 Lebus Zusammenfassung Linien dieser Komponenten zu kürzeren bzw. län- Nachfolgend wird über den Versuch berichtet, ei- geren Wellenlängen verschoben. Bei etwa gleichen nen spektroskopischen Doppelstern mit einem ein- Helligkeiten wird eine Linienaufspaltung mit der fachen Amateur-Objektivprismenspektrografen zu Wellenlängendifferenz Δλ sichtbar. beobachten. 1. Theoretische Überlegungen zu spektroskopi- schen Doppelsternen Spektroskopische Doppelsterne sind Sternsysteme mit zwei oder mehreren Komponenten, die sich nach den Keplerschen Gesetzen um einen gemein- samen Schwerpunkt bewegen und die so eng bei- einander stehen, dass sie optisch nicht mehr ge- trennt werden können [1]. Die Bewegung der Kom- ponenten wird aber in ihren Spektren durch periodi- sche Linienverschiebungen bzw. Linienaufspaltun- Abbildung 1: Bahnbewegung eines spektroskopischen Doppel- gen sichtbar, wodurch diese Sterne letztlich als sterns und Spektrum (in Anlehnung an [7]) Mehrkomponentensysteme identifiziert werden können. Ob lediglich die periodische Verschiebung In der Stellung B sind die radialen Geschwindig- einer Linie oder die Aufspaltung zu einem Linien- keitsanteile vr der Komponenten jeweils Null und es paar beobachtet werden kann, hängt praktisch vom kommt zu keiner Linienaufspaltung. Gegenüber der Helligkeitsunterschied der Komponenten des Sys- Laborwellenlänge der Spektrallinie bleibt lediglich tems ab. Beträgt dieser nicht mehr als 1 bis 2 die durch die Relativbewegung des Gesamtsystems Magnituden, können unter Amateurbedingungen zum Beobachter verursachte Linienverschiebung λ0 bei helleren Sternen in der Regel beide Komponen- zu λs bestehen. Aus dem Betrag der Wellenlängen- ten beobachtet werden. Das Prinzip der Verschie- differenz bei der maximalen Linienaufspaltung Δλ bung bzw. Aufspaltung der Linien infolge der Be- max kann nach Gleichung (1) der maximale radiale wegung des Systems bzw. der Komponenten zeigt Geschwindigkeitsanteil vr max der Einzelkomponen- Abb. 1. ten bzw. die Radialgeschwindigkeitsdifferenz bei- der Komponenten errechnet werden. Zunächst wird eine Spektrallinie mit der Laborwel- lenlänge λ 0 durch die Bewegung des gesamten Sys- V = 1 Δλ ⋅ c bzw. r,max 2( max λ) tems relativ zum Beobachter mit der Geschwindig- keit vs (im dargestellten Fall auf den Beobachter zu) ΔV = 2 ⋅V = Δλ ⋅ c (Gl. 1) zu kürzeren Wellenlängen verschoben. Diese Li- r,max r,max ( max λ) nienverschiebung wird durch die periodisch verän- derliche Bewegung der hier farblich unterschiedlich Ziel der praktischen Beobachtung ist die Ermittlung dargestellten Einzelkomponenten relativ zum Be- von Δλ bzw. vr zu möglichst vielen Zeitpunkten, obachter überlagert. So werden in den Stellungen A um letztlich die Radialgeschwindigkeit vr über die und C, in denen sich jeweils eine Komponente auf Zeit t aufzutragen und somit eine Radialgeschwin- den Beobachter zu bzw. von ihm weg bewegt, die digkeits-Zeit-Kurve zu erhalten. Aus der so erhalte- nen Radialgeschwindigkeits-Zeit-Kurve lassen sich 10 für ein Zwei-Komponenten-System dann (im Ideal- einflusst. Eine Vorstellung, in welcher Weise die fall, Inklination i = 90°) Aussagen zur mittleren Radialgeschwindigkeits-Zeit-Kurve in einem Zwei- Bahngeschwindigkeit vr der Einzelkomponenten in Komponenten-System von den beiden Sternmassen, der Sichtebene des Beobachters (Gleichung (1), zur dem Abstand der Sterne voneinander, der Bahnex- Umlaufperiode T der Komponenten um den ge- zentrizität, dem Inklinationswinkel und dem Kno- meinsamen Schwerpunkt, zum Bahnradius r (nach tenwinkel abhängt, vermittelt in sehr anschaulicher Gleichung (2), zum Massenverhältnis mA:mB der Weise das Modellierungsprogramm ORBITING Komponenten (nach Gleichung (3) sowie zur Ge- BINARY STARS von Terry Herter [5]. samtmasse des Systems mA+mB (nach Gleichung (4) treffen. 1 r = ⋅V ⋅T ,wenn i = 90 ° und Kreisbahn A 2π rA 1 r = ⋅V ⋅T ,wenn i = x ° und Kreisbahn A 2π ⋅sin x rA (Gl. 2) Abb. 2: Einfluss von Exzentrizität e und Periastronwinkel ω auf die Radialgeschwindigkeits-Zeit-Kurve (aus H.H. Voigt: Abriss der Astronomie [4]) m r A = B (Gl. 3) mB rA 2. Spektroskopische Beobachtungen an βAu- rigae und 2 3 Das Doppelsternsystem βAurigae ist in vielfacher 4π ⋅ ()rA + rB mA + mB = (Gl. 4) G ⋅T 2 Weise besonders gut für den Anfänger der spektro- skopischen Doppelsternbeobachtung geeignet. mit βAurigae ist ein Zwei-Komponenten-System vom Spektraltyp A2 mit zwei annähernd gleich großen : Radialgeschwindigkeit in km/s Vr (rA = 2,77 Sonnenradien, rB = 2,63 Sonnenradien), i : Inklinationswinkel zwischen Bahn- und Tangential- etwa gleich schweren (mA = 2,38 m Sonnenmassen, ebene in ° mB = 2,31 Sonnenmassen) und (wegen des geringen mA und mB : Massen der Komponenten A und B in Abstandes voneinander) nahezu gleich hellen Ein- Sonnenmassen zelkomponenten [2]. Letzteres lässt erwarten, dass rA und rB : Sternradien der Komponenten A und B in im Spektrum auch die Linien beider Komponenten Sonnenradien gleichberechtigt sichtbar werden. Das gesamte Sys- T : Umlaufperiode in Tage tem, das sich mit - 18 km/s [8] auf uns zu bewegt, ist von der Erde etwa 24,8 pc [2] entfernt. Es besitzt Aber auch hinsichtlich der Bahnexzentrizität e und eine scheinbare Helligkeit von 1,9mag und ist damit des Periastronwinkels ω, der u.a. die Lage der Bahn auch für Besitzer kleinerer Fernrohre leicht zu im Raum beschreibt, kann die Radialgeschwindig- spektroskopieren. Beide Einzelkomponenten um- keits-Zeit-Kurve wertvolle Aufschlüsse geben. In kreisen einen gemeinsamen Schwerpunkt auf einer Abb. 2 ist beispielhaft die Abhängigkeit des Ausse- kreisrunden Bahn (e = 0, [3]) mit einer Periode von hens der Radialgeschwindigkeits-Zeit-Kurve
Load more

Recommended publications
  • The Rotationally Modulated Polarization of Ξ Boo A
    MNRAS 000,1–8 (2018) Preprint 12 February 2019 Compiled using MNRAS LATEX style file v3.0 The Rotationally Modulated Polarization of ξ Boo A Daniel V. Cotton1;2?, Dag Evensberget3, Stephen C. Marsden3, Jeremy Bailey1;2, Jinglin Zhao1, Lucyna Kedziora-Chudczer1;2, Bradley D. Carter3, Kimberly Bott4;5, Aline A. Vidotto6, Pascal Petit7;8, Julien Morin9 and Sandra V. Jeffers10. 1School of Physics, UNSW Sydney, NSW 2052, Australia. 2Australian Centre for Astrobiology, UNSW Sydney, NSW 2052, Australia. 3University of Southern Queensland, Centre for Astrophysics, Springfield, Qld. 4300/Toowoomba, Qld. 4350, Australia. 4University of Washington Astronomy Department, Box 351580, UW Seattle, WA 98195, USA. 5NExSS Virtual Planetary Laboratory, Box 351580, UW Seattle, WA 98195, USA. 6School of Physics, Trinity College Dublin, College Green, Dublin 2, Ireland. 7Université de Toulouse, UPS-OMP, IRAP, Toulouse, France. 8CNRS, Institut de Recherche en Astrophysique et Planetologie, 14, avenue Edouard Belin, F-31400 Toulouse, France. 9LUPM-UMR 5299, CNRS & Université Montpellier, place Eugène Bataillon, 34095 Montpellier Cedex 05, France. 10Institute for Astrophysics, University of Goettingen, Friedrich Hund Platz 1, 37077, Goettingen, Germany. Accepted . Received ; in original form ABSTRACT We have observed the active star ξ Boo A (HD 131156A) with high precision broad- band linear polarimetry contemporaneously with circular spectropolarimetry. We find both signals are modulated by the 6.43 day rotation period of ξ Boo A. The signals from the two techniques are 0.25 out of phase, consistent with the broadband linear po- larization resulting from differential saturation of spectral lines in the global transverse magnetic field. The mean magnitude of the linear polarization signal is ∼4 ppm/G but its structure is complex and the amplitude of the variations suppressed relative to the longitudinal magnetic field.
    [Show full text]
  • An Atlas of Spectra of B6–A2 Hypergiants and Supergiants from 4800 to 6700 Å?
    A&A 397, 1035–1042 (2003) Astronomy DOI: 10.1051/0004-6361:20021430 & c ESO 2003 Astrophysics An atlas of spectra of B6–A2 hypergiants and supergiants from 4800 to 6700 Å? E. L. Chentsov1;2,S.V.Ermakov1;2, V.G. Klochkova1;2,V.E.Panchuk1;2, K. S. Bjorkman3, and A. S. Miroshnichenko3;4 1 Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences, Karachai-Cirkassian Republic, Nizhnij Arkhyz, 369167, Russia 2 Isaac Newton Institute of Chile, SAO Branch 3 Ritter Observatory, Dept. of Physics & Astronomy, University of Toledo, Toledo, OH 43606-3390, USA 4 Central Astronomical Observatory of the Russian Academy of Sciences at Pulkovo, 196140, Saint-Petersburg, Russia Received 20 March 2002 / Accepted 24 September 2002 Abstract. We present an atlas of spectra of 5 emission-line stars: the low-luminosity luminous blue variables (LBVs) HD 168625 and HD 160529, the white hypergiants (and LBV candidates) HD 168607 and AS 314, and the supergiant HD 183143. The spectra were obtained with 2 echelle spectrometers at the 6-m telescope of the Russian Academy of Sciences in the spectral range 4800 to 6700 Å, with a resolution of 0.4 Å. We have identified 380 spectral lines and diffuse interstellar bands within the spectra. Specific spectral features of the objects are described. Key words. stars: emission-line, Be – stars: individual: HD 160529, HD 168607, HD 168625, HD 183143, AS 314 1. Introduction The amplitude of variations in brightness and temperature de- crease as the luminosity decreases. In the least luminous LBVs (M 9 mag), the temperature varies between 12 000– This paper presents a comparative description of the optical bol ∼− spectra of several white hypergiants and supergiants.
    [Show full text]
  • Annual Report 1972
    I I ANNUAL REPORT 1972 EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY ANNUAL REPORT 1972 presented to the Council by the Director-General, Prof. Dr. A. Blaauw, in accordance with article VI, 1 (a) of the ESO Convention Organisation Europeenne pour des Recherches Astronomiques dans 1'Hkmisphtre Austral EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY Frontispiece: The European Southern Observatory on La Silla mountain. In the foreground the "old camp" of small wooden cabins dating from the first period of settlement on La Silln and now gradually being replaced by more comfortable lodgings. The large dome in the centre contains the Schmidt Telescope. In the background, from left to right, the domes of the Double Astrograph, the Photo- metric (I m) Telescope, the Spectroscopic (1.>2 m) Telescope, and the 50 cm ESO and Copen- hagen Telescopes. In the far rear at right a glimpse of the Hostel and of some of the dormitories. Between the Schmidt Telescope Building and the Double Astrograph the provisional mechanical workshop building. (Viewed from the south east, from a hill between thc existing telescope park and the site for the 3.6 m Telescope.) TABLE OF CONTENTS INTRODUCTION General Developments and Special Events ........................... 5 RESEARCH ACTIVITIES Visiting Astronomers ........................................ 9 Statistics of Telescope Use .................................... 9 Research by Visiting Astronomers .............................. 14 Research by ESO Staff ...................................... 31 Joint Research with Universidad de Chile ......................
    [Show full text]
  • Long-Term Spectroscopic Monitoring of the Luminous Blue Variable
    Astronomy & Astrophysics manuscript no. HD160529 June 9, 2018 (DOI: will be inserted by hand later) Long-term spectroscopic monitoring of the Luminous Blue Variable HD 160529 ⋆ Otmar Stahl1, Thomas G¨ang2, Chris Sterken3, Andreas Kaufer4, Thomas Rivinius1,4, Thomas Szeifert4, and Bernhard Wolf1 1 Landessternwarte K¨onigstuhl, D-69117 Heidelberg, Germany 2 L-3 Communications, NASA/GSFC, Greenbelt, MD 20771, USA 3 Astronomy Group, Vrije Universiteit Brussel, Pleinlan 2, B-1050 Brussels, Belgium 4 European Southern Observatory, D-85748 Garching, Karl-Schwarzschild-Str. 2, Germany Received / Accepted Abstract. We have spectroscopically monitored the galactic Luminous Blue Variable HD 160529 and obtained an extensive high-resolution data set that covers the years 1991 to 2002. During this period, the star evolved from an extended photometric minimum phase towards a new visual maximum. In several observing seasons, we covered up to four months with almost daily spectra. Our spectra typically cover most of the visual spectral range with a high spectral resolution (λ/∆λ ≈ 20 000 or more). This allows us to investigate the variability in many lines and on many time scales from days to years. We find a correlation between the photospheric Hei lines and the brightness of the star, both on a time scale of months and on a time scale of years. The short-term variations are smaller and do not follow the long-term trend, strongly suggesting different physical mechanisms. Metal lines also show both short-term and long-term variations in strength and also a long-term trend in radial velocity. Most of the line-profile variations can be attributed to changing strengths of lines.
    [Show full text]
  • The Spitzer Atlas of Stellar Spectra (Sass)
    The Astrophysical Journal Supplement Series, 191:301–339, 2010 December doi:10.1088/0067-0049/191/2/301 C 2010. The American Astronomical Society. All rights reserved. Printed in the U.S.A. THE SPITZER ATLAS OF STELLAR SPECTRA (SASS) David R. Ardila1, Schuyler D. Van Dyk2, Wojciech Makowiecki2, John Stauffer2, Inseok Song3, Jeonghee Rho2,4, Sergio Fajardo-Acosta2,5, D. W. Hoard2, and Stefanie Wachter2 1 NASA Herschel Science Center, California Institute of Technology, Mail Code 100-22, Pasadena, CA 91125, USA; [email protected] 2 Spitzer Science Center, California Institute of Technology, Pasadena, CA 91125, USA 3 Department of Physics and Astronomy, University of Georgia at Athens, GA 30602-2451, USA 4 SOFIA Science Center, USRA/NASA Ames Research Center, Moffet Field, CA 94035, USA 5 WISE Science Data Center, California Institute of Technology, Pasadena, CA 91125, USA Received 2010 June 17; accepted 2010 October 22; published 2010 November 30 ABSTRACT We present the Spitzer Atlas of Stellar Spectra, which includes 159 stellar spectra (5–32 μm; R ∼ 100) taken with the Infrared Spectrograph on the Spitzer Space Telescope. This Atlas gathers representative spectra of a broad section of the Hertzsprung–Russell diagram, intended to serve as a general stellar spectral reference in the mid-infrared. It includes stars from all luminosity classes, as well as Wolf-Rayet (WR) objects. Furthermore, it includes some objects of intrinsic interest, such as blue stragglers and certain pulsating variables. All of the spectra have been uniformly reduced, and all are available online. For dwarfs and giants, the spectra of early-type objects are relatively featureless, characterized by the presence of hydrogen lines in A spectral types.
    [Show full text]
  • The Electric Sun Hypothesis
    Basics of astrophysics revisited. II. Mass- luminosity- rotation relation for F, A, B, O and WR class stars Edgars Alksnis [email protected] Small volume statistics show, that luminosity of bright stars is proportional to their angular momentums of rotation when certain relation between stellar mass and stellar rotation speed is reached. Cause should be outside of standard stellar model. Concept allows strengthen hypotheses of 1) fast rotation of Wolf-Rayet stars and 2) low mass central black hole of the Milky Way. Keywords: mass-luminosity relation, stellar rotation, Wolf-Rayet stars, stellar angular momentum, Sagittarius A* mass, Sagittarius A* luminosity. In previous work (Alksnis, 2017) we have shown, that in slow rotating stars stellar luminosity is proportional to spin angular momentum of the star. This allows us to see, that there in fact are no stars outside of “main sequence” within stellar classes G, K and M. METHOD We have analyzed possible connection between stellar luminosity and stellar angular momentum in samples of most known F, A, B, O and WR class stars (tables 1-5). Stellar equatorial rotation speed (vsini) was used as main parameter of stellar rotation when possible. Several diverse data for one star were averaged. Zero stellar rotation speed was considered as an error and corresponding star has been not included in sample. RESULTS 2 F class star Relative Relative Luminosity, Relative M*R *eq mass, M radius, L rotation, L R eq HATP-6 1.29 1.46 3.55 2.950 2.28 α UMi B 1.39 1.38 3.90 38.573 26.18 Alpha Fornacis 1.33
    [Show full text]
  • European Southern Observatory
    + +lES+ OBSERVATORY (()) EUROPEAN SOUTHERN + COVER COUVfRTURf UMSCHLAG This cover highlights two IIhljor events Cette couverture met en evidence deux Dieser Umschl<lg hebt zwei 'wichl ofthe ye<lr, Clflmin<ltion ofsever<ll ye<lrs' evenements m<ljeurs de l',mnee - points Ereignisse des j,z/nes herv0/' - Hö of prep<lr<ltory development work. The Clflmirhlrzts de plusieurs <lrmees de tr<l­ punkte j<llnel,mger 'lHn'bereitender f contr<lct for the Unit Telescopes' M<lin V"'tX de developpements pnip,maoires. wicklungs<lrbeiten. Der Vertr,lg iiber Structure W,IS signed on September 24 Le contr,ll rel<ltzj"'ll<l structure principde Struktltr der vier finzelteleskope (see ,l!so the introdltction on p<lge 11). in des telescopes individuels du VLT <I ete VLT wurde <Im 24. September Imt October it W<lS decided to <ldopt ,m en­ signe le 24 septembre (voir l'intraduc­ zeichnet (siehe <!uch die finleitung I, c!osure type for the VLT which IIhlxi­ tion et LI photo 'Il<l p<lge 11). En octobre, d,ls Foto 'I/tf Seite 11). im Oktober m<llly protects the telescope <lrul its sensi­ l<l deeision fut prise d'<ldopter Itri type de die Entscheidung ji'ir einen Gelltiude tive prillhlry mirror while en<lbling ex­ bitiment qui, d'une p<lrt, ojji'e une pro­ ji'ir d,IS VLT, der einerseits einen md cellent therrn<ll <lnd <lir flow control to tection m<lximde du telescope et de son mden Schutz der Teleskope und ih elimin,lle deterior<ltion of seeing by this mirair princip,1! delic<lt et (jui, d'<lutre empfirul/ichen H'I/Iptspiegel ge·ühi.
    [Show full text]
  • July 2017 BRAS Newsletter
    July 2017 Issue th Next Meeting: Saturday, July 15 , 11 a.m., at LIGO (This special meeting will NOT be held at the usual time and place.) PROGRAM: BRAS Potluck and LIGO Tour (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) 19100 LIGO Lane, Livingston, LA 70754 https://www.ligo.caltech.edu/LA What's In This Issue? President’s Message Secretary's Summary Outreach Report - FAE Event Photos Light Pollution Committee Report Recent Forum Entries 20/20 Vision Campaign Messages from the HRPO Perseid Meteor Shower Partial Solar Eclipse Observing Notes – Scorpius –The Scorpion & Mythology Like this newsletter? See past issues back to 2009 at http://brastro.org/newsletters.html Newsletter of the Baton Rouge Astronomical Society July 2017 President’s Message July is here, half the year is gone. This month’s meeting will be at LIGO in Livingston on July 15th, along with the pot luck picnic, gates will open to BRAS members and family members at 11:00 a.m. After the picnic and a short meeting, we will assist LIGO on their public day along with solar viewing. If you and yours have not been to LIGO, you are in for a treat! Open to the public from 1 to 5 p.m. We will sell a few more tickets for the Meade telescope, and then announce the winner! Last month’s riddle winners, Scott Cadwallader, Bart Bennet, and Roz Readinger will get their free raffle tickets for being the first 3 to send me the answer to last month’s question, if they show up at the picnic.
    [Show full text]
  • Spectral Atlas of Massive Stars Around Hei 10830 Å
    Astronomy & Astrophysics manuscript no. hei10830aa c ESO 2018 October 22, 2018 Spectral atlas of massive stars around He i 10830 Å⋆ J. H. Groh1, A. Damineli1, and F. Jablonski2 1 Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas, Universidade de S˜ao Paulo, Rua do Mat˜ao 1226, Cidade Universit´aria, 05508- 900, S˜ao Paulo, SP, Brasil 2 Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais/MCT, Avenida dos Astronautas 1758, 12227-010 S˜ao Jos´edos Campos, SP, Brasil Preprint online version: October 22, 2018 ABSTRACT We present a digital atlas of peculiar, high-luminosity massive stars in the near-infrared region (10470–11000 Å) at medium resolution (R ≃ 7000). The spectra are centered around He i 10830 Å, which is formed in the wind of those stars, and is a crucial line to obtain their physical parameters. The instrumental configuration also sampled a rich variety of emission lines of Fe ii, Mg ii,C i,N i, and Pa γ. Secure identifications for most spectral lines are given, based on synthetic atmosphere models calculated by our group. We also propose that two unidentified absorption features have interstellar and/or circumstellar origin. For the strongest one (10780 Å) an empirical calibration between E(B-V) and equivalent width is provided. The atlas displays the spectra of massive stars organized in four categories, namely Be stars, OBA Iape (or luminous blue variables, LBV candidates and ex/dormant LBVs), OB supergiants and Wolf-Rayet stars. For comparison, the photospheric spectra of non emission-line stars are presented. Selected LBVs were observed in different epochs from 2001 to 2004, and their spectral variability reveals that some stars, such as η Car, AG Car and HR Car, suffered dramatic spectroscopic changes during this time interval.
    [Show full text]
  • On the Population of Galactic Luminous Blue Variables
    A&A 435, 239–246 (2005) Astronomy DOI: 10.1051/0004-6361:20042563 & c ESO 2005 Astrophysics On the population of galactic Luminous Blue Variables J. S. Clark1,2,V.M.Larionov3,4, and A. Arkharov5 1 Department of Physics and Astronomy, University College London, Gower Street, London WC1E 6BT, UK e-mail: [email protected] 2 Department of Physics and Astronomy, The Open University, Walton Hall, Milton Keynes MK7 6AA, UK 3 Astronomical Institute of St. Petersburg University, St. Petersburg, Petrodvorets, Universitetsky pr. 28, 198504 St. Petersburg, Russia 4 Isaac Newton Institute of Chile, St. Petersburg Branch 5 Central Astronomical Observatory, 196140 St. Petersburg, Russia Received 17 December 2004 / Accepted 28 January 2005 Abstract. We report the first results of a long term infrared monitoring campaign of known and candidate galactic Luminous Blue Variables (LBVs). In particular, we are able to confirm the LBV nature of G24.73+0.69, a luminous mid-B supergiant associated with a dusty ejection nebula. We find that prior to 2003 September G24.73+0.69 exhibited low amplitude (∆JHK ∼ 0.4 mag) variability, but in the ∼200 day period between 2003 September–2004 April it abruptly brightened by ∼0.7 mag in the broadband J filter. Subsequently, a further ∼0.4 mag increase was observed between 2004 April–October, resulting in an overall difference of ∼1.1 mag between (current) photometric mimimum and maximum; similar variability also being observed in the H and K bands. In light of the numerous recent IR studies of the galactic hot star population we also compile an updated census of confirmed and candidate galactic LBVs, reporting 12 and 23 members respectively for each class.
    [Show full text]
  • Object Index
    Cambridge University Press 978-0-521-79134-2 - From Luminous Hot Stars to Starburst Galaxies Peter S. Conti, Paul A. Crowther and Claus Leitherer Index More information Object index 2S 0114 + 065, 141 Circinus (ESO 097–G 013), 263 4U 1700–37 (HD 153919), 140, 141 Crab Pulsar (PSR B0521 + 21), 116 4U 1907 + 097, 141 CXO J164710.2-455216, 126, 142 9 Sgr (HD 188001), 37 Cyg X-1, 141 10 Lac (HD 214680), 51, 52 Cyg X-3, 143–146 30 Doradus, see LMC Deneb (α Cyg, HD 197345), 25 α Cam (HD 30614), 63, 139 β Cep (HD 205021), 97 G5.89–0.39, 158 γ Vel (HD 68273, WR11), 18, 32, 62, 65, 132, 147, G10.30–0.15, 161 149, 151 G29.96–0.02, 157–160 ζ Oph (HD 149757), 19 G49.49–0.37 (W51A), 157 ζ Ori (HD 37742), 48 G70.29 + 1.60 (K3–50A), 163 ζ Pup (HD 66811), 18, 19, 56, 63, 83, 91–93, 139 G75.78 + 0.34, 156, 158 ζ 1 Sco (HD 152236), 64 GG Car (HD 94878), 29 η Car, see Carina nebula GRB 970228, 287 θ1 Ori C, see Orion nebula GRB 050509B, 293 µ Cep (HD 206936), 27, 29 GRB 050709, 293 ρ Cas (HD 224014), 27, 29 GRB 050904, 293 ρ Oph cluster, 165 GRB 060614, 291 τ Sco (HD 149438), 19, 46 GRO J1655–40, 139, 140 ω Cen, 248 Gum nebula, 184 GX 301–2, 140, 141 AF star, 44 AG Car (HD 94910), 25–27, 59, 64, 192, 193 Haro 11 (ESO 350–IG 038), 227, 228 Antares (α Sco, HD 148478), 29 HD 16523 (WR4), 66 Antennae galaxies (NGC4038/9), 167, 175, 176, 179 HD 45677, 28 Arches cluster, 166, 174, 175, 247 HD 50896 (WR6), 48, 75 HD 64760, 90 ◦ BD + 40 4220, 130 HD 93129A, see Carina nebula Betelgeuse (α Ori, HD 39801), 29, 58–61 HD 96548 (WR40), 56 Bubble nebula (NGC 7635), 191–192
    [Show full text]
  • Spectroscopy and Interferometry of the Winds of Luminous Blue Variables
    Georgia State University ScholarWorks @ Georgia State University Physics and Astronomy Dissertations Department of Physics and Astronomy Spring 4-2-2012 Spectroscopy and Interferometry of the Winds of Luminous Blue Variables Noel D. Richardson Center for High Angular Resolution Astronomy Follow this and additional works at: https://scholarworks.gsu.edu/phy_astr_diss Recommended Citation Richardson, Noel D., "Spectroscopy and Interferometry of the Winds of Luminous Blue Variables." Dissertation, Georgia State University, 2012. https://scholarworks.gsu.edu/phy_astr_diss/52 This Dissertation is brought to you for free and open access by the Department of Physics and Astronomy at ScholarWorks @ Georgia State University. It has been accepted for inclusion in Physics and Astronomy Dissertations by an authorized administrator of ScholarWorks @ Georgia State University. For more information, please contact [email protected]. SPECTROSCOPY AND INTERFEROMETRY OF THE WINDS OF LUMINOUS BLUE VARIABLES by NOEL DOUGLAS RICHARDSON Under the Direction of Douglas R. Gies ABSTRACT Massive stars are rare, but emit most of the light we observe in the Universe and create many of the heavy elements in the Universe. In this dissertation, I explore the winds of the massive luminous blue variable (LBV) stars. New observational approaches and long time-series are utilized in order to examine the basic observable properties of the stars and the mass lost during their lifetimes. The mass lost through a hot star’s wind impacts its long-term evolution. In order to study the winds and the long-term changes of the stars, hot stars with some of the strongest winds (the luminous blue variables or LBVs) were studied in detail with optical spectroscopy and photometry.
    [Show full text]