Beschreibung

Sergey Marchenko et al. haben 2003 die Untersuchung "The Unusual 2001 Periastron Passage in the ``Clockwork'' Colliding-Wind Binary WR 140" veröffentlicht (siehe Literatur). Es beschreibt das Verhalten von WR 140 während der Periastronpassage 2001 und kann gut als Arbeits- und Vorbereitungstext herangezogen werden.

Zunächst fällt auf, dass in dieser Kampagne relativ kleine Teleskope genutzt wurde. Hierbei ist zu beachten, dass das System über mehrere Monate beobachtet wurde und Veränderungen im Spektrum über mehrere Tage untersucht wurden. Daher ist WR 140 trotz seiner geringen Helligkeit von rund 7mag ein geeignetes Ziel auch für Amateure. Ein mittleres Spektrum pro Nacht ist hinreichend und liefert ein gutes S/N. Allerdings sind die Beobachtungsbedingungen im Januar (Periastronpassage) mit maximal drei Stunden Belichtungszeit für höhere Breiten nachteilig.
Bild 1: Spektrum von WR 140.

Datenreduktion

Das Spektrum von WR 140 wird wie bei allen Wolf-Rayet Sternen von Emissionslinien dominiert. Die Photospäre ist aufgrund des starken Sternwinds unsichtbar und WR-Sterne lassen sich nicht HR-Klassifizieren. Daher gibt es in WR-Spektren keine eindeutigen Kontiuna und eine sichere Spektrennormierung ist problematisch. Marchenko et al. haben Spektralbereiche für das Kontinuum festgelegt, welche im unteren Bereich von Bild 1 markiert sind. Abhängig von der Anzahl dieser Bereiche bieten sich ein Spline oder auch nur eine gerade Linie (bei nur zwei sichtbaren Intervallen) als Kontinuum an.

Da WR 140 ein WR+O Doppelstern ist, finden sich im Spektrum auch mehrere Absorptionen der O-Komponente. Diese sind ebenso wie die interstellaren Absorptionen angegeben. Bei den interstellaren Linien um 5900 Å handelt es sich um Natrium D1 und D2.

Die Wellenlängenkalibrierung sollte nach Möglichkeit über einen Spalt und eine Lampe erfolgen, da eine Kalibrierung an den interstellaren Linien problematisch ist. Es gibt zu wenige davon um die Dispersion gut zu bestimmen.

Einige Ergebnisse

Der Orbit hat eine recht günstige Inklination zum Beobachter. In Bild 2 sind die Verhältnisse dargestellt und die Linie zum Beobachter ist mit einer geraden Linie markiert. Man sieht, dass wärend der Periastronpassage das durch die Wind-Wind-Wechselwirkung am Schockkegel abströmende Material (siehe Bild 3) relativ zum Beabachter die Abströmrichtung vom blauen ins rote ändern muss. Vor der Passage strömt das Material auf den Beobachter zu und danach strömt das Material vom Beobachter weg.
Bild2: Orbit von WR 140. Die Linie zum Beobachter ist mit einer geraden Linie markiert.
Bild 3: Die Wind-Wind Wechselwirkung erzeugt einen Schockkegel.

Dieser Sachverhalt wird in Bild 4 dargestellt. Von den beiden untersuchten Linien CIII 5696 und HeI 5876 wurden mittlere Spektren der gesamten Beobachtungskampagne gebildet (oben). Von diesem mittleren Spektrum wurden sog. Residuen gebildet indem jedes individuelle Spektrum einer Nacht abgezogen wurde. Das Ergebnis sind die Exzesse, also Anteile, welche zusätzlich erscheinen und somit vom Schockkegel stammen. Man kann statt des mittleren Spektrums aber noch besser ein Spektrum nehmen, welches bei großer Separation der Komponenten (weit vor der Periastronpassage) gewonnen wurde. In beiden Linien kann man sehen, wie der Exzess (Kegelmaterial) kurz vor Periastron erscheint, vom blaue ins rote wandert und danach wieder verschwindet. In Bild 5 ist dargestellt, wie der Exzess schnell wächst.

Bild 4: Während Periastronpassage von blau nach rot wanderne Exzess-Emissionen in CIII und HeI.
Bild 5: Normierter Fluß der Exzess-Emissionen während der größten Annäherung.