Aldebaran-Bedeckung am 23.2.2018


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Hauptreihensterne wie unsere Sonne sind ja näherungsweise als Schwarze Strahler beschreibbar. Wie wäre das bei einem M-Zwerg? Doch wie ist das bei einem M-Riesen? Der Schwarz-Körper-Strahler ist nur eine Idealisierung und verlangt ein Gleichgewicht bzgl. emittierter und absorbierter Strahlung. Die Idealisierung funktioniert sehr gut für Sterne mit räumlich sehr begrenzt ausgedehnter Sternatmosphäre wie unsere Sonne. Bei Sternen mit ausgedehnten Atmosphären, wie etwa roten Riesen, modelliert man (nach kurzer Lektüre im Kaler, Stars and their spectra, S. 26ff.) Schalen von Schwarzkörperstrahlern, da in verschiedenen Tiefen der Sternatmosphäre offenbar unterschiedliche Opazitäten existieren.
Viele Grafiken die im Internet Rote Riesen zeigen, bilden daher nicht die Realität ab. Hier einige Beispiele:


Nach einigen Suchen fand sich im Internet auch eine Grafik die näher an der Realität sein dürfte:

Dabei ist jedoch zu bedenken das Rote Riesen ihre äußere Atmosphäre gravitativ kaum binden können:
Eine diffuse Außengrenze wäre daher plausibel

Es gibt einige reale Bilder von Roten Riesen mit scharfen Rändern die interferometrisch erzeugt wurden. Sie wirken nur deshalb scharf weil sie auf einer einzelnen Spektrallinie aufgenommen wurden



Auf seiner Bahn um die Erde bedeckt der Mond 2 helle Riesen. Aldebaran im Stier und Antares im Skorpion. Diese Bedeckungen finden zyklisch etwa alle 18 Jahre statt.
Die letzte Bedeckung des aktuellen Aldebaran-Zyklus sollte am 23.2.2018 stattfinden. Die Bedeckung war auf dem Balkan streifend und die Chance sollte genutzt werden Aldabaran mit Hochgeschwindigkeitskameras zu scannen. 

Was passiert am Mond und auf der Erde?


Interessant wird der Unterschied in den 3 Farbkanälen. Daher war die Verwendung einer Farbkamera angedacht. Die ASI290 schaffte im Test 180fps und das im 16-Bit SER-Format!

Als problematisch erwies sich die unsaubere Trennung der Farbkanäle trotz Rotfilter und IR-Sperrfilter.

Der Grund liegt in der Rotempfindlichkeit der Blauen und Grünen Pixel auf dem Chip.

Aus der Not kann man eine Tugend machen indem man 2 Kameras mit 2 Laptops verwendet und einem Rot und Blaufilter verwendet. Die 3 Kanäle lassen sich zu einem kombinieren und sind so besser messbar.

Leider spielte das Wetter nicht mit und auf der Grazeline zwischen Italien und dem Schwarzen Meer gab es eine schlechte Wolkenprognose


Gut war das Wetter nur in einem Wolkenloch nahe Belgrad das aber klein und unsicher war.

 

Unser sehr ambitionierter Plan der streifenden Beobachtung der Aldebaranbedeckung in Kroatien oder Rumänien oder Italien musste wegen des ausgedehnten Tiefdruckgebiets über dem Mittelmeer und dem Balkan aufgegeben werden. So blieben wir in Deutschland und probierten unser Glück in Allersberg, südlich von Nürnberg mit einer totalen Bedeckung. 

Leider stand die Sonne dort nur 1,5 Grad unter dem Horizont. 

Die geplante Strategie mit 2 Filtern in Rot und Blau über die Bedeckungsdauer zu messen ist bei einem aufgehellten blauen Himmel problematisch, da der Stern im blau gefilterten Video vorzeitig im Hintergrund verschwindet. Ein Indiz dafür ist eine Testreihe die etwa 10min vor der Bedeckung entstanden ist

Das blaugefilterte Bild mit 0,55ms entstpricht im SNR etwa der rotgefilterten Aufnahme mit 0,072ms. Das ist ein Faktor im SNR von 1:7,6.
Allerdings war der Himmel 10min vor der Bedeckung noch deutlich heller als zum Bedeckungszeitpunkt. Eine SNR-Faktor von etwa 1:3 erscheint eher realistisch.

Das Fading im Blauen Bereich verteilt sich auf  12 Bilder.

Im Roten Bereich dauerte das Fading deutlich länger. Der Stern ist auf 29 Bildern zu erkennen. Die hohe IR-Empfindlichkeit der Kamera
dürfte sich hier ausgezahlt haben.

Die Kurve wurde mit der Software Tangra ausgemessen.



Die  Mess-Rohwerte sind im Flux unterschiedlich. Zu Vergleichszwecken wurden die Intensitäten aufeinander angepasst um relative Aussagen zu ermöglichen.

Etwa ab der Halbierung der Intensität laufen die beiden Kurven auseinander. Dabei ist zu bedenken, das bei halber Intensität der Abstand zum Hintergrund noch sehr groß ist! Etwas realen Effekt scheint es also geben! An der Grenze zum blauen Hintergrund gibt es 5 Bilder Differenz. Dies entspricht einer 1/36 stel Sekunde.  An der Grenze zum roten Hintergrund gibt es 13 Bilder Differenz bzw eine 1/14 stel Sekunde. Es ist aber unklar ob hier die Messung im Blau noch zuverlässig ist.

Die Kurve entspricht zwar den Erwartungen, hat aber wegen des blauen Himmels keine volle Aussagekraft. 

Es gibt weniger Bilder in Blau, aber das kann wegen des blauen Himmels auch als Kontrastphänomen interpretiert werden. Der blau gefilterte Stern wäre demnach schneller im Hintergrundrauschen verschwunden.

Der Zeitabstand zwischen Rot und Blau ist sehr gering Das kann daran liegen, dass mit einem ausgebrannten Stern gearbeitet wurde. Die eher roten Bereiche des Sterns emittieren immer noch soviel blau, das hier der Stern überstrahlt ist und einen größeren Durchmesser vortäuscht. Beim sichtbaren Rest-Effekt könnte auch die Beugung einen Einfluss haben.

Es gibt also bei dieser  Messung ein positives Ergebnis, das ein Indiz liefert, aber für einen Beweis zu schwach ist. Das Parallel-Experiment mit der Messung der sich ändernden Farbtemperatur sollte vom aufgehellten Himmel weniger betroffen sein und liefert hoffentlich präzisere Angaben.



Wolfgang Bischhof beschäftigte sich ebenfalls mit der Aldebaran-Bedeckung unt wertete seine in Schwarz-Weiß aufgenommene Kurve aus. Nach seiner Analyste zeigen die Lichtkurven in erster Linie die Beugung am Mondrand. Deshalb ist das "Fading" im Roten auch stärker ausgeprägt, als im Blauen. Rückschlüsse auf Aldebaran selbst sind mit hochgradig seeingbeeinflusster Amateurfotometrie wohl kaum möglich.

Von den Profis wurde in verschiedenen Arbeiten der Durchmesser auf 19mas bestimmt. Auch wenn es noch einige Fragezeichen gibt, hat Aldebaran als K-Stern in den verschiedenen Spektralbereichen wohl einen konstanteren Durchmesser als die stärker aufgeblähten M-Sterne. Effekte durch die Randabschattung müssten zwar vorhanden sein, liegen aber wohl unter der Nachweisgrenze. 

Wolfgang versuchte die Bestimmung des Durchmessers über die Beugungseffekte, denn der Sterndurchmesser beeinflusst die Lichtkurve. Man erhält jedoch nur dann einen wahrnehmbaren Effekt, wenn der Stern einen Durchmesser von deutlich mehr als 5 mas (Milliarcseconds=Millibogensekunden) hat. Das ist so ähnlich, wie mit dem Auflösungsvermögen eines Teleskops, bei dem es auch eine prinzipielle Grenze gibt. Eine hervorragende und verständliche Abhandlung darüber gibt es unter:
http://spiff.rit.edu/richmond/occult/bessel/bessel.html

Bild 1 ist eine Überlagerung seiner gemessenen Lichtkurve mit den theoretischen Kurven von Dr. Richmond, deren Daten zu diesem Zweck korrigiert wurden.

Seine Lichtkurve liegt im erwarteten Bereich für einen Sterndurchmesser von 20 mas (Literaturwert für Aldebaran). Es wurde noch eine weitere Auswertung über den maximalen Gradienten der Lichtkurve vorgenommen, bei der ein Aldebarandurchmesser von 19 mas herauskommt, wenn man den zusätzlichen Gradienten durch die Beugung nicht berücksichtigt (Bild 2). 

Die grünen Punke zeigen das Helligkeitsprofil des Sterns ohne Randverdunklung mit 19 mas Durchmesser, die blauen Punkte die daraus resultierende Lichtkurve und die braunen Punkte seine Messergebnisse. Mit einer einfach abgeschätzten Berücksichtigung der Beugung erhält man nur ca. 13 mas Durchmesser für Aldebaran. Fehlerquellen sind natürlich die unbekannte Randverdunklung und vor allem meine wenig präzise Fotometrie (+/-20% im Helligkeitsmaximum!!). Hier ist noch reichlich Luft nach oben und man kann noch allerhand verbessern. 




Nach der Bedeckung ist noch ein Mondpano des Terminators entstanden
Bitte auf Fullscreen schalten (!) und mit der Maus etwas rumfliegen.
- Obwohl das Seeing sehr schlecht war, ist die Rille im Alpenquertal zu erkennen.


 


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