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PostPosted: 17. April 2008, 22:56:04 PM 
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Hallo Freunde,

wir brauchen für die MONS Kampagne mehrere Ausrüstungsteile. Nachdem Wolfgang Arnold seinen Lhires in großzügiger Weise für die 4 Monate zur Verfügung stellt (vielen Dank dafür!!!), müssen wir den auch noch an das Teleskop bringen (den Lhires, nicht Wolfgang :wink: ):

Wir bräuchten für 5 Monate (Anfang November 2008 bis Ende März 2009):
1 flip mirror (90° Klappspiegel) 2", stabil, z.B. MEADE 647
1 gekühlte CCD wie z.B. Sigma 1603 ME (Chipgröße mindestens wie KAF 1602, Pixelkantenlänge mindestens 9 um)

Könnte sich jemand erweichen und seinen Fundus nach geeigneten Materialien und Schätzen durchsuchen?

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/


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PostPosted: 20. April 2008, 18:57:39 PM 
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Hallo Freunde !

Um die notwendige Auflösung des Spektrometers zu erreichen, müssen wir einige Parameter wissen.

- Welche spektrale Auflösung sollte gewählt werden ? Welcher Stern braucht welche Auflösung ?

- Soweit ich informiert bin ist der Spalt beim LHires zwar einstellbar, aber nicht so leicht zu ändern, oder ? In diesem Fall müssten wir uns auf eine Spaltweite einigen und zwar unabhängig von den Objekten.

- Welche Dimensionen hat das Gitter ?

- Ist nur das 1200er Gitter vorhanden ?

- Bei welcher F-Zahl beginnt Vignettierung ?

- Welches mittlere Seeing müssen wir annehmen ? Soweit ich weiss, ist auf Teneriffa ein mittleres Seeing von 1" erreichbar, aber evtl. nicht mit dem MONS-Teleskop und insbesondere nicht da wo WR140 zu finden ist. Thomas, hast Du dazu schon irgendwelche Zusatzinformationen, die sich speziell auf das Teleskop beziehen ?

Ich finde wir sollten uns in Heidelberg mal zusammensetzen !

Gruß
Klaus


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PostPosted: 21. April 2008, 10:35:03 AM 
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Hi Klaus!
Quote:
- Welche spektrale Auflösung sollte gewählt werden ? Welcher Stern braucht welche Auflösung ?
Diese Frage muss an die entsprechenden Experten gehen. Tony Moffat für die WRs, Thierry Morel für die O-Sterne und Gregor Rauw für die B-Überriesen. Frag das also besser via Mailverteiler.
Quote:
Welches mittlere Seeing müssen wir annehmen ? Soweit ich weiss, ist auf Teneriffa ein mittleres Seeing von 1" erreichbar, aber evtl. nicht mit dem MONS-Teleskop und insbesondere nicht da wo WR140 zu finden ist.
Das mittlere Seeing is gemäß Webseite 0.7" und, genau, wohl kaum am Horizont.

Quote:
Thomas, hast Du dazu schon irgendwelche Zusatzinformationen, die sich speziell auf das Teleskop beziehen ?
Welche Infos meinst Du?

Gruß, Thomas


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PostPosted: 21. April 2008, 10:54:03 AM 
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Hallo Thomas,
Quote:
Welches mittlere Seeing müssen wir annehmen ? Soweit ich weiss, ist auf Teneriffa ein mittleres Seeing von 1" erreichbar, aber evtl. nicht mit dem MONS-Teleskop und insbesondere nicht da wo WR140 zu finden ist.
Das mittlere Seeing is gemäß Webseite 0.7" und, genau, wohl kaum am Horizont.
Quote:
Thomas, hast Du dazu schon irgendwelche Zusatzinformationen, die sich speziell auf das Teleskop beziehen ?
Welche Infos meinst Du?
Ich wollte nur wissen, ob das MONS auch durchschnittlich 1" kann und wie das Seeing des Telekopes am Horizont ist. Vermutlich kennt die Daten niemand, aber dies wäre natürlich wichtig zu wissen. Wenn wir die Brennweite des Teleskopes für WR 140 klein wählen (vermutlich grosses Seeingscheibchen), sind wir bei den anderen Objekten evtl. nicht mehr spaltbegrenzt und man müsste die Shapley-Linse herausnehmen (oder spaltlos arbeiten). Das macht die Prozedur komplizierter.

Gruß
Klaus


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PostPosted: 21. April 2008, 10:55:39 AM 
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Hallo Lothar,

wenn ich anregen darf: Ihr solltet wenigstens 2 Kameras zur Hand haben, wenn's drauf ankommt, macht die
Elektronik naemlich immr Probleme! Das ist aus eigener Erfahrung belegt: Ich erinnere mich noch gut, wie wir
auf La Silla mit unserer defekten CCD Kamera bei den Elektronikern auf der Matte standen. Die konnten das
Ding auch nicht wieder zum Leben erwecken. Ohne Zweitkamera waeren wir echt bloed dagesessen ....

Viele Gruesse
Frank


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PostPosted: 21. April 2008, 11:05:38 AM 
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Ich wollte nur wissen, ob das MONS auch durchschnittlich 1" kann und wie das Seeing des Telekopes am Horizont ist. Vermutlich kennt die Daten niemand, aber dies wäre natürlich wichtig zu wissen.
Na ja, 1" bleibt 1" für alle Teleskope vor Ort. Etwas anderes ist dome seeing und dazu habe ich keine Informationen. Ich werde dort nachfragen. Im Übrigen sollte das eine Frage an die Experten sein, also im Mailverteiler.
Quote:
Wenn wir die Brennweite des Teleskopes für WR 140 klein wählen (vermutlich grosses Seeingscheibchen), sind wir bei den anderen Objekten evtl. nicht mehr spaltbegrenzt und man müsste die Shapley-Linse herausnehmen (oder spaltlos arbeiten).
Hä? Das verstehe ich nicht. Kleine Brennweite = großes Seeingscheibchen? Und warum sollte sich das Seeingscheibchen mit den Objekten ändern??? :roll:

Erklär mal genauer.


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PostPosted: 21. April 2008, 12:01:17 PM 
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Na ja, 1" bleibt 1" für alle Teleskope vor Ort. Etwas anderes ist dome seeing und dazu habe ich keine Informationen. Ich werde dort nachfragen. Im Übrigen sollte das eine Frage an die Experten sein, also im Mailverteiler.
Quote:
Wenn wir die Brennweite des Teleskopes für WR 140 klein wählen (vermutlich grosses Seeingscheibchen), sind wir bei den anderen Objekten evtl. nicht mehr spaltbegrenzt und man müsste die Shapley-Linse herausnehmen (oder spaltlos arbeiten).
Hä? Das verstehe ich nicht. Kleine Brennweite = großes Seeingscheibchen? Und warum sollte sich das Seeingscheibchen mit den Objekten ändern??? :roll:

Erklär mal genauer.
Na ja, weil WR140 quasi die gesamte Zeit am Horizont zu finden ist und die anderen irgendwo anders. Ich habe keine Ahnung wie groß der Unterschied zwischen Zenit und Horizont dort ist, aber ich könnte mir schon einen Faktor 3 vorstellen

Gruß
Klaus


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PostPosted: 21. April 2008, 12:14:40 PM 
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Hallo Klaus,

Klaus Vollmann wrote:
Quote:
Na ja, weil WR140 quasi die gesamte Zeit am Horizont zu finden ist und
die anderen irgendwo anders. Ich habe keine Ahnung wie groß der
Unterschied zwischen Zenit und Horizont dort ist, aber ich könnte mir
schon einen Faktor 3 vorstellen
Als Anhaltspunkt: Nach der Theorie geht das Seeing mit Luftmasse^0.6. Am
Horizont ist also das Seeing unendlich schlecht :-)
Quote:
Gruß
Klaus
Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 21. April 2008, 12:25:54 PM 
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Danke Otmar, das ist eine brauchbare Information. Damit können wir ja jetzt arbeiten. Wenn Lothar und/oder Klaus jetzt noch die nötige Auflösung bei den entsprechenden Leuten erfragen, haben wir alles.


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PostPosted: 21. April 2008, 12:31:55 PM 
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Quote:
Klaus Vollmann wrote:
Quote:
Na ja, weil WR140 quasi die gesamte Zeit am Horizont zu finden ist und
die anderen irgendwo anders. Ich habe keine Ahnung wie groß der
Unterschied zwischen Zenit und Horizont dort ist, aber ich könnte mir
schon einen Faktor 3 vorstellen
Als Anhaltspunkt: Nach der Theorie geht das Seeing mit Luftmasse^0.6. Am
Horizont ist also das Seeing unendlich schlecht :-)

Herzliche Grüße,
Otmar

Hallo Otmar,

vielen Dank für den wichtigen Hinweis. Wir müssen damit mal abschätzen wie groß der Unterschied für die einzelnen Objekte ist, aber ich vermute nicht Prozente sondern Faktoren.

Gruß
Klaus


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PostPosted: 21. April 2008, 12:57:12 PM 
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Hallo zusammen,

anbei mal eine kleine Tabelle, damit man ein Gefühl für die Unterschiede bekommt.

Gruß
Klaus


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PostPosted: 21. April 2008, 14:28:33 PM 
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Thomas,

hattest du nicht mal eine Sichtbarkeitstabelle für WR140 für den Zeitraum unserer Kampagne aufgestellt?
Eigentlich brauchen wir die für alle Objekte.
Also ein vernünftiger Beobachtungsplan für alle Objekte, Datum, Uhrzeit, Dämmerungszeiten, Mondphase, Azimuth und Höhe des Objekts für jede Beobachtungsnacht

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/


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PostPosted: 21. April 2008, 14:47:54 PM 
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Hi Lothar,

hier sind unsere Ziele in RA aufsteigend. Maximale air mass für WR 140 Anfang Februar ~ 4. Für die Details habe ich aktuell keine Zeit. Ich muss mich um andere Dinge kümmern. Bitte stell Du doch diesen Plan auf.

Gruss, Thomas


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PostPosted: 21. April 2008, 15:09:15 PM 
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Hallo,

in der Liste fehlt the_ori-C . Jedenfalls steht der bei mir mit auf der Agenda....Die Position habe ich im Augenblick nicht verfügbar.....
Berthold


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PostPosted: 21. April 2008, 15:54:06 PM 
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Hallo Berthold,

ich bin mir sicher, dass wir in den 16 Wochen auch Theta^1 Ori C mal aufnehmen können. Allerdings flog dieser Oe-Stern sehr früh raus. Tony hatte darauf hingewiesen, dass er "abgegrast" ist, also kaum noch neues zu erwarten ist. Auch dessen Magnetfeld wurde schon über Langzeitkampagnen bestimmt. Also Zielstern erster Ordnung sehe ich ihn daher nicht. Es bleibt also die Frage, warum wir darauf gehen sollten. Ich war schon vor 12 Jahren an einer Kampagne dazu beteiligt.

Gruss, Thomas


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PostPosted: 21. April 2008, 16:07:45 PM 
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Hallo Klaus,

Klaus Vollmann wrote:
Quote:
Hallo zusammen,

anbei mal eine kleine Tabelle, damit man ein Gefühl für die Unterschiede
bekommt.
Außer schlechtem Seeing hat man bei hoher Luftmasse noch das Problem der
differentiellen Refraktion. Das ist bei dem relativ kleinen
Wellenlängenbereich kein großes Problem, aber man sollte darauf achten,
dass die Spaltkamera auch im richtigen Wellenlängenbereich nachführt.
Alternativ kann eventuell man auch den Spalt so drehen, dass er zum
Horizont zeigt.
Quote:
Gruß
Klaus
Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 21. April 2008, 16:14:35 PM 
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Hallo Thomas,

Thomas Eversberg wrote:
Quote:
Hallo Berthold,

ich bin mir sicher, dass wir in den 16 Wochen auch Theta^1 Ori C mal
aufnehmen können. Allerdings flog dieser Oe-Stern sehr früh raus. Tony
hatte darauf hingewiesen, dass er "abgegrast" ist, also kaum noch neues
zu erwarten ist. Auch dessen Magnetfeld wurde schon über
Langzeitkampagnen bestimmt. Also Zielstern erster Ordnung sehe ich ihn
daher nicht. Es bleibt also die Frage, warum wir darauf gehen sollten.
Es gibt da ein bisher nicht publiziertes Papier: Stahl, Wade, Petit,
Stober, Schanne (eingereicht bei A&A). Also soo abgegrast finde ich den
Stern nicht. Interessant sind allerdings hauptsächlich sehr lange
Kampagnen über mehrere Jahre. Mehr sage ich aber erst, wenn das Papier
durch ist ;-)

Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 21. April 2008, 16:16:02 PM 
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Hallo Otmar! Ja, absolut wichtig. Das habe ich auch vergessen. Aber leider haben wir kein Exposure-Meter. Neben der Spaltverdrehung kann man aber auch einfach durch Routine sehen, an welcher Spaltposition das meiste Licht durchkommt. Das Sternbildchen kann dann ja in der Spaltkamera durchaus neben dem Spalt liegen.

Gruss, Thomas


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PostPosted: 21. April 2008, 17:29:46 PM 
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Hallo Otmar und Thomas,

das mit der differentiellen Refraktion verstehe ich nicht so ganz. Die differentielle Refraktion sollte doch nur ein Auseinanderziehen des Sternscheibchens senkrecht zum Horizont verursachen, also drehe ich den Spalt entsprechend. So verstehe ich Otmars Hinweis.

Und was meinst Du mit "neben dem Spalt liegen", Thomas ?

Otmar, ich verstehe Deinen Hinweis so, daß er nicht nur theoretisch interessant ist, sondern auch bei sagen wir 5 - 10 Grad über dem Horizont mit der entsprechenden Spaltstellung wirklich berücksichtigt werden sollte. Das Sternscheibchen ist in der einen Richtung also sehr viel länger als in der anderen. Das müssten wir dann in die Prozedur mit aufnehmen.

Gruß
Klaus


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PostPosted: 21. April 2008, 18:30:50 PM 
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Hallo
Quote:
das mit der differentiellen Refraktion verstehe ich nicht so ganz.
Die differentielle Refraktion sollte doch nur ein Auseinanderziehen
des Sternscheibchens senkrecht zum Horizont verursachen, also
drehe ich den Spalt entsprechend. So verstehe ich Otmars Hinweis.
Es macht nicht nur ein Auseinanderziehen, sondern auch eine spek-
trale Dispersion senkrecht zum Horizont. Differenziell kann das bei
großen Zenitdistanzen schon einige " im FOV ausmachen. Proble-
matisch ist das allerding wohl nur für die Astrometrie bei unter-
schiedlich gefärbten Sternen (wenn ohne oder mit zu breiten Filtern
aufgenommen und/oder keine Korrektur angebracht wird) und bei
der Nachführung, wenn man nicht auf den Stern selbst über die
Spaltbacken oder einen externen Guider nachführt.
Quote:
in der Liste fehlt the_ori-C. Jedenfalls steht der bei mir mit auf der
Agenda....Die Position habe ich im Augenblick nicht verfügbar.....
41 Ori C = theta1 Ori C = NSV 2294
= der südlichste und hellste der 4 hellen Trapez-Sterne, die 13-16"
entfernt liegen.
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-i ... eta1+Ori+C
Nach GCVS: 05 35 16.5 -05 23 23 (J2000)
Nach Simbad: 05 35 16.463 -05 23 23.18 (J2000)
Da könnte man den Spalt so legen, daß einer der anderen hellen
Trapez-Sterne auch noch auf dem Spalt liegt (falls das den Guider
nicht durcheiander bringt). Wenn man dafür theta1 Ori A = V1016 Ori
= EA Stern mit 65,4d Periode nähme, dann könnte auch noch theta1
Ori F = NSV 2296 mit 11 mag und evt. auch noch der weiter entfernte
theta2 Ori A = CSV 100598 = SB mit 20.97d Periode (5 mag) auf
dem Spalt liegen.

Clear skies
Wolfgang

--
Wolfgang Renz, Karlsruhe, Germany
Rz.BAV = WRe.vsnet = RWG.AAVSO


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PostPosted: 22. April 2008, 08:20:06 AM 
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Guten Morgen!
Quote:
Und was meinst Du mit "neben dem Spalt liegen", Thomas ?
Ich habe mich vertan. Meine Aussage bezog sich auf einen Image-Slicer. Den Spalt zu verdrehen, ist die Lösung.

Gruß, Thomas


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PostPosted: 22. April 2008, 09:35:52 AM 
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Hallo,

Wolfgang Renz wrote:
Quote:
Es macht nicht nur ein Auseinanderziehen, sondern auch eine spek-
trale Dispersion senkrecht zum Horizont. Differenziell kann das bei
großen Zenitdistanzen schon einige " im FOV ausmachen. Proble-
matisch ist das allerding wohl nur für die Astrometrie bei unter-
schiedlich gefärbten Sternen (wenn ohne oder mit zu breiten Filtern
aufgenommen und/oder keine Korrektur angebracht wird) und bei
der Nachführung, wenn man nicht auf den Stern selbst über die
Spaltbacken oder einen externen Guider nachführt.
Auch das Nachführen auf den Spaltbacken kann problematisch sein, wenn
z.B. die Kamera, die die Spaltbacken beobachtet, blauempfindlich ist,
das Spektrum aber im Roten aufgenommen werden soll. Dann geht womöglich
das blaue Licht brav durch den Spalt, das rote Licht aber vorbei. Wenn
der Spalt zum Horizont zeigt, hat man dieses Problem nicht.

Die differentielle Refraktion beträgt etwa:

R = (n1-n2)*tan(s)

wobei n1, n2, die Brechungsindices bei den beiden Wellenlängen sind und
s die scheinbare Zenitdistanz. Über den sichtbaren Wellenlängenbereich
variiert der Brechungsindex der Luft um etwa 10^-5, d.h., die
differentielle Refraktion beträgt schon bei 45 Grad 2"! Allerdings
entfällt der größte Anteil dabei auf das kurzwellige Ende.

Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 22. April 2008, 09:44:59 AM 
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Hallo Otmar!
Quote:
Es gibt da ein bisher nicht publiziertes Papier: Stahl, Wade, Petit,
Stober, Schanne (eingereicht bei A&A). Also soo abgegrast finde ich den
Stern nicht. Interessant sind allerdings hauptsächlich sehr lange
Kampagnen über mehrere Jahre.
Das hatte ich übersehen.

So, wie ich Tony mit "abgegrast" verstanden hatte, meinte er die vielen Kampagnen darauf, die schon mit größeren Teleskopen durchgeführt wurden. Wir hatten selbst mit unserem Spektralpolarimeter schon vor 12 Jahren nach einem Magnetfeld gesucht und nichts gefunden. Da später B ~ 1000 Gauß entdeckt wurde, kann man einwenden, dass man vor Überraschungen nie sicher ist. Das stimmt natürlich. Ich hatte diesen Stern vor 2 Jahren schon in Langenselbold an der Tafel vorgestellt, mit dem Hinweis, darauf mal wirklich lange zu schießen. Das wurde von der Gruppe mit dem Hinweis auf spaltlose Spektroskopie abgelehnt (ohne Spalt geht's halt nicht). Vielleicht ist es an der Zeit, dies nochmal aufzugreifen, da sich Spalte langsam durchgesetzt haben, und Du stellst Theta^1 Ori C und seine Physik und offenen Fragen hier vor.

Unsere Kampagne hat aktuell 10 Zielsterne und wenn wir diese Liste unbedingt um einen weiteren Oe-Stern erweitern wollen, müssen wir natürlich wissen, warum wir das tun sollten. Wir sollten nicht nach Teneriffa fliegen um nur mal so draufzuschauen. Da wir für jedes Spektrum so etwa 30-60 Minuten brauchen, finde ich persönlich die Liste schon sehr anspruchsvoll.

Gruß, Thomas


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PostPosted: 22. April 2008, 10:09:02 AM 
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Noch ein Nachtrag,
Quote:
Über den sichtbaren Wellenlängenbereich
variiert der Brechungsindex der Luft um etwa 10^-5, d.h., die
differentielle Refraktion beträgt schon bei 45 Grad 2"! Allerdings
entfällt der größte Anteil dabei auf das kurzwellige Ende.
http://mintaka.sdsu.edu/GF/explain/optics/disp.html#air

Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 22. April 2008, 10:15:01 AM 
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Hallo Thomas,

Thomas Eversberg wrote:
Quote:
Unsere Kampagne hat aktuell 10 Zielsterne und wenn wir diese Liste
unbedingt um einen weiteren Oe-Stern erweitern wollen, müssen wir
natürlich wissen, warum wir das tun sollten.
Niemand will die Liste unbedingt erweitern. Ich zumindest halte mich da
raus. Eher würde ich mir Gedanken mache, ob die zwei sehr schwachen
Sterne (8.5, 10.1) auf der Liste wirklich sinnvoll beobachtet werden können.

Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 22. April 2008, 10:23:15 AM 
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Für input sind wir ja offen und ich freue mich über Deine Kommentare! Es wäre ja auch zu überlegen, ob ihr an der LSW den einen oder anderen Studenten für unsere Kampagne gewinnen könntet. Der oder die dürfte dann ja auch neue Ziele anregen und die Daten nutzen.

WR 1 (10 mag) ist reingekommen, weil er zirkumpolar ist. Wir wollten noch einen zweiten WR ansehen und einen anderen bekommen wir nicht. Und Thierry Morel arbeitet an HD 166734. Der Vorschlag stammt von ihm. Ich glaube schon, dass wir gute S/N bekommen. Allerdings müssen wir ausreichend belichten und die Zeit wird somit für weitere Objekte knapp.

Die ganze Kampagne ist anspruchsvoll, doch das erhöht den Spass! :D

Ciao, Thomas


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PostPosted: 22. April 2008, 10:40:38 AM 
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Hallo Otmar und alle anderen,

vielen Dank für die detaillierte Antwort. Wenn die Formel, die Du angegeben hast, auch in Horizontnähe einigermassen stimmt ist das allerdings ein recht eindrucksvoller Effekt ! Darauf müssen die Beobachter natürlich achten und den Spalt in die richtige Stellung drehen. Da der Spalt fest im LHires orientiert ist, muß das Spektrometer also auf jeden Fall in der Hülse drehbar sein !

Gruß
Klaus


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PostPosted: 22. April 2008, 11:19:24 AM 
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Die Liste zeigt sehr gut, dass wir Refraktion berücksichtigen müssen (aber nur für WR 140). Die Beobachtungsprozedur beinhaltet also vor jeder Beobachtung von WR 140 die entsprechende Orientierung des Spalts am Horizont.

_______________________
Nur zur Klärung:
Eigentlich ist das aber unnötig falls die Positionierung des Sterns auf dem Spalt über die Abbildung der Spaltkamera berücksichtigt wird. Der gesamte Stern wird gemäß Liste von Klaus auf etwa 10" verschmiert. Da wir aber nur rund ein zehntel des Spektrums erfassen, reduziert sich diese Verschmierung entsprechend. Das heisst also, dass wir auch einen zum Horizont parallel stehenden Spalt nutzen können wenn wir die von der Spaltkamera falsch abgebildete Positionierung auf dem Spalt über die Methode des maximalen Flusses berücksichtigen. Ob wir angesichts der Horizontnähen von WR 140 dazu aber Zeit haben ist eine andere Frage.
_______________________

Allerdings ist noch etwas wichtig. Die Orientierung sollte nicht mehr geändert werden, da wir sonst neue Flatfields aufnehmen müssen. Spätestens für die zweite Hälfte des Runs muss der Spalt aber auf jeden Fall nochmal gedreht werden, da WR 140 vom Abend- zum Morgenobjekt wird. Eventuell muss dann also gerade in der Übergangszeit auf ausreichend Flatfields geachtet werden.

Alle anderen Ziele sind nicht betroffen, da relativ zenitnah.


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PostPosted: 22. April 2008, 11:28:16 AM 
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Hallo,

Thomas Eversberg wrote:
Quote:
Nur zur Klärung:
Eigentlich ist das aber unnötig falls die Positionierung des Sterns auf
dem Spalt über die Abbildung der Spaltkamera berücksichtigt wird. Der
gesamte Stern wird gemäß Liste von Klaus auf etwa 10" verschmiert.
Da wir aber nur rund ein zehntel des Spektrums erfassen, reduziert sich
diese Verschmierung entsprechend.
Die Liste bezieht sich auf den Wellenlängenbereich von 4000 bis 8000 A,
ist also ein Extremfall für einen Spektrographen, der diesen ganzen
Bereich gleichzeitig belichtet. Über den beobachteten
Wellenlängenbereich von LHIRES ist die Dispersion natürlich viel
geringer. Wenn die Spaltkamera nur den beobachteten Spektralbereich
"sieht", ist die Drehung wohl vermeidbar. Ich würde am Spektrographen
möglichst wenig drehen, sondern eher einen passenden Filter vor die
Spaltkamera setzen.

Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 22. April 2008, 11:45:32 AM 
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Ja, Otmar, ein Filter könnte das auch liefern. Dann müssen wir aber wissen, ob der für unsere beiden Wellenlängenintervalle (WR 140: lamda_c ~ 5800 und die anderen Sterne lamda_c ~ 6500) hinreichend ist. Außerdem brauchen wir input über die nötigen Wellenlängenintervalle für alle Ziele. Ich werde Thierry, Gregor und Tony nach der Auflösung und den Wellenlängen fragen.

Thomas


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PostPosted: 22. April 2008, 15:28:29 PM 
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Hier ein Kommentar von Tony:
Quote:
All the parameters for observing are already contained in the application. Just refer people to that.
Indeed, the seeing deteriorates towards the horizon, but never reaches infinity because the Earth's atmos-
phere is curved. But we should not set up the spectrograph for the worst seeing, rather the best.
When the seeing is bad (whether due to a front passing or due to high airmass), that's life. One does not
want to degrade the spectral resolution. So: choose a slit for the best seeing (~1"?) and stick with it.
For poor seeing, one will have to increase the exposure time (or no. of exposures) to compensate.
Im Proposal steht auch schon folgendes:
Quote:
WR 140 is a worthy target for obtaining high-quality optical spectra using small (~50 cm) size telescopes even with its relative faintness of v = 7.0 mag. An average spectrum every 2-3 nights is sufficient, as long as the net S/N is above ~100 for ~1A (2-3 pixel) resolution. However, the observational conditions in January (periastron passage) present challenges, since WR140 is best observed in late July, not 6 months later! Nevertheless, as long as the night is clear, one can observe WR140 for about an hour just after sunset in January and an hour before sunrise in February (progressively longer before and after those dates, respectively; and both evening and morning for a week or two around the end of January/beginning of February).
Also R ~ 6000 - 8000 sollte reichen.

Gruss, Thomas


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PostPosted: 23. April 2008, 18:27:51 PM 
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Hallo zusammen,

hier ist mein letzter Austausch mit Thierry Morel (Liège) zum benötigten Auflösungsvermögen.
Quote:
Hallo Thomas,

> Hi Gregor and Thierry,
>
> For the MONS campaign we need your input about the necessary spectral
> resolution and the central wavelengths. What is the best spectral
> resolution with respect to acceptable S/N? Which lines are most important?
>

Well, I mean the priority is on WR140 so first choose the best setting
for this star and we'll try to cope with it. Don't you think? Having
said that, I would need Halpha and a reasonable S/N (~100-150). The
spectral resolution can be quite low if we cover Halpha. If we don't,
then I must have a closer look at the lines, etc.

Cheers,
Thierry


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