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PostPosted: 01. April 2008, 12:44:24 PM 
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Hallo (verhinderte) Doppelstern-Spektroskopiker,

im allgemeinen geht man davon aus, dass zur Messung von Radialgeschwindigkeitskurven nur Spaltspektrographen geeignet sind. Dementsprechend setzen die üblichen (professionellen) Auswertemethoden voraus, dass absolut kalibrierte und heliozentrisch korrigierte Spektren zur Verfügung stehen (Messung von Radialgeschwindigkeiten).

SB2 Systeme (Doppelsterne, bei denen die Spektren beider Sterne messbar sind, wie z.B. Mizar oder bet Aur, also cyclische Linienaufspaltung zeigen) lassen sich aber auch mit spaltlos gemessenen Spektren auswerten (Bestimmung von Orbitalelementen). Damit steht uns allen die Beschäftigung mit Doppelsternen offen...nicht nur Spaltspektrographenbesitzern !!!

Wie das geht, zeige ich euch in Heidelberg auf unserer Tagung.
In der Anlage schon mal ein Vorgeschmack. Die beiden Grafiken zeigen
1. die klassische Auswertung (Phasendiagramm der Radialgeschwindigkeiten beider Komponenten) :AuswertungKlassischEinzelwerte.png
2. die Auswertung der Aufspaltungen (Radialgeschwindigkeitsdifferenzen der beiden Komponenten): DifferenzenphasendiagrammEinzelwerte.png
am gleichen Datensatz von Mizar (eigene Messungen mit dem LhiresIII).

Liebe Grüße
Lothar

english:
In general, it is assumed that for the measurement of radial velocity curves slitspectrographs only suitable. Accordingly, the usual (professional) evaluation assumes that absolutely calibrated and heliocentric corrected spectra available (measurement of radial velocities).

SB2 systems (double stars, in which the spectra of both components are visible, such as Mizar, or bet Aur, cyclic line splitting showing) can be also slitless measured (determination of orbital elements). Thus, we are all dealing with binary stars open ... not only owners of slit spectrographs!

How this is done I show you in Heidelberg at our meeting.
In the annex see a foretaste. The two charts show
1st Classical evaluation (phase diagram of the radial velocities of both components): AuswertungKlassischEinzelwerte.png
2nd Evaluating the gap between lines (radial velocity differences of the two components): DifferenzenphasendiagrammEinzelwerte.png
The same data of Mizar are used (own measurements with the LhiresIII).


Attachments:
DifferenzenphasendiagrammEinzelwerte.png
DifferenzenphasendiagrammEinzelwerte.png [ 25.03 KiB | Viewed 11593 times ]
AuswertungKlassischEinzelwerte.png
AuswertungKlassischEinzelwerte.png [ 30.16 KiB | Viewed 11593 times ]
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PostPosted: 01. April 2008, 14:40:59 PM 
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Wie das geht, zeige ich euch in Heidelberg auf unserer Tagung.
....diese Vorankündigung erhöht die Spannung ungemein :-)

Ernst Pollmann

apro pos Tagung:
Unser Freund und Kollege Anatoly Miroshnichenko aus den USA wird in diesem Jahr nur von Freitag (2.5.) bis Sonntagvormittag (4.2.) in old Germany verweilen.


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PostPosted: 01. April 2008, 18:08:47 PM 
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Noch zur Ergänzung:

Es ist für die Anwendung der "Differenzenmethode" nicht mal nötig, die Spektren zu kalibrieren oder zu normieren. Man muss nur die Aufspaltung als Pixeldifferenz ausmessen (am besten per gaussfitting der Minima) und mit der als bekannt vorausgesetzten Dispersion (in Angstr./Pix.) zu multiplizieren (ergibt die Linienaufspaltung in Angström) und Umrechnung der Linienaufspaltung in den Geschwindigkeitsraum mit der Dopplerformel: Linienaufspaltung/Wellenlänge * 300.000 km/s .

Es lassen sich auch SB1 Systeme vermessen (Doppelsterne mit nur einer sichtbaren/messbaren Komponente ausreichender Helligkeit), wenn in der Nähe der betrachteten Linien (die jetzt natürlich nicht aufspalten sondern sich nur periodisch hin- und herbewegen) terrestrische Linien vorhanden sind.

Lothar


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PostPosted: 01. April 2008, 18:12:40 PM 
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diese Vorankündigung erhöht die Spannung ungemein :-)
Und wenn man jetzt noch wüsste, ob mein Beitrag ein Aprilscherz ist ????

...... ich verrat's euch morgen

Lothar :roll:


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PostPosted: 02. April 2008, 09:18:35 AM 
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Noch zur Ergänzung:
Es ist für die Anwendung der "Differenzenmethode" nicht mal nötig, die Spektren zu kalibrieren oder zu normieren.
...verrate doch nicht alles, sonst fehlt ja jede Spannung in deinem Vortrag :-))

Ernst


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PostPosted: 02. April 2008, 09:33:36 AM 
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Quote:
Und wenn man jetzt noch wüsste, ob mein Beitrag ein Aprilscherz ist ????

...... ich verrat's euch morgen
Es war kein Aprilscherz, ... im Gegensatz zu einem anderen gelungenen Beitrag.

Lothar


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PostPosted: 02. April 2008, 09:42:28 AM 
Quote:
Ernst Pollmann hat Folgendes geschrieben:
Und wenn man jetzt noch wüsste, ob mein Beitrag ein Aprilscherz ist ????
...das stammt nicht von mir!!!!!!!!

Ernst


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PostPosted: 02. April 2008, 11:18:19 AM 
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Hallo Lothar,

Du schreibst:
Quote:
Es ist für die Anwendung der "Differenzenmethode" nicht mal nötig, die Spektren zu kalibrieren oder zu normieren. Man muss nur die Aufspaltung als Pixeldifferenz ausmessen (am besten per gaussfitting der Minima) und mit der als bekannt vorausgesetzten Dispersion (in Angstr./Pix.) zu multiplizieren
und
Quote:
Es lassen sich auch SB1 Systeme vermessen (Doppelsterne mit nur einer sichtbaren/messbaren Komponente ausreichender Helligkeit), wenn in der Nähe der betrachteten Linien (die jetzt natürlich nicht aufspalten sondern sich nur periodisch hin- und herbewegen) terrestrische Linien vorhanden sind.
ich möchte deinen Optimismus nicht dämpfen aber es ist letztlich alles eine Frage der gewünschten Messgenauigkeit. Bei aufgespaltenen Linien liegen die Minima sehr dicht beeinander, deshalb wirken sich Fehler auf der Wellenlängenachse (Kalbrierfehler) bei der Berechnung der Geschwindigkeitsdifferenz der zwei Komponenten nur in geringem Maße aus. Es sind schon glückliche Umstände, wenn tellurische Linien und Linien des Sterns so dicht beieinander stehen. Mit zunehmendem Abstand der Linien, von denen die Wellenlängendifferenz gemessen werden soll, sind Kalibrierfehler sehr schnell nicht mehr vernachlässigbar, sonst müssten wir unsere Spektren nicht mit Polynomen 3. oder gar 4. Grades kalibrieren. Die Formel Pixelabstand multiplziert mit der Dispersion reicht dann bei weitem nicht mehr.
Auch mit unnormierten Spektren muss man etwas kritisch umgehen: wenn diese eine recht starke Neigung haben, führt die Anpassung einer Gaußfunktion bei verschieden breiten und tiefen Linien zu verschiedenen Abweichungen im Vergleich zum normierten Spektrum mit dem Ergebnis, dass die Differenzbildung ebenso verfälscht wird.
Ich empfehle dir daher auf jeden Fall für konkrete Fallbeispiele Fehlerabschätzungen zu machen.

Herzliche Grüße
Roland


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PostPosted: 02. April 2008, 11:23:58 AM 
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Quote:
Ernst Pollmann hat Folgendes geschrieben:
Und wenn man jetzt noch wüsste, ob mein Beitrag ein Aprilscherz ist ????

...das stammt nicht von mir!!!!!!!!

Ernst
stimmt, Ernst. Das steht nämlich nirgends in einem Beitrag. :lol:

Und mit dem gelungenen (1.April-)Beitrag habe ich die Dados-Verulkung von Thomas gemeint.

Herzliche Grüße
Lothar


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PostPosted: 02. April 2008, 11:57:47 AM 
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Quote:
Die Formel Pixelabstand multiplziert mit der Dispersion reicht dann bei weitem nicht mehr.
Hallo Roland,

schön von dir zu hören.

Es ist m.E. egal, welche mathematische Struktur die Dispersionsfunktion des Spektrographen hat (ob linear oder Polynom xten Grades), sie muss nur reproduzierbar sein. Der Abstand (in Pixel !!!) der (gedacht) unverschobenen Sternlinie von der tellurischen Linie ist bei allen Messungen konstant, solange der Spektrograph reproduzierbar arbeitet. Und die geringen Verschiebungen durch die Orbiteinflüsse (Doppler) sind etwa linear (höhere Terme sind bei einer Verschiebung von 1 Angström vernachlässigbar). Die linear angenomme Dispersionsfunktion wird ja nur auf die kleinen Doppler-Verschiebungen angewendet und nicht auf den großen Abstand zwischen terrestrischer Bezugslinie und Sternlinie!
Bei dieser Auswertemethode (Linie und terrestrische Bezugslinie) ist es also essentiell, dass das Spektrum nicht kalibriert wird, sondern dass mit den Pixeln gerechnet wird.
Quote:
Auch mit unnormierten Spektren muss man etwas kritisch umgehen: wenn diese eine recht starke Neigung haben, führt die Anpassung einer Gaußfunktion bei verschieden breiten und tiefen Linien zu verschiedenen Abweichungen im Vergleich zum normierten Spektrum mit dem Ergebnis, dass die Differenzbildung ebenso verfälscht wird.
Das ist im ersten Ansatz richtig. Aber auch hier wirkt es sich nicht aus, wenn die gemessenen Spektren immer die gleiche Neigung (was ja der Fall sein sollte) und eine vernachlässigbare Krümmung im Bereich der zu vermessenden Sternlinie haben (was meistens auch der Fall ist).

Lieber Gruß
Lothar


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PostPosted: 02. April 2008, 13:38:59 PM 
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stimmt, Ernst. Das steht nämlich nirgends in einem Beitrag. :lol:
Nicht mehr... Ich hatte das bereits korrigiert. ;-)


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PostPosted: 02. April 2008, 14:58:37 PM 
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Hallo Lothar,
Quote:
Es ist m.E. egal, welche mathematische Struktur die Dispersionsfunktion
des Spektrographen hat (ob linear oder Polynom xten Grades), sie muss
nur reproduzierbar sein. Der Abstand (in Pixel !!!) der (gedacht)
unverschobenen Sternlinie von der tellurischen Linie ist bei allen
Messungen konstant, solange der Spektrograph reproduzierbar arbeitet.
Und die geringen Verschiebungen durch die Orbiteinflüsse (Doppler) sind
etwa linear (höhere Terme sind bei einer Verschiebung von 1 Angström
vernachlässigbar). Die linear angenomme Dispersionsfunktion wird ja nur
auf die kleinen Doppler-Verschiebungen angewendet und nicht auf den
großen Abstand zwischen terrestrischer Bezugslinie und Sternlinie!
Das verstehe ich nicht, Lothar. bei einem SB1-System musst Du den
Abstand zur tellurischen Linie messen, und wenn der groß ist, dann
schlagen kleine Änderungen der Dispersion durch. Da hat Roland schon
recht. Bei einem SB2-System dagegen sind die Abstände i.a. so gering,
dass es klappt.

Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 02. April 2008, 15:15:06 PM 
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Hallo Lothar,
Quote:
bei einem SB1-System musst Du den
Abstand zur tellurischen Linie messen, und wenn der groß ist, dann
schlagen kleine Änderungen der Dispersion durch.
Noch ein Nachtrag. ich meinte zeitliche Änderungen. Nichtlinearitäten
der Dispersion sollten unkritisch sein (solange alles stabil bleibt), da
hast Du schon recht.

Herzliche Grüße,
Otmar


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PostPosted: 02. April 2008, 15:22:09 PM 
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Das verstehe ich nicht, Lothar. bei einem SB1-System musst Du den
Abstand zur tellurischen Linie messen, und wenn der groß ist, dann
schlagen kleine Änderungen der Dispersion durch.
Hi Otmar,

ändert sich die Dispersion in einem Spektralbereich denn? Wenn alles gleich eingestellt ist? Die Nichtlinearität stört doch nicht.

OK, durch Temperatureffekte kann sich die Dispersionsfunktion ändern. Solche Änderungen würden tatsächlich das Ergebnis verfälschen. Dann sollte die Sternlinie sich zwischen zwei terrestrischen Linien befinden. Dann lassen sich diese Effekte ausgleichen (was wir mit unserer Kalibrierung ja genau so machen).

Lieber Gruß
Lothar


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PostPosted: 02. April 2008, 17:17:46 PM 
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Hallo Lothar,
Quote:
schön von dir zu hören.
Ja, ich lebe seit einigen Wochen unfreiwillig quasi spektroskopieabstinent, deshalb ist ziemlich wenig von mir zu hören. Aber das sollte auch wieder mal besser werden.

Deine Grundiddee ist schon interessant. Unter Aufgabe der Bestimmung absoluter Radialgeschwindigkeitswerte (die ja tatsächlich in vielen Fällen nicht von Interesse sind) sparst du die Schritte der Kalibrierung und Normierung ein. Dies ist sicher ein interessanter Ansatz für die spaltlose Spektroskopie, bei der man unter Umständen nur wenige und ungünstig verteilte terrestr. Linien als Fixpunkt hat.
Du solltest das Thema auf jeden Fall in Heidelberg auf den Tisch bringen, auch wenn wir im Vorfelde schon einiges "breitreden". Mir und Otmar sicher auch, ging es nur darum, auf mögliche Fehlerquellen (vor allem therm. Instabilitäten) hinzuweisen, die sich auch bei deinem Auswerteverfahren in der gleichen Größenordnung auswirken, wie bei der Auswertung kalibrierter Spektren.

Herzlicher Gruß
Roland


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PostPosted: 02. April 2008, 17:49:47 PM 
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Deine Grundiddee ist schon interessant. Unter Aufgabe der Bestimmung absoluter Radialgeschwindigkeitswerte (die ja tatsächlich in vielen Fällen nicht von Interesse sind) sparst du die Schritte der Kalibrierung und Normierung ein. Dies ist sicher ein interessanter Ansatz für die spaltlose Spektroskopie, bei der man unter Umständen nur wenige und ungünstig verteilte terrestr. Linien als Fixpunkt hat.
Du solltest das Thema auf jeden Fall in Heidelberg auf den Tisch bringen, auch wenn wir im Vorfelde schon einiges "breitreden". Mir und Otmar sicher auch, ging es nur darum, auf mögliche Fehlerquellen (vor allem therm. Instabilitäten) hinzuweisen, die sich auch bei deinem Auswerteverfahren in der gleichen Größenordnung auswirken, wie bei der Auswertung kalibrierter Spektren.
Hallo Roland,

ich bin ja froh darüber, dass du und Otmar euch konstruktiv-kritisch beteiligt. Außerdem hatte ich tatsächlich nicht an thermische Änderungen der Dispersion gedacht.

Es ist ein didaktischer Ansatz, den ich hier verfolge. Die Botschaft ist:
Auch ohne Spaltspektrograph kann man Orbitalelemente von Doppelsternen (vorzugsweise SB2) messen, wenn auch nicht alle (man erhält die Summe aus K1 & K2, e, omega, P und To, (a1+a2)*sin i, aber nicht nicht die Systemgeschwindigkeit). Das war mir bis vor wenigen Tagen auch nicht klar und ich habe diese "Differenzenmethode" auch noch nirgends in der Literatur gesehen.

Die für mich zuerst überraschende, jetzt aber selbstverständlich erscheinende Tatsache, dass man mit einem spaltlosen Spektrographen sich der Bewegung von Doppelsternsystemen experimentell nähern kann, erschließt für viele von uns ein interessantes und anspruchvolles Thema. Bisher sind wir wohl alle davon ausgegangen, dass nur die Spaltspektroskopiker Orbitalelemente von Doppelsternen messen können. Und jetzt können wir es alle (die es wollen und ausreichendes Auflösungsvermögen des Spektrographen besitzen)!!!!

Herzliche Grüße
Lothar


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PostPosted: 02. April 2008, 19:41:32 PM 
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Hallo

Die Entscheidung, ob spaltlos gemesen werden kann, ist doch wohl
zu mindest teilweise einfach, oder ?

Hat der Spektrograph kein ausreichend hohes Auflösungsvermögen
(was wohl bei ziemlich vielen Amateurteleskopen schon wegen der
relativ kurzen Brennweiten nicht der Fall sein dürfte) und kann kein
ausreichendes SNR erreicht werden (was wegen der meist relativ
kleinen Durchmesser auch nur für ziemlich helle Sterne klappen
dürfte), dann kann keine ausreichende Auflösung in RV (benötigt
werden oft einige bis ein paar Dutzend m/s) erreicht werden.
Ferner müssen die Beugungsscheibchen der Optik, die Nachführ-
fehler der Montierung, Verbiegungen des Teleskops, usw. kleiner
als das Auflösungsvermögen der Kamera sein.

Gibt es da noch weitere wichtige Punkte zu berücksichtigen ?

Clear skies
Wolfgang

--
Wolfgang Renz, Karlsruhe, Germany
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Last edited by Wolfgang Renz on 03. April 2008, 01:16:45 AM, edited 1 time in total.

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PostPosted: 02. April 2008, 20:24:38 PM 
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Hallo Wolfgang,

jetzt ziehst du ja gleich alle Register auf einmal.
Ein paar Dutzend m/s sind zwar wünschenswert für die Forschung, aber die meisten Amateure unter uns freuen sich auch über etwas weniger Auflösung (z.B. ein paar km/s).

Herzliche Grüße
Roland[/quote]


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PostPosted: 03. April 2008, 00:52:04 AM 
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Hallo Roland

Ich hab' mir einfach die erst besten paar RV Kurven angeschaut,
die ich auf meiner Festplatte gefunden habe, und die für eine
sichere Bestimmung der RV-Kurve benötigten Fehler abge-
schätzt.

In der Photometrie sind die Anforderungen an die Genauigkeit
für den Nachweis von Veränderlichleit bei Profis i.A. ~ 1/10 der
Amplitude. Für die Amateure wird das meist bis auf ~ 1/3 der
Amplitude aufgeweicht (z.B. für den Nachweis eines Exopla-
netentransits, der aber nur 2 Zustände hat).

Für die RV-Messungen sind die Anforderungen bestimmt um
einiges höher, da aus den sehr unterschiedlichen RV-Kurven
ein Orbit gerechnet werden soll. Wenn man also eine RV-Kurve
aufnehmen und daraus einen Orbit rechnen will, dann schätze
ich 'mal, daß die Fehler im Bereich von etwa 1/20 der Amplitude
sein sollte.

Was sagen die Experten dazu ?

Clear skies
Wolfgang

--
Wolfgang Renz, Karlsruhe, Germany
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PostPosted: 03. April 2008, 09:11:56 AM 
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Quote:
Für die RV-Messungen sind die Anforderungen bestimmt um
einiges höher, da aus den sehr unterschiedlichen RV-Kurven
ein Orbit gerechnet werden soll. Wenn man also eine RV-Kurve
aufnehmen und daraus einen Orbit rechnen will, dann schätze
ich 'mal, daß die Fehler im Bereich von etwa 1/20 der Amplitude
sein sollte.
Hallo Wolfgang,

1/20 der Amplitude ist gut geschätzt.
Im Falle meines Beispiels "Mizar A" ergeben sich aus der Auswertung RMS von ca. 5 km/s bei Amplituden um 60 km/s.
Höhere Fehler lassen sich statistisch mit mehr Meßpunkten teilweise kompensieren.

Mit +- 5 km/s brauche ich nicht auf Planetenjagd zu gehen. Das ist eine andere Liga. Aber die Beobachtung enger Sternsysteme ist damit gut machbar.

Lieber Gruß
Lothar


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PostPosted: 07. April 2008, 13:11:19 PM 
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Das verstehe ich nicht, Lothar. bei einem SB1-System musst Du den
Abstand zur tellurischen Linie messen, und wenn der groß ist, dann
schlagen kleine Änderungen der Dispersion durch. Da hat Roland schon
recht. Bei einem SB2-System dagegen sind die Abstände i.a. so gering,
dass es klappt.
Hallo Otmar, Roland,

wahrscheinlich war das eine Schnapsidee mit den SB1. Ich werde es mal an einer Linie bei Mizar ausprobieren und es mit den Radialgeschwindigkeiten, die sich aus den Windgeschwindigkeitsmessungen am gleichen Spektrum ergeben haben, vergleichen. Die Si6347 scheint da geeignet, weil sich blauseitig das O2-Band anschließt.

Lieber Gruß
Lothar

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

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