Zitat:
Melde mich wieder, wenn die Arbeit gemacht ist.
Hallo Ernst,
die Arbeit ist gemacht.
Zuerst einige Vorbemerkungen:
Mein System ist mit dem C14 auf die spektroskopische Beobachtung lichtschwächerer Sterne ausgerichtet. Da der LHIRES auf ca. 1:10 angewiesen ist, erkaufe ich mir mit der langen Brennweite des C14 (4m) den Nachteil einer grossen Spaltbreite und damit einer geringeren Auflösung, als sie der LHIRES zu leisten vermag. Die Alternative ist, den LHIRES am C11 zu betreiben (wie das Buil macht) und dann eine Spaltbreite von 25 um einzustellen. Damit sind dann R bis 17.000 möglich. Oder auch mit dem C14 25 um Spaltbreite zu fahren und auf 70% des Lichts zu verzichten (womit ich dann wieder bei C11 bin, aber ein breiteren Spektrenstreifen habe mit den damit verbundenen Nachteilen). Ich komme mit dem 50 um-Spalt auf R = 10.000, was ja auch noch ganz nett ist. Man kann eben nicht alles gleichzeitig haben.
Mit dem 50 um Spalt ergibt sich aus dem Nyquist-Theorem eine günstige Pixellänge der CCD zwischen 20 und 30 um, womit die jetzt von mir verwendete ST-6 (23 um Pixellänge) gut angepasst ist. Will ich mit einer Spaltbreite von 25 um fahren, ist meine Audine (9 um oder 18 um bei 2x2 binning) die bessere Lösung.
Mit der ST-6 erreiche ich eine Dispersion von 0,291 Angstr./Pixel. Die FWHM der Wasserlinien beträgt ca. 0,6 bis 0,9 Angstr. Also besteht jede Wasserlinie gerade mal aus 4 bis 6 Messpunkten (Pixel) und es ist deshalb nicht möglich, das Minimum einer Linie auf 0,05 Angstr. zu bestimmen, auch wenn die mit unseren Programmen erzeugten Spektrengrafiken immer so schöne Kurven vorgaukeln. Schaut man sich das Spektrum als Punkte und nicht in Linienform an, dann wird einem das schnell klar.
So nun zu den Egebnissen der Linearitätsprüfung.
In der Anlage ein Auszug aus einem Exelsheet, in dem ich die drei von mir am 26.3.07 gemessenen Sternspektren mit Vspec ausgewertet habe. Und zwar habe ich die Spektren mit 2 Neonlinien linear kalibriert (mehr Linien stehen auf dem Chip nicht zur Verfügung) und anschliessend für die Wasserlinien mit einem Tool von Vspec die Linienzentren bestimmt. Bei besonders scharfen Linien hat die Auswerteroutine die
Berechnung verweigert, weil zu wenige Messpunkte für die Linien vorhanden waren (vernünftig programmiert). Die Linienzentren der Wasserlinien habe ich den ESO- und den Neiner-Wellenlängen gegenüber gestellt und die Abweichungen inkl. des Mittelwerts und der Standardabweichungen bestimmt. Eine Grafik, welche die Linearität mit eingezeichneten Regressionsgeraden und -gleichungen enthält, zeigt das Ergebnis visuell.
Die Linearität ist recht gut, der mittlere Fehler bei 0,07 Angström und die Standardabweichung (was die wichtige Grösse ist, weil sie die Zuverlässigkeit der Linienwellenlängenbestimmung angibt) ist in der Grössenordnung eines Pixels (0,2 bis 0,4 Angström). Eine grössere Genauigkeit ist mit der linearen Kalibration mittels zweier Neonlinien wohl nicht möglich.
Die Unterschiede zwischen den Wasserlinienwellenlängen von ESO und Neiner sind aber gering, ich meine für unsere Zwecke vernachlässigbar.
Diese Betrachtungen zeigen aber auch, welches Potential in der Kalibrierung mit den Wasserlinien liegt. Hier stehen viele zur Verfügung und man kann nicht-linear kalibrieren. Das ist wohl auch der Grund, warum C. Buil in seinem neuen Spiris die mit dem 2.400er Gitter aufgenommenen Spektren mit den Wasserlinien auswertet.
Aber die Technik auf die Spitze treiben ist das eine, auch mal Ergebnisse damit zu erzeugen, das andere. Ich will jetzt mit meiner Mimik konsequent in Richtung schwächere Sterne marschieren, womit die Zahl der beobachtbaren Objekte und -Typen
erweitert wird.
Liebe Grüsse
Lothar
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