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PostPosted: 01. April 2007, 12:45:10 PM 
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Hallo,

bei Auflösungen über 10.000 sind die terrestrischen Wasserlinien in den Spektren zu erkennen, insbesondere in der und im Umfeld der Ha-Line, .
Diese Linien sollten um so stärker sein, je feuchter die unteren Luftschichten und je tiefer der Stern (Höhe über dem Horizont) steht.
Diese Linien können auch zum exakten kalibrieren der Spektren dienen, da sie im "Laborkoordinatensystem" entstehen und nicht zur Systemgeschwindigkeit des beobachteten Sterns gehören.

Aus meiner noch dünnen Datenbasis mit dem LHIRES habe ich mal drei Spektren herausgegriffen und die Wasserlinien mit visspec markiert (orange Spektren) und die bei der Messung vorhandene Höhe des Sterns über dem Horizont dazu vermerkt. Die Spektren wurden am gleichen Abend gemessen, weshalb die Luftfeuchtigkeitsschichtung der Atmosphäre als konstant angesetzt werden kann.

Die Höhe hat wohl einen enormen Einfluss auf die Intensität der Wasserlinien.

Viele Grüsse
Lothar


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PostPosted: 01. April 2007, 17:53:26 PM 
In einer eMail vom 01.04.2007 12:45:20 Westeuropäische Normalzeit schreibt Lothar Schanne:
Quote:
Diese Linien können auch zum exakten kalibrieren der Spektren dienen, da sie im "Laborkoordinatensystem" entstehen und nicht zur Systemgeschwindigkeit des beobachteten Sterns gehören.
Hallo Lothar,
mit diesen Zeilen gibst du mir einige Stichworte zum Thema "Linearität der Kalibration".
Zur Speicherung der Spektren in der Datenbank BeSS (womit ich z.Zt. beschäftigt bin) sind hohe Qualitätsstandards hinsichtlich der Linearität der "exakten" Kalibration zu erfüllen.

Derzeit nimmt sich der Admninistrator (F. Cochard) von jedem Beobachter jedes einzelne hochgeladene Spektrum vor und prüft (gerechtfertigt) sehr genau dieses Qualitätskriterium.
Nun ist mir in deinem Prokyon-Spektrum (nach Bildvergrößerung) zwar eine geringe, aber doch wahrnehmbare Wellenlängenabweichungen im Vergleich zum VSPEC-H2O-Spektrum aufgefallen.
Hättest du Muße, diesen Vergleich in der Ordinate gespreizt noch einmal zu zeigen (in Anlehnung an mein Beispiel im Anhang)?

Darüber hinaus würde mich interessieren, mit welcher Genauigkeit du in einem nach deinem Vorgehen kalibrierten Spektrum deine Ist-Wellenlängen verglichen mit den ESO-Soll-Wellenlängen (nach Hanuschik) ermittelst (wie diese Verhältnisse bei mir aussehen, zeigt die Graphik im Anhang).

Übrigens weichen gerade im Halpha-Bereich einige der H2O-Wellenlängen in VSPEC von den ESO-Wellenlängen ab. Coralie Neiner meint, dass ist nun mal so, jedes Observatorium hätte da so seine eigenen Wellenlängen. Lustig, nicht war?


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PostPosted: 01. April 2007, 19:32:49 PM 
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Hallo Ernst,

eine sehr gute und wichtige Feststellung !!!!

Das war mir schon letzten Sommer aufgefallen, als ich die ersten Spektren mit
dem LHIRES und dem C14 aufgenommen habe, dass sich die Wasserlinien in Vispec
nicht mit den Messungen decken. Ich hatte das Problem damals allerdings nach
hinten geschoben, weil ich mit wichtigeren Dingen beschäftigt war und ich
Vispec nur wenig verwendete.
Es ist schon verwunderlich, dass sich die Profis über die Wasserlinien nicht
einig sind. Die können doch mit jedem Grossspektrographen im Labor aufs
1/1000 A genau gemessen werden, da ist doch keine Sternwarte nötig.
Jetzt hat sich die Beobachtung von damals bestätigt.
Ich werde mit MIDAS die Wasserlinien ausmessen (Gaussfitting) und in einer
Exceltabelle darstellen wie du. Ist eine sehr gute Übung und sehr
aufschlussreich.

Wenn die Wasserlinien von Coralie nicht exakt sind und die ESO-Daten besser
die Realität decken, werde ich sie in Vispec korrigieren. Ist ja nur
eine .dat-Datei, die man leicht ändern kann.

Übrigens, eure zet Tau Spektren sind wohl nicht gespiegelt, sondern das
Linienprofil hat sich entsprechend geändert.

Melde mich wieder, wenn die Arbeit gemacht ist.

Liebe Grüsse
Lothar


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PostPosted: 01. April 2007, 23:05:29 PM 
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Quote:
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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PostPosted: 02. April 2007, 10:18:13 AM 
Quote:
Die Unterschiede zwischen den Wasserlinienwellenlängen von ESO und Neiner sind aber gering, ich meine für unsere Zwecke vernachlässigbar.
...nun, das hängt ganz davon ab, welche Kalibrationsgenauigkeit angestrebt werden muß (beispielsweise für BeSS).
Ich verwende künftig nur noch die ESO-Wellenlängen, weil diesen von Hanuschik ein qualitativ definiertes R und S/N zugeordnet ist.
Wie in Spektren, die in BeSS hochgeladen werden sollen, das Kriterium der Kalibrationsgenauigkeit quantitativ definiert werden soll, ist derzeit Gegenstand meiner Diskussion mit F. Cochard.
Quote:
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.
...ganz klar. Völlig ausreichend scheint mir hier ein Polynom 3. Grades zu sein (wie es übrigens auch aus Roland´s Messungen hervorgeht). Die scheinbare lineare Dispersion bei Gittern ist eben nur makroskopisch zu verstehen.
Ich bin mal gespannt, wie die Kalibrations-SDEV in deinen Spektren aussieht, wenn du ebenfalls die tellurischen Linien als Referenz verwendest. Mit den beiden Neon Linien fällt sie ja eher bescheiden aus.


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PostPosted: 02. April 2007, 11:00:34 AM 
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Ich bin mal gespannt, wie die Kalibrations-SDEV in deinen Spektren aussieht, wenn du ebenfalls die tellurischen Linien als Referenz verwendest. Mit den beiden Neon Linien fällt sie ja eher bescheiden aus.
Hallo Ernst,

in meiner linearen Kalibrierung mit 2 Neonlinien verbleibt eine Durchbiegung der "Geraden" = Nicht-Linearität. Dies ist in meiner Tabelle zu sehen: Bei Procyon und zet Tau sind die Differenzen zwischen Messung und ESO-Wellenlänge in der Mitte der Gerade am geringsten, im unteren Bereich bei beiden Sternen positiv, im oberen Bereich systematisch negativ. Es ist also eine multiple Regression durchzuführen, z.B. mit den Wasserlinien, wenn ich eine höhere Genauigkeit in der linearen Darstellung erreichen will,
Trotzdem werde ich deine Exaktheit nicht erreichen können, wenn ich mit der "groben" ST-6 arbeite. Meine Auflösung ist in dieser Konstellation geringer. Deutlich daran zu sehen, dass deine Wasserlinien schärfer abgebildet sind. Aber auch die Aufnahmen, die ich mit der Audine durchgeführt habe, zeigen -wie zu erwarten- schärfere Wasserlinien. Wenn ich die Audine verwende und den Spalt auf 25 um einstelle, erreiche ich R = 17.000 (bei höherem Lichtverlust am Spalt)
Aber, wie bereits gesagt, ist meine Anordnung auf lichtschwache Sterne hin optimiert und nicht auf maximale Auflösung.

Ich werde mal versuchen, die Spektren mit einigen Wasserlinien neu zu kalibrieren (multiple Regression zweiter oder dritter Ordnung) und bilde dann wieder die Differenzen zwischen Messungen und ESO-Wellenlängen.

Bis bald
Lothar


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PostPosted: 02. April 2007, 14:14:02 PM 
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Ich werde mal versuchen, die Spektren mit einigen Wasserlinien neu zu kalibrieren (multiple Regression zweiter oder dritter Ordnung) und bilde dann wieder die Differenzen zwischen Messungen und ESO-Wellenlängen.
Hallo Ernst,

habe nun für das Spektrum von Procyon, in dem am besten die Wasserlinien zu erkennen sind, mit 10 über die Spektrenbreite verteilten Wasserlinien (ESO-Wellenlängen) kalibriert. Dazu habe ich VSpec verwendet, das mir das Polynom 3ten Grades ausgerechnet hat. Mit der erhaltenen Dispersionsfunktion wurde das Spektrum dann polynomisch kalibriert.

Anschliessend habe ich die Wasserlinien in dem neu kalibrierten Spektrum ausgemessen (Bestimmung der Linienzentren in VSpec) und in einer Excel-Tabelle die Diffenzen zu den ESO-Wellenlängen gebildet. Die Abweichungen sind jetzt - im Vergleich zur linearen Kalibrierung- deutlich geringer. Die durchschnittliche Fehler ist 0,03 Angström, die Standardabweichung 0,11. Die Fehler sind jetzt unsystematisch über den Spektrenbereich verteilt.

Die Dispersionsgleichung ist auch in der Tabelle eingetragen.

Diese ESO-Wellenlängen und ausgemessenen Wellenlängen in einem Diagramm aufgetragen, ergeben die zweite Abbildung in der Anlage. Die Linearität ist jetzt natürlich auch besser.

Aber wie bereits prognosziert, deine Präzision kann ich wegen der grösseren Pixel der ST-6 in Kombination mit der grossen Spaltbreite nicht erreichen.

Aus meiner Sicht ist dieses Thema in unserem Forum eine sehr lehrreiche und interessante Diskussion !!!

Liebe Grüsse
Lothar


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PostPosted: 02. April 2007, 17:09:44 PM 
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Hallo,

habe obige Auswertung (Procyon) mit einer gut belichteten diffusen Tageslichtaufnahme von heute im gleichen Spektralbereich wiederholt. Dabei habe ich acht Wasserlinien (die keine blend-Erscheinungen zeigen) benutzt. Und komme zu folgendem Ergebnis: Standardabweichung der Wellenlängenmessung 0,07 A (Vergleich der ESO-Wellenlängen und der im polynomisch kalibrierten Spektrum entnommen Wellenlängen der Wasserlinienminima). Das ist etwas besser wie die 0,11 A bei Procyon. Aber das scheint mir die Grenze des mit meiner Gerätekonstellation Machbaren zu sein.

Liebe Grüsse
Lothar


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PostPosted: 02. April 2007, 19:32:07 PM 
In einer eMail vom 02.04.2007 14:14:33 Westeuropäische Normalzeit schreibt Lothar Schanne:
Quote:
mit 10 über die Spektrenbreite verteilten Wasserlinien (ESO-Wellenlängen) kalibriert. Dazu habe ich VSpec verwendet, das mir das Polynom 3ten Grades ausgerechnet hat. Mit der erhaltenen Dispersionsfunktion wurde das Spektrum dann polynomisch kalibriert.

Anschliessend habe ich die Wasserlinien in dem neu kalibrierten Spektrum ausgemessen (Bestimmung der Linienzentren in VSpec) und in einer Excel-Tabelle die Diffenzen zu den ESO-Wellenlängen gebildet. Die Abweichungen sind jetzt - im Vergleich zur linearen Kalibrierung- deutlich geringer. Die durchschnittliche Fehler ist 0,03 Angström, die Standardabweichung 0,11. Die Fehler sind jetzt unsystematisch über den Spektrenbereich verteilt.
Hallo Lothar,
in der Vorgehensweise sind wir identisch, bis auf die Tatsache, dass ich noch HeI6678.149 in die Kalibration mit einbezogen habe.

Beschränke ich mich wie du auch nur auf die 10 H2O-Linien, dann erhalte ich als
mittlere Abweichung von den ESO-Wellenlängen 0.0024 Angstr. und als Standardabweichung 0,065229 Angstr. :wink:


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PostPosted: 02. April 2007, 20:44:24 PM 
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Hallo Lothar,
in der Vorgehensweise sind wir identisch, bis auf die Tatsache, dass ich noch HeI6678.149 in die Kalibration mit einbezogen habe.

Beschränke ich mich wie du auch nur auf die 10 H2O-Linien, dann erhalte ich als
mittlere Abweichung von den ESO-Wellenlängen 0.0024 Angstr. und als Standardabweichung 0,065229 Angstr.
Hallo Ernst,

die HeI6678 Linie bekomme ich nicht mehr auf den Chip, wenn ich die Ha zentral setze (und dass muss ich ja um die breiten Absorptionsflügel der photosphärischen Ha-Linie abzudecken).

Wichtig ist die Standardabweichung, die jetzt bei uns beiden gar nicht mehr weit auseinanderliegen. Die mittlere Abweichung besagt eigentlich nichts, weil sie sozusagen reiner Zufall ist. Sie kann durchaus auf Null ausgehen, wenn die Regression gut ist. Wichtig ist nur, wie genau ich im Einzelfall einer Linie deren Minimum aus dem Spektrum entnehmen kann. In 95% der Fälle werde ich dann im Intervall +-2 x SDAbw. liegen.

So, und jetzt werde ich draussen anfangen zu messen. Es ist zwar nicht klar und die Wolken sind noch nicht restlos zusammengefallen, aber mal sehen. Muss mal wieder eps Aur schiessen (mache ich mindestens 1 x/Monat) und dann versuche ich mich mit schwächeren Sternen.

Liebe Grüsse
Lothar


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PostPosted: 03. April 2007, 19:05:31 PM 
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dann versuche ich mich mit schwächeren Sternen.
Haha, schwächere Sterne. Bei dem Fastvollmond mit grossem diffusem Hof gestern Abend habe ich die nicht einmal im 8x50-Sucher gesehen, geschweige denn auf den Spaltbacken.

Knurr
Lothar


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PostPosted: 04. April 2007, 08:04:04 AM 
In einer eMail vom 03.04.2007 19:05:47 Westeuropäische Normalzeit schreibt Lothar Schanne:
Quote:
dann versuche ich mich mit schwächeren Sternen
...der Satz stammt nicht von mir...


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