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Hallo zusammen,

ich hatte vor paar Jahren den Versuch gemacht Modellspektren heranzuziehen um beispielsweise die normalen Absorptionskomponenten von Linien zu ermitteln, die komplex aufgebaut sind, wie beispielsweise die Balmer-Linien von Be-Sternen mit ihren Emissionskomponenten und ihren breiten Flügeln durch Streuung im Sternatmosphärenplasma verursacht.
Ich will euch jetzt mal einige der damaligen Ergebnisse vorstellen.

Otmar hatte mir den Zugang zu berechneten Sternspektren ermöglicht (fits-Dateien).In diesen waren systematisch die wichtigen Parameter Teff, g, Turbulenz etc. variiert so dass viele der Sternspektren der heißeren Hauptreihensterne klassifiziert nach diesen Parametern vorlagen. Ich habe die dann noch mit meinem Apparateprofil (und dem Rotationsprofil) gefaltet und konnte so berechnete Spektren erhalten, die gut mit den gemessenen übereinstimmten. Z.B. die Rotationsgeschwindigkeit variiert, bis es passte, wobei Messung/Modellierung und Literaturangaben manchmal verblüffend gut übereinstimmten.
Nachfolgend Beispiele zu diesen schon etwas älteren Bemühungen.

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Lothar

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PostPosted: 05. May 2015, 11:42:51 AM 
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Quote:
Ich will euch jetzt mal einige der damaligen Ergebnisse vorstellen.
Hallo Lothar,

leider sehe ich keine Ergebnisse, bin vermutlich blind :(

Das mit dem Berechnen von Spektren finde ich sehr interessant, wenn auch nicht so leicht zugänglich für nicht naturwissenschaftler....:-)

hG
berthiold


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PostPosted: 05. May 2015, 11:44:44 AM 
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Erstes Beispiel: alpha Leo

Grundlage des Vergleichs war ein Modellspektrum. Das Spektrum im Bereich der Halpha-Linie zeigt Abb. B5V Modellspektrum.png.
Ich hatte mehrere von mir (mit der Mäusevilla) gemessene Spektren zur Verfügung und habe dann das Modellspektrum mit den Parametern Teff=13 kK, vsini = 280 km/s, log g=4 und Apparateprofil =1,5 Angström (als Gauss) gefaltet. Siehe Datei alpLeo_20050313_Modell.png. Schwarz ist das berechnete Spektrum und rot meine gemessenen.
Die Genauigkeit der Modellierung zeigt sich erst bei vergrössertem Maßstab, was in den weiteren Abbildungen für die prominenten Balmerlinien gezeigt ist.


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Beispiel: beta Orionis

leider habe ich zu diesem Beispiel nicht mehr die Parameter, die ich in die Berechnung eingesetzt habe.
Während das Modell für die Hgamma-Linie gut passt ist die Halpha-Linie intensitätsmäßig überschätzt.


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Beispiel: eta Tau

ist ein Be-Stern (Ha in Emission). Für Teff=13 kK und vsini = 140 km/s stimmt die Hbeta-Linie relativ gut. Bei der Ha-Linie ist die Emissionskomponente dominierend, aber man sieht schön die seitlichen Reste des Absorptionskomponente. Das war ja genau das, was ich modellieren wollte.


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aha , jetzt sehe auch ich was.....:-)

war zu schnell!

sehr schön! Ich wollte mal bei dem Stern die RV bestimmen....wird wohl jetzt nichts mehr bei diem Wetter hier. Das müsste doch mit solchen synthetischen Spektren gut gehen, oder?

Übrigens:

Deine homepage zur Spektroskopie ist wirklich ausgezeichnet. Wenn ich nicht andauernd mit den Begriffen umgehe, kommen in mir hin und wieder propädeutikartige Fragen auf. Z.B.letztens: wie komme ich, wenn ich für ein Spektrum die Angabe habe "angström/pixel" zu dem aktuellen R des Spektrums. Für mich ist so eine Frage nicht immer trivial. Deine Spectroskopieseite ist da oftmals sehr hilfreich. (Man scheut sich, solche Fragen hier zu stellen, weil die irgendwo bestimmt schon beantwortet wurden)

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Berthold


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PostPosted: 05. May 2015, 12:14:53 PM 
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Quote:
sehr schön! Ich wollte mal bei dem Stern die RV bestimmen....wird wohl jetzt nichts mehr bei diem Wetter hier. Das müsste doch mit solchen synthetischen Spektren gut gehen, oder?
Der Einsatz der Modellspektren zur Rotationsgeschwindigkeitsbestimmung eines Sterns geht dann "gut", wenn die Linienprofile von der Rotation dominiert sind (also hohe Rot.geschwind.). Das Apparateprofil muss also deutlich kleiner sein (FWHM von terr. Linien), also ausreichende Auflösung. Und die Druckverbreiterung darf nicht zu hoch sein.
Quote:
wie komme ich, wenn ich für ein Spektrum die Angabe habe "angström/pixel" zu dem aktuellen R des Spektrums. Für mich ist so eine Frage nicht immer trivial. Deine Spectroskopieseite ist da oftmals sehr hilfreich. (Man scheut sich, solche Fragen hier zu stellen, weil die irgendwo bestimmt schon beantwortet wurden)
Wenn du in diesem Spektrum die FWHM von terrestrischen Linien misst oder schätzt, beispielsweise 0,6 Angström, und die durch die Wellenlänge der Linie teilst, z.B. 6000 Angström, erhälst du das formale R = 6000/0,6 = 10000.

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PostPosted: 05. May 2015, 12:26:29 PM 
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Beispiel: kap Dra

ist auch ein Be-Stern. Es ging mir darum, die unter den Emissionen vorhandenen (berechneten) Absorptionskomponenten zu eliminieren, sozusagen das "wahre" Emissionsspektrum zu berechnen. Das ist natürlich insoweit spekulativ, dass man die Richtigkeit der Berechnung voraussetzt. Eine Übersicht der am 31.1.2006 gemessenen beiden Spektren (rot) im Vergleich zum berechneten siehe Anlage. Parameter: 14 kK, vrot=220km/s.
Die Auswertungen für die einzelnen Linien in nächsten thread.


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kap Dra, thread N° 2

gezeigt sind die beiden Balmerlinien Halpha und Hbeta. Jeweils das gemessene Spektrum (rot) mit dem berechneten Spektrum (schwarz) und dann das Differenzspektrum (sozusagen das wahre Emissionsspektrum).
Insbesondere bei der Hb-Linie sieht man schön, wie der Absorptionstrog durch die Emission teilweise aufgefüllt wird und um wieviel stärker die "wahre" Emissionskomponente ist wie im gemessenen Spektrum.


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PostPosted: 05. May 2015, 12:38:15 PM 
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kap Dra, thread N° 3

Das gleiche am 2.2.2006 gemessen und berechnet ergibt eine Ahnung bezgl. der Reproduzierbarkeit.


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beispiel gam Cas

Hier nur mal die He Linie von gam Cas bei 6678 Ångström.
Teff = 28 kK, 320 km/s Rotationsgeschwindigkeit, log g = 4,0

Die im gemessenen Spektrum im Absorptionstrog "untergetauchte" Emissionskomponente ist in Wirklichkeit vermutlich wesentlich stärker. Mit dieser Berechnungsweise kann man dann die "wahre" Äquivalentweite der Emission bestimmen (vorausgesetzt, das Modellspektrum stimmt).


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PostPosted: 05. May 2015, 12:57:56 PM 
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Beispiel: nuGem

An diesem schönen Beispiel kann man den Einfluß des Parameters Teff (effektive Temperatur der Photosphäre in K) auf die Absorptionskompoinente der Ha-Linie zeigen.
vsini = 220 km/s, log g = 3,8.
Teff zu 15 und zu 25 kK (kiloKelvin) angenommen.
Schwarz = gemessen, Blau = berechnet, Rot = Differenzspektrum.
Die Temperatur beeinflusst deutlich den Absorptionstrog in Tiefe und Breite.


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File comment: mit Teff = 25000 K gerechnet
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PostPosted: 05. May 2015, 13:07:39 PM 
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Beispiel: tetCrB

bei diesem Stern beobachtete ich eine nur sehr schwache Emissionskomponente im Absorptionstrog der Halpha-Linie. Die Modellierung führt zur "wahren" Emissionskomponente. Schön ist zu sehen, dass die Emissionskomponente noch eine zusätzliche innere Absorptionskomponente besitzt, die im Modelspektrum natürlich nicht vorhanden ist!

Bei der Hbeta-Linie ist keine Emissionskomponente sichtbar. Gemessenes und berechnetes Profil stimmen gut überein.

Man bedenke, alle diese Messungen wurden bei relativ niedriger Auflösung (Apparateprofil FWHM = 1,5 Angström) mit meiner Mäusevilla gemacht. Sowas mit einem höher auflösenden Apparat (Lhires) sollte noch bessere Ergebnisse liefern. Lhires-Spektren habe ich ja genug, habe aber das Thema später nicht mehr aufgegriffen. Vielleicht gehe ich mal wieder dran. :)


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beispiel zetTau thread N° 1

und nun als letztes der Parade-Be-Stern zet Tau.
Hier erst mal die Übersicht berechnet und gemessen.
Die genaueren Auswertungen in den nächsten threads.


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zetTau thread N°2

zuerst mal die Halpha-Linie und die He6678. Letztere ist im Modell ganz anders wie bei der Messung. Gewähltes Modell und Realität scheinen nicht gut übereinzustimmen. Wegen des hohen vsini sind die berechneten Absorptionslinien rotationsbestimmt. Sie zeigen das typische halbkreisförmige Rotationsprofil.


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zetTau thread N° 3
Im Bereich der Hbeta-Linie werden die breiten der Linien gut reproduziert (Rotationsprofil scheint zu stimmen).
Das Profil der Hb-Emissionskomponente ist stark asymmetrisch, stärker wie bei der Ha-Linie (V/R Verhältnis). Durch diese "Extraktion" der "wahren" Emission ist das V/R der Hb-Emission überhaupt erst zugänglich.
Hier wäre das Monitoring interessant, weil das V/R zeitlich systematisch variiert und einen Bezug auf die Asymmetrie (Dichteunterschiede durch elliptische Rotation ?) der Gasscheibe herstellt. Die Hb-Emission entsteht deutlich näher am Stern wie die Ha-Linie. Variieren sie parallel?


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zet Tau thead N° 4

Schauen wir uns noch den Bereich um die Hgamma-Linie an. Leider waren da meine Spektren sehr verrauscht. da lässt sich nicht viel sagen, wäre zu sehr Kaffeesatzlesen.
Auch dies müsste ich mit besser definierten,späteren Spektren (mit meinem Lhires aufgenommen) kontrollieren.


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So, jetzt habe ich euch mal genug bombardiert. Aber ihr seht, man kann mit solchen Vergleichen eine Menge machen und lernen. :D

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Hallo Lothar,
gäbe das nicht einen interessanten Vortrag in Berlin?
Viele Grüße
Christian


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PostPosted: 05. May 2015, 21:38:04 PM 
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Hallo,

das findet einer der Organisatoren auch!!!

Grüße

Ulrich


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