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 Post subject: 3 Kohlenstoffsterne
PostPosted: 10. September 2013, 18:03:33 PM 
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Hallo,

da während des gesamten Sommers keine Planeten zu beobachten waren (Ende August ausgenommen), habe ich (völlig unwissenschaftlich) recht viel mit dem Staranalyser Instant-Spektroskopie betrieben. Dabei sind eine ganze Reihe Spektren zusammengekommen, unter anderem auch ein paar Kohlenstoffsterne, die sehr dankbare Objekte für den Staranalyser darstellen.

Die Element-Molekül-Identifikationen stammen aus dem Gray/Corbally, Stellar Spectral Classification, Fig. 8.14, S. 315.

In den Graphen, die bis auf den untersten, nur um jeweils ein paar Zehntel in y-Richtung verschoben sind, wird die Zunahme der Absorptionsstärke der C2-Banden (Swan-Banden) von TT Cyg zu WZ Cas recht deutlich, was ja auch in der Klassifikationsbezeichnung zum Ausdruck kommt. Demnach deutet die zweite Ziffer ( Bsp. C6,3 ) auf die Stärke der C2-Absorptionen hin.

Zum Vergleich habe ich auch noch ein M0III-Spektrum ganz unten mit angehängt, um den Unterschied zur äquivalenten Temperaturklasse C5 (TT Cyg) zu veranschaulichen.

Für Originalgröße, bitte ins Bild klicken!


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Viele Grüße,
Torsten


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PostPosted: 10. September 2013, 18:49:16 PM 
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Hallo Torsten,
bei Midas nimmt man eine möglichst schmale Linie des Vergleichsspektrums und misst deren Breite in halber Höhe. Die Wellenlänge dividiert durch die Breite ergibt dann die Auflösung. Beim Staranalyzer kann wohl fast jede Linie im Vergleich zur gemessenen Breite als schmal annehmen. Im Falle von WZ Cas ergibt dies bei der Na D Llinie ungefähr 5900 / 300 = 85 als Auflösung. Die Breite habe ich nur grob geschätzt. aber die Größenordnung wird wohl stimmen. Natürlich hat man bei sehr niedrigen R die Fehler durch Linienüberschneidungen und Kontinuumsschwankungen, die sich nur schwer abschätzen lassen.
Viele Grüße
Christian


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PostPosted: 11. September 2013, 01:42:45 AM 
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Hallo Christian,

herzlichen Dank für Deine Rückmeldung.
Quote:
...

bei Midas nimmt man eine möglichst schmale Linie des Vergleichsspektrums und misst deren Breite in halber Höhe. Die Wellenlänge dividiert durch die Breite ergibt dann die Auflösung.
...
Damit beziehst du Dich auf die Frage, die ich im Datenbearbeitungsboard gestellt hatte. Danke für die Info!
Ich hatte so etwas auch schon vermutet, d.h., wenn man in MIDAS das auf diese Art erledigt, dann scheint es ja wohl das übliche Verfahren zu sein.

Die Frage hatte ich mit Hintergrund eines hochaufgelösten Spaltspektrums, aufgenommen durch einen LHires, gestellt. Als Vergleichsspektrum steht ein Neonspektrum zur Verfügung, welches, auch bedingt durch die unscharfe Abbildung des Objektivs im Spektrographen, am Rand Unschärfen zeigt (im Blauen stärker als im Roten), die sich in verbreiteten Neonlinien manifestieren.
Sollte man in so einem Fall nicht für mehrere Linien die Rechnung durchführen und eine mittlere Auflösung bestimmen?
Die schmalste Linie wird vermutlich den höchsten Auflösungswert liefern.


Noch zum Staranalyser. Dort erhalte ich üblicherweise Auflösungen von besser als R = 120 oder sogar eher R = 150 (H-Alpha) und benutze für die Bestimmung ebenfalls ein Vergleichsspektrum, z.B. einen Stern, den ich zum Kalibrieren hernehme oder einen Stern, der möglichst schmale Linien zeigt. Im Falle von Wega besitzt die H-Alpha-Linie i.d.R. Halbwertsbreiten von um die 40 Angström und Wega hat ja schon recht breite Linien.
Die obigen Spektren liegen also in der Auflösung mindestens bei R=150.


Viele Grüße,
Torsten


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PostPosted: 11. September 2013, 09:01:03 AM 
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Die Frage hatte ich mit Hintergrund eines hochaufgelösten Spaltspektrums, aufgenommen durch einen LHires, gestellt. Als Vergleichsspektrum steht ein Neonspektrum zur Verfügung, welches, auch bedingt durch die unscharfe Abbildung des Objektivs im Spektrographen, am Rand Unschärfen zeigt (im Blauen stärker als im Roten), die sich in verbreiteten Neonlinien manifestieren.
Sollte man in so einem Fall nicht für mehrere Linien die Rechnung durchführen und eine mittlere Auflösung bestimmen?
Die schmalste Linie wird vermutlich den höchsten Auflösungswert liefern.
Hallo Torsten,
das ist eine interessante Frage. Der Lhires gibr immer nur einen kleinen Ausschnitt aus dem visuellen Spektrum wieder. Aus welchem Grunde soll die Auflösung dort so sehr schwanken? Oder umgekehrt, eine breite Linie kann nicht verschmälert werden. Allerdings können sich beim Gaußfit natürlich Ungenauigkeiten ergeben. Wenn Du den Eindruck hast, daß bei der schmalsten Linie ein ordentlicher Fit möglich ist, kannst Du mit der das R bestimmen. Man sollte das von Fall zu Fall abwägen. Daß die Linien zum Blauen hin breiter werden habe ich bisher noch nicht beobachtet. Ich werde das mal anhand meines Sonnenspektrums, das ich mit 15 my Spaltbreite aufgenommen habe und noch der weiteren Bearbeitung harrt, genauer betrachten.
Quote:
Noch zum Staranalyser. Dort erhalte ich üblicherweise Auflösungen von besser als R = 120 oder sogar eher R = 150 (H-Alpha) und benutze für die Bestimmung ebenfalls ein Vergleichsspektrum, z.B. einen Stern, den ich zum Kalibrieren hernehme oder einen Stern, der möglichst schmale Linien zeigt. Im Falle von Wega besitzt die H-Alpha-Linie i.d.R. Halbwertsbreiten von um die 40 Angström und Wega hat ja schon recht breite Linien.
Die obigen Spektren liegen also in der Auflösung mindestens bei R=150.
Mein Wert war eine reine Schätzung. Die Breite habe ich mit einem Bleistift als Maßstab geschätzt.
Viele Grüße,
Torsten[/quote]


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PostPosted: 11. September 2013, 10:00:33 AM 
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Hallo Christian,
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Die Frage hatte ich mit Hintergrund eines hochaufgelösten Spaltspektrums, aufgenommen durch einen LHires, gestellt. Als Vergleichsspektrum steht ein Neonspektrum zur Verfügung, welches, auch bedingt durch die unscharfe Abbildung des Objektivs im Spektrographen, am Rand Unschärfen zeigt (im Blauen stärker als im Roten), die sich in verbreiteten Neonlinien manifestieren.
Sollte man in so einem Fall nicht für mehrere Linien die Rechnung durchführen und eine mittlere Auflösung bestimmen?
Die schmalste Linie wird vermutlich den höchsten Auflösungswert liefern.
...
Daß die Linien zum Blauen hin breiter werden habe ich bisher noch nicht beobachtet.

...
Zur Illustration zeige ich mal ein auf 70% verkleinertes Neonspektrum vom blau-violetten Ende, aufgenommen im 2x2 Binning.
Ich denke man kann den Unschärfebereich links und rechts des "Linienwaldes" recht gut erkennen. Das Ziel-Spektrum (Nova Del), das ich bei dieser Konfiguration aufgenommen habe, ist auch zu beiden Seiten dieses Bereichs brauchbar, muss dort aber eine geringere Auflösung haben, wie an den durch Unschärfe verbreiterten Linien im Neonlampenspektrum zu sehen ist.

Im roten Bereich um die H-ALpha-Linie ist der Unschärfebereich bei mir übrigens wesentlich kleiner!

Spektrum mit Ausschnitts-Zoom hier: http://www.aau.telebus.de/Ver_7/user/To ... b4550w.jpg


Für volle Größe, bitte ins Bild klicken!

Wenn jemand eine Quelle für die Linien unten kennt, wäre ich sehr dankbar. Der Wellenlängenbereich ist grob [ 3800 ; 4560 ].


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Viele Grüße
Torsten


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PostPosted: 13. September 2013, 10:42:01 AM 
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Zur Illustration zeige ich mal ein auf 70% verkleinertes Neonspektrum vom blau-violetten Ende, aufgenommen im 2x2 Binning.
Ich denke man kann den Unschärfebereich links und rechts des "Linienwaldes" recht gut erkennen. Das Ziel-Spektrum (Nova Del), das ich bei dieser Konfiguration aufgenommen habe, ist auch zu beiden Seiten dieses Bereichs brauchbar, muss dort aber eine geringere Auflösung haben, wie an den durch Unschärfe verbreiterten Linien im Neonlampenspektrum zu sehen ist.

Im roten Bereich um die H-ALpha-Linie ist der Unschärfebereich bei mir übrigens wesentlich kleiner!
Wenn jemand eine Quelle für die Linien unten kennt, wäre ich sehr dankbar. Der Wellenlängenbereich ist grob [ 3800 ; 4560 ].
Hallo Torsten,

wie lang ist denn dein CCD-Chip? Der Lhires ist ja eigentlich nur für den ca. 7 mm langen KAF400 Chip gebaut. Bei größeren CCD-Chips macht sich die Bildfeldwölbung bemerkbar, die dann an den äußeren Rändern Unschärfe erzeugt.
Bei genauem Hinsehen ist das auch bei meinem Lhires erkennbar bei Verwendung eines KAF1603ME-Chips (ca. 14 mm lang).

Zur Messung der Auflösung (FWHM der Breite der Spaltabbildung auf dem CCD-Chip):
Das Gaussfitting benötigt eigentlich mindestens 5 Pix pro Linie. Wenn man stark binnt kann es sein, dass der Spalt nur auf 2 oder 3 Pix. abgebildet wird und dann wird das Gaussfitting für das Programm natürlich schwierig.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/


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PostPosted: 13. September 2013, 12:39:46 PM 
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wie lang ist denn dein CCD-Chip? Der Lhires ist ja eigentlich nur für den ca. 7 mm langen KAF400 Chip gebaut. Bei größeren CCD-Chips macht sich die Bildfeldwölbung bemerkbar, die dann an den äußeren Rändern Unschärfe erzeugt.
Bei genauem Hinsehen ist das auch bei meinem Lhires erkennbar bei Verwendung eines KAF1603ME-Chips (ca. 14 mm lang).
Hallo,
bei großformatigen Chips sollte man wegen der Bildfeldwölbung nicht auf die Mitte, sondern auf ca. 1/3 oder 2/3 Länge fokussieren. Die Randbereiche sollte man nicht berücksichtigen (ca. 2- 3 mm rechts und links bei meiner Atik 8300, 18,1 mm). Bei meinem Exemplar ist der Rest dann durchaus akzeptabel. Wichtig ist auch, daß man nach dem Fokussieren die beiden Plastikschrauben gleichmäßig festdreht. Sonst wird das Objektiv etwas aus der optischen Achse gekippt. Das macht sich in einer asymetrischen Unschärfe bemerkbar.
Bei kleinformatigen Chips kann die Fokussierung auf 1/3 bzw. 2/3 auch nicht verkehrt sein.
Viele Grüße
Christian


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PostPosted: 27. September 2013, 15:08:04 PM 
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Hallo Lothar, hallo Christian,

ganz herzlichen Dank für Eure Rückmeldungen und Hinweise und entschuldigt bitte meine späte Antwort.

Der KAF 8300 hat, wie Christian schon schrieb, 18mm an der langen Seite.

Ich habe, um das oben besprochene Problem noch einmal zu verdeutlichen, hier zum Vergleich eine Rohaufnahme der Neonlampe vom H-Alpha-Bereich.

Am Rand ist jeweils ein leichtes Abfallen der Schärfe erkennbar, allerdings nicht so krass wie im Blauen Bereich in der Abbildung oben!
Ich würde im Roten deshalb sogar den gesamten Chip hernehmen und die Auflösung am Rand extra ermitteln und längenmäßig durch einen entsprechenden Faktor gewichten.


Für volle Auflösung bitte ins Bild klicken!


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Die Schrauben zur Fixierung des Objektivs benutze ich gar nicht mehr, da ich durch den Wechsel der Spektralbereiche immer neu fokussieren bzw. durch Temperaturänderungen neu fokussiert werden muss.


Viele Grüße
Torsten


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PostPosted: 27. September 2013, 19:09:23 PM 
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Hallo Torsten,
ein erneutes Fokussieren nach einem Wechsel des Spektralbereichs ist meiner Ansicht nach nicht erforderlich, da die Lichstrahlen unabhängig von der Gittereinstellung parallel auf das Gitter auftreffen und es auch parallel wieder verlassen sollten. Ich habe für die Sonne ein Vergleichsspektrum mit einer Fe-Ar_HKL im Bereich 3794 - 4039 A gemacht. Im oberen Bereich sind die Linien bei mir noch recht scharf. Der Unterschied könnte durch die Lichtquelle bedingt sein. Ne hat in diesem Bereich sehr viele Blends, die zunächst wie eine sehr breite Linie wirken. Du solltest mal denselben Spektralbereich ohne Binning aufnehmen und dann das Spektrum reduzieren. Vielleicht sieht man dann, daß es sich um Blends handelt.
Trotzdem wäre es gut, wenn Shelyak für den blauen und nahen UV-Bereich ein spezielles Objektiv anbieten würde.
Viele Grüße
Christian


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