Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Hallo,

ich habe mal eine Frage zu den Unsicherheitsbandbreiten bei der Bestimmung von Wellenlängen in spaltlosen Spektren niedriger Auflösung (StAn und Co.). Vielleicht kann jemand meine Überlegungen korrigieren oder, noch besser, bestätigen.

Dazu zur Anschauung das Spektrum der SN2010jl ohne Apparate- und Kontinuumskorrektur. Die Dispersion habe ich mittels mehrerer zeitnah aufgenommer Referenzspektren bestimmt. VSpec liefert mir für die einzelnen Linien im Diagramm die eingetragenen rotverschobenen Wellenlängen. Dabei wäre es interessant mit welcher Genauigkeit die Wellenlängenbestimmung überhaupt möglich ist.

Ich denke die Unsicherheiten werden im Wesentlichen bestimmt durch
· die Genauigkeit der Kalibrierung,
· den Rauschanteil,
· die Abtastrate (sampling),
· das Auflösungsvermögen der Apparatur (inklusive chromatische Koma, Bildfeldkrümmung etc.) und
· den Fehler bei Festlegung des Nullpunkts der Wellenlängenskala (Position der 0-ten Ordnung im Spektrum),.

Die Kalibrierung mit mehreren Referenzsternen liefert mir einen Mittelwert der Dispersion (im Beispiel 17,5 Angström/Pixel) und eine Standardabweichung als Maß für die Kalibrierunsicherheit (das ist bei 3-5 Messungen zwar etwas dünn aber besser als Nichts). Eine mögliche geringfügig nichtlineare Dispersion sollte bei einer Kalibrierung mit den selben Wellenlängen wie die der untersuchten Linien - z.b. H-alpha und H-beta - hier kein Rolle spielen.

Im tatsächlichen Linienprofil bzw. im entsprechenden Gaußfit wirken die Einflüße von Rauschanteil, Abtastrate und Auflösungsvermögen zusammen. Somit sollte sich aus der gemessenen Halbwertsbreite der Fehler bei der Bestimmung des Linienschwerpunkts ergeben.

Analog würde sich auch der Fehler des Nullpunkts der Wellenlängenskala ergeben.

Aus diesen drei Beiträgen dürfte sich der Gesamtfehler der gemessenen Wellenlänge ergeben.

Sind diese Überlegungen soweit richtig - oder habe ich etwas wesentliches übersehen?

Viele Grüße
Roland

Hallo Roland,

willst du das Emissionsmaximum oder den Linienschwerpunkt wissen? Diese sind ja nur identisch bei symmetrischen einkomponentigen Linien.

Deine Überlegungen sind mir plausibel (praktische Erfahrungen mit Messungen mit einem SA habe ich allerdings nicht). In dem Zusammenhang würde mich interessieren, wie stark die Nichtlinearität der Dispersion bei deinem SA ist. Das solltest du ausmessen können, wenn du die Abstände zwischen nullter Ordnung und den Spektrallinien misst und sie relativ zu ihren Wellenlängen nach der Gittergleichung untersuchst.

Eigentlich müsstets du doch die Dispersionsfunktion, bestimmt aus Referenzspektren (ohne Dopplerverschiebungen), zur Kalibrierung deiner Stern- oder Novaspektren verwenden, damit du Dopplerverschiebungen erkennen kannst (bei (Super)Novaspektren können die ja sehr hoch sein). Also ein Pixel x hat ausgehend von der nullten Ordnung als Nullpunkt eine bestimmte Wellenlänge. Machst du das so? Oder anders?

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Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Roland, hallo Lothar,
ich fürchte, die ganze Sache ist noch ein wenig komplizierter. Vergleichbarkeit herrscht doch nur, wenn das Spektrum 0-ter Ordnung immer an derselben Stelle ist, am besten auf der optischen Achse. Wenn die Linie, die das Spektrum 0-ter Ordnung mit dem Spektrum 1-ter Ordnung verbindet, nicht durch die optische Achse geht, muß man wahrscheinlich auch noch den Abstand von der optischen Achse berücksichtigen. Ich bin mir aber über die entsprechenden Größenordnungen der Abweichungen keineswegs im klaren.
Viele Grüße
Christian

Hallo Roland!

Zunächst ist Christians Einwurf korrekt. Ich glaube auch, dass das etwas komplexer ist.

• Die Genauigkeit der Kalibrierung: Ja, das ist selbstverständlich. Wenn Du nicht sauber kalibrierst, wird man auch die Linien nur schwer identifizieren.

• Der Rauschanteil: Das verstehe ich nicht. Was meinst Du damit? Bei S/N=1 ist das wahrscheinlich ein Problem. Doch sobald man mit höheren S/N arbeitet, sind Linien klar zu identifizieren. Nur sollte dann wiederum die Kalibrierung stimmen. Ein entsprechender Gauß-Fit ist auch bei hohem Rauschen recht zuverlässig.

• Die Abtastrate (Sampling): Nein, sobald Nyquist plus eine Reserve für interne Beugungseffekte erfüllt ist (also etwa 3 Pixel pro Auflösungselement), spielt das keine Rolle mehr. Ein Gaußfit wirkt auch für 3 Pixel. Ich vermute, das ist beim SA alles kein Problem.

• Das Auflösungsvermögen der Apparatur (inklusive chromatische Koma, Bildfeldkrümmung etc.): Na ja, wenn das Auflösungsvermögen gering ist, wirkt sich das auf die Form der Linien aus. Siehe Abtastrate. Ich verstehe aber nicht ganz.

• Der Fehler bei Festlegung des Nullpunkts der Wellenlängenskala (Position der 0-ten Ordnung im Spektrum): Ja.
Die Kalibrierung mit mehreren Referenzsternen setzt voraus, dass deren Radialgeschwindigkeiten zuverlässig bei Null oder unter der Dispersion liegen. Auch das wird beim SA der Fall sein.

Bei der Linieniidentifizierung einer Supernova darfst Du die Blauverschiebung nicht vernachlässigen. Dazu kannst Du Torsten Hansen konsultieren. Er hat das gut hinbekommen (siehe auch http://spektroskopieforum.vdsastro.de/v ... 95a73078d6) .

Gruß, Thomas

Hallo Lothar, Christian und Thomas,

herzlichen Dank für Eure Rückmeldungen.

Ich denke, dass man sich bei dieser Fehlerdiskussion vor Augen halten muss in welchem Wellenlängenbereich sich die Unsicherheiten bewegen. In Anbetracht der Auflösung und des hohen Rauschanteils etc. werde ich kaum unter +/- 20-30 Angström kommen. Also dürften Effekte die beispielsweise deutlich unter +/-5 Angström liegen vernachlässigbar sein.


Lothar: Vspec liefert mir das Line-center - das verstehe ich als den Linienschwerpunkt und erscheint mir insbesondere bei den verrauschten Linien aussagekräftiger als das Linienmaximum. Ich gehe davon aus, dass mögliche Asymmetrien der Linen bei meiner Anordnung vermutlich durch Abbildungsfehler (Coma und Co) entstehen und die "echten" Linienasymmetrien überdecken. Abweichungen von Maximum und Schwerpunkt müssten sich in der HWB des Gaußfits niederschlagen.
Ich verwende als Referenzsterne nur Typen bei denen die Balmer Serie ausgeprägt ist (also in erster linie As) - bei anderen Typen hatte ich öfters Probleme mit der Linienzuordnung. Als Referenzlinie für die 2-Linien-Kalibrierung dient H-Alpha oder H-Beta und die 0te Ordnung (gelegentlich auch mal O2 bei 7610A - die ist aber meist ziemlich breit). Die anderen Linien dienen zur Kontrolle.

Wenn ich die Referenzwellenlängen von H-Beta und H-Alpha durch deren Pixelabstand zum 0-Punkt dividiere (also die Dispersion in Angström / Pixel ermittle) dann liegt die "H-Alpha Dispersion" bei meinen Referenzspektren immer 0.1 und 0.3 % höher als die "H-Beta-Dispersion". Wenn ich richtig gerechnet habe liefert die Bildfeldkrümmung hierzu einen Anteil von ca. 0.1%, der Rest könnte von der chromatischen Koma her kommen.

Also: wenn mein Spektrum auf 0te Ordnung und H-alpha kalibriert ist dann dürfte aufgrund der gemessenen Nichtlinearität die gemessene Wellenlänge von H-beta um ca. 5A zu niedrig liegen. In den meisten Fällen dürfte dieser Beitrag in den sonstigen Fehlern untergehen
Ja genau so - ich kalibriere meine Referenzspektren anhand 0ter-Ordnung und einer Balmerlinie, mittle die Dispersion mehrerer Referenzen und übertrage das Ergebnis auf mein SN-Spektrum wobei die 0te-Ordnung den Wellenlängennullpunkt setzt.


Christian: Sowas habe ich noch nicht bedacht. Ich würde jetzt ohne es genau zu wissen optimistisch davon ausgehen, dass solche Effekte im Vergleich zu den anderen Einflüsse bei dem winzigen Chip (4x6mm - Abstand Gitter ca. 45mm - Dispersionswinkel 2-4°) nur eine vernachlässigbare Verzerrung bewirken. Dazu kommt, dass ich aus rein praktischen Gründen den Spektralfaden bei allen Aufnahmen (inklusive Referenz) immer im selben Bereich des Chips halte, so dass der Effekt zum Teil wegkalibriert werden kann. - Aber sicher bin ich mir nicht.



Thomas:

Ich befürchte, ich habe mich etwas unklar ausgedrückt. Mir geht es nicht um die Linienidentifizierung, diese setze ich als gegeben voraus, sonder vielmehr um die Genauigkeit der gemessenen Wellenlängen, um beispielsweise damit die Zuverlässigkeit der daraus berechneten Radialgeschwindigkeiten (Rotverschiebung) zu bewerten.
Die Faktoren Rauschen, Sampling, Auflösungsvermögen dürften sich, wie auch immer, auf die Halbwertsbreite der Linie bzw. des entsprechenden Gaußfits auswirken und damit auf die Standardabweichung des Kurvenmaximums.
Mit dieser Standardabweichung und der Standardabweichung einer analogen Festlegung des Nullpunktes und der Dispersion sollte meines Erachtens der Fehler der Wellenlängemessung beschrieben sein. - Das war meine Frage.
Aufgrund dieser Unsicherheiten müssen messbare Radialgeschwindigkeiten lichtschwacher Objekte für meine Ausrüstung mit StAn schon deutlich über 1000 km/s liegen, deshalb können die Referenzsterne in der Regel als ruhend betrachtet werden.


Viele Grüße
Roland

Aha, so ist das, dann stimme ich Dir zu. Ich glaube allerdings nicht, dass Du mit dem SA viele RV messen kannst. Schockfronten von Supernovae und Rotverschiebungen von Galaxien sind wohl die einzigen Messungen, die quantitative Aussagen zulassen. Sternwinde sind schon zu langsam.

Generell kann man daran sehen, dass die Leistungsfähigkeit des SA für die meisten stellaren Untersuchungen nicht strapazierfähig ist. Wirklich genaue Messungen sind damit unmöglich.

Gruß, Thomas

Hallo Roland,

die Nichtlinearität der Dispersion ist im wesentlichen gegeben durch die Gittergleichung: Lambda ist proportional zu (sin alpha + sin beta). Im Teleskop mit nicht allzu kurzer Brennweite und kleinem Chip kann alpha konstant zu Null angenommen werden. Die Nichtlinearität kommt deshalb allein durch beta zustande (zur Umrechnung in Pixel kommt zusätzlich noch ein Tangens in die Formel). Falls das Gitter parallel zum CCD-Chip montiert ist, sollte die Dispersion also überall den gleichen Verlauf zeigen und die Nichtlinearität muss im Prinzip einmal bestimmt werden (mit VSpec, ISIS, RSpec, Midas oder was auch immer). Dazu eignet sich ein A-Stern mit H-alpha bis H-gamma. Ändert sich der Abstand des Gitters vom Chip, muss natürlich neu kalibriert werden. Deshalb ist es sinnvoll, auch einen Referenzstern aufzunehmen (kann auch für Normierung der Intensität verwendet werden). Aus mehreren Messungen an Referenzsternen kann dann auch der mittlere Fehler abgeschätzt werden. Für Weitwinkelaufnahmen muss die Dispersion aber lokal bestimmt werden oder die Nullte Ordnung immer an gleicher Position eingestellt werden.

Gruss, Martin

Hallo

Ich bin sehr skeptisch bei der Verwendung des Spektrums 0-ter Ordnung für die
Wellenlängen-Kalibrierung. Es ist OK für eine grobe Wellenlängen-Kalibrierung,
um die vorhandenen Hauptlinien für die Feinkalibrierung identifizieren zu können.
IMO meist aber nicht für eine abschließende exakte Wellenlängen-Kalibrierung,
weil das Bild/Spektrum 0-ter Ordnung meist verzerrt und übersättigt ist. Reflex-
ionen mit dem Deckglas und Blooming können die Probleme mit der genauen
Lage verstärken.
Bei einem Grism-Setup ist das Spektrum 0-ter Ordnung tatsächlich auch ein Spek-
trum. Das ist auch ohne Keilprisma im konvergenten Strahlengang der Fall, wenn
das Objektiv nicht gut farbkorrigierten und das Bild 0ter Ordnung off-axis liegt.

Clear skies
Wolfgang

--
Wolfgang Renz, Karlsruhe, Germany

Hallo Wolfgang,

Deine Einwände sind alle gut begründet und ich stimme mit Dir weitgehend überein. Aber wie willst Du eine Radialgeschwindigkeit messen ohne Nullpunkt der Wellenlängenskala? Ein Grism würde ich allerdings auch nicht verwenden für diese Anwendung.

Gruss, Martin

Hallo Thomas, Wolfgang und Martin,

ich stimme der Frage von Martin zu.

Dabei ist zu berücksichtigen, dass es sich bei meinem Beispiel gerade um eine recht grobe Angelegenheit handelt mit Genauigkeiten der Gegend von mehr als +/- 30A.
Radialgeschwindigkeiten die zu erkennbar höheren Rotverschiebungen führen kommen meist nur von sehr lichtschwachen Objekten die bei meiner Anordnung nicht annähernd in den Sättigungsbereich der Pixel gelangen. Im gesamten Strahlengang gibt es ausser dem Gitter und dem Abdeckglas des Chips keine lichtbrechende Fläche. Die Qualität der Sternabbildungen 0-ter Ordnung auf meinen Aufnahmen wird erfahrungsgemäß vom Seeing bestimmt.

Thomas: Deshalb sollte man eben den StAn oder vergleichbare Transmissionsgitter dort einsetzen wo ihre Leistungsfähigkeiten liegen wobei die "ausreichende Genauigkeit" letztlich von der Fragestellung abhängt
Beispielsweise dürfte für die Messung der Rotverschiebung eines 13mag Objekts mit einem 8-Zöller und den üblichen mittel- und hochauflösenden Spektrografen kaum was machbar sein - und wenn man dann auf 5 % rankommen könnte wäre das schon was.
Man muss bei den Messungen und Schlußfolgerungen halt die Grenzen und Einschränkungen berücksichtigen wie wir sie beispielsweise hier diskutieren.

Viele Grüße
Roland

Hallo Roland! Im Prinzip spricht doch nichts dagegen, schwache Objekte entsprechend lang zu belichten, oder?

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,

da ich mit meinem, sicherlich alles andere als "optimiertem" Selbstbau-Littrow bei einem R von 1000-2000 an dem 8Zöller mit Belichtungszeiten von 5 bis 15 Minuten lediglich Sterne heller als 5-6mag einigermaßen spektroskopieren kann, weil sonst das Rauschen überhand nimmt, will ich mir erst gar nicht ausrechnen wie lange ich vor einem 12mag Objekt sitzen müsste.

Wie lange man dazu mit einem besseren Spektrographen braucht habe ich keine Ahnung.

Aber im Prinzip hast Du natürlich recht.

Es käme wohl auf einen Versuch an.

Viele Grüße
Roland

Ja, Roland, es wird eine sehr lange Belichtung sein (mit Deinen Parametern etwa 50 Stunden). Allerdings kannst Du mit den Parametern spielen und Kompromisse eingehen. Diese Parameter sind R, S/N und t.

Du schreibst von t = 5 Minuten bei R = 1000-2000 für 5mag. Eine Verdoppelung von R ist aber schon gewaltig! Was für ein R hast Du genau und welches S/N bekommst Du hier? Das ist wichtig und sicher kompromissfähig. Schau Dir noch einmal die Messung von Torsten an. Sein S/N ist für eine Stellaranalyse grauselig, für die Supernova aber so gut, dass die Geschwindigkeit der Stoßfront doch recht gut ermittelt werden kann. Bedenke, dass die Linien sehr stark sind und damit auch das S/N innerhalb diese Linien.

Warum gehst Du nicht wie die Profis vor und versuchst eine Messung (ja, sehr mühselig) und gibst dann für die Ergebnisse die Fehlerbalken an (relativ groß)? Dann hättest Du ein physikalisches Ergebnis und könntest es einschätzen. Messungen an der Machbarkeitsgrenze sind spektakulärer als Untersuchungen, die eh wahrscheinlich funktionieren. Deshalb ist Torstens Staranalyzer technisch ein Spielzeug. Doch was er daraus macht, ist klasse.

Gruß, Thomas

PS: Apropos Machbarkeitsgrenze. Schau mal hier das Amateur-HDF von Jörg Zborowska an (http://www.zborowska.de/html/deepfield.htm).

Hi

noch ein Aspekt zu Langzeitbelichtungen schwacher Objekte: nach meinen Erfahrungen sind lange Belichtungszeiten (sagen wir über 15 min) zunehmend problematisch, weil sich die cosmics so häufen, dass die Objektsignaturen (Spektrenstreifen) davon schon stark gestört werden. Deshalb ist es oft günstiger (trotz des damit erhöhten Ausleserauschens), 4x 15 min zu messen anstatt 1x 60 min. Dann kann man Aufnahmen mit bösartigen cosmics bei der Auswertung ignorieren.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar und Thomas,

bei meiner (ugeguideten) Ausrüstung kommt noch dazu, das ich nur Einzelbilder mit max. 15-30s belichten kann ohne dass Störungen durch unsaubere Nachführung auftreten. Bei diesen Belichtungszeiten sehe ich bei schwachen Objekten mit dem Selbstbau-Littrow überhaupt keinen Spektralstreifen auf den Bildschirm - d.h. ich kann überhaupt nichts einstellen.
Ich möchte dies aber nicht weiter vertiefen, da ich Eindruck habe, die Diskussion weicht von meiner ursprünglichen Intention zu sehr ab
Genau das war ja meine Ausgangsfrage: Welche Einflussgrößen muss ich berücksichtigen um die Fehler in meinem Beispiel abzuschätzen ?

Ich bin mir durchaus den Möglichkeiten und Grenzen eines einfachen Transmissionsgitters bewusst und bin sicherlich kein Prophet von diesen Dingern. Aber ich finde es nicht richtig sie als "Spielzeug" und damit implizit als "nicht wissenschaftlich" zu kategorisieren. Derartige Bewertungen von Beobachtungs- oder Messgeräten habe ich schon öfters in Foren etc. gelesen und mich immer gefragt wer auf welchen Grundlagen entsprechende Kriterien festlegt.
Die Wissenschaftlichkeit ist letztlich davon abhängig ob die angewandte Methodik wissenschaftlichen Anforderung und Fragestellungen entspricht und nicht welche Apparate dafür eingesetzt werden - wobei natürlich deren Anwendbarkeit und Grenzen in die Auswertung mit einfließen müssen.
Ein Transmissionsgitter mag dem als "Spielzeug" vorkommen der beabsichtigt Linienprofile und Radialgeschwindigkeiten etc. an hellen Sternen zu messen. Zu einer ähnlichen Einschätzung könnte allerdings auch ein Astronom am VLT gelangen wenn man ihm einen Lhires oder ähnliches vorlegt.

Viele Grüße
Roland

Hallo Roland!

Das das Thema jetzt etwas abgedriftet ist, liegt an Deiner gestrigen Rückfrage zur Rotverschiebung bei 13mag. Wenn Dein System aber nicht geguided wird, wirst Du nicht sehr tief (Magnitude) kommen. Das ist natürlich eine Voraussetzung. Insofern ist das wohl per se eine Sackgasse.

Ich muss meine Ausdrucksweise erläutern. Ich sehe den SA nicht als "Spielzeug" sondern als "technisches Spielzeug" (ich könnte auch sagen "technisch simpelstes Gerät"). Es ist die einfachste Form eines Spektrographen und daraus kann man trotzdem viel machen (siehe Torsten). Die Anwendungsmöglichkeiten sind wie bei allen Systemen begrenzt (aber guiden musst Du schon). Das ich den SA damit implizit als nicht wissenschaftlich betrachte empfindest Du nur so. Im Gegenteil, auch mit ihm lässt sich wissenschaftlich vorgehen. Die Methode ist unabhängig vom Material. Sprache hingegen ist missverständlich.

Gruß, Thomas

Alles klar Thomas !

Viele Grüße
Roland

Hello Thomas,

I do not know anyone using a Star Analyser who guides. The normal method is to align and stack many tens of short exposures (say 30sec) which most mounts can manage without significant drift. (Any exposures showing trailing are rejected) Using this technique it is possible to reach ~mag 15 with a 200mm aperture. The signal/noise is not quite as good as a long exposure of course because of the extra read noise but the magnitude limit of the Star Analyser is usually due to sky background, not camera noise.

The best way to measure redshifts to good accuracy using the Star Analyser is to directly compare the spectrum of the target with a control star. This reduces the effects of any calibration non linearity. See here for example.

http://www.threehillsobservatory.co.uk/ ... tra_21.htm

Note that this is a mag 14 object measured using an uncooled modified webcam and a 180mm aperture.

Cheers
Robin

Hello Robin,

here is another example of an 14.4 mag QSO with 200mm and DSI Pro. The big peak at 4600A is a field star, the dotted red lines represents H-beta 4861A, O[III] 5007A and H-alpha 6563A.

Kind regards
Roland

Hallo Martin
Wenn der "Nullpunkt" nicht zuverlässig ist, dann wird jede signifikante Variarion auch
ins RV-Ergebnis einfließen.

Da bleiben wohl die beiden klassischen Lösungen:

A) Verwendung der tellurischen Linienwälder.
Die sind wohl leider nur im roten bis zum NIR ausreichend tief.
Ihre Breite ist eigentlich nicht das Problem, sondern ihre Asymetrie. Um die zu be-
herrschen kann man aber auflösungsabhängige "Equivalenz-Wellenlängen" bestim-
men und dann verwenden.

B) Einblenden von Kalibrierlinien
Das wurde auch schon von 100 Jahren erfolgreich gemacht. Entweder versetzt,
oder wenn es nicht stört, überlagert.


Clear skies
Wolfgang

--
Wolfgang Renz, Karlsruhe, Germany

Hallo Wolfgang,

meine Frage bezog sich auf Roland Bährs spaltlose Staranalyzer Spektren. Da reicht die Auflösung nicht aus für tellurische Wasserlinien, allenfalls könnte man och die O2 Banden zur Kalibrierung heranziehen und das Einblenden von Kalibrierlinien ist ohne Spalt auch keine gangbare Lösung. Also bleiben bei der spaltlosen Spektroskopie mit geringer Auflösung eigentlich nur die Nullte Ordnung und eine Kenntnis der Dispersion, welche an bekannten Objekten bestimmt werden kann. Wenn noch tellurische Linien sichtbar sind, umso besser.

Gruss, Martin

Hallo Martin
Was anderes hatte ich auch nicht erwartet oder behauptet. Die geben
IMO zumindest einen besseren Ankerpunkt im fernen Rot als die Nullte
Ordnung. Es gibt zwar mehrere von ihnen, aber sie sind nicht immer
alle vom Spektrum abgedeckt. Sie alleine auch für den blauen bis
roten Bereich der Spektren zu verwenden, wäre eine Extrapolation
statt einer gewünschten Interpolation der Kalibrierung und verbietet
sich von alleine, wenn man auf für hoch-präzise RV-Messungen aus
ist.
Warum nicht ?
Denn das geht auch ohne einen Spalt !

Z.B. kann man sich über ein Spiegelsystem oder einen LWL (vor der Optik
ggf. mit einem Kollimator oder in der Brennebene ggf. auch ohne) einen
Künstlichen Stern für die Kalibration einblenden.
Dann hat man auf jeder Aufnahme auch ein Spektrum, auf das man kalibrie-
ren kann, ohne dass man einen unsicheren Nullpunkt oder irgend welche
Werte annehmen muss, die sich ggf. von Aufnahme zu Aufnahme ändern
können.
Wenn man 's besonders konfortabel machen will, dann könnte man zwei
LWL in die Brennebene on-axis (oder ggf. evt. auch off-axis) setzen. Beide
auf einer Linie, einen über und einen unter die Achse senkrecht zur Disper-
sionsrichtung justieren, so dass man das zu spektroskopierende Objekt da-
zwischen positionieren kann und man ein Kalibrationsspektrum darüber und
darunter erhält.
Wie schon gesagt, ich glaube kaum, dass "die Nullte Ordnung und eine
Kenntnis der Dispersion" aus anderen Aufnahmen alleine für hoch-präzise
RV-Messungen ausreichen. Dazu sind beide IMO von zu vielen Variablen
abhängig, die sich tw. auch von Bild zu Bild ändern können.

Clear skies
Wolfgang

--
Wolfgang Renz, Karlsruhe, Germany

Hallo Martin und Wolfgang,

zur Info

Bei meinen spaltlosen Staranalyzer-Spektren von lichtschwachen Objekten (mit einer Auflösung von R<100), auf die sich meine ursprüngliche Anfrage bezog, liegt die Dispersion zwischen 10 und 20 Angström pro Pixel. Die Kalibrierung erfolgt gemittelt an mehreren (5-8) Sternspektren die zeitnah oder gleichzeitig (wenn zufällig im Bild) zu den untersuchten Spektren aufgenommen wurden. Die Dispersion habe ich linear bestimmt unter Zugrundelegung der 0-ten Ordnung, Hb und Ha (ich verwende meist A-Sterne zur Kalibrierung). Die Kalibrierung habe ich dann mit anderen Balmerlinien (soweit sichtbar) und der O2-Linie bei 7610A überprüft und gegebenenfalls korrigiert.
Die Standardabweichung der Dispersion über mehrere Referenzspektren liegt dabei meist in der Gegend 0.1-0.2% . Damit liegt der Fehler der Wellenlängenbestimmung bereits in der Größenordnung von 10A. Nimmt man Ableseungenauigkeiten, Untergrundrauschen etc. bei schwachen Peaks dazu, kommt man leicht auf plusminus 10-30A.
Ich gehe deshalb davon aus, dass Nichtlinearitäten der Dispersion in bei meinen Spektren keine Rolle spielen.
Rechnet man die Wellenlängenfehler in Radialgeschwindigkeiten um liegt man leicht in der Gegend von plusminus tausend km/s. Damit kann man natürlich kaum Radialgeschwindigkeiten von Objekten der Milchstrasse bestimmen, es wird aber interessant bei extragalaktischen Objekten wie SN etc., mit Radialgeschwindigkeiten von mehreren tausend km/s.

Viele Grüße
Roland