Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Hallo Siegfried,

deine Messung stimmt schon. Ich würde nur vorschlagen die Integrationsgrenzen auszudehnen (und dann immer festzuhalten, wenn du weitere Profile vermisst).

Der Langzeitmittelwert der EW von beta Ori liegt nahe bei 0 Angstrom.
In unserer Langzeitstudie 1992 und 1993 bewegte sich die EW zwischen -0.5 und +0.5 A (siehe Plot, rechts).
Das gemittelte Halpha Profil zeigt kaum ein erkennbares Linienprofil. Auffällig sind jedoch die breiten Emissionsflügel, die sich bis +/- 1000 km/s ausdehnen (siehe Plot, rechts)

Es sieht so aus, dass bei beta Ori die Emission der Hülle / des Sternwindes gerade die Absorption der Photosphäre auffüllt.

Ich wäre sicherlich an den EW ZEitserien interessiert!

Gruss
Andreas

PS: Die Plots sind aus 1996A&A...305..887K<http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1996A%26A...305..887K>



On Nov 19, 2012, at 18:04, Hold Siegfried <fg-spek-obs@vdsastro.de<mailto:fg-spek-obs@vdsastro.de>> wrote:

Hallo,

Riegel gehört in dieser Jahreszeit einfach zum Pflichtprogramm!
Bin aber unsicher ob EQ mit 0,07A bei dieser Auswertung stimmen kann?

Viele Grüße
Siegfried




<betaOri.gif>

Andreas, danke für die Informationen.

An Riegel bleib ich dran so lange es geht. Aktuell ist allerdings delta-Ori an der Reihe, die Kampagne läuft bis bis 7.1.
Ein Jammer ist die vorherrschende Wetterlage, dichter Nebel oder durchziehende schlecht Wetterfronten!
Man müsste in Chile oder Namibia wohnen (vorübergehend).

Viele Grüße
Siegfried

Hallo,

diese Spektrum habe ich am 11.12.12. erhalten, leider ist hier andauernd schlechtes Wetter.

berthold

Hallo,

habe versucht die Ha Linie von der gestrigen Aufnahme auszuwerten (blaues Fenster).
S/N liegt bei 200 und R bei 15000, Entspricht der delta-peak Wert von 3.1A in etwa dem tatsächlichen Wert?

Gruß
Siegfried

Hallo,

gestern ist mir ein persönlicher "Auflösungsrekord" gelungen!
R = 36000 mit Neonlinie 6678 bestimmt
R = 33400 an H2O Linie bestimmt
S/N = 212 (6605 bis 6660)
Ich denke mit dem 1800 er Gitter ist somit die Systemgrenze erreicht.

Viele Grüße
Siegfried

Hallo Siegfried,



ja, ein solches R ist für Amateure wohl bislang hier noch nicht gezeigt worden ! Wird das Spektrum von Otmar in die Datenbank gestellt? Anhand eines solchen ?Bildes? kann man ja selber kaum was dazu sagen......damit müßte man ja dann ziemlich gut die Radialgeschwindigkeit dieses Sternes bestimmen können......natürlich , man hat nur 2 Linien aber eben ein ausserordentlich hohes R (für Amateure!). Oder was sonst hätte man von so einem hohen R bei diesem Stern?



mfG

berthold

Hallo,

gestern ist mir ein persönlicher "Auflösungsrekord" gelungen!
R = 36000 mit Neonlinie 6678 bestimmt
R = 33400 an H2O Linie bestimmt
S/N = 212 (6605 bis 6660)
Ich denke mit dem 1800 er Gitter ist somit die Systemgrenze erreicht.

Viele Grüße
Siegfried

Servus Siegfried,

meine grosse Gratulation!

Du hast aus Deinem Setup also wirklich das Maximum an Auflösung herausgeholt!
Es würde mich gar nicht wundern, wenn Du jetzt anschliessend einen Versuch mit einem 2400 lines/mm - Gitter versuchen möchtest und ich bin sicher, dass Du auch damit Erfolg haben wirst.

Mein erweiterter MiniSpec nach Daniel's Konzept kann bestimmt auch sehr viel leisten und die Bezeichnung "Mini" verdient er gar nicht. "MidiSpec" wär schon besser. Für "Maxi" fehlt allerdings noch was!

Liebe Grüsse

Gerhard

Hallo Berthold,

ja, das Spektrum kommt in die Datenbank.

Hallo Gerhard,

mit dem 2400er Gitter kann ich Ha und He nicht gleichzeitig abbilden. Deshalb habe ich mich für ein Gitter mit 1800 Linien entschieden. Natürlich reizt mich das 2400er Gitter, damit sollte auch die Zeeman Aufspaltung möglich sein!

Viele Grüße
Siegfried

Hallo Siegfried, bitte stell doch mal Deine Teleskop- und Spektrographenparameter ein. Am besten mit simspec. Dann kann man nachvollziehen wie Du es gemacht hast.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,

die rot markierten Bereiche sind fixe Werte meiner Anlage, der Rest ist geschätzt bzw. von simspec berechnet.

Gruß
Siegfried

Danke Siegfried! Bei einer Spaltweite von 12 Mikrometer (was ist das für ein Spalt - schwer zu handhaben) verlierst Du bei einem 3"-Seeingscheibchen von 44 Mikrometer fast 2 Magnituden.

Mit so einem Auflösungsvermögen kannst Du sehr gute Linienprofilanalysen erstellen. Genaue Radialgeschwindigkeiten bekommt man damit eher nicht. dafür sind viele Linien besser.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
mich würden Deine Argumente interessieren.
Viele Grüße
Christian

Hallo Thomas,

der Spalt (Spaltplatte) hat 15µm, Schrägstellung und ein nicht gleichmäßig breiter Spalt, am Flat erkennbar, ergeben ca. 12µm (geschätzt). Muss noch erwähnen das ich fast 1 Stunde in die Fokussierung investiert habe, dauert eben bis die optimale Schärfe erreicht ist und der Stern auf die richtige (scharfe) Zeile positioniert ist. Geht natürlich nur bei anhaltend guter Witterung. Bezüglich Linienprofilanalyse geht es vermutlich auch um Flankensteilheit, wäre für Informationen sehr dankbar.

Gruß
Siegfried

Hallo Christian!
"Genaue RV" meine ich bezüglich anderer Techniken. Wir sind eingeschränkt durch die Instrumentenfunktion. Das ist ja immer so. Bei einer einzigen Linie, und die wird Siegfried hier nur zur Verfügungs stehen, ist damit das Limit erreicht. Die Statistik kann das aber "austricksen". Mit n Linien identischer Genauigkeit steigt diese mit . 100 Linien = 10fache Genauigkeit. Die besten Ergebnisse erreicht man mit Echelle-Spektrographen: Hohe R bei sehr vielen Absorptionslinien.

Hallo Siegfried!
12 µm sind eine Herausforderung. Nicht schlecht!
Ich weiß nicht was Du mit "Flankensteilheit" meinst. Linienprofianalyse ist die Beurteilung physikalischer Prozesse in der einzelnen Linie, z.B. Windstrukturen oder nichtradiale Pulsationen. Man kann also geometrische Verhältnisse am Stern beurteilen. Die Messung der Äquivalentbreite gibt z.B. nur Materiemengen integriert über den gesamten Stern an.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,

ich meinte damit eigentlich die Flügel, kann es da nicht vorkommen das der blaue Flügel flacher ausläuft wie der rote?
Bei betaOri scheint es so zu sein, sicher, der blaue Flügel wird von der Emission überlagert was das ganze noch komplizierter macht!

Gruß
Siegfried

Hallo Thomas,
das Wurzel-n Gesetz gilt nur für zufällige, nicht für systematische Fehler. Sollten jetzt die unterschiedlichen Linien durch irgendwelche Einflüße, etwa Magnetfelder in Ihrer Form systematisch unterschiedlich beeinflußt werden, kann man diese Regel nicht anwenden. Immerhin beträgt das R für H alpha > 30000, während die gängigen oder bald erhältlichen oder versprochenen (SQUES u. Baader) Echelles ein R von 12-18000 besitzen.
Daher erscheint mir die Sache nicht ganz so einfach zu sein.
Viele Grüße
Christian

Hi Christian, das ist korrekt, doch bei der Analyse vieler Linien handelt es sich nicht um einen systematischen Fehler sondern um deren Position in Richtung der Wellenlänge. Die Genauigkeit dieser Position ist jedoch durch das S/N bestimmt und damit direkt durch die Photonenstatistik. Das ist ein statistischer Fehler und deswegen kann angewendet werden. Mit Einflüssen vom Stern die ja für jede Aufnahme identisch sind, hat das in erster Näherung nichts zu tun.

Ja, R > 30000 ist relativ viel, doch um das mit anderen Spektrographen zu vergleichen, muss man ja die Randbedingungen kennen. Deshalb hatte ich nach simspec gefragt. Siegfried verliert dabei notwendigerweise viel Licht. Das wäre bei SQUES/Baader nicht anders. Ein extremes Beisoiel ist unser Sonnengott Dieter. Der arbeiten in den Hunderttausenden, hat aber auch Photonen bis zum abwinken und kann daher für ein vernünftiges S/N mit eine Miniapertur arbeiten.

Gruß, Thomas

Hallo Siegfried! Ich verstehe. Klar kann es sein, dass der blaue Flügel flacher ausläuft als der rote. Das kann ich physikalisch jedoch so nicht beurteilen weil verschiedene Linienformen verschiedene Ursachen haben können. Ich würde das zunächst mit bekannten Messungen vergleichen und mich an das Problem herantasten. Vielleicht lässt sich auch etwas über Zeitserien ermitteln. Ist die Linie variabel? Wenn ja, warum? Und so weiter.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
leider kommen die systematischen Fehler auch durch die Hintertür herein. Zunächst kann das S/N für jede Linie unterschiedlich sein. Genau genommen kennt man das S/N nur für das benachbarte Kontinuum oder was man dafür hält (s. weiter unten). Für die Linie selbst kann man es z. B. mit Midas nicht ermitteln. Wie sollte das auch gehen? Also nimmt man an, daß sich das S/N für die Linie von dem des benachbarten Kontinuums nur unwesentlich unterscheidet. Das kann aber durchaus auch einen systematischen Unterschied bedeuten. Jedenfalls muß man sich über dieses Problem im klaren sein. Dazu kommt noch die Trocknung von Spektren, die ebenfalls systematische Fehler mit sich bringen.
Die unterschiedlichen S/N für die einzelnen Linien kann ich natürlich durch entsprechend angepaßte Formeln berücksichtigen.
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian, ich versuche das noch einmal besser zu erklären. Das Rauschen im Spektrum (also auch in den Linien) hat zur Folge, dass wir die oben beschriebene Methode zur Bestimmung der RV nutzen können. Daran ändert auch kein für verschiedene Linien unterschiedliches S/N etwas. Der Effekt der Linienpositionsschwankungen bleibt auf jeden Fall stochastisch (Photonenstatistik), auch wenn unterschiedliche S/N systematische Ursachen haben sollten. Bei schlechtem S/N schwankt eine Linie dann einfach mehr. Und diese Schwankung ist stochastisch.

Zum Kontinuum scheint mir (abgesehen von unterschiedlichen Intensitäten in und außerhalb der Linie, z.B. Linientiefe 20% Kontinuum = 11% mehr Rauschen) die Annahme eines einheitlichen S/N angesichts der Entstehung einer photosphärischen Linie sowie der Probleme das korrekte S/N zu messen durchaus begründet.

Gruß, Thomas

Hallo,

mit Siegfried's Einverständnis habe ich versucht, sein Beta Orionis - Spektrum mit Midas auszuwerten.
Leider hatte ich ein Verständnisproblem bei der Auswertung mit dem Vergleichsspektrum, doch Günter (Gebhard) hat mir freundlicherweise ganz hervorragend und sehr geduldig bei der Lösung meines Midas-Problemes geholfen. So nahm ich heute noch einen Anlauf und dabei kam ich zu dem Resultat.



Ich möchte mich hiermit nochmals herzlich bei Günter für seine Hilfe bedanken.

Viele Grüsse

Gerhard

Hallo,

leider lässt die vorherrschende Wetterlage eine Aufnahmeserie nicht zu. Wie Aufnahmen des letzten Winters zeigten, wäre eine Beobachtung über einen längeren Zeitraum interessant. Die Variation an diesen beiden Profilen zeigt schon das sich eine Serie lohnen würde.

R= 33000 (Neon 5698)
S/N = 180

Gruß
Siegfried

Hallo Siegfried,

ja, das sind Spektren mit für Amateurverhältnisse sehr hoher spektraler Auflösung.....nur.....

mit solchen "Bildern" kann man ja nichts selber messen und auch nur bedingt mit eigenen Ergebnissen vergleichen.....oder tust Du Deine Spektren bei Otmar in die Datenbank?

Interessieren würden mich Angaben zu Belichtungszeit , zum Intervall, welches zur S/N -Bestimmung genutzt wurde oder auch das genaue Datum des Spektrums wäre ja für ein Monitoring z.B. auch wichtig. Kannst Du was zu den Residuen sagen? Mit wieviel Linien aus dem Neonspektrum hast Du das kallibriert, oder hast Du die Wasserlinien genommen. Was genau willst Du an dem beta ori spektrum messen? Muss man dazu so ein extrem hohes R haben?


Du siehst also: viele, viele Fragen kann man dazu stellen.... Alternative:man guckt sich das an und blättert weiter.......ich denke mal, dass Du genau das gerade wohl kaum beabsichtigst, wenn Du Deine Arbeit hier zeigst.......


Deswegen stelle ich neben meinen Bildern von Spektren meist eben auch das 1D Spektrum hier zur Verfügung.......

Aber gut, das sind nur so meine Gedanken zu diesem Beitrag, haben keinerlei Anspruch auf Richtigkeit....


herzlicher Gruss

berthold

Hallo

in unserer Datenbank sind ja bereits einige Spektren des Ha-Bereichs enthalten, ab 2006.

Berthold, du hast ja auch die Hb und Hg-Linie zur Verfügung. Gibt es da auch Variationen des Profils?

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Thomas,
ich möchte nochmals auf dieses Thema zurückkommen. Wahrscheinlich hast Du aus praktischer Sicht weitgehend recht. Ich meine jedoch, daß man sich über folgende Punkte zumindest Gedanken machen sollte:
1. Stochastische Schwankung.:
Wenn die einzelnen Linien stochastisch wegen unterschiedlichem S/N mit unterschiedlicher Streuung variieren, dann ist es keineswegs sicher, daß eine Vergrößerung der Anzahl der Linien eine größere Messgenauigkeit ergibt. Ich müßte bei Linien mit großer Streuung entsprechend mehr Messungen vornehmen als bei Linien mit geringerer Streuung.
2. Systematische Fehler:
Durch die Dispersion der Erdatmosphäre erhalte ich bei der Verwendung unterschiedlicher Linien systematische Fehler, falls die Linien nicht unmittelbar benachbart sind. Aber auch Kalibrierungsfehler spielen hier eine Rolle. Ebenfalls muß man zumindest theretisch berücksichtigen, daß unterschiedliche Linien aus unterschiedlichen optische Tiefen des Sterns kommen können, was natürlich unterschiedliche Rotationsgeschwindigkeiten mit sich bringt. Bei den meisten Sternen kann man dies sicher wegen der geringen Ausdehnung der Photosphäre vernachlässigen. Aber ist das auch für Riesen und Überriesen vernachlässigbar?
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian! Ja, Christian, über solche Fragen sollte man grundsätzlich Klarheit schaffen. Wenn man das nicht genau versteht, misst man Mist. Mir ging es auch mal so, daher freue ich mich, dass Du nachhakst. Ich meine aber, dass meine Aussage nicht nur in praktischer Hinsicht korrekt ist sondern auch theoretisch nachvollziehbar bleibt. Letzteres ist trivial. Stecke ich schon genaue Messungen rein, brauche ich auch weniger Aufwand, um das Ergebnis weiter zu verbessern. Generell: Egal, wie groß die Streuungen abhängig vom S/N sind, es handelt sich in solchen Fällen um zufällige Streuungen. Diese Streuungen sind alle unabhängig voneinander. Daher könnte man diese Streuungen (Standardabweichungen ) entsprechend geometrisch gemäß addieren. Selbstverständlich ist dann der Gesamtfehler abhängig von den einzelnen , die wiederum vom an der Linie auftretenden S/N abhängig ist. Da das S/N jedoch rein stochastisch ist und somit zufällige Linienschwankungen verursacht, kann die Genauigkeit der Wellenlängenposition nur durch die Erhöhung von n erreicht werden, wie ich schon gesagt habe. Bei den systematischen Fehlern, die Du auflistest, bin ich teilweise unsicher. Mir fehlt da manche Erfahrung. Meine Einschätzungen:

• Dispersion der Erdatmosphäre: Ich weiß nicht, wie stark der Effekt wirklich ist.

• Kalibrierungsfehler: Klar, die sollte jeder Beobachter vermeiden.

• Unterschiedliche optische Tiefen: Das spielt zumindest bei massereichen Sternen m.E. keine Rolle (egal, ob Hauptreihe oder Überriese). Bei Doppelsternen ist das sowieso egal weil sich der ganze Stern bewegt. Und bei Sternrotation sehe ich nicht, warum zwei Schichten in der Photosphäre dramatisch anders rotieren sollten. Ich frage mich, ob man das überhaupt messen kann.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
die Sternrotation verläuft natürlich mit ungefähr gleicher Winkelgeschwindigkeit, daher bei relativ dünner Photosphäre wie bei der Sonne natürlich innerhalb derselben auch mit praktisch konstanter Geschwindigkeit. Was mich interessiert, ob bei Sternen mit kleinem g die Dicke der Photosphäre auch gegenüber dem Radius des Sterns vernachlässigbar ist, bzw. r x Winkelgeschwindigkeit innerhalb der Photosphäre entsprechend unserer Meßgenauigkeit konstant ist oder nicht.
Viele Grüße
Christian

Aus physikalischer Sicht würde ich das erwarten. Auch bei kühlen Riesen wird die Energie in den Außenbereichen durch Konvektion transportiert. Die Photosphäre definiert sich über die optische Dicke bei der diese etwa 2/3 beträgt. Das geht nur in den äußersten Bereichen, darunter wird das Plasma schnell opaque. Ich vermute, dass deren geometrische Dicke im Verhältnis zum Sterndurchmesser sehr gering ist.

Thomas

Hallo,

wie Andreas eingangs erwähnte, dürfte die Variation von Ha aus der Hülle stammen. Die Periode, wenn ich mich recht erinnere, ist bei etwa 20 Tagen. Muss dazu noch die Berichte im Forum durchlesen, ich denke Otmar hat über die Periode eine Kommentar geschrieben.
Das Profil habe ich Otmar geschickt und Daten zur Aufnahme sind dem Header zu entnehmen!

Viele Grüße
Siegfried

Hallo zusammen,

die Variabilität der Ha-Linie von bet Ori ist ein Phänomen, das vornehmlich durch Sternwinde erzeugt wird (Emissionskomponenten).
Siehe beiliegende Literatur.

Außerdem gibt es dazu einige ältere Artikel von Andreas Kaufer (1996).

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Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hier noch die papers von Andreas. Vielleicht kann Thomas E. die papers in unsere FG-Literaturbibliothek aufnehmen, weil bet Ori wohl für einige von uns interessant ist.

Nachtrag:
Die pdf-Dateien lassen sich wegen ihrer Größe hier nicht einstellen. Ich schicke sie und einige weitere an TE.

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Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Die Paper sind eingestellt.

Gruß, Thomas

Hallo Christian! Ich habe mir über die interessante Frage nach der Wirkung der atmosphärischen Dispersion noch einmal Gedanken gemacht und habe diese Frage auch mit Tony Moffat diskutiert. Ich glaube, dass Deine obige Aussage zumindest bei Spaltspektroskopie (wir reden ja über viele Linien => Echelle) nicht ganz korrekt ist. Zumindest sind die Randbedingungen entscheidend. Die atmosphärische Dispersion beträgt je nach Höhe der Beobachtung 2 - 4 Bogensekunden. Das entspricht bei uns etwa dem Durchmesser des Seeingscheibchens.

Im Grunde kann man durch ein dispergiertes Seeingscheibchen durchaus Licht bei bestimmten Wellenlängen verlieren, doch das sollte angesichts der üblicherweise vielen Absorptionslinien nachrangig sein. Eine mögliche Lösung ist die Anpassung des Instrumentariums (wie es ja immer wichtig ist). Im vorliegenden Fall kann man ganz zwanglos den Spalt so ausrichten, dass die Dispersionsrichtungen von Atmosphäre und Spektrograph senkrecht zueinander stehen. Der zweidimensionale Spektralfaden würde dann gemäß Dispersionslänge des Seeingscheibchen breiter sein. Da dieser aber bei der Datenreduktion eh kollabiert wird, erhält man wieder das gesamte Spektrum ohne irgendwelchen Einfluss durch die atmosphärische Dispersion.

Nur für den Fall, dass der Spalt in Dispersionsrichtung des Spektrographen nicht komplett ausgeleuchtet ist, kann es zu Verschiebungen abhängig vom Lichteinfall kommen.

Insgesamt kann man also sagen:
- Entweder akzeptiert man den Verlust einiger Wellenlängenanteile und damit Linien (runde Fiberapertur) oder
- man sorgt für die richtige Orientierung des Messgeräts (Spalt).
- Dabei sollte der Spalt in Dispersionsrichtun des Spektrographen ausgeleuchtet sein

Es handelt sich also hier eigentlich um einen systematischen, ich sag mal, "Pseudofehler", denn man problemlos beseitigen kann.

Gruß, Thomas

Hallo,

letzte Woche sind noch 2 schöne Spektren gelungen, eines davon hier. Zuerst habe ich es in Vspec ausgearbeitet und bin bei der hohen Auflösung etwas skeptisch geworden. In MIDAS ist das Ergebnis aber ebenso gut! Was mich aber beschäftigt ist, wie soll ich mit Kalibrierfehlern umgehen. Die Einspeisung des Kalibrierlichtes in den Spektrographen ist mechanisch noch nicht optimal, wodurch sich ein Fehler von 0,1-0,3 Angström ergeben kann. Die Abweichung habe ich mit Vspec und der darin enthaltenen Atmosphärischen Linien ermittelt. So lange betaOri noch erreichbar ist, möchte ich an der Konstruktion aber nichts ändern.

Viele Grüße
Siegfried

Hallo Siegfried,

du kannst ja auch mit den Wasserlinien sehr exakt kalibrieren, z.B. in VSpec, in dem du dir da eine Linienliste einrichtest (Mehrlinienkalibration). Das geht besonders gut um die Ha Linie herum.

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Lothar

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Hallo Lothar,

in der Regel gehe ich im Bereich von Ha auch so vor. In Bereichen außerhalb der Atmosphärischen Linien wird es schwieriger, da würde mich eben interessieren wie man vernünftig vorgeht wenn der "Offset" bekannt ist!

Viele Grüße
Siegfried

Hallo Siegfried,
Du kannst z. B. im Bereich Hbeta einen Stern mit nicht zu breiter Hbeta-Linie und bekannter Radialgeschwindigkeit aufnehmen und dann mit Deinem Kalibrierspektrum vergleichen.
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,

danke für den gedanklichen Anstoß! Also eine gegen Kalibrierung, was wiederum eine genaue Auswertung (MIDAS) erfordert.

Viele Grüße
Siegfried

Hallo Siegfried,

wie ist denn die Kalibrierlicht-Einspeisung bei dir aufgebaut? Die interne Klapp-Neonlampe, wie von Shelyak im Lhires III routinemäßig eingebaut oder hast du dir was eigenes gebastelt?

Du hast auch die Möglichkeit vor das Teleskop eine helle Neonlampe zu halten (reproduzierbare Geometrie !), Erfahrungen dazu siehe auch http://www.astrospectroscopy.eu/Einstei ... ierung.htm

So eine Flackerkerze kostet im Baumarkt ca. 3 is 4 €. http://www.conrad.de/ce/de/Search.html? ... ackerkerze

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Lothar

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Hallo Lothar,

die Einspeisung erfolgt mit einem Prisma. Damit kann ich die abweichende Geometrie, gegenüber dem Licht aus dem Teleskop, sehr genau mit der Position der Filly Lampe (Ne,Ar) einstellen. Ich vermute das Problem ist der Kameraspiegel, der ist mit einem Schwalbenschwanz geführt und da dürfte es zu Verkippungen kommen. Eine Verstellmöglichkeit birgt eben auch die Gefahr der Verkippung. Um das zu verhindern muss die Führung nach erfolgter Justierung wieder verklemmt werden!

Viele Grüße
Siegfried

Hallo Lothar,

eindeutig ein thermisches Problem!
Der Wasser gekühlte Kamerakörper kühlt natürlich auch den Spektrographen ab! Der Knick am Anfang der Messreihe ist vermutlich der Einschwingvorgang. Weitere Messreihen sollen noch zeigen wie es mit der mechanischen Stabilität aussieht.

Gruß
Siegfried

Hallo,

hier wieder einmal ein Profil von beta Ori, noch nicht getrocknet!

Viele Grüße
Siegfried

Hallo Siegfried,

nach dem Trocknen werden da wohl nur die Ha- Linie und die beiden C-Linien übrig bleiben

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Lothar

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Hallo Lothar,

ja so ist es, hier ein Profil vom 13.1 mit gleicher Auflösung. Leider sind Aufnahme-Serien zur Zeit nicht möglich, alle 10 bis 14 Tage mal ein Wolkenloch!

Viele Grüße
Siegfried

Sehr schön, hast einen guten Trockner!

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Lothar

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Hallo,

am 28.1.2014 und am 4.2.2014 habe ich folgende Echellespektren von beta ori erhalten und sehe eine für mich unerwartete "Aufspaltung" der halphaabsorptionslinie. Technisch kann ich mir nur schwer vorstellen, dass das auch wieder ein Kunstprodukt von mir ist. Könnte das reel sein?

hG
berthold

Hallo,

also die Wahrscheinlichkeit, dass diese Aufspaltung derzeit bei h_alpha eine Artefakt ist scheint mir recht gering zu sein, denn hier am 7.2.2014 ist diese Aufspaltung noch immer zu sehen, wenn auch etwas anders in der Geometrie......

cheers berthold

Hallo Berthold,

On 02/08/2014 12:39 PM, Berthold Stober wrote: Das sieht reell aus. beta Ori zeigt manchmal solche Halpha-Profile. Wie
groß ist denn die Geschwindigkeit am blauen Rand?
Herzliche Grüße,
Otmar

Hallo,

danke , Otmar für die Antwort.

Ich habe für den JD 2456693,294514 (4.2.14) -120 km/s gemessen und für den JD
2456696,365775 (7.2.14) -117,73 km/s. Die Geschwindigkeiten sind heliozentrisch korrigiert. Die Linienschwerpunkte wurde mit midas und vspec gemessen.

Hierbei fällt mir auf (auch bei Messungen von Theta ori!) , dass bei wieder
holten Messungen die Linienschwerpunkte (center line) die Abweichungen bei midas deutlich geringer sind als z.B. unter Vspec.

cheers
berthold

Ps: ich habe das Thema kurz zuvor mit Otmar besprochen,so dass die Berechnungen stimmen sollten:-)

Hallo Berthold,

das hatte ich früher auch öfters gesehen, siehe Anlagen. Die Ha-Linie von bet Ori ist sehr variabel.

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Herzliche Grüße / best regards

Lothar

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