Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Hallo

habt ihr die schon auf eurer Beobachtungsliste ? ::

Eine Email, die mir zugeschickt wurde:

am 14.8. ist eine Nova im Delfin entdeckt worden, die z.Z. schön sichtbar
ist.

Bei Entdeckung war die Nova ~9.5m hell.

Gestern Abend gegen 00 Uhr habe ich sie auf ~5.1-5.3m geschätzt.

Heute Morgen soll sie sogar heller 5m gewesen sein.

Auch mit einem Feldstecher gut zu sehen.

Koordinaten: 20h23m30s.95 +20deg46'05".6

Die Prognose für die nächsten Tage geht Richtung 1-2m!

Interessante Grafik zu SN-Spektren.

http://Supernova.lbl.gov/~dnkasen/tutor ... _types.jpg

http://www.aavso.org/apps/webobs/result ... A+DEL+2013
<http://www.aavso.org/apps/webobs/result ... results=20
0> &num_results=200

Also ran an die Novasuche!

Aufsuchkarte

<img src=“http://astro.chf-online.de/tmp/Nova_Delphini_2013.png“ />

cid:image001.png@01CE9A64.AF4F4CE0

Gruß

Christian

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,
Ja, hier mal schnell 2 Rohergebnisse von gestern Nacht, ohne Korrekturen, mit Ausnahme des Staranalyser-Spektrums, welches hintergrundkorrigiert wurde.

Zu mehr war noch nicht Zeit, da sich einige Baustellen ergeben haben, unter anderem funktioniert mein Lodestar Autoguider nach einem "gewaltsamen" Kabelzug nicht mehr (falls jemand einen Tip hat; äußerlich ist nichts zu erkennen).






Für Originalgröße, bitte ins Bild klicken!






Viele Grüße,
Torsten

Hallo Lothar,

Danke für den Tipp! Hatte am Fr nach langer Umbau- und Verbesserungsphase wieder spektroskopiert und war eigentlich mit P-Cygni beschäftigt als ich Deine Info im Forum sah. Nach Neuausrichtung und Justage kam dann Cirrus auf und es hat nur noch für 1 x 10 min Überblicksspektrum gereicht. Trotzdem happy, weil meine erste Nova. Vorausgesetzt natürlich, ich habe auf den richtigen Stern gehalten...

Grüße

Ulrich

Hallo Torsten,
In dem Fall ist meist das weisse Flachkabel defekt, das sehr empfindlich ist. Ich würde auf jeden Fall zu einer Zugentlastung raten, die es für die Lodestar auch fertig zu kaufen gibt.
Nachdem mir 35.-€ für ein Stück Kunststoff zu viel waren, habe ich mir aus Aluminiumblech selbst eine Zugentlastung gefertigt. Das Blech kann man problemlos mit den beiden Schrauben an der Kamera befestigen.



Gruss, Gerhard

Hallo,

noch mal mit Spektrum über URL.

Grüße

Ulrich

Amateurs around the world are contributing spectra (83 so far) of this important object in support of professional Steven Shore (University of Pisa)
http://www.astrosurf.com/aras/Aras_Data ... l-2013.htm
Steven is asking for continuous 24 hour coverage so anyone who is able to take spectra at any resolution is invited to contribute. More information on the campaign including descriptions from Steven on what is happening in the Nova in this thread here
http://www.spectro-aras.com/forum/viewt ... ?f=5&t=682


Robin

Hallo liebe Fachgruppe,

ich war so inaktiv in diesem Forum und allgemein in der Sternspektroskopie, dafür muss ich mich wirklich schämen. Die aktuelle Nova hat mich wieder wachgerüttelt und ich verfolge den Verlauf mit Spannung. Auch in der Community wird diese Nova ja exzessiv spektroskopiert und da möchte man natürlich teilhaben.

Ich habe eine etwas spezielle Frage, weshalb ich sie auch hier stelle und nicht auf Astronomie.de

Ich habe mich mal an der Berechnung der Geschwindigkeit der expandierenden Hülle versucht und simple Gauss-Fits zugrunde gelegt.



Die Kalibration auf die wahre Mitte der H-alpha Linie erfolgte mit einem Referenzspektrum von Altair. Eine Gauss-Funktion habe ich auf 6563 Angström Zentralwellenlänge festgelegt und die übrigen Parameter (außer y-Achsenabschnitt) variieren lassen. Nach der Methode der kleinsten Quadrate wurde iteriert bis R²= 0,98. Der Fit sieht recht gut aus.

Natürlich weiß ich, dass es komplexe mathematische Modelle zur Beschreibung der P Cygni Profile gibt, die ich jedoch nicht umfassend verstehe und auch nicht anwenden will bei diesem niedrigauflösenden Spektrum. (Das wäre wohl etwas übertrieben)

Jedoch würde ich gerne wissen was man ggfs. besser machen kann, denn mit Sicherheit ist eine Gauss-Funktion nicht optimal zur Beschreibung der Peakformen gewählt.

Aus der Berechnung erhalte ich übrigens eine Geschwindigkeit von 820 km/s, was momentan recht plausibel erscheint, wenn man mal ins ARAS-Forum reinschaut.

Viele Grüße,
Jan-David

Hallo Jan-David! Der Ansatz mit zwei Gauss-Funktionen ist prima. In erster Näherung geben sie die Profilform gut wieder. Solange die Linie aufgelöst ist, spielt es auch keine Rolle, ob Du niedrig- oder hochaufgelöst hast. Ich bin mir jedoch nicht sicher, ob Du das Profil in Bezug zur Geschwindigkeit korrekt interpretiert hast. Wie ermittlest Du die 820 km/s? Ich sehe, dass die P-Cygni-Absorption bei ungefähr 6515 A in das Kontinuum übergeht. Damit kämen die äußersten Windbereiche (terminal velocity) mit etwa 2200 km/s auf uns zu.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas, danke für die rasche Antwort!
Na ja, ich habe von 6563 A die Lage des Minimums der Absorptionsfunktion abgezogen (~18 Angström grob überschlagen) und damit bin ich dann in die Dopplergleichung gegangen. Das wäre also somit die wahrscheinlichste Geschwindigkeit (richtig?) des Wasserstoffplasmas.

Dort wo man ins Kontinuum übergeht kriegt man natürlich den Maximalwert, aber dieser Ort ist ja nicht ganz klar definiert (so wie ein Maximum/Minimum) und noch schlimmer... angenommen ich würde jetzt eine Voigt-Peakorm, oder gar Lorentz wählen wäre dieser Übergang ins Kontinuum ja noch später, d.h. ich würde höhere "terminal velocities" erhalten.

Wie wird die "terminal velocity" überlicherweise bestimmt, wie machst Du das und wo kann ich das nachlesen?

Edit:
Ok, ich hab hier was gefunden:
http://home.strw.leidenuniv.nl/~michiel ... _set_3.pdf
Seiten 129f zeigen bereits, dass die Bestimmung der "terminal velocity" bei (den hier vorliegenden) ungesättigten P Cygni Profilen nicht so einfach sein dürfte.

Viele Grüße,
Jan-David

Hallo Jan-David,
Ist hier auf Seite 75 nachzulesen: http://www.ursusmajor.ch/downloads/beit ... e--8.7.pdf

Demnach Wellenlänge Absorptionsmin - Emissionsmax als delta Lambda in die Dopplerformel.


Viele Grüße
Torsten

Hi Torsten!
Das sehe ich nicht so, oder verstehe es noch nicht. Vieleicht kannst Du mir aber physikalisch/mathematisch erklären warum ich das einfach so annehmen darf.

Die Lagen von Maxima und Minima sind doch abhängig vom Überlapp der Absorption und Emission und deren relativer Intensität zueinander, daher erscheint mir das einfache Abziehen voneinander nicht legitim.

Der Abschnitt ist mir außerdem nicht (ausreichend) mit Quellen unterfüttert. Hat da jemand ggfs. noch einen etwas wissenschaftlicheren Text zu?

Edit:
Ich habe da mal eine Animation gebastelt, die die Wechselwirkung zweier Gauss-Peaks (die absorbierende Funktion ist absichtlich etwas kleiner und schmaler gewählt) zeigt. Der gegenseitige Einfluss ist deutlich sichtbar und führt zu sehr großen Fehlern bei der Berechnung der Expansionsgeschwindigkeit über das Peakmaximum. Besonders wenn die zu messenden Geschwindigkeiten klein sind überschätzt man meiner Ansicht nach hoffnungslos.


Viele Grüße,
Jan-David

Hallo Torsten und Jan-David! So sehr ich die Arbeit von Richard zu schätzen weiß, sind seine Ausführungen an dieser Stelle nicht korrekt. Jan-David hat völlig recht mit seinen Anmerkungen. Die Windgeschwindigkeiten von Null (direkt über der Photosphäre) bis (Geschwindigkeit in sehr großem Abstand) finden sich alle in den Linien (wir beobachten NUR im Geschwindigkeitsraum). Für die Absorption VOR dem Stern gilt das auch. Will man also eine vergleichbare Messgröße erlangen, nutzt man die blaue Kante der Absorption beim Übergang in das Kontinuum um anzugeben (das ist eine reine Konvention). Daher komme ich auf etwa 2200 km/s.

Mathematisch werden dazu unendlich dünne Windhüllen geringer optischer Dicke betrachtet und deren Auswirkungen auf das Linienprofil untersucht. Ich lege dazu einen Text bei, den Klaus Vollmann und ich im nächsten Jahr in einem Lehrbuch bei Springer veröffentlichen werden. Dieser kleine Ausschnitt bezieht sich zunächst auf flache Linienprofile bei optisch dicken WR-Sternwinden, dann aber auch optisch dünne Winde berücksichtigt. P-Cygni-Profile werden am Ende nur kurz angerissen, das Prinzip bleibt aber gleich.

Gruß, Thomas

PS: Die kleine Linienanimation ist klasse! Wie hast Du die gemacht?

Wieso sind Anhänge plötzlich nur noch für registierte Nutzer lesbar?

Hallo Thomas,

das Konzept in eurem Lehrbuch ist eingängig und gut verständlich und TeX sieht doch immer wieder schön aus. (Im Lektorat werden sicher noch ein paar marginale (nicht inhaltliche) Fehler bereinigt werden.)
Könntest Du mir noch verraten was sich hinter der "Gleichung ??" auf einer offenbar anderen Seite verbirgt?

Es wäre doch daher ganz nett nicht mit einer einzelnen Gauß-Funktion zu arbeiten, sondern mit einer endlichen Anzahl von Gauß-Funktionen, die in der Summe das Geschwindigkeits-Abstandsgesetz nachzeichnen. Es wäre also eine Art aus der theoretischen Chemie (beim LCAO Ansatz zur Beschreibung von Atomorbitalen) entliehenes "contracted Gaussian"-Modell. Ein schlechteres Bild konnte ich auf die Schnelle nicht finden: http://www.rsc.org/ej/FD/2007/b605229k/b605229k-f2.gif

Man hat dann eine leicht komplexere Beschreibung des Kastenmodells in Deiner Abbildung, wenn man für jede dünne Schale um den Stern "dr" eine neue Gauß-Funktion mit einer entsprechenden "Breite" die der im Abstand r vorherrschenden Grenzgeschwindigkeit entspricht, annimmt.

Die Linienanimation habe ich in "Maple" gemacht.

Viele Grüße,
Jan-David

Hi Jan.David! Ja, das Lektorat wird bei rund 600 Seiten noch was zu tun haben (hoffentlich auch inhaltlich). Die Referenz bezieht sich auf das Geschwindigkeitsgesetz . Beachte, dass die Approximation ja schon infinitesimal dünne Sphären nutzt. Ein Gauss wäre dann wohl eine gute Approximation innerhalb eines Abstandsintervalls endlicher Größe mit der Annahme normalverteilter Teilchengeschwindigkeiten. Ob das jedoch im nichtthermodynamischen Gleichgewicht funktioniert, weiß ich nicht. Wäre auch komplexer ohne besonderen Erkenntnisgewinn. Bei gesättigten Absorptionskomponenten wie sie im UV üblich sind, funktioniert das dann wohl ebenso wenig, wie die Bestimmung einer mittleren Geschwindigkeit des Gausspeaks (den es dann ja nicht gibt). Das glaube ich eher nicht. Wie gesagt, diese Approximation nutzt schon infinitesimal dünne Sphären und über die Integration werden die Linienprofile korrekt abgebildet.

Deine Daten sind übrigens sehr gut geeignet für solche Messungen. Womit hast Du das Spektrum aufgenommen?

Gruß, Thomas

Hallo

jetzt geht es auch für Nichtregistrierte. In 2 Foren war eine Einstellung falsch.

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Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Thomas,

ja da hast Du Recht, es würde wirklich nichts bringen, wenn man diese Verkomplizierung einführt.

Die Daten (es kommen noch ein paar mehr auch über das komplette Spektrum) sind mit dem Staranalyzer an einem 12" SC und einer Basler ac640-100gm entstanden. Aus einem Avi mit 300 Frames (~1fps) wurden 200 gestackt.

Ich werde mich mit den Ergebnissen einfach mal hier dranhängen, wenn ich diese entsprechend präpariert habe.

Viele Grüße,
Jan-David

Hallo,
ich möchte nur daran erinnern, daß es sich hier um einen Vorgang handelt, der mindestens in einem 9-dimensionalen Raum beschrieben werden muß: Phasenraum 6 Dimensionen + Leuchtkraft 3 Dimensionen (abhängig von den Ortskoordinaten), wobei eine eventuelle Gaußverteilung (Temperatur) in Abhängigkeit von den Ortskoordinaten noch nicht enthalten ist. Dies würde noch 3 weitere Dimensionen bedeuten.
Dagegen ist ein Spektrum eine 1-dimensionale Größe (Intensität in Abhängigkeit von der Wellenlänge).
Daher ist das Problem zunächst stark unterbestimmt. Also ist man genötigt weitere Annahmen z. B. über Symmetrien zu treffen, um überhaupt weiterzukommen. Möglich sind z. B. die Annahme von Jets (vermutlich der Ansatz von Richard Walker) oder wie bei Klaus und Thomas (auf Euer Buch freue ich mich schon!) eine konstante Radialgeschwindigkeit in alle Richtungen. Dann habe ich lediglich die Helligkeit pro Volumeneinheit in Abhängigkeit von der Entfernung zum Stern zu bestimmen, also eindimensionale Größe. Ich vermute, daß letzteres für eine Nova angemessener ist.
Wegen dieser Vieldeutigkeiten sollte man definieren, was man unter der errechneten Geschwindigkeit nun genau versteht.
Viele Grüße
Christian

Du hast das also mit einer Webcam gemacht. Bemerkenswert! Die SA-Spektren sind natürlich insofern interessant, da offenbar nicht nur die Endgeschwindigkeiten in Halpha sondern auch bei anderen P-Cygni-Profilen bestimmt werden können (Torsten und Ulrich haben das ja auch schon aufgenommen). Hbeta entsteht nahe und Halpha fern vom Stern. Die beigelegte Grafik hatte ich hier irgendwo schon einmal eingestellt. Das heißt, man sollte in unterschiedlichen Spezies auch unterschiedliche Linieneffekte –und Stärken wegen des Windes und der Linienparameter (Opazität und Anregungszuständen) messen können. Ich habe leider keine Ahnung von Novae, doch eine langfristige Beobachtung sollte vielversprechend sein. Irgendwann hört der Ausbruch ja mal auf. Bei den ARAS-Kollegen wird wohl schon kräftig gemessen. Ob der SA wiederum dafür reicht, weiß ich nicht. Eine Linienprofilanalyse geht damit leider nicht, da braucht es höhere Auflösung.

Gruß, Thomas

Hallo Christian!
Das ist wohl wahr, wie bei fast allen unserer Probleme… Was meinst Du genau? Das ist schon sehr detailiert. Das ist aber kein Be-Stern oder eine Zwergnova und wir können zunächst sphärische Symetrie annehmen. Das ist ebenfalls sehr speziell und bedingt, dass die Anregungsenergien einer Gaußverteilung folgen. Das ist aber bei einem beschleunigten Wind zumindest unsicher, meine ich. Ja, ich nehme sphärische Symmetrie an. Ob Richard aber Jets im Kopf hatte glaube ich eher nicht. Am besten ihr fragt ihn mal direkt. Wir gehen von einem Beschleunigten Wind aus, aber das ist bezogen auf eine einzige Linie sekundär und wird bei mehreren beobachteten Linien interessant (siehe mein vorheriger Beitrag). Wie gesagt, es ist die Endgeschwindigkeit bei der die Windspezies so ausgedünnt ist, dass sie unschtbar wird.

Prinzipiell hast Du recht, doch um alle Parameter zu berücksichtigen, bräuchte es einen Vergleich mit Modellen (hier NLTE). Solche Arbeiten gibt es (z.B. Hummel bei ESO) und ich habe da Null Ahnung.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
ich meine die Ortskoordinaten plus Impuls- oder Geschwindigkeitsvektor, wie in der Mechanik üblich. Meine Absicht war, einfach darauf hinzuweisen, daß man eine Definition von v angibt.
Habt Ihr schon einen Titel?
Viele Grüße
Christian

Na ja, "Webcam" ist vielleicht bisschen untertrieben. Diese hat natürlich den Vorteil, dass man weniger seeinglimitiert ist.
Das ist wahr und das ist bei mir auch in Arbeit. Leider hat der Tag nur 24 h. Ich hoffe jetzt erstmal weitere Spektren generieren zu können, um den zeitlichen Verlauf auch nachzkizzieren zu können. Hoffentlich hält das Wetter!
Tatsächlich entstehen alle Balmerlinien auch in allen Bereichen. Nur die Wahrscheinlichkeit der höherenergetischen Übergänge, bzw. um noch genauer zu werden, die Population der höheren Energieniveaus im Wasserstoff ist natürlich in der Nähe des Sterns größer (und wird für die energieärmeren Übergänge unwahrscheinlicher), da dort mehr Energie zur Verfügung steht, wohingegen in den äußeren Bereichen das Plasma kälter ist. (Kurz gesagt: Alles hat eine statistische Verteilung) (Wenn es übrigens zu heiß ist bringt (uns) das auch nichts, denn dann liegt alles ionisiert vor und es erfolgt keine Rekombination, d.h. man sieht keine Linien)

Genau diesen oben beschriebenen Effekt sieht man auch bei den vielen Spektren im ARAS-Forum. Je weiter sich die Hülle ausgedehnt hat, desto mehr hat sich die Linienintensität der Wasserstoffemission hin zu H-Alpha entwickelt! Es wird jetzt spanend zu beobachten sein wie das weitergeht und wie sich jetzt vor allem die Absorptionslinie bemerkbar macht, die sich bei weiterer Abkühlung der äußeren Gashülle verschmälern und vertiefen sollte.

Ich vermute daher, in der Hoffnung, dass ich mich nicht allzu weit aus dem Fenster lehne, dass wir demnächst wieder deutlicher den Absorptionsflügel sehen und wir wieder in Richtung eines P-Cygni-artigen-Profils gehen werden bei dem sich die Absorption in die blaue Seite der Emissionsbande verstärkt eingräbt.

Ich finde es schon erstaunlich wie viel mit einfachsten Mitteln (StarAnalyzer) so zu erreichen ist, und welche Erkenntnisse man auch wirklich dem Laien dann verständlich machen kann.

Mal so ne Frage der ganz anderen Art: Angenommen man möchte seine Spektren der besagten ARAS-Datenbank zur Verfügung stellen, wie sähe denn eine Datenreduktion in das erforderliche "BeSS file format" aus. Ich bin da bislang nicht so schlau draus geworden.

Viele Grüße,
Jan-David

PS: Thomas, Dein Buch und weitere Details dazu interessieren mich auch brennend. Schreibt doch mal bisschen schneller. [/quote]

Hallo Jan-David,
kann die Verteilung der Energieniveaus nicht durch Stoßwellen auch im Außenbereich geändert werden?
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,

interessante Frage, meine Überlegung dazu:
Sicherlich ist es möglich, dass durch Stoßwellen Energie auch in Außenbereiche transportiert wird und dann dort in einer Schale endlicher Dicke eine höhere mittlere kinetische Energie erzeugt.
Macht diese Schale in Anbetracht des Gesamtvolumens viel Raum aus (ist sie dick?), oder ist dieser Bereich eher relativ klein (dünn)? Ich glaube Letzteres, aber es mag sicherlich Sterne geben wo man solche Effekte sieht. Dazu kann ich mich aber nicht genug aus, um qualifizierter (z.B. mit Literatur) darauf antworten zu können.

Viele Grüße,
Jan-David

Hallo zusammen!
Man hat stochastische Röntgenstrahlung in WR-Sternen gefunden und führt diese auf visuell belegte turbulente Materieverdichtungen (Klumpen) im Wind zurück. Allerdings entstehen diese Klumpen wahrscheinlich (man kann die WR-Photosphäre nicht sehen) sofort an der Sternoberfläche (bei O-Überriesen ist das gesichert) und werden dann nach außen transportiert. Das heißt, der gesamte Wind ist strukturiert und es entstehen in den Außenbereichjen nicht plötzlich Strukturen. Warum auch? Aber wir reden ja hier über Novae.

Gruß, Thomas

PS: Wenn wir noch mehr an unserem Buch "Spectroscopic Instrumentation - Fundamentals and Guidelines for Astronomers" arbeiten würden, könnte ich mich hier nicht beteiligen. Ich habe ja auch noch einen Job...

Hallo Jan-David! Das hier ist mir aufgefallen und ich verstehe es nicht. Warum "verschmälern und vertiefen"?

Gruß, Thomas

Hallo Thomas!

Ich nehme zwei Effekte an:
- Abkühlung des Gases in den äußeren Bereichen -> weniger Druckverbreiterung -> Linie wird schmaler und damit auch etwas tiefer, weil die Peakfläche gleich bleiben muss.
- Zunahme der optischen Dichte, da die Gashülle weiter expandiert und man nach und nach durch immer mehr "kaltes" Gas schauen muss. -> Absorptionspeak vergrößert sich.

Momentan geht ja bei Nova Delphini die Wasserstoffemission durch die Decke. Dafür habe ich noch keine zufriedenstellende Erklärung. ich konnte gestern Abend auch wieder Spektren aufnehmen. Werde ich hoffentlich in Bälde auch posten.

Grüße,
Jan-David

Hmm, vielleicht betrachte ich das falsch. Doch ich erwarte keinerlei Druckverbreiterung in einem Medium, wo nicht Stöße die Energieübertragung dominieren sondern die Strahlung. Nur deshalb muss sowas ja über NLTE gerechnet werden. Ich würde eher erwarten, dass die Linie breiter wird weil die Geschwindigkeiten bis hin zu immer größer werden und das jeweilige Material "auseinanderziehen". Damit wiederum müsste die Linientiefe ab- und nicht zunehmen. Bei kontinuierlichen Sternwinden bleibt die Anzahl der Plasma-Ionen ja konstant, nur die Dichte nimmt ab. Ich würde eher vermuten, dass ein Zuwachs an Plasmamaterial (stimmt das überhaupt? Siehe oben.) durch dessen Verdünnung gemäß kompensiert wird. In dieser Hinsicht ist mir das Argument mit der optischen Dicke nicht ganz klar. Ich bin mir hier aber wirklich unsicher, zumal Halpha ein Rekombinationslinie ist deren Intensität mit der Dichte zum Quadrat geht.

Das alles zeigt einmal mehr, dass solche Phänomene nicht gerade trivial zu beschreiben sind...

Ich denke eher ich betrachte das viel zu vereinfacht.

Für Unwissende wie mich: Was ist denn "NLTE"?

Ich stimme Dir zu, die Dichte des Gases nimmt bei der Expansion ab und die Linientiefe sollte abnehmen, da ein Materiezuwachs durch die Expansion überkompensiert wird. Die Konzentration ist ja entscheidend und nicht die Masse. Ich hatte da nicht weit genug gedacht.

Die Linie kann aber im Gesamten doch eigentlich nicht wirklich breiter werden, da eine konstante Größe ist. Ggfs. verändert sich aber die Peakform und die FWHM nimmt zu, bei konstanter . (Sinnvoll?)

Hallo Jan-David,
NLTE = non local thermal equilibrium.
Viele Grüße
Christian

Hallo Jan-David!

Christian hat die Langfassung von NLTE schon geschrieben. Befindet sich ein Gas im lokalen thermodynamischen Gleichgewicht (local thermal equilibrium – LTE) folgen die Besetzungszahlen in den Atomen dem kinetischen Fall der Boltzmann-Verteilung. Diese drückt die Wahrscheinlichkeit aus, dass ein Zustand von einem Teilchen der Energie besetzt ist



= Boltzmann-Temperatur

Die Energieübertragung erfolgt in diesem kinetischen Fall lokal durch Teilchenstöße (bei großen Entfernungen geht das ja nicht). Beobachtet man hingegen Besetzungsverteilungen der Linien, deren Boltzmann-Temperatur signifikant von den in einem Plasma zu erwartenden kinetischen Temperaturen abweicht, muss es neben Stoßanregung eine zusätzliche Energiequelle geben. Diese Energiequelle muss aber nicht in der Nähe liegen (daher nichtlokales Gleichgewicht) und muss Strahlung sein. Das kann eine Kerze in 1000 km Entfernung sein ( wird nur mikroskopisch angehoben) oder der zentrale Stern in einem sehr dünnen Sternwind ( wird massiv angehoben). Einerseits bedarf es für Betrachtungen im NLTE also ein dünes Medium (z.B. Hochatmosphäre der Erde, Sonnenkorona, Sternwinde) und andererseits einer starken Strahlungsquelle (Sonne, massereicher Stern). Die Verteilung folgt dabei stets Boltzmann. Allerdings folgt die Strahlungsverteilung dann nicht mehr der Planckfunktion sondern der allgemeinen "Quellfunktion" von der Planck nur einen Spezielfall für das LTE darstellt.

In sehr vielen Fällen wird behauptet, dass bei NLTE die Verteilung der Besetzungszahlen nicht mehr Boltzmann folgt. Das stimmt aber nicht. Es bleibt immer eine Boltzmann-Verteilung mit einer vom kinetisch-lokalen Fall abweichenden Temperatur .

Solltest Du Dich irgendwann mit solchen dünnen Medien weiter beschäftigen, wirst Du zwangsläufig auf NLTE-Betrachtungen stoßen. Für diesen Fall verweise ich hier im Forum auf Klaus Vollmann, der dieses komplexe Zeug wirklich durchdrungen hat.

Gruß, Thomas

Hallo,

vielleicht mal zur Auflockerung zwei Spektren im Vergleich. Mehr waren bisher nicht möglich. Immer wenn ich endlich den Spot auf der 50µm Faser sitzen hatte, kam Cirrus auf.
Wenn ich das richtig sehe und die genannten Zahlen stimmen, müßte der äußere Rand der Hülle inzwischen einen Durchmesser von mehreren AE haben - beeindruckend.

Grüße

Ulrich

Hallo,

möchte mich ebenfalls mit einer Zusammenstellung anschließen, die gerade fertig geworden ist.


Für die volle Auflösung, wie immer, bitte ins Bild klicken!






Grüße,
Torsten

Ulrich, Torsten, Jan-David!

Ich finde eure Messungen wirklich schön und beeindruckend. Hättet ihr nicht Lust nächsten Mai in Köln (kommt ihr dahin?) über eure Arbeiten einen Vortrag zu halten (vielleicht auch einen alle zusammen). Das ist doch schon eine Minikampagne (abgesehen von den Aktivitäten der französischen Kollegen), die schön zeigt, was man gemeinsam auf die Schnelle schaffen kann.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,

entschuldige die späte Antwort! Danke für Deine Erklärungen oben, dadurch wurde einiges klarer.

Leider konnte ich arbeitsbedingt noch nicht mit der Auswertung voranschreiten, aber ich hoffe, dass ichs vielleicht im Laufe des Tages schaffe mal meine Spektren zu posten.

Je nachdem was bis Mai mit der Nova und mit mir in Sachen Spektroskopie noch passiert, hätte ich natürlich Lust auch einen Vortrag darüber zu halten. Das war eh schon im Rahmen der Vortragsreihe meines Astronomievereins hier in Mainz geplant. Falls Ulrich, Torsten und ich sich irgendwie kurzschließen können, kann man ja vermeiden, dass Dinge zu redundant werden.

Ein Erratum muss ich noch anfügen: Mein Spektrum oben entstand nicht mit dem Staranalyzer, sondern mit dem Baader Blaze Gitter. Konnte die beiden ohne direkten Vergleich nicht so auseinanderhalten und heute ist es mir aufgefallen.

Viele Grüße,
Jan-David

Hallo Thorsten,

kannst du mir/uns sagen, welche Auflösung deine Spektren haben.

Ich habe gestern gerade ein Spektrum der nova eines Schülers ausgewertet und dabei gefunden, dass er mit seinem setup (Staranalyzer) eine Dispersion von rund 18 Angstr./Pix. hat, und die FWHM der Spektrenstreifenbreite ca. 41 Angstr. beträgt, was ja dann auch etwa die Auflösung in Dispersionsrichtung sein sollte (kreisförmiges Sternscheibchen vorausgesetzt). Damit kommt er bei der Halpha auf ein R von ca. 158.

Ist das etwa auch die Größenordnung deines setups?

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,
Zur Zeit nehme ich mit einer Dispersion von knapp 8.27 A/pix auf (Angabe laut vspec).
Die 41 Angström sind ein guter Wert für 18 A/pix. Wie habt Ihr den denn bestimmt?


Viele Grüße,
Torsten

Die zeitliche Entwicklung des Spektrums der Nova ist hier schön in animierter Form dargestellt:
http://quasar.teoth.it/html/spectra/novadel_15_21.gif

"Hi all! I created an interpolated animation that shows within seconds the 15-21 august evolution of nova spectrum.
Lhires III, 600 l/mm grating.
Profiles normalized at 6730-6750 A.

Ciao
Paolo"

zu finden in spectro-l

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Thorsten,

wie ich bereits geschrieben habe: Über die FWHM der Breite des Spektrumstreifens auf dem CCD-Chip. Wegen des kreisrunden Sternscheibchens ist das auch etwa das durchschnittliche aufgelöste Element in Dispersionsrichtung, wenn davon mindestens 2 Pixel beleuchtet werden (Nyquist). Was hier der Fall war.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Das ist unfassbar beeindruckend. Wohl dem der ständig schönes Wetter hat.

Hallo Lothar,

herzlichen Dank für die Info!


Hier noch ein Link zum Astronomers Telegramm von heute, der die spektroskopische Beobachtung der Nova zum Thema hatte.

Im Telegramm werden auch einige Geschwindigkeitswerte genannt ...

http://www.astronomerstelegram.org/?read=5312



Grüße,
Torsten

Hallo Thomas,

Köln ist schon vorgemerkt. Für mich alleine wäre die Ausbeute bisher zu dünn. Zu dritt könnte es reichen. Ich hoffe immer noch auf eine brauchbare Nacht, langsam wird es aber eng mit der Helligkeit. Messtechnisch könnte ich trotz abfallender Intensität noch etwas durchhalten. Mein Problem ist die Abbildung an der Fasereinkopplung, die ist noch nicht empfindlich genug. Das ist die nächste Baustelle. Ansonsten könnte ich natürlich mit dem Staranalyzer weitermachen.

Grüße


Ulrich

Die GIF-Animation ist der Hammer und ein Wetterbericht der besonderen Art...

Meine gesammelten Werke:


Ich habe noch besonders am linken Rand Probleme mit der Empfindlichkeitskorrektur, weil da der Spline nicht sehr gut fittet. Man sieht es besonders am Spektrum vom 21.8., das eigentlich links flacher verlaufen sollte.
Das an Atair korrigierte Spektrum zeigt ein paar Abweichungen (Kontinuumsverlauf) ggü. den anderen, das ist natürlich teilweise real, aber ich weiß nicht inwiefern die Wahl des Referenzsterns hier auch mit reinspielt.


Aber ich denke man sieht sonst in den Spektren was man sehen soll.
Der Sprung in der Emissionsstärke von gestern zu vorgestern Abend ist bemerkenswert!

Viele Grüße,
Jan-David

Ja, Ulrich, das wäre doch eine prima Sache. Ihr koordiniert euch und stellt die Ergebnisse als Musterbeispiel für eine "Minikampagne" vor, die dann ja auch Daten für die "große Kampagne" bei ARAS liefern kann. Ich würde mich deshalb darüber freuen, weil es ein Paradebeispiel für gemeinsame Projekte sein kann, bei denen man viel lernt. Außerdem ist das für andere Kollegen wohl sehr motivierend.

Also, ich fände das klasse.

Gruß, Thomas

Hallo Jan-David,

vielleicht sammeln wir ja tatsächlich genug Daten für einen gemeinsammen Vortrag in Köln. Gestern war das Wetter hier besser als angesagt und ich habe eine Messreihe von 5 x 20min aufnehmen können (s. Bild). Responsefunktion der der CCD habe ich noch nicht, da muß ich mich auch erst noch qualifizieren. Für heute ist schon alles in den Startlöchern und die 20 min Darks laufen im Hintergrund. Vielleicht schaffe ich eine Messreihe in der man innerhalb einer Nacht die Veränderungen sehen kann.

Grüße

Ulrich

Hallo Ulrich!

Sehr schön! Bitte nimm doch einfach das Spektrum des Sterns Iota Delphini auch auf. (Einmal pro Nacht dürfte genügen.) Die Responsekorrektur ist nicht so kompliziert, aber das setzt eben voraus, dass man mit seinem Setup einen Stern mit bekanntem Spektrum unter den selben Bedingungen aufnimmt. Nachträglich lässt sich sowas nicht mehr so ohne Weiteres reproduzieren. Für die Vergleichbarkeit unserer Spektren wäre das daher sehr wichtig.

Bei mir sind heute leider Hochnebel und Wolkenfelder, ich falle also aus.

Viele Grüße,
Jan-David

Hallo Jan-David,

ich hatte schon alpha Aql aufgenommen und die Messserie gestartet als ich Deine Info zu Iota Delphini sah. Insgesamt 7x20min, wobei die letzten drei wieder im Cirrus untergingen - heute gleich von Anfang an. Beigefügt Spektrum No. 1 mit Korrekturversuch über alpha Aql. Mal sehen was die nächsten Tage noch so bringen.

Grüße


Ulrich

Die ARAS-Leute haben sich auf Iota Delphini geeinigt. Es fällt da im Vergleich zu Atair bisschen einfacher das Kontinuum anzufitten, weil die Linien nicht so breit sind. (Zumindest mir fällt es da leichter) Außerdem ist er nicht so hell und näher dran an der Nova. Ich bin auch mit Atair durchaus zufrieden.

Wahnsinn Dein Spektrum! Wie stark sollen die Emissionslinien denn noch werden? So langsam bekommt man Probleme mit dem Dynamikbereich der Kamera, weil das Spektrum nur noch im Rauschen versinkt, während die Emissionslinien ausbrennen.

Zu Deiner Kontinuumskorrektur: Dein Spektrum sieht irgendwie zu flach aus. Es wirkt so als hättest Du einfach das komplette Kontinuum platt gemacht und nicht nur die CCD-Response dividiert.

Ich habe mal meine Ergebnisse von oben nach Normalisierung des Kontinuums in einen Konturplot gesetzt:

EDIT(26.8.): Die ganze Geschichte hier mit eingezeichneten Balmerlinien. Man sieht die anfängliche Rechtsverschiebung des Emissionsmaximums durch den darunterliegende Absorption. Leider wirkt es so als sei die Wellenlängenkalibrierung bei H-alpha nicht mehr so ganz perfekt, aber ich denke im Rahmen der Unzulänglichkeiten des "Spektrographen" ist das verschmerzbar.




Die Pfeile deuten an wo echte Messdaten (die vier Spektren) vorliegen. Der Rest ist leider interpoliert. Man kann so relativ schön den Intensitätszuwachs verfolgen. Im ARAS Forum hatte Oliver Garde diese Idee bereits vor mir und hat so hochaufgelöst die Entwicklung der H-alpha Region dargestellt.

Was ausßerdem auffällt: Die Eisenlinien scheinen im Verhältnis nicht so stark zuzunehmen, die Wasserstoffemission hingegen sprengt jeden Rahmen.

Noch etwas: Wenn Du mal die Peakfläche unter Deinen Wasserstoffemissionslinien ausrechnen könntest wäre das schön, dann könnte man mal den zeitlichen Verlauf recht engmaschig plotten.

Viele Grüße,
Jan-David

Ja das mit dem platten Kontinuum ist mir auch aufgefallen. Die Responsefunktion sah aber so schön plausibel aus...
Womit hast Du eigentlich den Konturplott gemacht - übrigens super! Export in ASCII und dann mit EXCEL o.ä. interpoliert?
Flächen unter dem H alpha Peak, wie ist da die Idee zur Normierung, auf Kontinum rechts o. links vom Halpha?
Ansonsten ist die Technik inzwischen wieder hochgefahren heute sieht es sehr gut am Himmel aus. Diesmal fange ich mal mit Iota Delphini an.

Soweit, ich muß jetzt Tee kochen

Ulrich

Hi Ulrich!

Nur um nochmal das Procedere zur Kontinuumskorrektur in Worte zu fassen:
- Das eigene Spektrum des Referenzsterns nach Hintergrundsubtraktion durch das Datenbankspektrum dividieren.
- Das Kontinuum des Divisionsergebnisses fitten.
- Das Spektrum des Objekts der Begierde durch diesen Fit teilen.
- Ggfs. durch weitere Division mit einem konstanten Faktor auf Fluss 1 bei einer Wellenlänge Deiner Wahl normalisieren. Ich setze mich dafür rechts neben die H-alpha Linie.

Ich mache eigentlich nur den Kontinuumsfit und die Wellenlängenkalibrierung in VSpec. Die restliche Verarbeitung mache ich in Origin, weil ich da einfach von der Arbeit her geübt mit bin. Auch der Konturplot entstammt Origin. Dort wird einfach linear zwischen zwei Spektren interpoliert, um einen glatten Verlauf zu erzeugen.

Für die Flächen würde ich mich jeweils rechts (~6700 A) und links (~6400 A) an die Basis der H-alpha Linie setzen. (Spektrum vorher normalisieren) Entsprechend ähnlich geht das dann bei den anderen Wasserstofflinien. Es ist natürlich nicht einfach das "wahre Kontinuum" zu sehen. Es geht aber ja erstmal um die relativen Intensitätsverhältnisse und nicht um die absoluten Flächen. Bei der momentanen Höhe der Emission machen da kleine Fehler bei der Wahl der Basislinie auch nicht mehr viel in der Absolutfläche aus.

Wenn Dus ganz korrekt machen willst setzt Du vorher noch einen Gaußfit für den entsprechenden Peak an und integrierst dann diesen. So kriegt man ggfs. noch Einflüsse der an den Flanken überlappenden Linien bisschen besser weg (z.B. linke Flanke H-alpha).

Ich hoffe Du hattest Glück mit dem Wetter. Bei mir ist es leider konstant schlecht.

Viele Grüße,
Jan-David