Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Hallo Martin, hallo Otmar,
Ihr habt Eure Post eingestellt, während ich meinen mit den Spektren verfasst habe.
Daher als Nachtrag: Ich habe meine Kalibriertabelle überprüft und festgestellt, daß sie mit NIST bis auf zwei geringfügige Unterschiede übereinstimmt. Die beiden Unterschiede könnten auf Blends beruhen. Da sie zur Iraf-Installation gehören, nehme ich an, daß es damit seine Richtigkeit hat.
Außerdem habe ich aber einen Fehler bei der zweiten C IV-Wellenlänge festgestellt. Sie beträgt 5811,98 A. Damit korrigieren sich die Werte zu

------------theta C---theta A?
C IV 5801,510 16,8 13,6
C IV 5811,980 27,7 21,1
Na I 5889,953 18,0 18,0
Na I 5895,923 24,3 23,1

Das sieht zwar schon erheblich besser aus, es bleibt aber eine Differenz von 10,9 bzw. 7,5 km/s = 0,21 bzw 0,15 A. Eine Ungenauigkeit in der Kalibrierung kann ich natürlich nicht ausschließen, aber bei nur 10 A Differenz erscheint mir das etwas viel zu sein. Aber wie gesagt, möglich ist das. Berthold hat eine Differenz von nur 3 km/s gemessen.
Viele Grüße
Christian

Die Natriumlinien haben nichts mit dem Stern zu tun. Man kann diese hilfsweise zur heliozentrischen Korrektur der Übrigen 4 Linien verwenden.

Berthold

Hallo Theta ori Spezialisten.....


also das habe ich am Spektrum vom 15.12.13 an Theta ori mit specrave gefunden unter Verwendeung der CIV Ruhelinie von Otmar. Da ist dann die RV zu niedig......passte besser , wenn man 5411,98 nähme......WIe mir Roland Bücke mitteilte, sind die Werte heliozentrisch korrigiert mit einer Genauigkeit von +/- 20m/s!! Der Korrekturwert beträgt laut Specrave -1,69 Km/sec, das kommt mir sehr wenig vor. Stimmt das trotzdem?

Falls Roland das auch ansieht, wollte ich den fragen, ob die rote Linie sinnvoll gesetzt ist?

herzlicher gRuss
berthold

Hallo Christian,

was mir zusätzlich zur Verschiebung der He-Linie in Richtung kürzerer Wellenlänge komisch vorkommt, ist die etwa gleich große Verschiebung der Überreste der He-Nebelemission aus der Himmelshintergrundkorrektur (jeweils als Emi-Spitze in den beiden He-Absorptionslinien zu sehen). Eine so große Verschiebung der He-Emission des Nebels im Rahmen seiner Feinstruktur würde ich nicht erwarten und habe ich auch nicht beobachtet (vgl. auch die Aufnahme in http://astrospectroscopy.eu/spektren/Pr ... e1OriC.htm).

Kannst du mir per Email die zugehörige darkkorrigierte 2d-(Summen)Aufnahme als .fits zuschicken?

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,
ich habe festgestellt, daß auf meinen 2D-Spektren in Wirklichkeit drei Spektren sind. Ich bin noch mit der neuen Auswertung beschäftigt. Wenn ich fertig bin, sende ich Dir die Spektren. Falls Du Iraf installiert hast, sage mir bitte Bescheid. das würde die Sache vereinfachen.
Viele Grüße

Christian

Hallo,
auch beim zweiten Versuch ist mit der Zuordnung mir ein Fehler unterlaufen. Bei nochmaligem und genaueren Hinsehen habe ich festgestellt, daß ich drei Spektren aufgenommen habe. Um diesmal sicher zu gehen, habe ich einige Kontrollen durchgeführt. Aus dem Abstand der Spektren in Richtung der y-Achse und der Teleskopbrennweite habe ich den Winkelabstand der drei Sterne errechnet. Ich bin auf 12,5" zwischen Spektrum 1 und 2 bzw. auf 133,9" zwischen 2 und 3 gekommen. Damit kommen nur folgende Sterne in Frage:
1. theta 1 Ori A
2. theta 1 Ori C
3. theta 2 Ori A
Die tatsächlichen Abstände betragen 12,47" bzw. 134,66". Außerdem liegen alle drei Sterne auf einer Geraden und haben auch entsprechende Helligkeit. Was ich bisher für theta 1 Ori A angesehen habe, ist also in Wirklichkeit theta 2 Ori A und der bisherige theta 1 Ori C setzte sich aus theta 1 Ori A und theta 1 Ori C zusammen.
Unten sind nun die nunmehr drei Spektren zu sehen.
Interessant sind die unterschiedlichen He-Linien.
Lothar, wenn Du noch an den 2D-Spektren interessiert bist, schicke mir kurz eine PN.
Viele Grüße
Christian

Hallo,
ich wünsche Euch allen noch ein schönes Weihnachtsfest.
Am 20.12 hatte ich nochmals theta 1 Ori C beobachtet, diesmal aber im Bereich 5.375 - 5.650 A. Leider waren die Beobachtungsbedingungen wegen des starken Winds nicht besonders gut. Das S/N ist zwar gleich 100, aber die Kalibrierung ist nicht besonders gut. Trotzdem zeige ich hier einen kleinen Ausschnitt mit zwei Linien. Rechts sieht man die O III-Linie 5.592 A. Die linke Linie bei 5.559 A wirft aber zwei Fragen auf:
1. Warum ist die in Lothars Spektrum vom 13.12.2013 nicht zu sehen?
2. Was ist das für eine Linie?
Es könnte sich um N I entweder mit lambda=5.557,383 A oder =5.560,337 handeln. In diesem Fall würde durch ISM erzeugt werden, da in einem O Stern keine neutralen Atome vorhanden sein können. Ebenso gut könnte es sich natürlich um ein anderes chemisches Element handeln.
Kann jemand von Euch dazu genaueres sagen?
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,

sobald bei mir wieder freie Sicht ist, mache ich bei diesem interessanten Objekt auch mit. Leider ist um diese Jahreszeit bei Schönwetter dichter Nebel bis 800m.

Viele Grüße
Siegfried

Hallo zusammen,

mir ist angesichts der nun lieferbaren Daten dieses Sterns unklar, ob ihr damit eine konzertierte Kampagne durchführt oder nur mal so ein paar Spektren aufnehmt. Ich frage aus drei Gründen:

• 1. Ich hatte diesen Stern schon in Langenselbold 2006 als lohnenswertes Ziel angesprochen weil er ein signifikantes Magnetfeld von etwa 500 Gauß besitzt. Damals mussten die Anwesenden abwinken, weil sie nur spaltlos arbeiteten. Das hat sich erfreulicherweise geändert und die Datenqualität ist sehr hoch.

• 2. Soweit ich weiß hat sich Otmar mit diesem Stern intensiv beschäftigt. Es wäre daher naheliegend wenn er als wissenschaftlicher PI wirken und mit allen beteiligten auf ein Paper hinarbeitet.

• 3. Nicht nur ich würde es angesichts der langsam wachsenden Beobachtergruppe in Deutschland (die französischen Kollegen sind uns da weit voraus) sehr begrüßen, solche Messprogramme öfter aufzulegen. Nur so und mit einer entsprechenden Fachbegleitung lernt man etwas über die Physik der Objekte.

Es wäre daher aus meiner Sicht empfehlenswert, wenn sich Beobachtergruppen zusammentun würden und sich dezidiert auf ein Ziel einigen könnten. Ori C könnte als Beispiel wirken.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
mir ist von einer Kampagne nichts bekannt. Das ist so eine Art Herdentrieb. Ich bin durch Bertholds Spektrum daran erinnert worden, daß ich mir früher schon mal vorgenommen hatte, theta Ori zu beobachten. Leider kommt das wegen meines eingeschränkten Beobachtungsfeldes nur für eine kurze Zeit im Jahr in Frage.
Es wäre sehr schön, wenn Otmar uns einige Hinweise geben würde, sowohl was die Physik als auch die interessanten Spektralbereiche angeht und was man sonst so beachten sollte. Ich selber habe zwar nur einen Lhires, kann aber jeden Spektralbereich Dank meines Umbaus abdecken.
Ich möchte aber noch auf einen anderen Punkt aufmerksam machen. Wenn man sich die Na I - Linien der ISM genau ansieht, bemerkt man auch dort interessante Merkmale. Vielleicht kann man in einem Aufwasch auch Informationen übert die ISM gewinnen.
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian, ich hatte vermutet, dass das so ein bisschen "rumbeobachten" ist. Das ist ja auch völlig OK, angesichts der Physik dahinter nur sehr schade. Ich empfehle, alle Interessenten zusammen zu tun und dann Otmar direkt per Email um Unterstützung zu bitten. Vielleicht ließt er gerade nicht mit oder er hat gar keine Zeit. Ein Versuch ist es aber Wert. Sollte er kein Interesse/Zeit haben, könnte ich Gregor Rauw in Lüttich ansprechen. Der kennt sich ebenfalls aus (vielleicht kommt er sogar nach Köln, ich habe ihn gefragt). Vorbehaltlich der Expertenmeinung ist Halpha m.E. die erste Wahl und der LHIRES liefert ja auch erstklassige Daten.

Mit der Natriumlinie wirst Du nicht viel erreichen können. Die Säulendichten des ISM kann man mit der Wachstumskurve bestimmen. Dazu braucht es aber mehr Linien dieser Spezies.

Gruß, Thomas

hallo Christian,

offensichtlich erregt nun dieser Stern doch breiteres Interesse als zunächst von mir wahrgenommen wurde:

ich beobachte den Stern jedes Jahr bei sich bietender Gelegenheit. Otmar arbeitet über diesen Stern und hat da auch schon Einiges veröffentlicht. Es handelt sich also zumindest nicht bei mir um "nur" so eine Art "Rumbeobachten", sondern ich versuche seit mehreren Jahren, meine RV messungen Otmar zur Verfügung zu stellen , damit er die Bahnelemente dieses Doppelsternsystems verbessern kann. Soweit ich verstanden habe, befindet sich das System derzeit in dem Minimum der RV, was meine bisherigen Messungen auch bestätigen im Vergleich von vor einem Jahr etwa.

Soviel dazu.

Ich konnte bislang auf meinen Spektren keine ( so deutliche) Linie bei 5559 Angström sehen. Allerdings genau vom 20.12.2013 habe ich kein Spektrum, ich hatte in dieser klaren Nacht Besuch und konnte nichts machen. Hast Du ein flat von dem Aufnahmebereich gemacht?

Vermutlich nicht, es könnte sich leicht um eine Störung handeln , so meine ich zumindest mal. Ohne flat kannst Du die "Linie" eigentlich kaum beweisen..::-)

einen guten Rutsch (wie man so sagt... )

wünscht berthold

Hallo Berthold,
ich hatte vor einem guten Jahr tatsächlich ein Flat gemacht, das nicht so gut geworden war, wie ich mir das erhoffte. Für diesen Zweck hier dürfte es aber ausreichen. Auf dieses Flat habe ich die gleichen Operationen angewendet, die nötig sind um aus dem 2D-Kalibrationsspektrum eine entsprechende Zahl von 1D-Spektren zu gewinnen. Da ich auch hier wie schon am 16. Dez. drei Sterne gleichzeitig spektroskopiert habe, werden auch hier drei 1D-Kalibrationsspektren erzeugt. Dabei werden dieselben Pixel genommen, wie bei der 2D->1D Reduktion des Objektspektrums. Tatsächlich befindet sich an der Stelle der "Absorptionslinie" eine leichte Delle, deren Minimum aber nur 2 % unter dem "Kontinuum" liegt. Es handelt sich um die rote Kurve in der Abbildung. Ob das ausreicht, ein derartig starkes Artefakt zu erzeugen, bezweifle ich. Sicher bin ich mir natürlich nicht. Vielleicht kannst Du mir aus Deiner größeren Erfahrung dazu etwas sagen.
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,

So ganz habe ich Deine Mail nicht verstanden. Aber ein Jahr alte Flats sind in meinen Augen so eine Sache. Hast Du unterschiedliche Sterne an diesem Abend aufgenommen? Dann sollte das auch so zu klären sein. Sonst liegen aber auf der Datenbank von Otmar bestimmt einige Spektren von diesem Stern, könntest ja auch da mal nachsehen?

Wirklich wichtig sind aber hier die RV Werte, die Du findest, welches R hast Du? Eventuell reduzierst Du die Spektren mal mit SMS von Günter.

Herzlicher Gruss
Berthold

Hallo Berthold,
ich denke das beste ist, bis zur nächsten Gelegenheit zu warten, um weitere Spektren aufzunehmen. Werde dann zusehen, daß das Spektrum dann auf andere Pixel fällt. Im übrigen werde ich nochmal ein neues Flat erzeugen.
Viele Grüße
Christian

Ja gut, ich werde natürlich auch noch solche Spektren erzeugen, vielleicht machen auch noch Andere was.....dann werden wir ja sehen.

Herzlicher Gruss
Berthold

Hallo Christian,
Flats sind mit Abstand die kritischsten und entscheidenden Korrekturaufnahmen jeder Datenreduktion. Ein einzelnes Flat alle paar Wochen oder Monate reicht für eine verlässliche Datenreduktion nicht aus. Für jedes Setup und für jede Nacht braucht es ein neues Flatfield. Es sollte darüber hinaus ein signifikant höheres S/N besitzen als die Daten. Ansonsten wird die Datenqualität zu sehr durch das Rauschen der Flats verringert.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
Du hast natürlich einerseits völlig recht, aber andererseits auch gut reden.
Nachdem ich mich lange Zeit um diesen Punkt gedrückt habe, habe ich mit einigem Aufwand ein Flat erzeugt, indem ich am Teleskop vier Strahler angebracht habe, die auf eine Projektionsleinwand gerichtet habe. Das Ergebnis war ziemlich enttäuschend, sowohl was das Rauschen als auch die Homogenität der Belichtung betrifft. Schon wegen des Aufwands kann man das nur hin und wieder machen. Alternativ kann man auch eine Leuchtfolie vor das Teleskop setzen. Je nach Teleskopstellung ist das aber u. U. schon schwierig. Hat das jemand mal ausprobiert?
Eine andere Möglichkeit besteht darin, eine Glühlampe direkt vor dem Spalt anzubringen, wozu Hilditch in "Close Binary Stars" rät. Bei meinem Lhires-Spezial könnte ich noch alternativ die Lampe vor die Glasfaser halten.
Als dritte Möglichkeit kann man noch den CCD-Chip direkt einer Strahlungsquelle aussetzen. Dabei werden aber nur die reinen Kameraeigenschaften gemessen und alle Aparateeigenschaften eliminiert.
Abgesehen von der Leuchtfolie kommen für mich praktisch nur die zweite Möglichkeit in Frage, die ich in den nächsten Tagen ausprobieren werde. Insbesondere bin ich auf das Rauschen gespannt.
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian, Dein "Problem" ist in Wirklichkeit keins weil das Flat nicht homogen sein muss sondern nur keine lokalen Intensitätsschwankungen haben darf. Ein globaler Gradient ist kein Problem. daher ist die 4-Strahler-Lösung wahrscheinlich völlig ausreichend. Das liegt daran, dass das Flat lokale Störungen auf dem CCD-Chip eliminieren soll und damit keine lokalen Schwankungen im spektralen Kontinuum auftreten, die nur mit einem Spline hoher Ordnung zu eliminieren sind. Du beleuchtest Deinen Flat-Screen, nimmst 10-20 Flats auf (Counts im linearen Bereich des Chips), mittelst die und fertig. Und das machst Du jede Nacht einmal.

Um die Qualität der Daten um maximal 5% zu reduzieren, muss das gemittelte Flat ein 10fach besseres S/N haben als die Daten.

Gruß, Thomas

Wir hatten diese Thema hier schon mehrfach. Such das mal.

Hallo Thomas,
das würde mich jede Nacht ca. 2 h kosten, die von der Beobachtungszeit abgehen. D. h., es ist vom Aufwand völlig unrealistisch. Außerdem gab es teilweise lokale Schwankungen. Für mich kommt nur die zweite oder dritte Möglichkeit in Frage, allenfalls noch die mit der Leuchtfolie. Nach Hilditch soll die zweite Möglichkeit auch die am meisten praktizierte sein. Ich wüßte nichts, was dagegen spricht.
Lothars Beitrag über die Leuchtfolie ist leider im Internet nicht mehr zugänglich. Aber den damaligen Diskussionen habe ich entnommen, daß dieser Weg auch nicht problemlos ist.
Viele Grüße
Christian

Ja, Flats kosten Zeit. Das ist der Preis, den man für die Datenqualität zahlt. Man kann Flats auch vor der Nacht aufnehmen. Haben wir am Teide so gemacht. Ich habe auch schon Glühlampen direkt vor dem Spalt genutzt. Die Lampe leuchtet einen Langspalt aber natürlich nur teilweise aus. Auch mit Glasfaser könnte gehen, solange man die potentiellen Fasermoden im Auge behält. Das muss man einfach mal ausprobieren. Es gibt hier keine generelle Lösung doch Flats müssen definitiv jede Nacht aufgenommen werden.

Gruß, Thomas

Ich habe flats mit der Leuchtfolie gemacht , wenn ich den lhires benutzte. Bei dem lhires wurden die Spektren dann häufig deutlich schlechter..Spektren mit dem echelle können ohne flats überhaupt nicht reduziert werden. Aber jede Nacht neue flats sind selbst bei dem echelle in praxi unnötig, man kann durch aus flats benutzen, die ein paar Nächte alt sind, das zumindest zeigt mir die Praxis.

Berthold

Ich vermute zu kurze Belichtungszeit bzw. zu wenige Flats. Es ist immer die Frage was mit den Daten passieren soll. Bevor eine ganze Nacht verloren geht, ist ein 2stündiges Zeitinvestment besser, zumal es vor der Nacht gemacht werden kann. Falls die Daten wissenschaftlichen Zwecken dienen sollen, würde ich Flats alle paar Tage nicht akzeptieren wollen.

Ich kann an Hand zahlreicher (echelle ) Spektren zeigen, dass bei den Reduktionsergebnissen mit zeitnahen Flats und etwas Älteren kein für mich oder durch mich nachweisbarer Unterschied bei den erzielten Reduktionsergebnissen nachzuweisen ist. Voraussetzung ist, dass keine wesentlichen Verschiebungen des Spektrographen entstanden sind. Das kann man leicht anhand der ThAr Spektren prüfen .

Berthold

Ich kann nur die besondere Wichtigkeit des Flats unterstreichen, Berthold. Der Beleg der Stabilität ist m.E. sowieso grundsätzlich notwendig. Ohne nächtliche Flats, die in Wirklichkeit nur einen minimalen Aufwand darstellen weil sie automatisiert außerhalb der Nacht aufgenommen werden können, bleibt eine Restunsicherheit, die man vermeiden sollte. Am Teide haben wir das ja auch erfolgreich gemacht. Für einen Standardspektrographen kommt man um nächtliche Flats keinesfalls herum. Und es ist richtig, dass ein Fiber-Echelle stabiler ist. Doch auch bei letzterem rate ich zu nächtlichen Flats. Dies besonders, wenn es um kleine Linienvariationen geht, die schon von kleinsten neuen Staubkörnern simuliert werden können.

Thomas

Hallo,

habe mich lange davor gedrückt, gleich anschließend Flats zu machen. Ist aber, wie Thomas schon erwähnt hat, unverzichtbar! Ob es Staubkörner oder Eiskristalle sind, einige Tage später wird die Position am Chip nicht die selbe sein. Eine direkte Beleuchtung des Spaltes ist ebenso problematisch, da kommt es zu abweichenden Schattenbildungen der Staubkornes. Somit bleibt nur die Einkoppelung über das Teleskop.

Viele Grüße
Siegfried

Hallo Siegfried,
Staubkörner kann man sofort erkennen, da sie dunkle Streifen in Dispersionsbildung verursachen. Flat durchs Teleskop sind einfach nicht praktikabel, es sei denn, sie werden mit einer Leuchtfolie gemacht. Gerd Neumann bietet eine solchen an. Leider sagt er nicht allzu viel über dessen Spektrum.
Wenn man vor Staubkörnern sicher sein will, sollte man vor Beginn der Beobachtungen ein Flat machen. Im übrigen kann man Staub mit komprimierter Luft zuverlässig bekämpfen.
Ich sehe den Sinn von regelmäßigen Flats weniger in der Gefahr von kurzfristigen Änderungen der Kameraeigenschaften sondern in Unregelmäßigkeiten des Gitters, die sich bei unterschiedlicher Stellung an unterschiedlichen Stellen auf dem CCD bemerkbar machen. Dabei setzte ich voraus, daß die kamera immer auf die gleiche Temperatur gekühlt wird.
Viele Grüße
Christian

Hallo Christian,

mit den Staubkörnern meinte ich jene, welche sich im Kameragehäuse befinden und gelegentlich am Chip-Deckglas landen. Vor kurzem habe ich meine SBIG 2K vom Staub befreit. Da waren am Flat einige schwarze Punkte, eben Staubkörnchen welche nur mit Lupe erkennbar waren. Ist aber ohne Reinraum Problematisch da, trotz größter Vorsicht, wider Staub im Kameragehäuse landet. Das fällt dann unter "Weihnachtsputz":

Viele Grüße
Siegfried

Hallo Christian, Du kannst der weltweiten Astronomie-Community ruhig glauben, dass Flats in der Mehrheit mit dem Teleskop an Flatscreens aufgenommen werden. Man sollte Flats nicht nur mit dem Spektrographen (Lampe am Spalt) sondern durch das gesamte optische System aufnehmen um alle Vignetierungseffekte mitzunehmen. Siegfried hat das völlig richtig dargestellt. Nein! Auch hier: Nein! Siehe meine Erläuterung zum spektralen Kontinuumsfit.

Gruß, Thomas

Hallo Thomas! Richtig! Den Spalt bei einem Lhires kann man aber mit einer Glühlampe völlig ausleuchten.

Was soll daraus folgen?
Nimm es mir bitte nicht übel, aber das scheint mir etwas widersprüchlich zu sein. Wenn es nur auf das Kontinuumsfit ankommt, spielt doch die Vignettierung keine Rolle.
Doch, man kann! Der Staub kommt bei meiner Kamera gar nicht bis zum Chip, da vor dem Verschluß eine Quarzplatte alles abhält. Und die kann man wirklich leicht mit Druckluft säubern.

Ich habe mich inzwischen mit der Flaterzeugung experimentell beschäftigt und Flats durch die Fiber und durch direkte Beleuchtung des Spalts verglichen. Die erste Methode hat zu besseren Ergebnissen geführt. Allerdings habe ich den Spalt mit einer Taschenlampe beleuchtet, die ich vor die teleskopseitige Öffnung gehalten habe. Möglicherweise ergibt eine kurz vor dem Spalt angebrachte Glühbirne ein besseres Ergebnis. Das Fiberflat ist relativ glatt, hat aber besonders an den Rändern vereinzelt nach unten gerichtete Dellen, die sich bei Profilen in x-Achsenrichtung wie Absorptionslinien bemerkbar machen. Das hat nichts mit der Kamera zu tun und könnte durch die unterschiedlichen Moden erklärt werden. Zur Veranschaulichung habe ich hier zwei Abbildungen eingestellt. Die Graphik rechts zeigt so eine Delle. Bei einer vergrößerten Darstellung verliert sie ihre Spitze und nimmt eine gerundete Form an. Die Koordinaten dieser Dellen ändern sich einer Änderung des Spektralbereichs nicht.
Ich möchte aber sicher gehen. Deswegen habe ich mir aber überlegt, ob ich nicht zusätzlich vor dem Sekundärspiegel eine Halogenleuchte befestige, sodaß ich für ein Flat durch die Optik lediglich eine Resopalplatte oder sowas ähnliches im Abstand von ca. einem Meter vor das Teleskop halten muß. Der Preis wäre natürlich, das eine dünne Halterung vor der Teleskopöffnung das Flat etwas beeinflußen könnte als auch ein gewisser Gradient der Beleuchtungsstärke von innen nach außen. Aber schlimmer als eine Spinne kann das ganze auch nicht werden.
Ich wünsche Euch einen guten Rutsch und alles Gute, insbesondere klare Nächte, für 2014.
Christian

Hallo Christian!
Daraus folgt, dass Deine Anmerkung „Flat durchs Teleskop sind einfach nicht praktikabel, es sei denn, sie werden mit einer Leuchtfolie gemacht.“ von der überwältigenden Mehrheit aller Astronomen nicht geteilt wird. Mir scheint, dass Du mit dem Hintergrund des Flats noch Probleme hast. Du kannst „Staub-Donuts“ in der Bildebende mit einem Fit niedriger Ordnung nicht eliminieren. Wir haben das Thema „lokale“ und „globale“ Intensitätsschwankungen im Flat hier schon sehr oft besprochen. Schau das noch einmal an. Sorry, ich werde das jetzt nicht noch einmal alles verschriftlichen. Das gibt es hier schon! Ich kann Dir das aber gern noch einmal in aller Ruhe bei der Aspekt 14 erläutern. Niemand spricht hier von Staub auf dem Chip sondern von Staub im optischen Weg. „Staub-Donuts“ z.B. sind unscharfe Abbildungen von Staub auf dem Deckglas. Na prima, dann hast Du für Dich doch eine Lösung für jede Beobachtungsnacht gefunden, obwohl ich das wiederum für nicht praktikabel und lösungsorientiert halte.

Gruß und auch Dir und allen anderen ein gutes 2014, Thomas

Hallo Thomas!
Ich habe nur gesagt, daß ein Flat in jeder Beobachtungsnacht, so wie ich das früher mal gemacht habe, für mich unpraktikabel ist. Wahrscheinlich werden die meisten davon auch nicht auf der Terasse mit einem C11 und einem Lhires arbeiten. Wenn ich eine Kuppel hätte, würde ich das auch so wie die Profis machen. Wenn ich richtig orientiert bin, gibt es dort eine festinstallierte Beleuchtung, die nur mal kurz eingeschaltet werden muß. Falls das nicht stimmt, entschuldige bitte,aber ich war noch nie in einer richtigen Sternwarte.
Genau so ist es. Deshalb will ich das Problem aus meiner bescheidenen Sicht schildern. Um die unterschiedliche Empfindlichkeit der einzelnen Pixel messen, brauche ich kein Flat. Es reicht, die Kamera mit der Öffnung zur Zimmerdecke (weiß) zu legen und bei geringer Beleuchtung eine Belichtung zu machen. In einer richtigen Sternwarte ist das vermutlich nicht so ohne weiteres möglich. Streng genommen müßte man das allerdings separat für jeden Wellenlängenbereich durchführen. Um beides zu kombinieren, wird das weiße Licht durch den Spektrographen geführt. Exakt wäre es aber nur, wenn ich eine Lichtquelle ohne Linien weit entfernt genau an der Stelle hätte, wo anschließend der Stern ist (hier Punktlösung genannt). Da auch das nicht durchführbar ist, nimmt man die nahe, möglicht gleichmäßig beleuchtete ausgedehnte Fläche (Flächenlösung). Das ist aber nur eine Näherungslösung. Wieweit das Ergebnis von der Punktlösung abweicht, ist mir nicht ganz klar. Theoretisch müßte ich den Punkt bloß über die ganze Fläche wandern lassen und anschließend die Meßwerte integrieren. Ich habe auch bisher in der Literatur keine befriedigende Diskussion gefunden. Deswegen habe ich meine Probleme, die Flächenlösung besser zu finden als die Beleuchtung des Spalts mit einer unmittelbar davor angebrachten Lichtquelle, und kann deswegen mit der Aussage, die meisten Astronomen bevorzugen die Flächenlösung, wenig anfangen. Nicht nötig. Literaturhinweis würde mir reichen.
Viele Grüße
Christian

Am Mittwoch, den 01.01.2014, 19:01 +0100 schrieb Christian Netzel:
Ich weise mal wieder auf den schönen Artikel von Massey und Hanson hin:


http://spektroskopie.fg-vds.de/pdf/massey2010.pdf


Pflichtlektüre.

günter

_________________
Im längsten Frieden spricht der Mensch nicht so viel Unsinn und Unwahrheit als im kürzesten Kriege. (Jean Paul)

Hallo Christian, Richtig, die geringen Pixel-zu-Pixel- bzw. Gain-Schwankungen moderner CCD-Chips machen das unnötig. Aber genau das ist ein Screen-Flat. Nicht nur streng genommen, sondern auf jeden Fall. Wenn das Gitter gedreht wird oder auch nur die Aparatur geringfügig geändert wird, braucht es neue Flats.
Da die Wellenfronten von Flat und Stern eh parallel einfallen, ist das kein Unterschied. Kontinuierlich muss das Flat auf jeden Fall strahlen. Ja, aber die gesamte Datenreduktion ist eine Näherungslösung. Allerdings führt diese Näherung bei sauberer Arbeit nur vernachlässigbare Fehler ein. Beispiel: Möglichst geringe Rauschaddition durch Flatfield.

Ansonsten hat Günter recht. Massey & Hanson liefert hier schon einiges.

Gruß, Thomas

Hallo zusammen,

Ich habe weiter oben im Thread gelesen, daß "meine" Leuchtfolien angesprochen wurden, ich würde auf meiner Seite aber nichts zur Eigung für die Spektroskopie sagen.
Dazu 2,5 Bemerkungen: Auf meiner Seite ist ein Bericht von Lothar Schanne verlinkt: Er hat eine meiner Folien ausgiebig getestet und für sehr gut befunden. Der Link war leider tot, lebt jetzt aber wieder

Wer möchte, möge mir eine Mail schreiben, dann kann ich gerne ein flußkalibriertes Spektrum der Folie schicken.

Und zum Schluß: Die Folien werden auch von vielen Profis eingesetzt, weil Flats auch in der Spektroskopie damit sehr einfach werden.

Viele Grüße aus Hamburg und ein Frohes neues Jahr mit vielen klaren Nächten!

Gerd

Hallo Gerd, hallo zusammen,

ich hatte mit der Leuchtfolie von Gerd an meinem C14 sehr gute Erfahrungen gemacht. Sie ergab die "besten" flats von allen Methoden, die ich durchprobiert hatte. Außerdem ist es eine schnell durchführbare Methode, wenn die Folie in einem Holzrahmen montiert ist, den man auf den Teleskopöffnung aufstecken kann. Dann bleibt es auch in der Sternwarte dunkel und hat dann keine Probleme mit Lichtlecks, welche das Flat beeinflussen könnten (was beispielsweise der Fall sein kann, wenn man Glühlampen verwendet, welche eine weisse Projektionsfläche vor der Teleskopöffnung mehr oder weniger homogen bestrahlen).
Einiges dazu habe ich auf meiner webpage dokumentiert: http://astrospectroscopy.eu/Einsteiger/Flats/flats.htm

Berthold hat ebenfalls diese Folie verwendet.

Das Spektrum des emittierten Lichts der Folie ist natürlich nicht das eines schwarzen Strahlers (Glühlampe), aber durchaus brauchbar, wenn man nicht ausschließlich weit im blauen oder weit im roten arbeiten will.

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Lothar,
was meinst Du mit „Sie ergab die "besten" flats von allen Methoden, die ich durchprobiert hatte.“? In welcher Hinsicht sind die Folienflats besser? Das kann ich aus Deinem Test nicht ersehen. Ist das wirklich ein Problem? Ein Flat flutet doch den Teleskopraum i.d.R. sowieso mit Licht. Ich bin mir ja nicht völlig sicher, doch ich meine die Dunkelheit/Helligkeit in der Sternwarte ist vernachlässigbar solange keine sehr intensiven Lichtreflexe das Flat stören. Vorsicht, das habe ich in meinen Beiträgen schon angesprochen. Homogenität ist gar nicht gefordert. Die Folie ist wahrscheinlich für Flats in der DeepSky-Fotografie sehr hilfreich. Eine annähernd konstante globale CCD-Empfindlichkeit vorausgesetzt (Schwankungen von Pixel zu Pixel können vernachlässigt werden), braucht man hier vielleicht wirklich ein möglichst homogenes Flat (sicher bin ich aber auch hier nicht). Im Gegensatz dazu werden in der Spektroskopie globale, also niederfrequente Schwankungen jedoch wegnormiert. Es spricht m.E. nichts gegen die übliche Anwendung von Schirmen in Teleskopraum, T-Shirt-Flats oder Dämmerungsflats (letztere allerdings bei limitierten Aufnahmezeiten). Wenn man dann den Preis einer C14-Folie von 400 Euro berücksichtigt, wird das für manche Amateur-Spektroskopiker nicht unbedingt die beste Wahl sein.

Gruß, Thomas

Hallo,

das einfachste und kostengünstigste sind "Twilight sky flats" wie sie z.B. auch bei der ESO in La Silla gemacht werden http://www.ls.eso.org/lasilla/Telescope ... Flats.html . Zum Beispiel 15- 30 min nach SU etwa 1h östl des Zenits die Aufnahmen gemacht und gut is`. Wenn´s bei der ESO reicht, sollte es auch für unsere Bedürfnisse ok sein.

Gruß Rolf

Hallo Rolf,

für CCD-Astroaufnahmen magst Du recht haben, selbst bei diesen sind Sky-Flats aber nicht unproblematisch. Für spektroskopische Flats durch Teleskop und Spektrograph aufgenommen sind Skyflats vollkommen unbrauchbar. Was Du so erhältst ist ein modifiziertes Sonnenspektrum mit erhöhtem Blauanteil wegen Rayleighstreuung, allenfalls brauchbar zur Wellenlängenkalibrierung mit Hilfe der Fraunhoferlinien. Probiers mal aus

Gruss, Martin

Klar, für spektroskopische Untersuchungen sind "Himmelsflats" natürlich unbrauchbar!

Herzlicher Gruss Berthold

Am 08.01.2014 um 21:49 schrieb Martin Dubs <fg-spek-obs@vdsastro.de (fg-spek-obs@vdsastro.de)>:

Also diese Himmelsflats sind nur eine von mindestens drei Möglichkeiten
die Zeit tot zu schlagen.

1.
Ein Flat vom Chip alleine. Ohne jede Optik wird der CCD-Chip möglichst
homogen beleuchtet. Das soll die Unterschiedliche Empfindlichkeit der
verschiedenen Pixel aufzeigen, also die
Pixel Response Non Uniformity, PRNU. Anscheinend ist die nicht sehr von
der Wellenlänge abhängig.

2.
Ein Domeflat. Das Licht eines Kontinuumstrahlers geht durch die gesamte
Optik von Teleskop und Spektrograph. Das zeigt erstens den Staub im
Lichtweg, zweitens Vignettierungen und drittens den Kontinuumsverlauf
der Flatfieldlampe. Drittens interessiert nicht und wird deshalb durch
anfitten eines Polynoms parallel zur Dispersionsachse und anschließende
Division wieder entfernt. Das Flat ist dann normiert, die Donuts bleiben
übrig.

3.
Ein Skyflat. Das möglichst sternlose Himmelsblau wir spektroskopiert.
Das Bild zeigt dann für jeden Punkt des Spalts, wie die Intensität des
Eingangssignals übertragen wird. Die spektrale Information des
Sonnenlichts interessiert dabei nicht, deshalb werden alle Spalten
aufaddiert und man erhält so ein Profil senkrecht zur
Dispersionsrichtung. Es zeigt, wie der Chip an unterschiedlichen Stellen
beleuchtet wird. Dieses Profil kann man dann wieder zu einem
zweidimensionalen Bild ausdehnen, normieren und das Rohspektrum durch
diese Beleuchtungskorrektur dividieren.
(Warum man das auch bei fasergekoppelten Spektrographen macht ist mir
ein Rätsel.)


Ich hoffe, damit alles, was ich mir so in letzter Zeit angelesen,
richtig wieder gegeben zu haben.


günter

_________________
Im längsten Frieden spricht der Mensch nicht so viel Unsinn und Unwahrheit als im kürzesten Kriege. (Jean Paul)

Hallo zusammen,

es gibt durchaus die Möglichkeit brauchbare "Dämmerung-Himmelsflats" an Spektrographen zu gewinnen. Ich hatte das früher ab und zu verwendet.

Während der Flataufnahme (z.B. 60 s lang) die Gitterstellung kontinuierlich und gleichmäßig, mehrfach hin- und zurück, verändern über einen Wellenlängenbereich, der deutlich breiter ist wie die breitesten Linien im Sonnenspektrum. Am besten so, dass die stärkste Linie (wie Halpha) über das gesamte auf der CCD abgebildete Wellenlängenfenster verschmiert wird. Dann sind im resultierenden Flat keine Linien mehr erkennbar.

Das Verfahren hat aber auch den Nachteil, dass wellenlängenabhängige Effekte im Flat ebenfalls verschmiert werden. Aber Staubflecken und -streifen etc. lassen sich so ganz gut kompensieren.

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Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Es ist zwar richtig, dass niederfrequente Beleuchtungsunterschiede im Flat bei einer Normierung des resultierenden Summenspektrums entfernt werden. Aber es gibt weitere Effekte, die trotzdem stören. Wenn das T-Shirt oder der weisse Karton vor dem Teleskop über ihre Fläche ungleichmäßig hell sind, dann ist auch der Schattenwurf von Staubkörnern im Flat asymmetrisch. Das habe ich in meinem Test auch dargestellt. Dagegen kommt das Sternlicht als ebene Wellenfront an, die über die Teleskopöffnung gleiche Amplitude hat. Der Schattenwurf von Staubkönern hat mit dem Sternlicht keine Asymmetrie. Dieser Unterschied führt zu künstlichen Absorptions- und Emissionslinien, wenn die Staubkörnerschatten auf den Spektrumstreifen des Sterns fallen und ein so gewonnenes Flat verwendet wird. Ich habe da üble Erfahrungen gemacht. Die Folie flutet eben die Sternwarte nicht mit Licht, weil sie dicht auf der Teleskopöffnung sitzt und überstehendes abgeblendet wird durch einen Rahmen. Mein Lhires war nie ganz lichtdicht und helles Licht in der Sternwarte hat die Flats beeinflusst (Fremdlicht).
Wenn der Spektrograph lichtdicht ist....ok.
Der Preis ist sicherlich ein starkes Argument für andere Lösungen wie T-Shirt-Methode etc.

Nach wie vor scheint mir die Methode, den Spektrenstreifen auf eine Zeilengruppe der CCD zu legen, die frei von Staubeffekten ist, recht gut. Dann kann man sich die ganze Flat-Problematik meist sparen (solange man nicht kleinste Details im Spektrum und höchste Genauigkeit fordert = Wissenschaftlichkeit).

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Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo,
nach mehreren, wegen spontaner Bewölkung nicht gerade erfolgreichen Versuchen konnte ich nochmal ein Spektrum aufnehmen. Leider war es sehr windig, deshalb ist S/N ~ 90 - 100.
Bei den Linien handelt es sich um:

3970 Hepsilon, [He II]
4025 He I
4069 [SII]?
4101 Hdelta
4120 He I?
4143 He I
4200 N III

[]=verbotene Linie

Apropos Flat: (s. weiter oben) Erste Versuche haben gezeigt, daß Flats durch die Faseroptik absolut gleichwertig zu solchen sind, bei denen das Licht durch das Teleskop geht. Nur geht es durch die Faser 10 mal schneller.
Viele Grüße
Christian

Oho, gratuliere Christian...du hast den Lichtbeschleuniger erfunden? 10x schneller geht das Licht durch die Faser wie durchs Teleskop. 10 x c erreicht, ein neuer Rekord

(Entschuldige, konnte nicht widerstehen )

_________________
Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Widerstandsbewegung?
Teckys nennen das ein Wurmloch

zurück zu Theta Ori C.

Auf der Konferenz im Mai wird es dazu voraussichtlich einen Vortrag
geben, bei dem vieles anhand theta Ori erklärt wird:

"Magnetic fields in massive stars -

by Yaël Nazé (Groupe d'Astrophysique des Hautes Energies
Dept A.G.O., Universite de Liege


Early-type stars (A, B, O) lack the convective envelopes of sun-like
stars. Therefore dynamos analogous to the Sun's were not expected to
occur, and magnetic fields should not be generated in those objects. The
presence of such fields were however suspected from indirect evidences,
notably remarkable spectroscopic variations. Over the last decade,
sensitive instruments enabled us to detect large-scale, organized
(generally dipolar) magnetic fields with a strength between 0.1 and 20
kG in dozens of OB stars. This contribution will review the impact of
such magnetic fields on the stellar winds, and the implications for the
observations of magnetic massive stars."


Thomas Eversberg wird voraussichtlich eine Diskussionsrunde zum Problem eines Flatfields moderieren.


Ich konnte nicht widerstehen mal wieder an die Konferenz im Mai
zu erinnern, s passte vielleich grade

Rainer

Hallo Lothar,
sag nur, hast Du noch nichts von Glasfasern mit dem Brechungsindex < 1 gehört?
Viele Grüße
Christian

Hallo,
bei der Betrachtung des zwar kalibrierten aber nicht normalisierten Spektrums habe ich mich gefragt, warum das Spektrum so stark zur blauen Richtung abfällt. Ein O-Stern hat schließlich sein Strahlungsmaximum im UV. Allein durch die wellenlägenabhängige Quanteneffizienz ist dies nicht erklärbar. Hier findet man entsprechende Angaben zum KAF 8300:

http://www.ccd.com/pdf/ccd_8300.pdf

Als Erklärung kommt meiner Meinung nach nur die Thomson-Streuung an freien Elektronen und Mie-Streuung an den Staubteilchen des Orionnebels in Frage. Die Thomsonstreuung (der Wirkungsquerschnitt) steigt linear mit der Frequenz, also umgekehrt proportional mit der Wellenlänge. Meine Frage ist nun, mit welchem Gewicht sich hier beide auswirken.
Viele Grüße
Christian

hallo Christian,

nun bei meinem echellspektrum von theta ori C, das natürlich auch nicht normiert ist, sieht man eindeutig dass der Fluss blauseits deutlich zunimmt, wie man es bei sehr heissen Sternen auch erwarten sollte. Zu den von Dir erwähnten speziellen Gründen kann ich natürlich nichts beitragen. Vielleicht hast Du bei der Reduktion die reponsefunktion Deines Spektrographen nicht richtig mit einbezogen?

Vernachlässige ich die Reponsefunktion bei meinen Echellereduktionen, bekomme ich sehr seltsame Ergebnisse raus. Dann sieht das Kontinuum z.B.so ähnlich wie eine Parabel aus......Darauf hatte mich vor Zeiten auch Martin Dubs hingewiesen.

hG
berthold

Hallo Berthold,
ich habe die Responsefunktion überhaupt nicht berücksichtigt, da ich sie noch nicht gemessen habe. Mit dem 2400 L/mm ist das schließlich eine Menge Arbeit Ich kann mir nicht vorstellen, daß sie in einem Bereich von 300 A so stark abnimmt. Das könnte in meinem Fall doch nur durch die Effizienz des Gitters bedingt sein.
Viele Grüße
Christian