Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Moin allerseits,
da ich mich vorstellen möchte und verschiedene Fragen habe, schreibe ich hier im allgemeinen Bereich.

Ich heiße Christoph und interessiere mich nun schon seit 5 Jahren für Astronomie. Angefangen mit der visuellen Beobachtung und Zeichnung von Objekten, über Exkurse in die Astrofotografie und das Basteln an Instrumenten habe ich schon einiges gemacht. Seit Zwei Jahren wächst aber immer mehr das Interesse an den physikalischen Hintergründen.
Seit 2011 bin ich Mitglied im ASL, dem Trägerverein der Sternwarte Lübeck. Dort leite ich die Fachgruppe zur visuellen Beobachtung. Auch dort regte sich das Interesse an wissenschaftlichen Hintergründen immer mehr. So dass Wir zu zweit in dieser Gruppe ein Projekt zur Spektroskopie angeschoben haben. Dies läuft nun schon seit dem Sommer dieses Jahres.
Im Moment arbeiten wir dort mit dem Staranalyser 200 und einer Canon 1100 Da. Für die Auswertung nutzen wir RSPec, da es besonders für den Einstieg leicht zu handhaben ist.
Anfänglich haben wir das Gitter im Strahlengang des TEC 140/980 genutzt, sind aber nun dazu übergegangen, es als Objektivgitter am Canon 200mm f/2.8 zu nutzen. Denn so konnten wir die Auflösung auf gemittelt R = 1200 steigern. Allerdings bleiben mit den ca 24mm Öffnung nur Objekte bis maximal 7/8. Größe.
Nun wollen wir uns im Equipment etwas verbessern. Dort gibt es zwei parallele Szenarien.

1. Die Stationäre Nutzung in der Sternwarte. Hier sind wir am Überlegen als nächsten Schritt den DADOS anzuschaffen. Neben dem TEC haben wir auch einen 20“ CDK und eine SBIG 11000er CCD.

2. Für die mobile Nutzung (wir werden zum Ende des Jahres umziehen müssen und geplant 2 Jahre ohne Sternwarte auskommen) ist wirklich ein äußerst mobiles Equipment vorgesehen. Die genutzte Montierung ist der Star Adventurer und wir wollen möglichst ohne 12 Volt auskommen. Als Laptop ist ein 10 Zoll Toughbook vorgesehen.
Hier gibt es nun viele Ideen und große Unsicherheit, was man am besten machen sollte. Lohnt sich die Anschaffung einer USB sw CMOS Kamera mit möglichst kleinen Pixeln im Gegenzug zur 1100 Da? Preisbereich bis 1000€. Und wenn ja, welche würdet ihr dort empfehlen?
Bei der Optik ist die Überlegung auf maximal 400mm zu gehen, da nicht geguidet wird. Die Montierung läuft zum Glück sehr gut. Mit 200mm sind 5 Minuten Belichtung drin!

Zu dem Spektroskop überlegen wir, ein 50x50 Gitter mit 300 Linien als Objektivgitter zu nutzen. Damit haben wir durch die höhere Linienanzahl und auch Öffnung ja theoretisch einen Grenzgrößen- und Auflösungsgewinn. Die Auflösung sollte doch auch im Strahlengang angewandt steigen?!
Eine andere Idee ist sich den äußerst Kompakten Alpy 600 anzuschaffen. Da haben wir natürlich nicht die Auflösung (oder lässt sich an dem Gerät was Basteln?), aber es wäre Kompakt und wir hätten eine hohe Reichweite. Dafür müssten wir uns bei den Projekten ein wenig einschränken.


Zum Schluss noch etwas Anderes. Wir würden gerne als Projekt die kommende Bedeckung von VV Cephei mit beobachten. Gibt es dort eine Untergrenze für die Auflösung, die der Spektrograf leisten sollte? Gibt es dazu ein Projekt, oder eine Beobachtungskampagne und weiterführende Infos?
So, das war es erstmal.

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo Christoph, herzlich willkommen im Forum!

Für beide Szenarien gilt, dass der Spektrograph für eine optimale Nutzung auch optimal angepasst sein sollte. Das heißt zunächst insbesondere, dass kein Licht am Spalt verloren geht und der Spalt mit hinreichend vielen (hier drei) Pixel abgedeckt werden sollte. Die Pixel müssen nicht möglichst klein sein, eher ist das Gegenteil der Fall. Ihr könnt mal mit dem Simspec-Excelsheet rumspielen (spektroskopie.fg-vds.de/simspec_slit.xls), dann werdet ihr da eher durchblicken. Weitere Fragen dann hier.

Ja, zu VV Cephei gibt es eine Kampagne. Die findet sich hier: http://forum.vdsastro.de/viewtopic.php?f=57&t=4472

Gruß, Thomas

Hey Thomas,
vielen Dank für den Tipp zum Excelsheet. Ich habe dort ein wenig rumprobiert. Ich weiß nur nicht so genau, was für Einstellungen ich für ein Objektivgitter (Staranalyser 200 vor 200mm Objektiv; EOS 1100) nutzen muss. Sehr gut mit den Werten aus den aufgenommen Daten stimmt es überein, wenn ich folgende Werte nutze:

Durchmesser: 24mm
Brennweite: 200mm

Kollimatorbrennweite: 200mm
Objektivbrennweite: 200mm
Spaltbreite: 0 um

Pixelabmessung: 5,2 um

Ist bei der Pixelanzahl die Gesamtanzahl gemeint, also die 12,2 Megapixel?

Bei dem Objektivgitteraufbau steigt aber die Auflösung mit kleiner werdenden Pixeln. Verhält es sich hier anders als mit Spalt?


Mal unabhängig von dem Sheet.
In einem anderen Thread habe ich gelesen, das der DADOS mechanische Probleme hat, die problematisch bei genaueren Messungen werden. Wurde das inzwischen behoben, oder ist das noch aktuell? Dann ist der DADOS vielleicht doch nicht ein so gelungenes Gerät?!
Das ist vielleicht im Moment für uns nicht so interessant. Aber da das eine Anschaffung für die Sternwarte werden soll, möchte ich dort auch etwas vernünftiges haben und nicht unbedingt einen Fehlkauf hinlegen.

Hast du eine Empfehlung für ein, oder auch mehrere Geräte, die eine höhere Qualität aufweisen? Nur für eine Richtung. Das Projekt hat ja noch Zeit für eine neue Sternwarte.

Für die Nutzung auf dem Staradventurer kommt ja nur etwas kleines, leichtes in Frage. Dort würden wir mit einem 50x50 300 Linien Objektivgitter laut dem Sheet auf 1,7 Angström kommen. Das wäre schon mal eine deutliche Steigerung.

Viele Grüße und CS
Christoph

Ach ja, Du hast ja keinen Kollimator. Das ist eine andere Anwendung für das Simspec nicht gemacht wurde. Vorallem darfst Du nicht solange an den Parametern in Simspec drehen, bis sie für Dich passen sondern umgekehrt. Vielleicht weiß jemand im Forum, ob das überhaupt geht. Simspec liefert das Modell für einen noch zu bauenden Spektrografen. Die Pixelanzahl meint die Zahl entlang der Dispersionsrichtung.
Ich verstehe nicht recht, was Du meinst. Die Auflösung hängt zunächst vom Seeing am Himmel ab, da helfen auch nicht mehr Pixel. Genau so ist es mit einem Spalt, dessen Weite der FWHM des Seeingscheibchens entsprechen sollte. Allerdings muss man das Auflösungselement im Focus (Seeingscheibchen oder Spaltweite) mit mind. drei Pixel abtasten.

Zum DADOS gibt es hier schon viele Therads. Musst Du mal suchen. Er ist relativ robust, hat aber auch wesentliche Nachteile. Ich persönlich würde die Geräte von Shelyak vorziehen. In Wirklichkeit würde ich jedoch lieber selbst bauen. Das ist billiger und man lernt enorm viel.

Ciao, Thomas

Christoph,
I have a spreadsheet for the transmission gratings in a converging beam. TransSpec.
It seems to give reasonable results for an objective arrangement when the grating distance is set to the focal length of the lens and the telescope parameters set to the camera lens i.e. 50mm aperture, f4(?)
For the objective grating arrangement you can safely ignore the aberrations and look at the results just based on the seeing conditions,
Hope this helps.
Ken

2016-10-08 18:54 GMT+11:00 Thomas Eversberg <fg-spek@vdsastro.de>:
Link zum neuen Beitrag: http://forum.vdsastro.de/viewtopic.php?t=4488#p28163

Ach ja, Du hast ja keinen Kollimator. Das ist eine andere Anwendung

für das Simspec nicht gemacht wurde. Vorallem darfst Du nicht solange

an den Parametern in Simspec drehen, bis sie für Dich passen sondern

umgekehrt. Vielleicht weiß jemand im Forum, ob das überhaupt geht..

Simspec liefert das Modell für einen noch zu bauenden Spektrografen.

> Ist bei der Pixelanzahl die Gesamtanzahl gemeint, also die 12,2

> Megapixel?

Die Pixelanzahl meint die Zahl entlang der Dispersionsrichtung.

> Bei dem Objektivgitteraufbau steigt aber die Auflösung mit kleiner

> werdenden Pixeln. Verhält es sich hier anders als mit Spalt?

Ich verstehe nicht recht, was Du meinst. Die Auflösung hängt

zunächst vom Seeing am Himmel ab, da helfen auch nicht mehr Pixel.

Genau so ist es mit einem Spalt, dessen Weite der FWHM des

Seeingscheibchens entsprechen sollte. Allerdings muss man das

Auflösungselement im Focus (Seeingscheibchen oder Spaltweite) mit

mind. drei Pixel abtasten.

Zum DADOS gibt es hier schon viele Therads. Musst Du mal suchen. Er ist

relativ robust, hat aber auch wesentliche Nachteile. Ich persönlich

würde die Geräte von Shelyak vorziehen. In Wirklichkeit würde ich

jedoch lieber selbst bauen. Das ist billiger und man lernt enorm viel.

Ciao, Thomas

--

"Astronomical Spectroscopy - The Final Frontier" - to boldly go where few amateurs have gone before....
https://groups.yahoo.com/neo/groups/ast ... scopy/info

http://astronomicalspectroscopy.com

"Astronomical Spectroscopy for Amateurs" 

"Grating Spectroscopes - How to use them"
"Imaging Sunlight - using a digital spectroheliograph" - Springer

_________________
" Astronomical Spectroscopy for Amateurs" - Springer

Hallo Christoph,

herzlich willkommen in Forum.

Der DADOS als direkt an das Teleskop gekoppelter Spektrograph hat die mechanischen Probleme der Durchbiegung, so wie jeder Spektrograph, der direkt an das Teleskop angeschlossen wird.
Durch die etwas ungünstige Gehäuseform (90° Abwinklung) ist die Nutzung einer schweren (großen) CCD nachteilhafter. Genaue Messungen erfordern dann halt regelmäßige Kalibrationsaufnahmen, auch während der Nacht und eine entsprechende Reduktion der Daten.

Wenn ihr aber eh 2 Jahre Zeit habt, dann wäre mein Vorschlag:
1. Weitere Erfahrung mit dem jetzigen Equipment sammeln.
2. Frage für Euch beantworten: Wo wollt Ihr spektroskopisch hin, was interessiert Euch?
3. Eigenbauprojekt eines Spektrographen auf Eure Bedürfnisse zugeschnitten. Dazu gibt es Unterstützung hier im Forum und/oder auf unseren Treffen oder im privaten Austausch.

Die Pixelgröße spielt dann eine Rolle, solange der Spalt in der Fokalebene auf weniger als 2 Pixel abgebildet wird, dann degradiert die Auflösung und kleine Pixel wären im Hinblick auf die Auflösung besser.
Ich rate aber von so winzigen Pixeln ab, die haben i.A. eine schlechtere Quanteneffizient, eine geringere FWC und höheres Ausleserauschen (mehr Pixel müssen ausgelesen werden).


LG,
Daniel

_________________
Daniel P. Sablowski

https://www.kunstmann.de/buch/axel_hack ... 42000/t-2/
https://dpsablowski.wordpress.com
https://github.com/DPSablowski
https://www.aip.de/mitglieder/dsablowski/

Hallo Thomas, Ken und Daniel

Vielen Dank für die Antworten! So wie Daniel geschrieben hat, meinte ich das mit den kleineren Pixeln. Wir sind mit R = 1200 ziemlich am Limit des Star Analysers in Verbindung mit dem 200 mm Tele. Dahher war die Überlegung die Auflösung noch weiter mit einer anderen Kamera zu steigern. Dazu ist die Datenqualität der DSLR alles andere als homogen.

Es wird aber mehr Sinn machen mit der CCD zu warten, bis wir wissen, welcher Spektrograf es werden soll.

Wir werden auf jeden Fall weiter Erfahrungen sammeln.
Die Überlegung ist im Moment zweigleisig zu fahren, mit einem Gerät für hochaufgelöste Übersichtsspektren und ein hochauflösendes für die Untersuchung von Linienprofilen.

Vielleicht findet sich ja auch ein gebrauchtes Gerät.

Zum Thema Selbstbau machen wir uns auch Gedanken.

Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo Christoph!
Prima! Du musst bei Fragen im Forum möglichst detailiert und genau sein, sonst versteht man das nicht richtig.
Allerdings!
Wernn ihr die Ressourcen habt, ist das sehr gut. Nach meiner Erfahrung sollte die Gruppe dann aber auch größer sein, sonst verzettelt man sich leicht.
Solltet ihr tun, das Forum hilft gern.

Um das nicht falsch zu verstehen: Die Pixelgröße spielt immer eine Rolle! Und es sollten mind. 3 Pixel auf der Spaltabbildung liegen, je nach zu erzielendem S/N auch mehr. Ein entsprechender Artikel steht im nächsten SPEKTRUM.

Gruß, Thomas

Hallo Christoph,

eventuell sind meine Tipps für Dich von Nutzen - ich habe nämlich selber den praktischen Einstieg zur Spektroskopie mittels der Transmissionsgitter und der Verwendung von RSpec gefunden (zu RSpec gibt es übrigens eine recht empfehlenswerte User Group: https://groups.yahoo.com/neo/groups/RSp ... ectroscopy). Nach über einem Jahr des Herumexperimentierens mit diversen Konfigurationen bin ich immer noch bei den Transmissionsgittern "hängengeblieben", weil sie meiner Meinung nach doch ein erstaunliches (und allgemein unterschätztes) Potential bieten.
So habe ich festgestellt, dass mit geeigneten Konfigurationen und einem Staranalyser 200 im konvergenten (!) Strahl durchaus Auflösungen von 2Å erreichbar sind. Ein diesbezüglicher erster Erfahrungsbericht von mir findet sich unter https://dl.dropboxusercontent.com/u/501 ... n_V1_0.pdf. Einen aktualisierte Version hiervon habe ich für die nächste Online-Ausgabe unseres "SPEKTRUMs" eingereicht.

Zu den CCD-Kameras: Anfänglich verwendete ich eine Meade DSI3 (6,45 um Pixel), später der feineren Pixel (4,54 um) sowie der größeren Fläche wegen eine ATIK One (= ATIK 460EXM mit Filterrad). Letztere bietet m.E. nach einen sehr guten Kompromiss hinsichtlich Pixelgröße, Empfindlichkeit, Handlichkeit (Gewicht!) und Preis. Leider zeigt sie wie wohl alle neueren Kameras relativ starke "Ripples" beim Aufnehmen von Spektren, die man aber durch geeignete Maßnahmen (Messen von instrumentellen Ansprachekurven) in den Griff bekommen kann.

Für höhere Auflösung verwende ich Transmissiongitter vor den Objektiven (üblicherweise APOs bis ca. 600mm Brennweite, ein guter FH tut's aber auch). Mit einem 300L/mm Gitter (5cm*5cm) lag die max. erreichte Auflösung bei ca. 0,6Å (2 Beispielspektren von mir sind im folgenden Beitrag zu finden: http://forum.vdsastro.de/viewtopic.php? ... 464#p28043). Mit einem kürzlich angeschafften 600L/mm Gitter lässt sich die Auflösung noch einmal um einen Faktor 2 steigern.

Hinsichtlich der angestrebten Mobilität sind diese Konfigurationen wohl unschlagbar. Etliche Spektren habe ich z.B. mit einem ED60/330mm aufgenommen, dafür reicht schon eine kleine Montierung aus. Bei guter Poljustage kann man für kurze Belichtungszeiten (so ca. < 60s ) u.U. sogar auf ein Autoguiding verzichten.

Viele Grüße
Uwe

Hallo Uwe,

danke, die Tipps und Ideen sind auf jeden Fall eine Hilfe! wir waren auch erstaunt, dass mit dem Star Analyser so viel mehr geht, als Allgemein beschrieben.

Hast du schon mal ausprobiert, bis zu welcher Grenzgröße du mit dem 50x50 300er Gitter kommst?

Wir überlegen im Moment einen Satz an 50x50 Gittern zu bestellen und diese als Objektivgitter, sowie im Strahlengang einzusetzen. Hier wollten wir ein Filterschubladensystem von TS kaufen und die Gitter in die Schubladen kleben, so das man zwischen den verschiedenen Gittern wechseln kann. Diese Vorrichtung kann man dann sowohl im Strahlengang als auch vor dem Objektiv nutzen.

Schützt du die Gitter eigentlich durch Klarglasfilter oder anderweitig? Ist das überhaupt nötig oder sinnvoll, diese zu schützen?

Mit der Kamera warten wir ab, bis wir wissen, in welche Richtung es genau gehen wird.

Mit 200mm ging es bisher sehr gut ohne Autoguiding. Es sind bis zu 5 Minuten drin (wie groß der Ausschuss dann ist weiß ich aber nicht). Bisher haben wir spektroskopisch maximal (bei VV Cephei) mit 120 Sekunden gearbeitet. Das SNR ist aber nicht sehr gut. Ich hänge das mal an, wenn ich das hin bekomme.
Wie bestimmt man das Signal-Rausch-Verhältnis eigentlich genau?

Übrigens besteht unsere Gruppe aus 10 Leuten, von denen 4 wirklich aktiv arbeiten wollen.


Viele Grüße und CS
Christoph

Hallo Christoph,

das sind ja doch einige sehr grundlegende Fragen, auf die ich hier gemäß meines derzeitigen Kenntnisstandes eingehen will. Mittelfristig sollte man bei Bedarf am besten für Objektivgitter ein neues Thema zwecks Diskussion aufmachen. Daneben will ich mich bald daran setzen, meine Erfahrungen hierzu mal aufzuschreiben und an die Redaktion zu senden (wie im Falle des Einsatzes im konvergenten Strahl).

Gelernt habe ich, dass der Einsatz von Transmissiongittern nur auf den ersten Blick einfach ist, auf den zweiten ergeben sich doch eine Menge Besonderheiten (gegenüber Spaltspektrographen) und diverse Fallstricke...

So muss man m.E. nach prinzipiell zwischen dem (üblichen) Einsatz im konvergenten Strahl und dem (wohl recht unüblichen) Einsatz als Objektivgitter unterscheiden. Im ersten Fall kann man sinnvoll eigentlich nur mit zusätzlichen Prismen arbeiten. Grund: Zum einen lässt sich nur auf diese Weise der Haupt-Abbildungsfehler (Chromatische Aberration) in den Griff bekommen, zum anderen bekommt man spätestens ab ca. 300L/mm ohne Prisma (je nach Teleskoptyp) überhaupt kein vernünftiges Spektrum mehr auf den Chip, weil durch den "geknickten" Strahlengang die meisten Photonen an interne Blenden stoßen. Eine Ausnahme bildet hier nur der prismenlose Einsatz des SA100 (geringe Dispersion!) beim Beobachten sehr schwacher Objekte (Quasare, SN,..), wo man die 0. Ordnung mit im Bild haben möchte/muss. Der Designer der SAs, Robin Leadbeater, hat solche Anwendungen perfektioniert, Beispiele finden sich hier: http://www.threehillsobservatory.co.uk/ ... ipment.htm

Setzt man dagegen ein Objektivgitter ein, so benötigt man aufgrund der parallel einfallenden Wellen kein Prisma. Allerdings muss man beachten, dass die gesamte Optik jetzt etwas "schielt" - beim 300L-Gitter und H-Alpha muss man die Achse des Fernrohres schon um einen Ablenkwinkel von 11,4° gegenüber der Richtung zum Stern neigen, beim 600L-Gitter entsprechend mehr. Dies hat natürlich erhebliche negative Konsequenzen für ein Autoguiding (Bildfeldrotation).

Allen Konfigurationen ist gemeinsam, das im Vergleich zum Spaltspektrographen mehr (bzw. andere) "Schmutzeffekte" auftreten. Der ärgerlichste ist hierbei die "Kontamination" mit den 0. Ordnungen anderer Feldsterne. So werden beim Einsatz als Objektivgitter alle 0. Ordnungen als kleine, recht scharfe Striche abgebildet, die im Spektrum dann falsche "Emissionslinien" vortäuschen können. Insbesondere bei schwächeren Sternen verhindert dieser Effekt dann die Aufnahme "sauberer" Spektren. Allerdings habei ich hier eine Abhilfe gefunden, abhängig vom Gitter und Teleskop verwende ich spezielle Blenden - siehe angefügtes Bild ("Beam-Blocker": Die lange Pappröhre).


Zur "Grenzgröße": Die Frage nach der Grenzgröße lässt sich leider nicht einfach beantworten. Wesentliche Faktoren sind hier: Eingestellte Dispersion (Å/pix), Himmelshintergrund, Aufweitung des Spektrums durch Astigmatismus, CCD-Effizienz, Art des Objekts (Linienstrahler / Kontinuierliches Spektrum...). Beispielsweise teste ich derzeit, ob die WR140-Spektren meines 300L-Gitters "konkurrenzfähig" sind bei der beginnenden diesbezüglichen Messkampagne. Für WR140 ist V=6.85 mag, hier komme ich vermutlich bei optimalen Bedingungen (kein Mond etc.) und 1-2 Stunden Gesamtbelichtung auf das geforderte Signal-zu Rauschverhältnis von ca. 200.
Ansonsten beschränke ich mich mit meinen Objektivgittern meist auf deutlich hellere Objekte (z.B. Deneb). Wenn man dagegen nur eine starke H-Alpha Emission untersuchen will, dann darf es auch schon ein schwächeres Objekt sein. So konnte ich auch schon mal recht schön die Linienemission eines (sehr kleinen!) Planetarischen Nebels messen, jenseits der 10. Größenklasse.

Zum "Gitterschutz": Dies ist eine für mich ebenfalls noch nicht richtig geklärte Sache. Laut Paton Hawksley wird bei den SAs ein Schutzglas auf die empfindliche Seite aufgebracht, diese sind also relativ unempfindlich. Die weiteren von mir verwendeten Gitter (Paton Hawksley bzw. Thorlabs) haben keine Schutzschicht und sind daher mit entsprechender Vorsicht zu behandeln - eigentlich sind sie nur für den Inneneinsatz unter Laborbedingungen gedacht und können praktisch nicht gereinigt werden (höchstens mal mit sauberer Luft abblasen..). Für den Einsatz der 1"-Gitter im konvergenten Strahl ist das bei mir nicht so kritisch, die Gitter befinden sich ja innerhalb des Tubus. Bei den Objektivgittern habe ich jedoch oft das Problem mit Taubeschlag - zum Glück wohl nur auf der äußeren, unempfindlicheren Seite. Noch halten die Gitter anscheinend durch...

"Filterschublade mit 50*50 Gittern": U.a. aufgrund des oben Gesagten bin ich doch sehr skeptisch, ob so ein Ansatz sinnvoll ist. Für den konvergenten Einsatz reichen 1"-Gitter völlig aus, zudem ist der Einsatz so nah vor dem Sensor (außer für einen SA100 und sehr schwache Objekte, s.o.) sehr "suboptimal".

"S/N-Verhältnis": Soweit ich das mitbekommen haben, wird hier das S/N-Verhältnis meist unter Verwendung von Standardprogrammen ermittelt (ich benutze z.B. "SpectroTools"). Diese berechnen aufgrund der statistischen Streuung der Messwerte Mittelwert und "Rauschen" für bestimmte Bereiche des Spektrums. Das funktioniert allerdings nur für Bereiche, in denen keine Spektrallinien liegen. Alternativ könnte man auch direkt über die Photonenstatistik (Poission-Verteilung) für jeden Kanal die Streuung ausrechnen. Dazu braucht man aber dann den Konversionsfaktor der CCD-Kamera sowie die genauen Pixel-Werte von Rohbild, Untergrund etc.
Wenn Dich so etwas interessiert, kann ich z.B. auf "The Handbook of Astronomical Image Processing" von Richard Berry und James Burnell verweisen, da wird das im Detail dargestellt.

Viele Grüße
Uwe

P.S.: Ich hoffe, der Beitrag ist nicht zu lang geraten für dieses Forum, aber kürzer ging's leider nicht

Hallo zusammen! Bei Standardprogrammen würde ich trotzdem einmal eruieren, ob das jeweilige Programm zuverlässige Werte mit einer Genuigkeit von ~20% (hier geht es ja nicht um Kommastellen). Bei WR-Sternen gibt es nur Emissionen. In diesem Fall bietet sich an, zwei nacheinander aufgenommene Spektren zu dividieren und dann die Standardabweichung des Resultats als Noise zu messen.

Zu Beobachtungen ohne Kollimator sind mir bei euch einige Randbedingungen nicht klar, doch in dem Fall wird das Auflösungsvermögen zwangsläufig limitiert weil der monochromatische Teleskopfokus einer Wellenlänge (also das Auflösungselement) drastisch aufgeweitet wird. Der eine monochromatische Fokus "spuckt" in den benachbarten hinein. Klaus Vollmann und ich haben das in unserem Buch Spectroscopic Instrumentation beleuchtet und ausgerechnet. Und Martin Federspiel hatte mal gezeigt, dass für ein Gitter im Fokus eines f/10-Teleskops das Auflösungsvermögen von 1 auf 25 Å degradiert wird.
Gruß, Thomas

Hallo Thomas,

Danke für diesen Tippp: Damit sollte es wirklich möglich sein, recht genau das S/N-Verhältnis zu bestimmen, vorausgesetzt, man verwendet zwei unter möglichst gleichen Bedingungen aufgenomme Spektren. Wenn mich meine (etwas angegrauten) Fehlerfortpflanzungskenntnisse nicht trügen, müsste die Standardabweichung des dividierten Spektrums (mit Mittelwert = 1) dann gleich (√2 * Ϭ) / <Sp> sein (mit Ϭ: Standardabweichung im Originalspektrum <Sp>: Mittelwert im Originalspektrum).

Zum Auflösungsvermögen: Beziehen sich Deine Bemerkungen nicht ausschließlich auf den Fall des konvergenten Strahlenganges ohne Prismen? Ich habe mal in Eurem Buch nachgesehen, konnte aber die relevante Passage nicht gleich finden - vielleicht kannst Du mir ja die Seitenzahl mitteilen.
Für den "prismenlosen" Fall bin ich in der Tat schon auf diverse Rechnungen und ray-trace Bilder gestoßen (z.B. bei C. Buil), die die Minderung des Auflösungsvermögens (in erster Linie durch "chromatische Koma") in der genannten Größenordnung aufzeigen. Für die von mir benutzten "GRISM"-Konfigurationen, bei denen zumindest bei einer Wellenlänge dieser Abbildungsfehler behoben ist, habe ich bislang noch keine detaillierten Rechnungen oder Designs gesehen. Natürlich muss es so etwas geben, auch in der professionellen Spektroskopie (z.B. GAIA) werden ja GRISMs eingesetzt.
Wie auch immer, bei den von mir bislang getesteten Teleskop/Gitter-Konfigurationen erreiche ich regelmäßig Auflösungen, die zum wesentlichen Teil durch das Seeing und die dadurch verursachte Größe des Sternbildes begrenzt sind (und nicht durch sonstige Aberrationen). Mit den in meinem Hinterhof typisch anzutreffenden 2,5" bis 3" sind das für ein 300L/mm Objektivgitter ca. 0,6Å, für ein 300L/mm Gitter im konvergenten Strahl mit 10° Ablenkungsprismen ca. 2,5Å.

Viele Grüße
Uwe

Hallo Uwe!
Ja, ich meine den Fall eines konvergenten Strahlengangs. Das gilt für jedes dispergierende Element (Gitter & Prisma). Wir hatten das in dem Kapitel 2.6.2 - The Necessity of a Collimator auf Seite 58 zu beleuchten versucht. Ob das chromatische Koma heißt, weiß ich garnicht, aber man kann das tatsächlich mit einem Komaeffekt vergleichen. Es mag sein, dass das bei einem Grism für eine Wellenlänge behoben ist, doch das gilt auch für Prismen und Gitter, meine ich. Wir sprechen ja hier von einem Farbeffekt, der nur durch das Zusammenspiel verschiedener Wellenlängen auftritt. Wie ich schon sagte, der eine monochromatische Fokus "spuckt" in den benachbarten hinein. Das GAIA-Instrument hat ein R von 10500. Ich bin sicher, da ist ein Kollimator drin. Insbesondere weil das ein ein Integral Field Spectrograph ist.

Wenn Deine Auflösung durch das Seeing limitiert ist, ist alles gut. Mehr kann man dann eben nicht herausholen. Und 0,6Å (pro ein, zwei oder drei Pixel?) sind ja erst einmal nicht schlecht, meine ich.

Gruß, Thomas

Die Anwendung des Gitters im konvergenten Strahlengang ist ausführlich
beschrieben in

Daniel J. Schroeder
Astronomical Optics
2000, Academic Press
2nd Edition

im Abschnitt
15.6.b Nonobjective Transmission Grating


günter

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

Hallo Thomas und Günter,

vielen Dank für schnellen und detaillierten Hinweise! Ich sehe schon, dass ich mich noch etwas mehr mit der Theorie im konvergenten Strahl beschäftigen muss...

Zur erreichten Auflösung von 0,6Å mit dem Objektivgitter (300L/mm, 5cm*5cm): Bei einer typischen Konfiguration an einem ED80 mit f=500mm habe ich eine Dispersion von 0,30Å/pix für meine ATIK One Kamera, wobei ein Pixel 1,87" überdeckt. Bei 3" Seeing ergibt sich zusammen mit der Beugung an der Apertur (Gitter-Begrenzung) eine Gesamtgröße des Sternbildes von 3,8" (bei 5500Å). Das wären also in diesem Fall ziemlich genau 2 Pixel für das gesamte Sternbild (FWHM). Damit bin ich schon an der Grenze zum Undersampling, bzw. habe diese für besseres Seeing bereits überschritten. Ich versuche das ein wenig zu kompensieren, indem ich die - meist zahlreichen - Einzelaufnahmen mit verdoppelter Auflösung aufaddiere (so eine Art Simpel-Dithering), das bringt in der Tat noch etwas Gewinn an Auflösung.

Viele Grüße
Uwe

Hallo Uwe, wäre eine Barlow-Linse zur Brennweitenvergrößerung eine Option bei Dir? Gruß, Thomas

Hallo Thomas,
habe ich auch schon mal getestet - allerdings sah das Spektrum nicht ganz so gut aus (evtl. war wohl die qualitativ nicht so hochwertige Barlow-Linse schuld). Recht ordentlich klappte allerdings ein Versuch mit einem alten C63/840 Zeiss-Objektiv und davorgesetztem Gitter, hier bestand bei 840mm Brennweite wohl keine Gefahr des Undersamplings mehr. Allerdings war die Auflösung auch nicht besser (ebenfalls "nur" 0,6Å). Dafür schrumpfte der abgebildete Wellenlängebereich auf etwa 500Å, weshalb ich wieder zu den kürzeren Brennweiten wechselte. Meist verwende ich den ED80/500 sogar noch mit einem 0,85x Reducer/Flattener (f dann 434mm), damit ergibt sich ein noch etwas saubereres Spektrum. Einen eventuellen geringfügigen Auflösungverlust nehme ich dann zugunsten des größeren Spektralbereichs (ca. 960Å) meist in Kauf. Für erste "Machbarkeitstests" zur WR140-Kampagne hatte ich sogar einen ED60/330 verwendet, einfach um eine geringere Dispersion und damit ein helleres Spektralbild zu bekommen.

Gruß, Uwe

Hallo Uwe! Jetzt bin ich verloren. Bei 840mm hast Du ein 3" Seeingscheibchen von 17 µm im Fokus. Irgendwas versteh ich hier falsch.
Thomas

Hallo Thomas, die 17 µm bedeuten bei meinen 4,54 µm Pixeln ja, dass das Sternbild auf 3,75 Pixel abgebildet wird - also reichliches Sampling. Aufgrund der längeren Brennweite geht jetzt meine Dispersion linear hoch (die Å/pix also runter), konkret habe ich bei 840 mm 0,180 Å/pix. Theoretische Auflösung: 0,180 Å/pix * 3,75 pix -> 0,68Å, passt also ganz gut zu den gemessenen 0,6Å (vielleicht war das Seeing ja etwas besser...). Vielleicht hat Dich ja verwirrt (wie mich auch zuerst), dass - mal abgesehen von der Sampling-Problematik - die theoretische Auflösung bei Objektivgittern unabhängig von der Brennweite ist: Je größer die Brennweite, umso größer zwar das Sternscheibchen, aber die Dispersion wächst im gleichen Maße mit.

Gruß, Uwe

Hey Leute, vielen Dank für die vielen Infos und die interessante Diskussion!

Wir werden uns da nach und nach weiter einarbeiten. In dieser Woche hatten wir leider nicht so viel Zeit. Und auch in den kommenden Wochen haben wir viel mit dem Umzug der Sternwarte zu tun.

Ich konnte günstig ein 50x50 300 Liniengitter schießen. Das werden wir dann erstmal nutzen, bis zur neuen Sternwarte.



Nebenbei haben wir auch in der knappen Zeit versucht, uns mehr in die Auswertung der Spektren einzuarbeiten. Die Versuche mit RSpec die EW zu messen (für vernünftige Daten ist die Auflösung ja eh zu gering) sind allerdings nicht sehr erfolgreich und werfen hinterher mehr fragen als vorher auf.

Bei VV Cephei kommen wir auf ein V/R = 2,458. Das könnte sogar gar nicht so schlecht sein, denn nach Richard Walkers "Buch" sollte der Wert mit niedriger Auflösung steigen (Blends; Verbreiterung durch niedrige Auflösung).

Allerdings kommt bei der Ha EW Messung von YCas nur Müll raus. Mal sind es um die -12 und mal um die -26. Wir haben drauf geachtet, das der FWZI Wert gleich ist.
Bei der Normierung auf 1 muss man bei RSpec das Spektrum händisch glätten. Dort wissen wir nicht welchen Wert man genau nehmen sollte oder wie man das entscheidet.

Und dann gibt es auch Variationen in dem Profil auf der Höhe, je nachdem welchen Bereich vom 2D Spektrum als 1D Spektrum angezeigt werden soll, wohl durch Instrumentenfehler (und die Gaußkurve des Sterns?). Das wirkt sich auch in der Intensität aus.

Müsste nicht eigentlich der EW Wert hier auch höher sein, als bei Messungen, die hier im Forum zu finden sind. Da liegen die Werte ganz grob um die -30.


Übrigens ist bei der Suche nach Vergleichswerten aufgefallen, das man alles in den Beiträgen zusammensuchen muss. Gibt es irgendwo eine Übersicht über die Projekte, wo die Objekte und Hintergründe zur Kampagne beschreiben sind und dazu Anforderungen, Messvorgaben sowie die gewonnenen Daten zu sehen sind?

Viele Grüße und CS
Christoph

Guten Tag,
ein kleines Update von uns.



Wir arbeiten ja jetzt mit dem Thorlabs-Blazegitter mit 300 Linien/mm und 50x50mm Fläche.
Dies sitzt vor dem 200mm Teleobjektiv. Das Gitter ist zum Schutz zwischen zwei Baader Klarglasplatten gefasst.

Die Auflösung beträgt mit DSLR um die R=2500 (Star Analyser 200 waren R= 1300).

Wir haben sehr viele Daten gesammelt, besonders von VV Cephei und Y Cas. Alerdings haben wir nach wie vor das Problem, dass wir aus den Daten keine vernünftigen Werte bekommen. Sie liegen mal höher und mal tiefer.
Das Interesse gilt der Equivalentbreite und dem V/R Verhältnis.

Wir wissen nicht so recht, wo dran es liegt. Einen großen Teil mag das Rauschen beitragen. Bei der aktuellsten Aufnahme von VV Cep hat z.B. im Ha Doppelpeak R eine größere Intensität als V, was ja Quatsch ist. Kann das Rauschen sich so stark auswirken? Und mein Rauschen sieht auch irgendwie anders aus als bei anderen. Es erinnert manchmal an Linien.


Kann der Fehler im Gitter liegen? Eigentlich sollte eine nicht so gute Gitter Qualität doch nur sie Auflösung minimieren oder?

Wir haben auch angefangen mit einer ATIK ONE Aufnahmen zu machen. Diese ist geliehen. Hier konnten wir aber auf die schnelle zu Y Cas und Sadr nur jeweils 3 Aufnahmen gewinnen. Ich hatte 40 Minuten Zeit und noch nie vorher Umgang mit einer CCD. Bei Y Cas auch nicht gut scharf gestellt.

Die Qualität ist hier subjektiv trotz der wenigen Integrationszeit (für uns) sehr beeindruckend! Die Auflösung liegt nun über R=3000! Bei der Auswertung der Ha Linie in YCas (CCD Daten) kommen aber auch zu niedrige Werte raus. Kann das an der wenigen Integrationszeit liegen? Ist irgendwie doch die Auflösung zu gering? Aber die EW und auch das V/R müssen doch theoretisch unabhängig von der Auflösung sein?!

Wir haben im Moment keine Ahnung, wo die Probleme liegen! Uwe hattest du auch mit solchen Unstimmigkeiten bei der Objektivanordnung zu kämpefen?

Man könnte jetzt auch woanders ein Thema aufmachen, aber ich wüsste nicht unter welcher Rubrik, da ich keine Ahnung habe, wo die Fehler liegen.

Viele Grüße und CS
Christoph