Forum der Vereinigung der Sternfreunde

begreife wieder wenig: das ist doch keine stetig Folge ....halpha,hbeta und dann HeI6678,oder? Sonst aber ist das für mich sehr eindrucksvoll.....
Berthold

Hi Berthold,

und wir besuchen uns mal wieder. Ist mir noch wichtiger.

Lieber Gruß
Lothar

Hallo Roland,

angeregt durch diese Diskussion habe ich mir noch mal einige alte Messungen mit der Mäsuevilla aus 2005 angeschaut (0,38 A/9um-Pixel, 1200g/mm Gitter). Bei einzelnen Spektren kann ich die Wasserlinien im Ha-Bereich sehen (meist FWHM ca. 1,9 Angstr.), bei manchen erst nach einer erneuten Auswertung mit OPA und MIDAS. Daher kann ich diese Spektren auch mit den Wasserlinien in MIDAS exakt kalibrieren.
Verblüffenderweise ist bei einem Spektrum vom 29/08/2005 (nur das habe ich bisher soweit erneut exakt ausgewertet) die Ha-Linie durch Gaussfunktionen gut modellierbar. Wenn ich in unterschiedlichen Höhen das gaußfitting ansetze, ändert sich die Lage des durch fitting bestimmten Maximums in der Wellenlänge kaum. In Verbindung mit der Kalibriergenauigkeit (Wasserlinien) scheint das Maximum auf +- 0,1 Angstr. = ca. +-5 km/s genau bestimmbar zu sein (mit meinen alten Spektren!).
So finde ich für dieses Spektrum vom 29/08/2005 (JD 2453612,52):
EW -30,2 Angström, S/N 150, Maximum Ha 6562,13 +-0,1 Angström (noch nicht heliozentrisch korrigiert).
So kann ich versuchen, meine alten Messungen mit den heutigen Kenntnissen neu zu bewerten und so unseren Datenpool ergänzen. Ich bin gespannt!

Lieber Gruß
Lothar

Na, da war ich mal wieder zu optimistisch. Entsprechende Versuche an anderen Spektren waren Fehlschläge. Die Wasserlinien sind nicht ausgeprägt genug, um sie als Stützstellen für eine exakte Kalibrierung zu verwenden (jedenfalls nicht in MIDAS).

Ich werde morgen noch ein paar Versuche mit VSpec machen, aber wenn es da geht, dann sind evtl. die Kalibrierungen nicht genau genug, um RV's zu messen.

Lothar

Hallo Lothar,
Über die ganze Linie gibt es natürlich einige Beulen und Dellen gegenüber der Gaußkurve, sogar bei meiner geringen Auflösung. Aber so als Ganzes ist die Übereinstimmung erstaunlich, sonst hätte man als alternative mit KK auswerten können. Den Vergleich habe ich auch gemacht. Die Ergebnisse waren aber nahezu identisch, vor allem was die relativen Änderungen über die Zeit angelangt. Deshalb bin ich bei Gauß geblieben. Deshalb ist es wichtig, die Gaußfunktion immer exakt in der gleichen Höhe bzw mit der selben Breite des Fitbereichs anzusetzen. Das geht mit SpecRaVE sehr gut.Entsprechendes hatte ich mal mit einigen Spektren von Ernst probiert, die recht gut ausgeprägte Wasserlinien hatten. Leider erzielte auch ich nicht die erforderliche Genauigkeit. Die Ursache ist mir allerdings bis heute nicht klar, da die angelegten Splines für die Kalibrierung eine hohe Genuigkeit zeigten.[/quote]

Liebe Grüße
Roland

Kennt jemand für die einzelnen Linien die Radien der Scheibe um gamma Cas?

Hallo Roland,
hierzu eine sehr anschauliche Arbeit von Ph. Stee und Kollegen (Anhang.

Gruß,
Ernst

... und hier noch eine weitere von ihm und Kollegen.

Ernst

....hier vielleicht die die anschaulichste Darstellung von allen!

Ernst

Hallo Ernst,

besten Dank für deine schnelle Antwort. Ich glaube, dass ich zu gamma Cas auch mal eine gründliche Literaturrecherche betreiben muss. Bisher habe ich nur beobachtet. Aber so langsam steigt das Interesse an mehr Informationen.

ich wünsche dir einen schönen Sonntag
Roland

"Nice"

Berthold

Hallo Freund!
Ich war so frei, und habe einen, für unsere gegenwärtige Diskussion wichtigen Abschnitt aus Anatoly´s Publikation (Binary Nature and Long-Term Variations of gamma Cas), zum besseren Allgemeinverständnis übersetzt (Anlage).
Mir scheint, dass wir angesichts der dortigen Mutmaßungen eines Massentransfers im Knotenpunkt der Roche-Volumina in diesem Binary-System, uns mit unseren Möglichkeiten die Zähne ausbeißen werden.
Wären wir zu deutlich höherer Auflösung (etwa 20000 oder mehr)in der Lage, könnte es uns eventuell gelingen, Feinstrukturen (auch der Zusatzemission)zu entdecken.
Aber so.....

Andererseits habe ich von R. Hanuschik Calar-Alto-Spektren (leider nur auf dem Papier) aus Nov. 1993 (R~50000) vorliegen - völlig von tellurischen Wasserlinien befreit, in denen die Zusatzemissionen "auch nur" als Schultern zu erkennen sind. Das ist dann wieder ziemlich ernüchternd.

Lothar, da ich keinen Scanner habe, werde ich dir diese Spektren mit der Post zuschicken, damit du sie uns als Datei überstellen kannst, ist gewiss hilfreich.
Ist das machbar für dich?



Übrigens:
Die Mutmaßung seitens Anatoly (im gleichen paper, nächster Abschnitt), dass gamma Cas aufgrund der kontinuierlichen EW-Abnahme von 1993-2001 sich auf dem Weg zu einer normalen B-Phase befindet hat sich nicht bewahrheitet. Unser gegenwärtiges Monitoring mit stetigem EW-Wachstum beweist das Gegenteil.

Ernst

Hallo Ernst,

diese Zusatzemission ist nur in der Ha-Linie und nicht in den anderen zu sehen (Hb, HeI, Fe...). Insoweit ist das ja nur das Problem der Ha bzw. des äußeren Bereichs der Gasscheibe.
Kein Problem, ich scanne das und stelle es zur Verfügung. Das zeigt sich auch im Innern der Gasscheibe, die EW der Hbeta-Linie steigt auch seit 2005 an.

Lieber Gruß
Lothar

Hallo zusammen! Es ist ja immer leicht, von außen die Arbeit der Kollegen zu kommentieren und es liegt mir fern, eure Prozeduren zu verwerfen. Doch mir als nicht Beteiligter fallen vielleicht Diskrepanzen schneller auf. Dazu gehört die fehlende Literaturbasis in euren Erörterungen. Ich habe ja eigentlich das gleiche Problem mit WR 140 und den Mitstreitern und rate allen Beteiligten dringend dazu, Literatur zu lesen bzw. die Fakten workshopartig vorzustellen. Da aber niemand erwarten kann, dass sich jeder den Kram selber raussucht, ist es hilfreich, Quellen anzugeben. Ausserdem rate ich verschiedene Phänomene bei gamma Cas allen vorzustellen. Ausserdem würde ich zunächst einfache Probleme besprechen und lösen um danach komplexere Zusammenhänge anzugehen. Ich weiss, das ist u.U. eine mühsame Prozedur, doch durchaus lehrreich.

Meine Empfehlung:

1.) Der Stern und seine Physik wird vorgestellt. Dann wird die Wasserstoffscheibe nicht mehr mit Staub verwechselt.

2.) Die aus der Physik resultierenden globalen spektralen Phänomene werden diskutiert. Dazu gehören die Emissions- und Absorptionskomponenten sowie deren Ursprung. Dann kann man z.B. die Verbindung zu Anregungsenergien und -zustände verstehen.

3.) Die aus der Physik resultierenden lokalen spektralen Phänomene werden diskutiert. Ohne ein Verständnis der V/R-Variationen bleibt die Dynamik der Scheibe eigentlich jedem unerschlossen.

4.) Diskussion von offenen Fragen.

5.) Erstellung von abrufbaren Informationen (siehe WR140-Webseite).

6.) Einbindung von Profis (Otmar ist ja schon beteiligt).

Natürlich ist das viel Arbeit, doch wenn ihr über den Status des reinen Austauschs hinweg kommen wollt, müssen diese Punkte zumindest beachtet werden. Um die Literatur kommt ihr aber in meinen Augen wohl nicht herum.

Ich hoffe, ich trage zu einer strukturierten Diskussion bei, würde aber auch verstehen, wenn ihr andere Präferenzen habt. Ich gebe aber zu bedenken, dass meine Technik immerhin einen Nichtphysiker wie Berthold bei seiner Ergebniserzielung zumindest unterstützt hat.

Schönen Gruss, Thomas

Hallo Roland,

leider hat es sich bestätigt, dass die Kalibrierungen mit den Wasserlinien zu ungenau werden, weil die Wasserlinien in meinen alten spaltlos gemessenen Spektren nicht ausgeprägt genug sind.

Lieber Gruß
Lothar

Hallo Thomas,

es gibt unsererseits durchaus eine Verfolgung von objektspezifischer Literatur, soweit sie öffentlich zugänglich ist und keine privat unfinanzierbaren Abonnements erfordert.
Zu gam Cas habe ich etwa 30 Artikel gesammelt.
Wir könnten ja in unserer FG-website unter Literatur (wie z.B. für PCyg bereits geschehen) objektspezifische Literatur zur gemeinsamen Nutzung einstellen. Wenn du das für machbar hälst (es ist ja auch wieder Arbeit für dich als webmaster), schicke ich dir die pfd-Dateien zu. Die Literaturstellen könnten dann durch andere Literaturfunde von Ernst, Roland u.a. noch ergänzt werden. Wahrscheinlich müssen wir aber die Literaturstellen nach Wichtigkeit ordnen, da sonst dieser websiten-Bereich stark aufgebläht wird. Aber wer urteilt darüber, was wichtig ist? Das hängt immer auch von der gerade aktuellen Fragestellung ab.

Lieber Gruß
Lothar

Hallo Lothar!
Ja, das denke ich mir. Ist das denn auch allen klar? Ich meine, dass es im Sinne der Motivation anderer Interessenten hilfreich wäre, entsprechende Informationen zu gCas zentral zu sammeln. Ich bin mir über den Impakt der WR140-Seite nicht ganz klar, doch immerhin sind da wenigstens ein paar Infos zu finden. Ich sehe hier im Forum entsprechende Diskussionen über gCas und frage mich, ob eigentlich allen die Natur von Be-Sternen wirklich klar ist und wie das gelernt werden kann.
Ja, die Literatur sollte mindestens in der FG-Seite auffindbar sein. Angesichts der Aktivitäten zu Be-Sternen und insbes. zu gCas, ist die dortige Quellenlage viel zu dünn. Dieser Stern ist der Prototyp der Be-Sterne und es gibt hunderte paper dazu. Selbstverständlich stelle ich ein, was ihr mir gebt. Ich verstehe nicht, warum sowenig Input kommt. Wenn ich keine Ahnung davon hätte, wäre ich auch etwas verloren. Ich vermute, daran liegt es, dass sich viele Fragen wiederholen.

Gruss, Thomas

Hi Thomas,

ich habe zwar 30 Artikel zu gam Cas aus dem Internet gesaugt, aber habe noch nicht alle gründlich gelesen. Das ist ein Zeitproblem, weil die Freizeit ja durchaus eine begrenzte Menge ist. Und ich habe noch mindestens 200 weitere hochinteressante papers über andere Be-Sterne, die noch zu lesen sind. Wie soll man das schaffen? Und wenn (selten genug) gutes Wetter ist, dann geht mir das Messen vor.

Wahrscheinlich geht es anderen Kollegen ähnlich.

Eine Frage noch zu den Artikeln für unsere FG-website: Wir können die Artikel als pdf einstellen oder aber auch den link. Was ist dir lieber? Das paper hat den Vorteil, dass es direkt verfügbar ist und ein link kann in kurzer Zeit schon wieder ungültig sein. Ein paper nimmt aber viel Speicherplatz in Anspruch.

Lieber Gruß
Lothar

Hallo Lothar!

Ich habe pdf deutlich lieber und nehme nur in Notfällen entsprechende Links. Die Gründe hast Du ja genannt. Sende sie mir zu und ich baue die ein. Ich würde trotzdem empfehlen, mal eine Infoseite über Be-Sterne zu entwickeln. WR140 könnte die Vorlage sein, Programmierung ist also nicht mehr nötig.

Gruss, Thomas

Hallo,

mittlerweile hat Thomas einige Literatur zu gam Cas in die FG-website gestellt, unter Literatur.
http://spektroskopie.fg-vds.de/

Gruß
Lothar

Hallo,

hier das gam Cas-Spektrum von gestern Abend, Bereich Ha, 0,113 A/Pix., R = 19.000, gemessen mit dem C14, Lhires mit 2400er Gitter, 22 um-Spaltbreite, 25 min Belichtungszeit, Nova 1602E im 1x1 binning bei -30°C.
Es ist keine Welligkeit zu sehen. Die Wasserlinien sind entsprechend der Auflösung extrem scharf (FWHM = 3 Pix = 0,34 Angstr.). Allerdings ist das S/N im Vergleich zu Aufnahmen gleicher Belichtungszeit mit doppelt so breitem Spalt und geringerer Auflösung auch entsprechend verringert.
Das ist etwa das Maximum an Auflösung, was ich aus dem Lhires herausholen kann. Die Aufspaltung der Linie im Maximum ist zu sehen und die Flaschenhalsstruktur.

Beste Grüsse
Lothar

Und dazu noch das Spektrum der HeI5876 und der beiden Na D-Linien für gam Cas vom 15.11.2007. Die D-Linie bei 5896 A hat eine FWHM von 0,25 (!) Angström. Die HeI5876-Linie ist in Emission und ist symmetrisch aufgespalten mit 4,5 A Abstand der Maxima (230 km/s).

Lothar

Hallo Lothar,

herzlichen Glückwunsch. Es ist schon sehr beachtlich, was du mit deinem Instrumentarium hinbekommst!
Eine Anmerkung: Mir scheint die EW -29,12 etwas sehr klein zu sein. Zuletzt hatte ich am 12.11. -34 gemessen. Natürlich ist nicht auszuschließen, dass die Linienstärke mittlerweile wieder abgefallen ist. Leider sieht es für die nächsten Tage hier nicht so gut aus, um eine neue Messung zu machen.
JD ist bei dir bestimmt MJD?

Liebe Grüße
Roland

Hallo Roland,

ich traue der Messung auch nicht. Hatte die letzten Male auch höhere Linienstärken um -32 Angstr. gemessen. Ich hatte das Experiment mit dem schmalen Spalt gemacht, um den Lhires auf maximale Auflösung zu testen. Wegen der damit krass verminderten Lichtausbeute habe ich gerade eben den Spalt wieder vergrössert auf einen Zwischenwert von 40 um. Damit will ich die nächsten Messungen probieren. Als Kompromiß zwischen Auflösung und Lichtstärke des Systems. Das hat OPA aus meinen Aufnahmen herausgelesen und ich habe es nicht kontrolliert. Normalerweise gebe ich den richtigen Wert von Hand ein, habe das aber in diesem Falle aus Faulheit nicht gemacht, weil es für mich nur Experimentieraufnahmen waren. Die genaue Messzeit war 15/11/2007 22.30 MEZ (JD 2454420.40), der im Spektrum eingetragene Wert ist also um 0,5 d zu gering. Das angegebene Datum ist also offensichtlich das MJD (MJD = JD - 2 400 000,5).

Lieber Gruß
Lothar

Na großartig Lothar, bist ein richtiger Künstler.....ich kann das nicht.....

beste Grüße
Berthold

Hi Berthold,

das kannst du genau so, ist reine Physik und hat mit Kunst wenig zu tun. Wenn du deinen Spalt so eng stellst, erhälst du die gleiche hohe Auflösung. Aber das ist eigentlich nicht erstrebenswert, wenn damit so übertriebene Lichtverluste verbunden sind. Ich habe deshalb meinen Spalt jetzt mal auf 40 um eingestellt und probiere das mal aus. Das ergibt dann eine maximale Auflösung von 12.000 (nach Simspec).
Das Beispiel zeigt aber, dass man bei hellen Sternen auch mit Auflösungen um 20.000 mit dem Lhires beobachten kann. Also Messungen an Sternen von 2 mag und heller sind in der hohen Auflösung möglich, wenn man diese von der Zielsetzung her unbedingt braucht. Das ist gut zu wissen.

Lieber Gruß
Lothar

Hallo Lothar,
ich knüpfe an meine eMail v. 11.11. und an die darin erwähnten Hanuschik-Spektren aus 1993/94 (siehe Anhang) an:
diese Spektren zeigen mit einem R ~ 50000 das Halpha-Profil vollständig aufgelöst (v. tell. H2O-Linien vollkommen befreit). Die durch die Sekundärkomponente verursachte Zusatzemission, von der nun in der neueren Literatur (Anatoly´s paper: Binary Nature and Long-Term Variations of gamma Cas) die Rede ist, manifestiert sich in diesen Spektren auch nur als Schulter im Halpha-Profil.

Zum Halpha-Profil möchte ich noch sagen, dass die Nomenklatur im Klassifikationsschema v. Hanuschik (!!) mit der Formulierung „Flaschenhalsprofil“ im Fall gamma Cas nicht zutreffend ist und gar in weiteren Diskussionen eher zur Verwirrung beiträgt.

Die Profilbeschreibung „Weinflaschenprofil“ resultiert bei einem einzelnen Be-Stern aus der Faltung von kinematischem und Strahlungstransport-Profil (siehe Dietle, O., Diplomarbeit Ruhr-Universität Bochum, 1993). Im Binary-System gamma Cas dagegen ist sie das Resultat aus der Zusatzemission des Begleiters.

Angesichts der Tatsache, dass auch das mit R ~ 50000 aufgelöste Halpha-Profil nicht mehr offenlegt als das, was wir bereits mit R ~ 14000-15000 in unseren Spektren erkannt haben, führen die marginalen R-Verbesserungen (im LHIRES) um ca. 4000 zu keinem zusätzlichen Erkenntnisgewinn, wohl aber zu einer eher weniger wünschenswerten Verringerung des S/N.

Ich hoffe, dass ich mit diesem eher kritischen Kommentar nicht zu einer Verschlechterung der Diskussionsatmosphäre beitrage.

Ernst

Literatur:

(!!)
R. W. Hanuschik, J. R. Kozok, D. Kaiser:
„High-Resolution Emission-Line Spectroscopy of Be-Stars“;
A&A, 189,147-169 (1988)
R. W. Hanuschik, W. Hummel, E. Sutorius, O. Dietle, G. Thimm:
„Atlas of High-Resolution Emission and shell Lines in Be-Stars; Line Profiles and short-term variabilty“;
Astron. & Astrophys. Suppl. Ser., 116, 309-358, (1996)

das mag für das gam cass system womöglich so zutreffen, bei Radialgeschwindigkeitsmessungen und anderen Fragestellungen sind Spaltspektrographen mit einem R von 19000 immer spaltlosen mit einem R von 15000 vorzuziehen, zumal solche Spalt-Apparate sehr genau und reproduzierbar auf einen bestimmten Wellenlängenbereich einstellbar sind, was so auf spaltlose Geräte nicht zutrifft.

Lothar wollte vermutlich auch gar keine weiteren Erkenntnisse über g cass zu Tage fördern, sondern eben nur mal an diesem Stern testen, wie weit man mit dem lhires kommen kann.....z. B. könnte man mit einem derart hohen R noch deutlich mehr Messpunkte bei der Analyse des Mizarsystems erhalten....


Ein weiterer Hinweis dass ein um 5000 gesteigertes R durchaus von Intersse sein kann sieht man an der Mitteilung von Coralie Neiner. Die sagt ja eindeutig, dass SPektren mit einem R von nahe 20000 sehr viel wünschenswerter bei dem Stern im Orion seien als Spektren mit geringerem R. Spektren mit einem R von 12000....da schreibt sie ja , dass die auch genommen werden könnten, aber eben nur, wenn es halt nicht besser ginge....

allerdings kriege ich so hoch aufgelöste Spektren eh nicht fertig und wohl schon gar nicht an einem Stern 6. größe aber das ist ja auch ohne Bedeutung.....

Berthold

hallo Berthold, so ist es
das ist mit Verlaub bei Spaltlosspektrographen mindestens ebenso möglich (aber hier nicht von Belang). Ich bräuchte etwa an meinem lediglich eine Mikrometerschraube anbringen
der Kontext ist aber bei solchen Diskussionen entscheidend

Ernst

Hallo,

das ist richtig, mir ging es darum, den Lhires versuchsweise bzgl. der erreichbaren Auflösung auszureizen, unter Inkaufnahme des zu erwartenden drastisch verschlechterten S/N. Das war einfach nur ein (für mich lehrreiches) Experiment. Dass ich die Messungen an gam Cas gemacht habe, ist sekundär. Er war gerade in der Diskussion, ausreichend hell und gut sichtbar (fast im Zenit).
Die Erfahrung ist gerade für den hellen Mizar wichtig, weil ich dann mit den schärfer ausgebildeten Wasserlinien noch genauer kalibrieren kann und die RV-Messungen in ihrer Genauigkeit steigern kann. Wie ich jetzt hoffe auf ca. +-2-3 km/s (bisher +-5km/s), allerdings ist das erst in der nächsten Sichtbarkeitsperiode realisierbar.

Herzlicher Gruß
Lothar

Hallo Roland und Lothar,
meine EW-Auswertung einer Beobachtung vom 14.11. ergab -33,3 A.
Im Anhang findet ihr einen Monitoringauschnitt, in dem etwas übersichtlicher unsere Messungen der letzten Zeit vergleichbar dargestellt sind.
An Roland hätte ich in diesem Zusammenhang folgende Frage:
hast du ein Erklärung dafür, weshalb deine EW´s oft geringfügig um einige Zehntel über Lothar´s und meiner liegen?
Könntest du uns mal ein typisches Halpha-Spektrum aus deiner Kollektion zeigen?

Ernst

Hallo Ernst,

hier wie gewünscht eine Aufnahme beispielsweise vom 12.11.07:
die Halpha-Linie ist bei dieser geringeren Auflösung "schön glatt". Aber ich denke nicht, dass der leichte Unterschied zwischen unseren EW-Werten auf die Wiedergabe des Linienprofils zurückzuführen ist. Ich vermute, dass wir aufgrund der verschiedenen Verläufe unserer Rohspektren auch zu einer leicht verschiedenen Interpretation des Kontinuums kommen. Wir hatten ja schon früher einmal festgestellt, dass ein eindeutiger Verlauf nur sehr schwer exakt festzulegen ist. Ich lege das Kontinuum mit Stützstellen in immer exakt den gleichen Wellenlängenabschnitten in einem weiten Bereich zwischen 6300 und 6700 nm immer mit einem Polynom 4. Ordnung fest. Damit versuche ich eine möglichst große Wiederholgenauigkeit zu erreichen. Du machst das sicher auf andere, speziell für deine Spektren optimierte Art.
So lange die Abweichungen einen systematischen Charakter tragen, zeigt das (positiv gesehen), dass wir beide auf unsere Weise in sich konsistente Ergebnisse erzielen, die sich bei Bedarf nach einer gemeinsamen Definition des Kontinuumverlaufs auch im nachhinein auf objektive Weise korrigieren lassen.
In diesem Zusammenhang wäre es sicher interessant einmal den langfristigen Trend unserer Messreihen und die Streuung der Messwerte um diesen zu vergleichen. Mir fällt auf, dass ich bisher noch keine so gravierenden kurzzeitigen Änderungen beobachten konnte, wie sie bei dir vorkommen. Dies kann natürlich noch zufälligerweise so sein. Irgendwann müsste sich aber rein statistisch gesehen auch bei mir so etwas zeigen.

Liebe Grüße
Roland

Hallo Roland,
vielen Dank für die Spektren.
Ich sehe ähnlich wie du, auch den Haupteinfluss im Kontinuum und dessen Normierung. Wegen der höheren Dispersion in meinen Spektren (0,24 A/Pix) und dem damit verbundenen deutlicheren Auftreten der H2O-Linien, die je nach Zenitdistanz und rel. Luftfeuchte in ihrer Ausprägung unterschiedlich ausfallen, verfahre ich bei der Festlegung des Pseudokontinuums grundsätzlich manuell (mit MK32).

Diese Festlegung des Kontinuums ist mangels objektiver Kriterien Ursache für Willkür und systematischer Fehler (Th. Schmidt-Kaler u.a.: "Quantitative Klassifikation von Sternspektren mittels Objektivprismenspektrographen", Forschungsbericht Land NRW, Nr. 2595)

Auch Unsöld schreibt 1968 in "Physik der Sternatmosphären mit besonderer Berücksichtigung der Sonne", Springer, Berlin, S. 244-268:

"Die Hauptschwierigkeit und die wichtigste Fehlerquelle bei der Messung von Linienprofilen und Äquivalentbreiten liegt in der Festlegung des ungestörten kontinuierlichen Spektrums".

Daran hat sich bis heute nichts geändert.

Dass die kurzzeitigen EW-Änderungen (nennen wir sie bitte nicht gravierend, das klingt zu dramatisch, ausserdem sind es nur wenige Zehntel) bei dir weniger bis gar nicht in Erscheinung treten hat damit meiner Meinung nach wenig zu tun. Ist es nicht einfach eine Frage der spektr. Auflösung, die bei dir ja doch deutlich geringer ist?

Wie auch immer, ich glaube wir benötigen einfach noch mehr Datenmaterial um die wahren Gründe herauszufinden. Denn ein Blick in unser Langzeitmonitoring zeigt, dass du erst "seit relativ kurzer Zeit" mitmachst. Du verstehst wie ich das meine.

Beste Grüße,
Ernst

Hallo,

da ich mich eher für die Physik der Sterne interessiere, würde ich gerne wissen, warum die EW denn variabel ist und was man daraus für Eigenschaften ablesen kann.

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clear skies,
Nico

Mein Blog: ZauberDerSterne.de