Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Hallo Ernst, hallo Liste,

nach längerer Zeit mal wieder ein Spektrum für das Monitoring von Ernst. Was ich dabei auch gerne zeigen möchte ist, dass dieses Spektrum - wie aus dem label ersichtlich - mit meinem 20cm Schmidt-cassegrain von LK gemacht ist. Es sind 8 Spektren zu je 200 sec.

Das zeigt, dass man bei etwas helleren Sternen durch aus mit dem Spaltspektrographen und einem Gitter von 2400 linien brauchbare Ergebnisse erzielen kann.

Vielleicht könnte dies hier zur Anregung für alle die dienen, die zwar einen lhires gebaut haben, aber nicht gleich auch über vergleichsweise große Fernrohre verfügen, die ja dann auch schwere Montierungen benötigen. Es reichen auch 20 cm Öffnung für hellere Objekte....

Gruß
Berthold

In einer eMail vom 04.06.2007 17:22:14 Westeuropäische Normalzeit schreibt Berthold Stober: Hallo Berthold,
vielen Dank für dein del Sco-Spektrum.
Wie du im Plot im Anhang siehst, konnte ich einen Tag später deine Messung mit 12,2 Angstr. bestätigen.

In einer eMail vom 04.06.2007 17:22:14 Westeuropäische Normalzeit schreibt Berthold Stober: Hallo Berthold,
ich kann´s nicht lassen:
im Anhang findest du einen (für sich selbst sprechenden) Vergleich (Spalt<>spaltlos) der letzten Spektren von dir und mir.

Hallo Ernst,

so klar ist mir Deine Antwort nicht?? Was kannst Du nicht lassen? Zu zeigen,
dass Dein spaltloser Apparat genau so gut oder gar besser arbeitet als unsere
Spaltspektrographen? Oder was meinst Du bitte? Bedenke - falls das Dein
Gedanke sein sollte, dass hier mit gleicher Öffnung, wie Du sie hast und
einem Viertel der Belichtungszeit das Ergebnis erzielt wurde......

etwas ratlos
Berthold

hm, sehr schön, das hatte ich im Stillen so etwa erhofft.......


beste Grüße
Berthold

Hallo ihr zwei!

Das S/N wird durch die Anzahl der gesammelten Photonen bestimmt und somit bei gleicher Apertur durch die Belichtungszeit.

S ~ Anzahl der Photonen und N ~ Wurzel der Photonenzahl. Somit S/N ~ Wurzel der Photonenzahl. Berthold hat viermal kürzer belichtet und sollte damit nur das halbe S/N erhalten. Voilá: Er hat ~ 173 und Ernst ~ 330. Alles bestens also. Bertold hat mit dem Spalt auch noch eine definierte Auflösung. Ernst hat das auch, falls er undersampled und kein zu schlechtes Seeing hat.

Gruss, Thomas

Hallo Berthold und Ernst,

hier noch eine dritte unabhängige Messung von heute Morgen früh 1 Uhr MESZ. Leider habe ich zu spät gemessen, weshalb etwa 1/3 bis 1/2 meiner Teleskopöffnung bereits unter dem Rand der Kuppel lag und deshalb kein Licht bekam.

EW -12,4 Angstr., SNR 150

Bei den hohen Auflösungen, die wir mittlerweile erreichen, stören die Wasserlinien beträchtlich das Profil innerhalb der Ha-Linie. Wir müssen irgendwann mal einen Weg finden, unsere Spektren davon zu befreien, bevor wir Profile einer Interpretation unterwerfen. Mit der in VSpec eingebauten Methode erhalte ich keine exakte Korrektur.

Herzlicher Gruss
Lothar

Hallo Lothar,
vielen Dank für das Spektrum, dem ich meines nahezu gleichen Datums gegenübergestellt habe (Anhang).
Die EW- und Profilübereinstimmungen sind jetzt wirklich gut.
Was die Korrektur der H2O-Linien betrifft, so stimme ich dir in allen Punkten zu. Unser Treffen am 17.6. bei Norbert mit Anatoly ermöglicht es uns, über diesen Punkt detailiert zu sprechen, ich hatte das gestern bereits in einem Telefonat mit ihm angedeutet.

Hallo Lothar,
für mich ist das, was Du hier zeigst von großem Inetresse, zumal ich ja so meine Probleme habe, das weißt Du ja am besten. Auf diese Weise kann ich unmittelbar vergleichen und das sieht(glücklicherweise!!!) nicht ganz so schlecht aus für mich, obwohl Deine Spektren noch einen Tick schärfer als meine sind......) Was aber für meine Welt und für mich beeindruckend ist, wie sehr die Empfindlichkeit der Kamera ansteigt wenn auch in x Richtung gebinnt wird......das Spektrum vom 3.6.07 war 2mal in x gebinnt, das hier nicht = miserables S/N!

herzlicher Gruß
Berthold und klar definierbareren(!!)....

Hallo Ernst, Berthold,

eine solch' exakte Übereinstimmung habe ich nicht erwartet. Mit 3 verschiedenen Gerätschaften gemessen und praktisch identische Spektren, bis in kleine Details. Und in hoher Qualität. Damit können wir doch klar nach aussen (und innen) darstellen, dass unsere Messergebnisse richtig und verlässlich sind.
Ein sehr erfreuliches Ergebnis interner "Standardisierung" trotz unterschiedlicher Apparate und Auswerteverfahren.

Das wäre durchaus auch ein schönes Thema für einen Vortrag bei richtiger Gelegenheit innerhalb des VdS oder ähnlicher Tagungen, auch professioneller: "Technischer Stand und Zuverlässigkeit spektroskopischer Messungen in der Amateurspektroskopikerszene"! So richtig geschaffen für den Sprecher der Gruppe. Und sicher auch interessant für viele Berufsastronomen, welche die Ergebnisse der Amateurszene (verständlicherweise) vielleicht misstrauisch beäugen.

Liebe Grüsse
Lothart

Hallo Berthold,

ich habe dir ja bereits gesagt, dass deine Messungen ganz nahe am Optimum dessen liegen, was der Lhires mit 50 um-Spalt zu leisten im Stande ist. Freut mich für dich.

Die Empfindlichkeit der Kamera steigt ja nicht wirklich, sondern es werden 2x2=4 Pixel zu einem Superpixel zusammengefasst mit natürlich 4fachem Signal, aber auch vierfachem Rauschanteil. Ob das Ausleserauschen auch geviertelt wird, weiss ich nicht, dazu kenne ich mich mit den internen Geheimnissen der Kameraelektronik nicht genug aus.
Aber sicher ist richtig, das zur Vefügung stehende Signal des Spektrenstreifens nicht auf zu viele Pixel zu verdünnen, jedenfalls nicht weiter wie nötig, wenn man Linienprofile noch fitten möchte (ich würde sagen, 5 bis 7 Pixel pro Linienbreite ist ok). Deshalb binne ich zur Zeit 2x2 mit dem KAF1602 = 18x18um²/Pixel = 0,225 Angstr./Pix.

Übrigens hast du vergessen, das Spektrum anzuhängen !

Liebe Grüsse
Lothar

Hallo Lothar,

das freut mich sehr, was Du hier dazu zu sagen hast......und diese Übereinstimmung ist ja nun wirklich verblüffend, zumal ich ja auch wieder was Anderes eingesetzt habe als Du es hast (eben kein C14).....das Spektrum vom 5.6.07 reiche ich nach, auch für Ernst.......

herzlicher Gruß
Berthold

In einer eMail vom 07.06.2007 15:17:33 Westeuropäische Normalzeit schreibt Lothar Schanne: ...als Vortragsthema gewiss bestens geeignet - beispielsweise für unsere Heidelberger Tagung 2008 - insoweit stimme ich zu. Als Vater des Gedankens solltest du dann aber auch dieses Thema präsentieren.
Der organisatorische Arbeitsaufwand genügt mir eigentlich.

Hallo Liste,

das Spektrum "desco120607" ist mein kümmerlicher Versuch das gestern gewonnene Spektrum mit neonlinien und Wasserlinien unter VSPEC zu kallibrieren. Es ist in meiner HAnd einfach nicht zu machen, auch mit 4 Neonlinien ist die Wellenlängenkallibration ziemlich schief und ergänzt durch Wasserlinien ist das hier rausgekommen.desco120607

Ich habe dann das doch nochmal mit midas gemacht, ohne Wasserlinien und ohne Neoninien, weil ich mit midas beides immernoch nicht kann......Dabei ist das hier (deltsco_120607) rausgekommen!!

Erstaunlich: die EW ist ziemlich gleich......sie ist wohl etwas angestiegen......könnte im Augenblick nur durch Vergleichsmessungen beurteilt werden.

Seltsam: die hohen S/N werte (wahrscheinlichst Unsinn!!) in der Vspecauswertung, wobei ja die Wellenlängenzuordnung nur unmittelbar um Halpha stimmt. Bei der Vspecauswertung (desco120607) ist auch trotz Spalt der Himmelshintergrund abgezogen, was ich unter opa/midas nicht genau weiß, wie das geht.

Wenn ich nur mit neonlinien unter vspec kallibriere, ist bei mir das Ganze ziemlich ungenau.....naja, muß halt weiter üben und warten, ob Günter mir einen "Spaltopa" irgendwann mal schreibt......warum das mit den neonlinien so unganu ist bleibt mir nicht erklärbar....

beste Grüße
Berthold

Hallo Berthold,

der Abzug des Himmelshintergrunds ist bei OPA doch eingebaut. Brauchst du nur ganz normal durchzuführen. Allerdings ist der Himmelshintergrund im Vergleich zu spaltlos gemessenen Aufnahmen beim Lhires viel geringer ausgeprägt, weil nur der im Spalt abgebildete Himmelshintergrund sich auswirken kann.
Bei mir funktioniert's gut. Evtl. hängt's an den "Elefantenfüssen".

Herzliche Grüsse
Lothar

Hallo Lothar und Berthold!

Im Rahmen des gestrigen Treffens bei Norbert hatte Anatoly mir einen Plot zum gesamten bisherigen visuellen Helligkeitsverlauf seit des erstmaligen Ausbruchs von delta Sco übergeben und angemerkt, dass die V-Helligkeit der gegenwärtigen Sichtbarkeitsperiode auf der Webseite von S. Otero verfügbar sei.
Diese habe ich unseren bisherigen 2007-EW-Messungen gegenübergestellt (attachment).
Es scheint, als dass beide (ohne zeitliche Phasenverschiebung) antikorreliert sind.

Beste Grüße,
Ernst Pollmann

Hallo Ernst,
Das ist interessant. So eine Antikorrelation ist zu erwarten, wenn der
Fluss in der Linie konstant bleibt und nur das Kontinuum variiert. Im
Prinzip kannst Du aus den Äquivalentbreiten und den Helligkeitsmessungen
die Variationen des Linienflusses ableiten - vorausgesetzt Du hast
quasi-simultane Messungen und die Helligkeitsvariationen bei Halpha
folgen den visuellen Helligkeiten. Man sieht aber sofort, dass die
Variationen des Flusses in Halpha zumindest geringer als die Variationen
der Äquivalentbreite sind.
Herzliche Grüße,
Otmar

Hallo Ernst,

ja, sehr eindrucksvoll, (Ideen muß man haben!!!!)
was soll ich machen?Spektren von delta scorpii oder von anderen Sternen. Es ist so:

delta scorpii kann ich nur von der "Balkonsternwarte" aus erreichen, in welcher aber das kleinere Fernrohr steht.....für schwächere Sterne muß ich an des C14. Verständlicherweise ist ein beständiges hinundher Bauen des lhires ungünstig.

beste Grüße
Berthold

...sowohl als auch Berthold, dass wäre ganz in meinem Sinne

Hallo Otmar,
dieser Hinweis erinnert mich an einen Ansatz, den N. Markova 2001 in ihrer Arbeit über P Cyg verfolgt hat (A&A 376, 898-906). Sie schreibt auf Seite 903:
_________________________________________________________________________

.....the H-alpha line flux, which can be obtained from the equivalent width by removing the continuum normalisation, may be more physically meaningful than the equivalent width. For the EW observations that were close enough in time to photometric observations to be considered simultaneous, we scaled the EWs to a constant continuum level chosen to correspond to Vo = 4,8 mag. Thus, the measured EWs were multiplied/divided by a factor K, where log K = 0,4 deltaV, and deltaV = V(t) - Vo correspondingly when P Cygni is brighter/fainter. Strictly speaking, differences in the continuum flux at 6563 Angstr. should be used.....
________________________________________________________________________
Ist das so zu verstehen, dass in einem, bei einer definierten V-Helligkeit zeitgleichen (nicht normierten) Spektrum der Kontinuumsbetrag als Referenz verwendet wird, auf den andere (ebenfalls nicht normierte) Spektren bezogen werden, und....wie kommt der Zahlenwert (0,4 bei Markova) zustande?

Hallo Ernst,
Ganz genau so meinte ich das auch.
________________________________________________________________________ So kann man das ausdrücken.
Die 0.4 kommen von der bekannten Umrechnung von Magnituden in Flüsse:

Der Fluss ist proportional 10^(-0.4*mag), also log(Fluss) proportional
-0.4*mag. Für K als Verhältnis von Flüssen ergibt sich also aus der
Differenz der Magnituden 10^(-0.4*(Delta mag)). Wenn man das Delta
anders rum berechnet (also heller/schwächer vertauscht), verschwindet
das Vorzeichen vor dem -0.4 und es ergibt sich die Formal von Markova.
Herzliche Grüße,
Otmar

Hallo Otmar!
Anatoly schrieb zu der Antikorrelation:
-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
I think this anti-correlation is another confirmation of the idea we expressed in our 2003 paper on Delta Sco. The gas ejection from the primary star's photosphere increases optical depth in the line of sight. This ejection adds more material that emits in spectral lines, while the optical depth increase reduces the optical brightness.
------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Demnach handelt es sich um einen (in V) variablen Verdunkelungseffekt in Abhängigkeit von wechselndem Masseausstoß, also um einen eher variablen Linienfluß.

Hallo Liste,

in den Spektren von del Sco von Anfang Juni finden sowohl Berthold, Ernst und ich einen breiten Emissionsbuckel bei 6580 Angstr. Vgl. die Beiträge vorher.

Um welchen physikalischen Hintergrund kann es sich da handeln? Wenn drei "Mess-Systeme" das mehrfach messen, sollte es echt sein und kein Artefakt. Aber was bewirkt die Emissionen ? Sind das CII-Linien (CII 6578 und CII 6583) ?
In einem A.Miroshnichenko-Artikel über spektroskopische Ergebnisse von del Sco von 2001 wird nichts über diese CII-Linien berichtet, weder in Absorption noch in Emission.

Nach meinen Unterlagen hat Berthold den Buckel erstmals im Frühjahr 2005 in einem Spektrum von del Sco gesehen (18/06/2005, siehe Anlage). Auch in einem Spektrum von Berthold vom 27/05/2005 ist er sichtbar. In einem Spektrum von Ernst vom 23/08/2003 dagegen nicht. Auch in Spektren von Ernst aus Juli/August 2006 ist er nicht vorhanden oder sehr undeutlich.
Ernst, du hast del Sco bereits im Januar oder Februar dieses Jahres gemessen. War der "Buckel" auch zu dieser Zeit bereits erkennbar?

Ich werde morgen mal Anatoly anmailen, ob er zu diesem Phänomen was sagen kann. Vielleicht sind die CII-Linien in Emission (?) variabel und im Zusammenhang mit der stark gewachsenen Gasscheibe zu interpretieren.

Viele Grüsse
Lothar

Hallo Lothar,
ich habe gestern ein Echelle-Spektrum v. Anatoly erhalten (attachment), in dem für uns zweierlei geklärt zu sein scheint:

1. der Emissionsbuckel ist auch darin zu finden, wenngleich in dem nicht kalibrierten Spektrum dessen Herkunft unklar bleibt.

2. die rotseitige Absorptionsspitze (wir diskutierten beim Sonntagstreffen darüber) ist ebenfalls vorhanden. Wichtig wäre hier hervorzuheben, dass das Spektrum völlig frei ist von tellurischen Linien, d.h., das feature ist stellaren Ursprungs.

In meinen 2007-Spektren ist der Emissionsbuckel stets vorhanden.

Hallo Ernst,

Ernst Pollmann wrote:
Zur Ursache der Variationen habe ich nichts gesagt. Mein Punkt war
eigentlich, dass Du mit Hilfe der Photometrie und den Äquivalentbreiten
die Variationen des Linienflusses *messen* kannst. Du musst also nicht
spekulieren, ob der Fluss in der Linie variiert, sondern kannst das
direkt bestimmen. Wegen der Antikorrelation sind auf jeden Fall die
Variationen des Flusses kleiner als die Variationen der Äquivalentbreiten.

Im Übrigen halte ich es für nicht sehr plausibel, dass Gasausstoß durch
Absorption des Gases den Stern verdunkelt. Was soll da in V absorbieren?

Herzliche Grüße,
Otmar

...absolut klar, habe ich auch so verstanden.
...da diese These durchgängig von den (an den delta Sco-Untersuchungen) beteiligten Forschern in div. Publikationen vetreten wird, könnte eine Darlegung der Zusammenhänge durch entspr. Personen nützlich sein.
Anatoly Miroshnichenko wird voraussichtlich auf der Heidelberger Spektroskopietagung 2008 vertreten sein, so dass wir dort die entspr. Gelegenheit nutzen könnten.

Hallo

hier die Antwort von Anatoly M.
Offensichtlich ist das feature real, aber eine Erklärung dafür steht noch aus.

Liebe Grüsse
Lothar

---------- Weitergeleitete Nachricht ----------

Subject: Re: del Sco CII 6678 and 6683 ???
Date: Mittwoch, 20. Juni 2007 22:15
From: Anatoly Miroshnichenko
To: Lothar Schanne

Dear Lothar,

I checked my spectra obtained since 2000 and found that this feature appeared
in the beginning of 2005. This is why we have not mentioned it in our papers
on Delta Sco. I do know what it is, but such a feature is not typical in the
spectra of Be stars. In a recent spectrum of Delta Sco (taken about a week
ago) with a resolution of 20000, this feature appears triple-peaked. I think
we need to watch its development to understand its nature. I'll let you know
when a good idea about the nature of this feature is suggested.

Best regards,

Anatoly


Dr. Anatoly Miroshnichenko
Assistant Professor
Department of Physics and Astronomy
University of North Carolina at Greensboro
P.O. Box 26170, Greensboro, NC 27402-6170
Phone: 336-334-5062
Fax: 336-334-5865
http://www.uncg.edu/~a_mirosh


-----"Dr. Lothar Schanne" wrote: -----

To: Anatoly Mirishnikov
From: "Dr. Lothar Schanne"
Date: 06/20/2007 03:34PM
Subject: del Sco CII 6678 and 6683 ???

Hello Anatoly,

last sunday we discussed some spectra of del Sco.

In the spectra of 2007 there is a broad emission peak at 6580 Angstroem. Is
this common in the spectra of del Sco? Is this peak a result of CII emission?
In your A&A-paper about del Sco in 2001 there is no reference or comment
about this emission.

Have you any idea about this phenomene?

Best regards,
Lothar

--
Dr. Lothar Schanne
Hohlstr. 19
D-66333 Völklingen
Tel. 06898-43864
mobil +352 021 238598

Hallo,

hier nochmal das "feature" in grosser Darstellung in einem Spektrum vom 9/4/2007. Es ist durch Wasserlinien u.a. gestört. Sein echtes Linienprofil zu eruieren dürfte schwierig sein.

Gruss
Lothar

Hi,

das ist in der Tat CII. delta Sco hat eine vergleichsweise dichte Scheibe,
deswegen kommen auch solche eher exotischen Linien zum Vorschein.

Ich hab die CII aehnliche Emissionslinie von SiII bei 6371.4 aus einem meiner
Spektren von Juni 2006 extrahiert. Die CII sind ja zwei, bei 6578.1 und
6582.9. Also hab ich das SiII Profil kopiert, um 218 = (6578.1-6582.9)/6578.1
* 300000 Kilometer/Sekunde verschoben und zum originalen wieder draufaddiert.
Wenn die Hypothese mit dem CII stimmt, sollten sich dieses kuenstliche
Dublettprofil und das beobachtete, extrahiert in den Geschwindigkeitsraum,
zumindest aehnlich sehen.

Siehe Anhang. SiII (rot) ist ein bisschen weniger breit als CII, aber im
Prinzip laesst die Uebereinstimmung keinen Zweifel.

Viel interessanter finde ich die seltsame Form der HeI6678 Linie ab Anfang
letzten Jahres. Mittlerweile sieht sie ja wieder "normaler "aus, aber immer
noch nicht ganz. Ich kann auch nur raten, was dass war.

Cheers,
Rivi

On Thursday 21 June 2007 15:20:39 Lothar Schanne wrote:

Hallo Thomas R.,

also besteht das "feature" aus einem doppelten Dublett, jeweils ein Dublett aus den CII Linien 6578 und 6583 überlagert zu einem "Quartett". ?
Ist diese scharfe Linie in der HeI6678 an einer Stelle konstant stehen geblieben oder durch das HeI-Profil durchgewandert?
Leider habe ich in diesem Zeitraum keine gut aufgelöstes Spektrum der HeI6678-Struktur. Vielleicht Ernst?

Herzliche Grüsse
Lothar

Hallo,
Es sind zwei Linien (Liniendublett), die jeweils normalerweise Doppelpeaks
haben, aber zu diesem speziellen Zeitpunkt sogar drei Spitze (siehe
HeI-profil). Die ueberlagern sich teilweise, im "kuenstlichen" SiII-Profil
sieht man z.B. sogar 5 Spitzen (Der mittlere des blauen Profils und der linke
des roten Profils liegen uebereinander).

Die beiden CII Linien sind gerade soweit voneinander weg, dass sich aber auch
schon bei normalen Doppelspitzprofilen oft der blaue Peak von 6583 mit dem
roten von 6578 ueberlagert, dann sieht das ganze nach einer Dreifachspitze
aus.

Beste gruesse, Rivi

Hallo Rivi,

auf die Dreifachspitze hat ja auch Anatoly in seinem Beitrag hingewiesen.
Danke für die Erläuterungen.

Lieber Gruss
Lothar

...melde mich dazu später. Im Moment habe ich mit einem zeta Tau paper und dem VdS-Referententreffen zu tun....

Hallo Thomas,
schön mal was von Dir wieder zu hören......aber für mich als Halbwissenden:

wie kommst Du drauf SiII mit CII in Verbindung zu bringen, was haben diese Linienprofile miteinander zu tun?

Die Heliumlinie 6678 kommt in meinen Spektren gerade so drauf, sieht aber in der Tat auffällig aus im Gegensatz zu meinen früheren Spektren.....

viele Grüße
Berthold

Hallo Lothar, hallo Berthold!

Nachdem wir anlässlich diverser Fragen zu delta Sco hochaufgelöste Spektren (in dem Sinne, was die heutige professionelle Astronomie darunter versteht) von Th. Rivinius und Anatoly überstellt bekommen haben (Anhang), macht sich zumindest bei mir Ernüchterung breit.
Die heutigen, mit professionellem Instrumentarium erreichbaren Auflösungen mit R > 20000 bei einem S/N von > 200 sind aus meiner Sicht für uns mit unseren Gerätschaften nicht erreichbar.
Wenn wir uns heute über unsere beobachteten Linienprofile (speziell H-alpha) unterhalten und uns freuen über den oder anderen zusätzlich erkennbaren Peak, nehmen sich diese "Profilinformationen" geradezu lächerlich aus verglichen mit dem heutigen professionellen Leistungvermögen.
Mir scheint, dass trotz aller Fortschritte in dieser Richtung doch eher die Bestimmung von Äquivalentbreiten unser eigentlicher Beitrag zur professionellen Forschung sein wird bzw. bleibt. Alles was darüber hinaus an Linienprofilmerkmalen abgeleitet soll oder erwünscht ist, ist von uns kaum bzw. nicht zu leisten.
Zugleich erkenne ich aber auch den Wert dessen, was für uns da übrig bleibt: saisonal unabhängig und zu jeder Zeit (sofern der Himmel es zulässt) das ganze Jahr über eben diese Messungen durchzuführen.
Als herausragendes Beispiel in diesem Sinne möchte ich unsere Zusammenarbeit an zeta Tau, P Cygni, gamma Cas und delta Sco hervorheben.

Hallo Ernst,

ähnliche Gedanken gingen Berthold und mir am Samstag bei einem unserer häufigen Treffen auch durch den Kopf. Trotzdem: Wir können jetzt die Wasserlinien sehen und können sie (mit erheblichem Aufwand) aus den Spektren unter Inkaufnahme kleiner Artefakte entfernen. Insoweit sind unsere EW-Messungen in dieser Hinsicht prinzipiell korrigierbar. Allerdings wird das nur in wenigen Fällen erforderlich sein, nämlich, wenn die Wasserlinien flächenmässig den sonstigen Messfehler (ca. 2 bis 5%) überschreiten. Und das ist meist nur der Fall, wenn das Objekt nahe dem Horizont steht und die Luft feucht ist (del Sco).

Für Objekte, bei denen die Wasserlinien keine Rolle spielen, wäre es dann evtl. besser, die feinen Gitter gegen ein 1200er auszutauschen. Für die EW-Berstimmung reicht die Auflösung dann allemal und man erhält leichter hohes S/N und hat mehr Kontinuum zur Normierung zur Verfügung.

Es ist halt so, dass wir Amateure den Profis mit unseren (optischen und elektronischen Teilen unserer) Apparaturen irgendwie immer so 20 bis 30 Jahre hinterherhinken. C'est la vie.

Außerdem können/wollen wir ja nicht den Profis Konkurrenz machen, sondern wir betreiben unsere Spektroskopie zur eigenen Freude. Und das gelingt (mir). Und wenn dann noch etwas lückenfüllende Zusatzinformation für die Profiastronomie herauskommt, ist das ein Gewinn. Insoweit ist dein konsequentes (du lässt dich nicht ablenken, auch nicht von WR-Sternen und deren Protagonisten, hi Thomas) Monitoring einiger Programmsterne genau richtig.

Liebe Grüsse
Lothar

Hallo Ernst,

es war nie mein Anliegen, den Berufsastronomen etwas gleich tun zu wollen. Es ist völlig klar, dazu reicht weder meine optische noch meine cerebrale Apertur aus, das war und ist mir immer klar. Ich habe mir den lhires gekauft, weil ich - wenn auch im Kleinen - mal erleben wollte wie ein Spaltspektrograph arbeitet, Otmar hatte mir vor langem äußerst geduldig erklärt, wozu so ein Spalt gut ist und nun sehe ich halt, dass ich damit eichen kann, dass ich dadurch sagen kann, wie groß das Aufösungsvermögen ist und dass ich damit eben einfach messen kann.......das ging zumindest mit meinen Apparaten nicht so gut....aber ich konnte mit jenen die Gitterspektroskopie in unserer Runde zum Durchbruch verhelfen, denn bevor ich da mitmachte hat niemand im deutschsprachigen Raum Gitterspektroskopie betrieben als Amateur und gleichzeitig damit durchaus verwendbar Sternspektren erzeugt.......aber es mit den Profis aufnehmen zu wollen, nein, das war sicher nicht mein Gedanke als ich mir den Spaltspektrographen erwarb......

Und wenn wir nun versuchen wollen diese WR Sterne anzusehen, dann geht das schon auch ohne Spalt.....aber wir können nur schlecht oder gar nicht messen. Das Messen von Radialgeschwindigkeiten geht ohne Spalt auch nur dann, wenn in der Nähe atmosphärische Linien ausgeprägt da sind.......usw.

Aber sicher werde ich mich nach Kräften weiter mitbemühen die EWs zu messen.

beste Grüße
Berthold

In einer eMail vom 20.06.2007 10:51:11 Westeuropäische Normalzeit schreibt Otmar Stahl:
Hallo Otmar,
Sebastian Otero schreibt zur Antikorrelation:
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The comparison is very interesting.The anticorrelation is pretty clear.
Do you have more spectra over the past years to check if this has also been happening in the past?
It looks like increased mass loss occurs almost periodically (60 days) causing the H-alpha emission to rise and the visual brightness to fade due to an increase in the disk optical depth. So part of the disk has to lie between us and the star.
When the disk started to form back in 2000 I think that the H-alpha emission were positively correlated.
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Der Vollständigkeit halber füge ich hier die gesamte V-Lichtkurve in Gegenüberstellung zur EW-Entwicklung bei. Im gesamten Beobachtungszeitraum ist auch in anderen Abschnitten die Antikorrelation zu erkennen.