Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie Instructies en Informatie voor Amateurastronomen

Richard Walker Version 2.0

02 /2014

Marc Trypsteen Versie 1.0

07 /2015

1


Inhoudstafel 1

Inleiding .......................................................................................................... 5

2

Soorten Spectroscopen ................................................................................. 6

2.1 2.2 2.3 2.4 2.5

Inleiding....................................................................................................................................... 6 DADOS Spleetspectroscoop ...................................................................................................... 6 SQUES Echelle Spectroscoop ................................................................................................... 6 Transmissieroosters ................................................................................................................... 6 De Lhires III spectroscoop........................................................................................... ..7

2.6

De Spectra L200 spectroscoop…

3

Extra Gewicht:de Spectroscoop – Mechanische en Statische Problemen 8

3.1 3.2 3.3 3.4 3.5

Opmerking Vooraf ....................................................................................................................... 8 Mechanische en Structurele Problemen verbonden aan lichte Monteringen ............................. 8 Impact van deze Extra Belasting op lichte Monteringen ............................................................ 9 De Bevestigingshoek van Spectroscoop en Camera ......................................................... 10 Omschrijving van de Opstelling ................................................................................................ 10

4

Autoguiding in Astronomische Spectroscopie ......................................... 11

4.1 4.2 4.3 4.4 4.5

Specifieke Vereisten ................................................................................................................. 11 Invloed van de Gewichtsverdeling op het Autoguiding Proces ................................................ 11 Interactie van Hardware en Software ...................................................................................... 11 De Volgster ............................................................................................................................... 12 Kabelverbindingen .................................................................................................................... 12

5

Registratie van de Spectra .......................................................................... 13

5.1 5.2 5.3 5.4 5.5 5.6 5.7 5.8 5.9

Het Positioneren van Lichtzwakke Objecten op de Spleet ....................................................... 13

6

Opname en Verwerking van Echelle Spectrale Profielen ......................... 20

6.1 6.2 6.3 6.4 6.5 6.6 6.7 6.8 6.9

Opmerkingen Vooraf ................................................................................................................. 20 Typische Eigenschappen van Echelle Spectra ......................................................................... 20 De Oriëntatie van het Spectrale Beeld ..................................................................................... 22 Scherpstelling van het Spectrale Beeld .................................................................................... 23 Belichtingstijden voor Echelle Spectroscopen .......................................................................... 23 Kalibratielichtbronnen .............................................................................................................. 23 Het Verwerken van een volledig Echelle Spectrum ................................................................. 23 Het Verwerken van Individuele Ordes ...................................................................................... 24 Het Verwijderen van de Hemelachtergrond en de Lichtpollutie ............................................... 28

7

Kalibratie met Lichtbronnen ........................................................................ 29

7.1 7.2 7.3

Opmerking Vooraf ..................................................................................................................... 29 Toepassingsgebied ................................................................................................................... 29 Kalibratieprincipe ....................................................................................................................... 29

……… …………………………………………………………7

Belichtingstijden voor Doorsnee Roosterspectroscopen .......................................................... 13 Bepalende Factoren voor de Grensmagnitude van de Spectroscoop ..................................... 14 Grensmagnitude voor Puntvormig lijkende Objecten .............................................................. 15 Grensmagnitude voor Tweedimensionaal lijkende Objecten .................................................. 15 Pixelgrootte en Monstername bij de Spleetspectroscopie ....................................................... 15 Het Verwijderen van de Lichtpollutie en de Nachtelijk Hemellichti ........................................... 18 Donkerbeeld- en Vlakbeeldcorrectie ........................................................................................ 19 Interferentiefranjes .................................................................................................................... 20

2


3

7.4 7.5 7.6 7.7

Mogelijke Foutenbronnen ......................................................................................................... 29 Praktische Verwezenlijking ....................................................................................................... 29 De Keuze van een Kalibratielichtbron ...................................................................................... 30 De montering van de Kalibratielamp ........................................................................................ 30

8*

Datareductie met IRIS, Vspec en BASS*……. ............................................ 32

8.1 8.2 8.3 8.4 8.5 8.6 8.7 8.8 8.9 8.10 8.11 8.12 8.13 8.14 8.15 8.16 8.17 8.18

Inleiding..................................................................................................................................... 32 Opmerkingen Vooraf van toepassing op IRIS .......................................................................... 32 Opmerkingen Vooraf van toepassing op Visual Spec (Vspec)................................................. 32 Het verwerken van enlevoudige spectra met IRIS .................................................................. 33 Stapelen van Verschillende Opnamen met IRIS ...................................................................... 35 Genereren van een Ruw Spectraal Profiel met Visual Spec .................................................... 37 Lineaire Kalibratie met Twee Gekende Lijnen .......................................................................... 38 Niet–Lineaire Kalibratie met minstens Drie Gekende Lijnen .................................................... 39 Kalibratie met Lichtbronnen ...................................................................................................... 40 Grafische Layout van het Gekalibreerd Spectrum ................................................................... 41 Samenvoeging van Overlappende Spectrale Profielen .................................................... 42 Normalisering van de Intensiteit in een Continuümgebied ...................................................... 42 Normalisering van de Piekintensiteit van het Continuüm ......................................................... 43 Normalisering van het Continuümverloop ........................................................................ 44 Relatieve Radiometrisch Profielcorrectie met een Synthetisch Continuüm ............................. 46 Relatieve Radiometrisch Profielcorrectie met een Standaardster ............................................ 48 Het vinden van de Gepaste Standaardster .............................................................................. 48 Schatting van de Temperatuur van de Stellaire Fotosfeer ....................................................... 49

9

Kwantitatieve Informatie in het Spectraal Profiel ...................................... 50

10

Radiale Snelheidsbepalingen met Dopplerspectroscopie ....................... 51

10.1 10.2 10.3 10.4 10.5

Opmerkingen Vooraf ................................................................................................................. 51 Nauwkeurigheid van de metingen ............................................................................................ 51 Data Analyse met Vspec en Heliocentrische Correctie ............................................................ 51 Bepaling van Systematische Meetfout .................................................................................... 53 Praktisch Voorbeeld .................................................................................................................. 53

11

Schaal van de Golflengte-as bij Dopplersnelheid…………………………...55

12

Het Verwijderen van de Dopplerverschuiving in een Spectraal Profiel.. 56

13

Intensiteitsprofielen Langsheen de Spleet voor 2D- Objecten................. 57

14

Praktische Aspecten voor het Bepalen van

14.1 14.2 14.3

Procedure voor de Empirische Methode volgens Fekel ........................................................... 60

15

Praktische Aspecten van Spectroscopische Dubbelsterren .................... 66

15.1 15.2 15.3 15.4 15.5 15.6

Invloeden van de Omloopbaan op het Spectrum ..................................................................... 67 Gedetailleerde Procedure voor een SB 1 Systeem .................................................................. 68 Schatting van de Omloopbaanparameters in een SB1-Systeem ............................................. 70 Schatting van de Omloopbaanparameters in een SB2-Systeem ............................................. 71 Formules voor Bepaling van de Omloopbaanparameters ........................................................ 71 Invloed van het Perspectief op de Ruimtelijke Oriëntatie van de Omloopbaan ....................... 72

16

De opname van dicht bij elkaar staande Dubbelsterren ........................... 73

.................................... 60

Voorbeeld toegepast op de Rotatiesnelheid van Be Sterren ................................................... 61 Meting van Dubbelpiekprofielen met Vspec ............................................................................. 62


17

4

Het Installeren van een Kalibratielamp in de Flip Mirror ............................. 74

18* Bepaling van Rotatiesnelheden van Planeten met BASS…...…..………..…75 18.1* Opmerkingen Vooraf …………………………………………………………… …………

75

18.2* Werken met BASS………………………………………………………………………………………75 18.3* Het meten van de Dopplerverschuiving aan een opgenomen spectrum …………..…………….76 18.4* Berekening van de Rotatiesnelheid en Diameter van de planeet Jupiter…………… ………….80

19

Appendix ....................................................................................................... 83

19.1

Zonnespectrum met Echelle Ordes en Golflengtegebieden ..................................................... 83

20

Literatuur en Internet ................................................................................... 87


1

Inleiding

Als supplement bij de Analyse en Interpretatie van Astronomische Spectra [30] en de Spectroscopische Atlas voor Amateurastronomen [33], volgen hier een aantal praktische tips voor het registreren, verwerken en analyseren van spectrale data. Deze aanbevelingen zijn hoofdzakelijk gebaseerd op een werkmethode volgens persoonlijke ervaringen en op waarnemingen uitgevoerd met eigen materieel. Verschillende punten zijn zeker en vast vatbaar voor verbetering. Afgezien daarvan hoop ik waardevolle instructies te kunnen meegeven in het bijzonder aan beginners die zo hun eerste succesvolle stappen kunnen zetten in de astronomische spectroscopie. Mijn dank aan Martin Huwiler en Urs Flückiger voor de waardevolle supplementen en het beoordelen van de Duitstalige editie. Veel heldere nachten toegewenst! Richard Walker, CH 8911 Rifferswil

© [email protected]

In deze Nederlandstalige bewerking van Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie komen naast de DADOS en SQUES spectroscopen die Richard gebruikt, ook toepassingen aan bod die kunnen uitgevoerd worden met de LHIRES III en Spectra L200 spectroscopen. De hogere resolutie die haalbaar is met de LHIRES III en de SQUES laat uiteraard toe meer detail in de gedragingen van astronomische objecten waar te nemen en deze met grotere nauwkeurigheid te kwantificeren. Wat de software betreft wordt naast IRIS en VSpec ook aandacht geschonken aan de mogelijkheden binnen het BASS project. In een later stadium komen IRAF en ESOMIDAS aan bod. Met deze uitbreiding meen ik dat amateurs met interesse voor de sterrenkundige spectroscopie in België en Nederland hiermee over een nog meer op hun maat gesneden werk kunnen beschikken. Naast de tips en werkwijzen die in deze syllabus aan bod komen is het uiteraard zo dat de ondervinding nog altijd de beste leermeester blijft. De uitbreidingen die door mij werden toegevoegd zijn telkens aangeduid in de titels door middel van een * Veel succes met de astronomische spectroscopie! Marc Trypsteen, B

© [email protected]

5


2

Soorten Spectroscopen*

2.1

Inleiding*

6

Het aanbod van soorten spectroscopen met verschillende gebruiksmethoden en toepassingen is actueel fors toegenomen en in de beschikbare literatuur reeds goed gedocumenteerd. Het werkingsprincipe van een welbepaalde spectroscoop wordt daarenboven uitvoerig beschreven in de bijhorende handleiding van de respectievelijke fabrikanten. Daarom beperken we ons tot een korte voorstelling van de spectroscopen die Richard en ik zelf gebruiken.

2.2

De DADOS Spleetspectroscoop*

De DADOS is een conventionele spleetspectroscoop ontwikkeld door het Baader Planetarium [401]. De DADOS werd aanvankelijk uitgerust met twee verschillende roosters, een 200L/mm en een 900L/mm, overeenkomend met een maximale resolutie van respectievelijk en . Later werd nog een 1200L/mm rooster toegevoegd.

Objektiv Spaltbeleuchtung

Anschlussadapter Teleskop Kollimator Spalt

De beschikbare spleetbreedtes bedragen 25, 30 en 50μm. De spectroscoop kan direct aangesloten worden op een telescoop, idealiter een f/10 via een telescoopadapter of via een intermediaire “flip mirror” adapter.

2.3

Nachführokular

De SQUES Echellespectroscoop

De resolutie van deze Echelle type spectroscoop, ontwikkeld en geproduceerd door Eagleowloptics [400], is R ≈ 20.000, bij een minimum spleetbreedte van 15μm. De maximale spleetbreedte kan ingesteld worden op 90μm. Het aansluiten op een telescoop gebeurt hetzij via een “flip mirror” adapter hetzij via een glasvezelkabel met een optionele module.

2.4

Transmissieroosters

Dergelijke roosters worden gewoonlijk uitgevoerd met 100, 200 of 300 L/mm en kunnen, juist zoals bij een filter, onmiddellijk op de camera of op een oculair via de schroefdraad van 1,25” (zie figuur) bevestigd worden. Deze roosters zijn eveneens verkrijgbaar in een 2" versie.Voor puntvormige lichtbronnen worden deze roosters aangewend zonder gebruik te maken van een spleet. Dit veroorzaakt uiteraard een significant resolutieverlies en sluit het kalibreren van een absolute golflengte door middel van een kalibratielamp uit.

Gitter träger

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie Het spectrum van extreem zwakke lichtbronnen kan verder onder een duidelijk betere resolutie opgenomen worden met de DADOS spectroscoop. Niettemin zijn transmissieroosters een ideaal hulpmiddel voor demonstratiedoeleinden en – niet in het minst - een ideale start voor beginners omwille van de relatief lage instapkosten om zo de eerste stappen in de spectroscopie succesvol te kunnen ervaren.

2.5

* De LHIRES III spectroscoop

De Lhires III is een spectroscoop van het Littrow type en wordt standaard geleverd door de franse fabrikant Shelyak met een rooster van 2400 L/mm, waarmee R waarden van 18000 gehaald kunnen worden. De spectroscoop is verder ook voorzien van een interne kalibratielamp (ArgonNeon) en een Tungsten lamp voor het opnemen van de vlakbeelden (Flats). De spectroscoop is geoptimaliseerd voor f/10 optiek.

2.6

*De Spectra L200 spectroscoop

De Spectra L200 is eveneens gebaseerd op het Littrowprincipe. Deze spectroscoop wordt standaard geleverd door de firma JTW Astronomy uit Nederland met een rooster van 600 L/mm. Upgrade van de roosters is mogelijk tot 1800L/mm. De spectroscoop is, afhankelijk van het type rooster, geoptimaliseerd voor f/7 tot f/10 optieken. Een uitvoerige beschrijving van de Spectra L200 en een aantal testspectra zijn te vinden in het online magazine Guidestar via [37]*.

7


3

Extra Gewicht: de Spectroscoop – Mechanische en Statische Problemen

3.1

Opmerking Vooraf

Voor het ogenblik beperken we ons tot de mechanische koppeling aan de telescoop. Enkel bij zeer nauwkeurige radiale snelheidsmetingen bv . bij het zoeken naar exoplaneten is het gebruik van glasvezelkabelverbindingen aangewezen.

3.2

Mechanische en Structurele Problemen verbonden aan lichte Monteringen

Wanneer we het bekijken vanuit een mechanisch en structureel perspectief is spectroscopie niets anders dan een speciale vorm van astrofotografie met een significant groter draaggewicht. Het enige onderscheid is dat er tussen de telescoop en de camera een spectroscoop is bijgekomen. Dit extra gewicht en volume verergeren weliswaar de structurele problemen, meer bepaald bij lichte monteringen en vragen daarom om adequate oplossingen. Daarenboven wordt meestal nog een extra camera geïnstalleerd als volgsysteem. Dit is operationeel vereist en vergt daarom opnieuw het zoeken naar het optimaal uitbalanseren van de montering. Niettemin veroorzaakt het uiteindelijk buigmoment op een 2” adapter geen verdere problemen, op zijn minst toch niet bij telescopen vanaf een 20 cm spiegelgrootte. Dit is ook van toepassing op de schroeven van de T2-verbindingen. Deze verbindingen zijn gekend als zwakke schakels en moeten voldoende buigvast geconstrueerd zijn en weinig speling toelaten. De bijhorende klemschroeven moeten goed worden vastgedraaid om verschuivingen binnen de adapter te vermijden tijdens het bewegen van de telescoop. Dit is eveneens van toepassing op de schroeven die de positie van het rooster bepalen.

Aangezien de ganse “setup” structureel beschouwd kan worden als een “console” is het licht doorbuigen van het spectroscoopgedeelte onvermijdelijk. De mate ervan hangt af van de starheid van de ganse opstelling en de hellingshoek van de telescoop. Dit heeft bijvoorbeeld gevolgen voor het kalibreren door middel van een kalibratielichtbron (zie verder hoofdstuk 7). Door het specifieke en compacte ontwerp treden gelijkaardige structurele omstandigheden ook op bij de SQUES Echellespectroscoop [400].

8


3.3

Impact van deze Extra Belasting op lichte Monteringen

Afhankelijk van de oriëntatie van de telescoop veroorzaakt de bijkomende belasting door de spectroscoop torsies van verschillende gradaties, uitgeoefend op de declinatie- en rechte klimmingsassen van equatorial monteringen. Dit bijkomend fysisch ‘moment’ kan echter, in bepaalde gevallen zelfs tot nul herleid worden in welbepaalde oriëntaties. Bij de zogenaamde Alt-Azimuth monteringen is een licht ander gedrag merkbaar. In ieder geval zijn, ongeacht de situatie, zijn steeds gepaste corrigerende maatregelen nodig. De eenvoudigste situatie is de equatoriale montering met een zwaluwstaartrail. Als deze zwaluwstaart ingesteld wordt tot voorbij het telescoopeinde, bekomt men bij de meeste oriëntaties een adequate gewichtsverdeling. Let er wel op dat deze belastingsverdeling uitgevoerd wordt vooraleer de opstelling uit te lijnen, dus in ieder geval vóór de aanvang van een waarneemsessie! Een handig hulpmiddel om ideale posities te kunnen terugvinden is het aanbrengen van markeringen op de rail van de zwaluwstaart. Om de gewichtsverdeling optimaal te krijgen wordt de telescoop bij voorkeur horizontaal gepositioneerd, vooral om het accidenteel afglijden van de telescoop te voorkomen. Afbeelding C8 op een Vixen Sphinx Deluxe montering.

9

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie Beduidend moeilijker is deze correctie bij Alt-Azimuth monteringen met een vast gemonteerde telescoop. Hier dringen zich het gebruik van allerhande gewichten en/of speciale oplossingen van mechanische aard op om de nodige modificatie van de montering te kunnen uitvoeren. Om de lastarm te verkleinen kan de spectroscoop loodrecht op de optische as gemonteerd worden, maar dan wel met behulp van een robuuste 2” diagonaalspiegel. Anderzijds kan een Alt-Azimuth montering zonder probleem ingezet worden voor spectroscopie omdat de veldrotatie geen noemenswaardige invloed heeft, althans toch niet voor puntvormig lijkende objecten.

3.4

De Bevestigingshoek van Spectroscoop en Camera’s

Bij het monteren van een spectroscoop (in dit geval bv.een DADOS of SQUES), moet men er op letten dat de spectroscoop zodanig in de houder gedraaid en vastgemaakt wordt dat één van de zijvlakken van de behuizing parallel met de declinatie-as georiënteerd is. (zie figuren hiervoor ). Op die manier kan men door middel van de handbediening het beeld van een object parallel of loodrecht laten bewegen op de spleetas Het monteren van een volgcamera vereist eerst en vooral een scherp beeld van de spleet. Vervolgens wordt de volgcamera zo gedraaid dat de spleetas parallel staat ten op zichte van de vertikale hoek van het beeld op de camera. Uitzondering: Bij het meten van rotatiesnelheden moet de spleetas parallel georiënteerd worden ten opzichte van de evenaar van de planeet (zie figuur hij hoofdst. 18.1*) of ten opzichte van de zijkant van een edge-on sterrenstelsel. Bij deze laatste zal de gekende positiehoek van de lengteas, corresponderend met de equatoriale coördinaten, reeds vanaf de opstart toelaten om de spectroscoop met een redelijk nauwkeurige monteringshoek te installeren. Voor sterrenstelsels kan de positiehoek gevonden worden in de NED [101] en wordt, net zoals bij dubbelsterren, tegenwijzerzin gemeten, te beginnen met de noordelijke richting. Dit betekent dus dat bij een positiehoek van 90° de zijkant parallel loopt ten opzichte van de hemelequator (bv. M104, Sombrero: PA=89°). De camera, die wordt gebruikt voor de opnamen wordt best gemonteerd op de spectroscoop rekening houdend met volgende voorwaarden: – De te analyseren spectrale streep moet zo nauwkeurig mogelijk parallel lopen met de horizontale kant van het beeld. – Conventioneel wordt het spectrum altijd afgebeeld met de langste golflengte, (rood) aan de rechterkant en de kortste golflengte (blauw) aan de linkerkant. Het beeld moet zo nauwkeurig mogelijk scherp gesteld worden door middel van de cameralens. De fijne structuur van het daglichtspectrum is hiervoor een ideaal hulpmiddel.

3.5

Omschrijving van de Opstelling

Meestal gebruiken amateurastronomen hun camera’s, guiders en andere benodigdheden zowel voor astrofotografie als voor spectroscopie. Daarom is het zeker aangewezen om van elke opstelling een gedetailleerde beschrijving te bewaren. Op die manier vermijdt men tijdverlies of andere problemen wanneer men gedurende een langere tijd de waarnemingen onderbreekt of overschakelt op een andere toepassing.

10


4

Autoguiding in Astronomische Spectroscopie

4.1

Specifieke Vereisten

Net als bij de astrofotografie is het bij spectroscopie met lange belichtingstijden nodig om het automatisch volgen bij te sturen. Dit kan visueel door middel van spleetobservatie met simultaan manuele correcties ofwel elektronisch door middel van een volgcamera. Hier wordt dieper ingegaan op de bijzonderheden van belang voor de spectroscopie. Voor puntvormig lijkende objecten is de vereiste nauwkeurigheid voor het volgen van minder belang als in het geval van de astrofotografie aangezien de optica van de telescoop hier niet direct een scherp beeld moet leveren. Tijdens het opnemen wordt immers enkel het licht van het object dat door de spleet valt door de beeldsensor geregistreerd. De breedte van de spleet is één van de bepalende factoren voor de resolutie. Als gevolg daarvan ondervindt spleetspectroscopie relatief weinig invloed ten gevolge van de kwaliteit van de seeing, behalve dan de al dan niet langere belichtingstijden om een gunstige signaal-ruisverhouding (SNR) te bekomen.

4.2

Invloed van de Gewichtsverdeling op het Autoguiding Proces

Astrofotografen hebben reeds lang de ondervinding dat autoguiding bij lichte monteringen enkel kans op slagen heeft indien de uitbalansering van de telescoop niet te nauwkeurig wordt ingesteld. In het geval van equatoriale monteringen en meer bepaald van toepassing op de motor voor de rechte klimming onderscheidt men voor dit effect twee mogelijke tegenovergestelde posities ten opzichte van de N-Z meridionale as, nl dat de declinatie-as ten oosten of ten westen ervan helt. Idealiter West komt het erop neer dat de motoren voor de rechte klimming en de declinatie tijdens het volgen altijd tegen een lichte torsie in moeten kunnen “werken”. Om dit te bekomen moet de declinatie-as gewoonlijk naar de westelijke kant overhellen. Vanzelfsprekend worden hier het gewicht van de spectroscoop zonder tegengewichten in rekening gebracht. Omgekeerd - en meteen ook de minst gunstige situatie - beweegt de telescoop, onder invloed van haar eigen gewicht, in de volgrichting, bij wijze van spreken in de “valrichting”. In dit geval moet geopteerd worden voor een grotere Oost uitbalansering van het systeem. Belangrijk: Zelfs bij langere belichtingstijden moeten deze voorwaarden aangehouden worden gedurende het volledige volgtraject.. In bepaalde omstandigheden, zoals dicht bij het zenit, kan dee vereiste uitbalansering door het verplaatsen van de tegengewichten of door de belasting aan te passen niet bereikt worden. In dergelijke situatie kan bijvoorbeeld door middel van een elastische rubberen lint een kunstmatig geïmproviseerde lichte torsie op de relevante as worden uitgeoefend.

4.3

Interactie van Hardware en Software

Niettegenstaande het autoguiding proces eenvoudig te begrijpen is, kan het in de praktijk toch redelijk ingewikkeld worden aangezien software en hardware naar behoren moeten interageren. Over dit onderwerp is de documentatie eerder schaars en indien ze beschikbaar is betreft het specifieke oplossingen voor bepaalde problemen bij combinaties van montering en software. Daarom is het bij een geplande nieuwe aankoop sterk aan te bevelen om bij voorkeur te kiezen voor een beproefde combinatie van montering, software en volgcamera. Daarbij komt nog dat de volgcamera een dubbele functie heeft, aangezien ze in spectroscopie ook dient voor de observatie van de ster op de spleet. Verder is deze camera onmisbaar

11


12

voor de opname van lichtzwakke objecten, omdat bij langere belichtingstijden ook zwakke sterren, sterrenstelsels en nevels op de spleetspiegel zichtbaar worden. Er is keuze tussen verschillende guiding software pakketten (meestal freeware). Hierbij is het van belang na te gaan welke camera’s door de software ondersteund worden. Zo zijn er bepaalde programma’s waar bv. de Meade DSI niet wordt ondersteund. Verder communiceren de meeste toepassingen met het zogenoemde ASCOM platform, dat moet geïnstalleerd worden samen met de compatibele drivers voor de montering en dit op één en dezelfde computer. In de meeste gevallen kan dezelfde computer gebruikt worden voor de opname van de spectra. Maar belangrijk om te vermelden is dat in dergelijke situaties bij het verbinden en het in werking stellen van camera’s en montering soms een welbepaalde volgorde moet gerespecteerd worden.. Tussen de guiding software en de elektronica van de montering kan de interface soms problematisch uitdraaien. Autonome oplossingen met tussenkomst van externe computers zijn hiervoor een oplossing, maar in bepaalde gevallen duiken de interface problemen toch nog op. Het parametriseren van de guiding software is een ander paar mouwen. Een uniform protocol is niet bruikbaar wegens het groot aantal invloedrijke factoren . Hier zijn de handleidingen van de software en de ondervinding de beste leermeesters.

4.4

De Volgster

Het opgenomen object kan slechts zelf als “volgster” gebruikt worden als ze voldoende helder is en de breedte van de spleet zodanig is dat de ster niet volledig bedekt wordt. Bij gunstige weersomstandigheden, m.a.w. zonder de nachtelijke lichte cirrus bewolking kunnen naburige en relatief zwakke sterren gebruikt worden. De schermafdruk van de PHD guiding linksonder toont de kern van het Andromeda sterrenstelsel M31 op de 25µm spleet van de DADOS . Als “volgster” ingezet gaf dit object echter problemen. Onderstaande schermafbeelding rechts toont de lichtzwakke ster WR142 (13.8m), volledig bedekt door de spleet en verder de ster gebruikt voor de guiding (spleetcamera Meade DSI II kleurenversie). In beide situaties werd de belichtingstijd ingesteld op 3 seconden. Dit leverde voor mijn setup een aanvaardbare volgnauwkeurigheid, zelfs voor lichtzwakke objecten.

Guidestar

WR142

4.5

Kabelverbindingen

De omvangrijke bekabeling voor de autoguiding en het overbrengen van de camerasignalen zijn een erfenis van de IT technologie. Het belangrijkste zwakke punt met betrekking tot mobiele toepassingen van de telescoop zijn de onnodig lange USB connectoren van het type B. Een dergelijke plugverbinding belemmert de trekontlasting, veroorzaakt ongunstige hefboomwerking, vertoont onnodig grote kabelspeling, verhoogt het risico op een slecht contact en tot overmaat van ramp werden ze de standaard voor camera aansluitingen Een kabelbinder kan toch al het hefboomprobleem oplossen..


5

Registratie van de Spectra

5.1* Het Positioneren van Lichtzwakke Objecten op de Spleet De spleetspiegel van een spectroscoop toont slechts een klein gedeelte van de hemel, wat het lokaliseren en positioneren van het object bemoeilijkt, maar ook het aantal mogelijke sterren voor autoguiding in aantal beperkt. Voor de combinatie van een C8 (focale lengte ongeveer 2000mm) en de DADOS spectroscoop levert dit een beeldveld op van ~8 x 8'. Met grotere telescopen en langere focale lengtes wordt het oppervlak overeenkomstig kleiner. Het gebruik van een focale reducer is enkel nuttig als de collimator van de spectroscoop compatibel is met de openingsverhouding, zoniet resulteert dit in een beduidend lagere lichtopbrengst. Voor de DADOS [401], Lhires III [402], de Spectra L200 [404] en de SQUES [400] is de verhouding F/10, met de LISA bijvoorbeeld F/6 [402]. Volgende maatregelen maken de gepaste positionering gemakkelijker: –

Bij lichtzwakke objecten is het sterk aanbevolen om een zoekkaart te maken. Op basis van het sterrenpatroon kan het gezochte object gemakkelijker worden opgespoord. Deze kaart toont naast het zichtbaar gedeelte van de hemel en de magnitudelimieten van de sterren ook het nuttige spiegelbeeld. Een AAVSO applicatie om de sterrenkaarten aan te maken kan men vinden via: http://www.aavso.org/vsp.

–

Indien in de nabijheid van het te onderzoeken object slechts een aantal en/of te lichtzwakke sterren vertoeven kunnen twee kaarten nuttig zijn: één met het reële gezichtsveld en één met het dubbel zo grote gezichtsveld van de optiek van de spleetspiegel.

–

Ten einde een preciese positionering van het object te bekomen moet de montering beschikken over een afstandsbediening met overeenkomstige fijnafstemming. Als benaderende referentie : voor bv. een Vixen Sphinx Deluxe montering en een 2000 mm focale lengte moet de Starbook software ingesteld worden op het hoogste zoomniveau.

–

Door het plaatsen van een flip mirror vóór de spectroscoop, in combinatie met een gepast oculair, bekomt men een beduidend groter beeldveld dan met de spleetspiegel. De berekening van de diameter van het gezichtsveld (FOV) voor de gebruikte configuratie is nuttig voor het opmaken van de zoekerkaart. De FOV kan bepaald worden door het zichtbaar gedeelte van de hemel met een sterrenkaart te vergelijken ofwel door de transit tijd t [s] te meten van een ster met gekende declinatie en dit zonder guiding.

–

De zoeker moet zo nauwkeurig mogelijk afgesteld worden.

5.2

Belichtingstijden voor Doorsnee Roosterspectroscopen

Opmerking vooraf: Simspec [416] is een op Excel gebaseerd programma, dat toelaat, gebaseerd op verschillende parameters, om een benaderende schatting te maken van de benodigde belichtingstijden (hfdst.5.2) en de haalbare magnitudelimiet (hfdst.5.3). Onafhankelijk van Simspec, heb ik hier mijn eigen ervaringen samengevat. Voor elke opstelling (telescoop/spectroscoop/rooster/camera) moeten de benodigde belichtingstijden experimenteel bepaald worden. Hierbij is het belangrijk om in het helderste deel van de opname een intensiteit van ongeveer 2/3 van de haalbare maximale verzadiging niet te overschrijden, dit om het ontstaan van artefacten in het spectraal profiel te vermijden. Voor lichtzwakke objecten daarentegen is een dergelijke intensiteitswaarde niet bereikbaar. Analoog aan de astrofotografie is de stacking van verschillende opnames “de methode” om de ruis te reduceren. Het IRIS programma leidt zich uitstekend voor dit doeleinde (hfdst. 8.5).

13

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie Opmerking voor perfectionisten: In het geval van extreem lichtzwakke objecten zijn significante compromissen onvermijdelijk met betrekking tot de signaalruisverhouding (SNR) . Een typische waarde voor de SNR is ~ 100. In speciale situaties daarentegen en afhankelijk van een specifieke taak worden profielen geanalyseerd met een SNR van slechts ~10 en dit eveneens in professionele omgeving. Volgende aangehaalde belichtingstijden verwijzen telkens naar enkelvoudige opnames die vervolgens samengevoegd worden (stacking). Voor de configuratie C8/DADOS, 200L Rooster/Atik314L+, zijn voor zeer heldere, gewone sterren, met hoofdzakelijk continuümstraling, slechts een paar seconden nodig. Daarentegen zijn vanaf magnitude 6 al enkele minuten nodig. Bij nog lichtzwakkere objecten is het aangewezen de gevoeligheid van de camera te vergroten door de binning modus aan te passen, meestal op een 2x2 . Met een DADOS in combinatie met een 25 μm spleet is er met deze methode quasi geen verlies aan resolutie te bespeuren. Wat betreft andere configuraties is dit telkens na te zien. (zie hdst. 5.6). Voor de schatting van de belichtingstijden moet eveneens nog rekening gehouden worden met volgende effecten:: –

Puntvormig lijkende lichtzwakke objecten zijn gemakkelijker op te nemen dan tweedimensionale zoals nevels.

–

Objecten die het grootste deel van hun straling onder de vorm van emissielijnen uitzenden vereisen minder belichtingstijd dan de zuivere “continuümstralers”. Het betreft bv. de meer heldere en puntvormig lijkende Planetaire nevels, Wolf Rayet sterren, Supernovae en Emissielijn Sterrenstelsels van het type Starburst, Seyfert en Quasar (zie [33].

Experimenteel is aangetoond dat belichtingstijden van een paar seconden (!) volstaan om de helderste [O III] lijn van de planetaire nevel NGC 6210 te registreren. Voor de meer heldere types van deze klasse zijn enkel minuten nodig. Een speciaal geval is de opname van de emissienevel M42 (Orion). Door de uitzonderlijke helderheid volstaan belichtingstijden voor enkelvoudige opnames van minder dan één minuut. In tegenstelling daarmee zijn de lichtzwakke nevels zoals M27 en M57 tijdrovend. Extreme voorbeelden zijn de supernovarestant M1 of de nevel NGC6888. Om hier een aanvaardbaar profiel te bekomen vergt een enkelvoudige opname in 2x2 binning modus op zijn minst al 30 minuten. Dit effect was reeds al gekend bij de sterrenkundigen van de vroege 20ste eeuw met al eerste Vesto Slipher. In die tijd spreken we over belichtingstijden van enkele nachten (!) en dit met de toen “snelste” filmemulsies en de 100 inch Hooker telescoop om een profiel te kunnen bekomen van M1. Van zodra men lange belichtingstijden hanteert, zelfs bij een gemiddelde gunstige locatie is het opgenomen spectrum altijd “bevuild” door lichtpollutie. Hoe dan ook is de airglow altijd aanwezig, zelfs op de beste waarneemplaatsen (zie [33]). Het verwijderen van deze “artefacten” wordt beschreven in hfdst. 5.7.

5.3 Bepalende Factoren voor de Grensmagnitude van de Spectroscoop De volgende factoren beïnvloeden de haalbare grensmagnitude van de spectroscoop: –

De opening en de focale lengte van de telescoop. Belangrijk is dat deze waarden evenals hun verhouding in overeenstemming moeten zijn met het optisch ontwerp van de spectroscoop. (zie hfdst. 5.1).

–

Het werkingsprincipe, de resolutie R, de spleetbreedte en de optische kwaliteit van de spectroscoop.

–

Het werkingsprincipe, de kwaliteit, het specifieke pixelraster en de geselecteerde binning modus van de opnamecamera.

–

De objectklasse: objecten met emissielijnen zijn bevoordeligd ten opzichte van de zuivere continuümstralers. Immers bij de eersten is bijna de volledige stralingsflux geconcentreerd in een discreet aantal dunne lijnen. Late klasse stellaire objecten vereisen meestal kortere belichtingstijden dan de vroegere klasse.

14

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie –

De locatie voor de opname: met uitzondering van de sterk verlichte stedelijke gebieden speelt dit voor spectroscopie een ondergeschikte rol..

Voor elke telescoop/spectroscoop/camera opstelling, moet de grensmagnitude experimenteel bepaald worden. De waarde van de minimaal benodigde signaal-ruisverhouding SNR hangt af van de specifieke taak.

5.4

Grensmagnitude voor Puntvormig lijkende Objecten

Als gevolg van de technologische vooruitgang bij de ontwikkeling van de actuele camera’s is de bereikbare grensmagnitude in spectroscopie gedurende de laatste jaren opvallend verbeterd. In het jaar 2008 was in de DADOS handleiding sprake van mv ≈ 8. Toen was deze waarde gebaseerd op een telescoopdiameter van 30 cm, een SNR waarde van 50, een belischtingstijd van 20 minuten en een ST-8 XME camera met een pixelgrootte van 9μm. Wat mijn opstelling betreft, met dezelfde spectroscoop, de Celestron C8 en de Atik 314L+ (pixel grootte 6,25) is deze waarde voor emissielijn objecten actueel ( anno 2013) ≈ 14.0m en voor continuümstralingsbronnen ≈13.0m. Om deze waarden te kunnen bereiken zijn zeer gunstige waarneemomstandigheden vereist. Verder is de stapeling vereist van verscheidene opnames van tenminste 30 minuten in 2x2 binning modus.

5.5

Grensmagnitude voor Tweedimensionaal lijkende Objecten

Om deze grensmagnitude te evalueren moet de oppervlaktehelderheid van een object, uitgedrukt in [magnitudes per eenheid van oppervlakte] gekend zijn. Deze wordt uitgedrukt als SB (Surface Brightness) ofwel in Magnitudes per seconde kwadraat [mag Bgsec–2] of -per minuut kwadraat [mag Bgmin–2]. De omrekening tussen de twee eenheden [421] is zeer eenvoudig, omdat de magnitudenschaal logaritmisch is.

Onder de tweedimensionaal lijkende nevels en sterrenstelsels zijn objecten met emissielijnen, meer bepaald Quasars en sterrenstelsels van het Seyfert type, duidelijk bevoordeligd ten opzichte van objecten die enkel absorptielijnen vertonen (zie spectroscopische atlas, [33]). Als een ruwe referentie: Het zwakste emisielijnobject dat ik opgenomen heb met de hiervoor omschreven opstelling en dit gedurende een volledig wolken- en nevelvrije nachthemel was NGC 6888, de Crescent Nebula, met een oppervlakte helderheid van SB=24.64 mag Bgsec–2 = 15.75 Bgmin–2 [104]. De kwaliteit van de nachtelijke hemel op mijn thuislocatie laat geen visuele waarneming toe van deze nevel, waardoor het positioneren van de spleet moest gebeuren gebaseerd op het gekende sterrenpatroon. Het spectrum en de bijhorende details van de opname kunnen gevonden worden via [33]. Ter vergelijking: De SB waarde voor M1 bedraagt 21.05 mag Bgsec–2 corresponderend met 12.16 Bgmin–2. Via [104] kunnen voor een groot aantal deepsky objecten de SB waarden als gevonden worden. Belangrijk is te vermelden dat tussen de gegevensbronnen de verschillen kunnen oplopen tot een halve magnitude! In de meeste publicaties kunnen helderheidswaarden gevonden worden die geïntegreerd zijn over het ganse objectoppervlak en nadien omgerekend werden volgens de afmetingen van de ster. Dergelijke gegevens zijn nutteloos voor deze toepassing. Meer nog, ten opzichte van gewone stellaire magnitudes beschikken deze tweedimensionaal lijkende objecten suggestief daardoor over te grote luminositeiten.

5.6

Pixelgrootte en Monstername bij de Spleetspectrsocopie

Eerst en vooral hartelijke dank aan Martin Huwiler voor zijn bereidwillige samenwerking voor dit hoofdstuk! Astrofotografen zijn er reeds mee vertrouwd dat het kleinste beelddetail, nl. de halfwaardebreedte (FWHM) van het stellaire diffractieoppervlak bij monochrome sensors bedekt en opgenomen moet worden door tenminste twee aangrenzende pixels van grootte [13]. Analoog zoals bij de signaaltheorie is de minimale monstername hier gedefinieerd als het Nyquist Criterium en uitgedrukt in het aantal pixels. Bij hogere eisen en bij een SNR > 00

15


16

geldt de vuistregel dat de minimale monstername moet verhoogd worden naar 2,5 pixels (voor een meer gedetailleerde redenering zie [420]). Bepaling van de monstername door een opname van het spleetbeeld Onder monstername wordt verstaan het aantal representatieve pixels die uiteindelijk instaan voor het eigenlijke beeld door de spleet. In spectroscopie, wordt het kleinste te registreren detail bepaald door de spleetbreedte . Voor conventionele spleetspectroscopen kan de monstername , respectievelijk het aantal pixels, die de spleet bedekken, benaderend bepaald worden door een opname van het spleetbeeld. Hiervoor moet de hoek van de roosterpostie bijgesteld worden tot het spleetbeeld van de nulde orde wordt gereflecteerd op het midden van de beeldsensor. Als we met het bewerkingsprogramma een gedeelte van het beeld vergroten tot wanneer de pixelstructuur zichtbaar wordt, is het duidelijk merkbaar dat het spleetbeeld niet meer als een rechthoek verschijnt, maar, door diffractie, als het ware als een Gaussiaanse helderheidsdistributie. In de grafiek rechts, wordt, ter hoogte van de halve piekintensiteit een halfwaardebreedte (FWHM) van ongeveer 4,5 pixels afgelezen. Met deze configuratie ontstaat een overbemonstering en als gemiddelde vereiste kan een 2x2 binning modus toegepast worden zonder enig verlies aan resolutie. Hierbij valt het licht op aaneengesloten pixelblokken die daardoor meer lichtgevoelig zijn. Het grote voordeel is dat voor lichtzwakke objecten de belichtingstijd tot meer dan de helft verminderd kan worden.

DADOS Spleetfunctie Spleetbreedte= 25 μm

FWHM ≈ 4.5 Pixel

Atik 314L+ Pixel: 6.25μm

De grafiek van de beeldspleet werd gegenereerd met IRIS en Vspec (hdst.8.6, stappen 4 en 5) en de onbenodigde continuümintensiteit werd vervolgens afgetrokken met Operations/Operations with value. De piekintensiteit werd uiteindelijk genormaliseerd tot één zoals beschreven in hoofdstuk 8.13.


17

Analytische bepaling van de monstername Indien de focale lengte van de collimator en de cameralens gelijke waarden hebben, wordt de oorspronkelijke spleetbreedte benaderend afgebeeld op de sensor als de halfwaardebreedte van de spleetfunctie met als verhouding ~1:1. Schematisch wordt dit als volgt voorgesteld:

Ob

Co Spleet

Sensor

Telescoop

Rooster

fCo

fOb

Indien echter , wordt voor de schaal de factor β bepalend. De afgebeelde van de spleetbreedte wordt berekend door volgende benaderende formule:

De monstername

wordt ten slotte berekend aan de hand van de gekende pixelgrootte :

Voorbeeld: Voor de DADOS en SQUES spectroscopen wordt de monstername worden opgenomen met de Atik 314L+ en een pixelgrootte

[mm]

[μm]

[mm]

[μm]

Monstername [aantal

berekend. De spectra . Opmerkingen/ Aanbevelingen

pixels] DADOS

SQUE S

25

30

4.8

Overbemonst. / 2x2 Bin.

35

42

6.72


50

60

9.6


0.625

15

9.38

1.5

„

„

20

12.5

2.0

~ adequaat

„

„

„

30

18.75

3.0

Overbemonst.

„

„

„

40

25

4.0

Overbemonst.

96

80

1.2

„

„

„

„

„

„

75

120

„

Onderbemonst. /


5.7

„

„

„

„

„

„

18

50

31.25

5.0


60

37.5

6.0


Het Verwijderen van Lichtpollutie en Nachtelijk Hemellicht

Puntvormig lijkende objecten Het registreren van een puntvormig lijkend object doet een smalle “spectrale streep” ontstaan, waarvan de hoogte voornamelijk bepaald wordt door de kwaliteit van de seeing en de autoguiding. In deze situatie is het verwijderen van lichtpollutie eenvoudig uit te voeren met het gelijktijdig aftrekken van de hemelachtergrond (hfdst. 8.4, stap 4). In volgend voorbeeld is het opgenomen spectrum van WR142 afgebeeld. De lichtpollutie is hier gemakkelijk te herkennen door de emissielijnen die dwars over de hoogte van het spectrum heen lopen. De referentiegebieden die moeten verwijderd worden uit het gewenste signaal van WR142 worden aangeduid door de vier kruisjes.

Na het verwijderen van de achtergrond verschijnt het “opgekuiste” signaal van WR142:

Twee dimensionaal lijkende objecten Volgende afbeelding toont het spectrum van de supernovarestant M1, opgenomen met de C8 en de Atik 314L+camera, in 2x2 binning-modus en een belichtingstijd van 30 minuten. Doordat het signaal van dit object, net zoals de lichtpollutie, de volledige hoogte inpalmt is er geen bruikbare referentie te vinden om de hemelachtergrond te verwijderen.

De lichtpollutie en de airglow worden daarom afzonderlijk geregistreerd, op een plaats weg van de nevel.


Op die manier kan het gewenste signaal van M1 bekomen worden door het verwijderen van de opgenomen lichtpollutie.(with Fitswork).

Echter indien de intensiteitsniveau’s van de benodigde signalen en deze van het” verstorende spectrum” te sterk van elkaar verschillen, kunnen artefacten ontstaan in de vorm van korte emissie- of absorptielijnfragmenten na de bewerkingen. Gelukkig zijn deze zeer gemakkelijk te localiseren door vergelijking met het spectrum van de lichtpollutie en vervolgens met een programma te verwijderen, bv.: de “Operations/Suppress zone” functie in Vspec.

5.8

Donkerbeeld- en Vlakbeeldcorrectie

Deze techniek wordt reeds uitvoerig beschreven in de literatuur over astrofotografie. We beperken ons hier tot de spectroscopisch-gerelateerde bijzonderheden. In amateurmiddens wordt dit onderwerp frequent besproken en is dikwijls onderwerp van discussie. Volgende commentaar is gebaseerd op mijn persoonlijk standpunt. Donkerbeelden Het verwijderen van donkerbeelden door donkerbeeldextractie is eerder zinvol bij langere belichtingstijden. Bij elektronisch gekoelde camera’s zoals de Atik 324L + of voor andere spectroscopische doeleinden kunnen deze donkerbeelden eveneens later nog opgenomen worden, op voorwaarde dat de temperatuur van de sensor tijdens de opnamen gekend is. Een typische uitzondering hierop is de opname van de supernovarest M1 met een belichtingstijd van 30 minuten per opname (CCD temperatuur:-20° C). Het verwijderen van de lichtpollutie in de hoedanigheid van onbewerkt beeld gaf hier het betere resultaat. Om het ontstaan van valse “emissielijnen” te voorkomen werden na extractie de talrijke overblijvende heldere en kosmische pixels manueel verwijderd met IRIS. Bij andere gelijkaardige extreme situaties is het aangeraden zelf te experimenteren en het beste resultaat er uit te halen. Vlakbeelden De vlakbeeldtechniek heeft volgende invloeden op het opgenomen spectrum:: –

Bij astrofotografie en fotometrie compenseert deze techniek de typische daling in helderheid aan de zijkanten van het beeld (vignettering). Bij spectroscopie wordt het verloop van het pseudo-continuüm bijkomend vervormd, maar nooit echt “gecorrigeerd”, door de stralingskarakteristieken van de flatfield lichtbron.

–

Bij astrofotografie elimineert deze techniek artefacten ten gevolge van stof en vuil op het CCD oppervlak. Echter heeft dit, behalve bij situaties van een erg bevuilde CCD, weinig invloed op de kwaliteit en het verloop van het spectraal profiel.

–

Bij astrofotografie elimineert het eveneens artefacten veroorzaakt door reflecties van optische elementen en oppervlakten. Bij spectroscopie, is het werkzaam tegen het zogenaamde fenomeen van de interferentiefranjes (zie verder).

Bij professionele astrospectroscopie worden flat fields standaard toegepast. Voor amateurs is de vlakbeeldtechniek enkel noodzakelijk indien het spectraal profiel sterk aangetast is door

19

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie artefacten of interferentiefranjes. Bij breedband verwerking van volledige Echelle spectra (hfdst.6.7) compenseren vlakbeelden de karakteristieke afname van de helderheid in de perifere zones, nodig om de juiste individuele ordes softwarematig te kunnen identificeren.

5.9

Interferentiefranjes

Interferentiefranjes zijn artefacten, die gesuperponeerd verschijnen op het continuümverloop als een fijn regelmatig golfpatroon. Dit vervelend effect kan reeds ontstaan bij gematigde hoogresolutie spectra en dit met bepaalde combinaties van camera’s en spectroscopen. Men moet het zeker nakijken of het al dan niet optreedt bij vlakbeeldopnames (zie hfdst. 5.4). Peter Schlatter heeft dit fenomeen metrologisch onderzocht [417]. De oorzaken zijn veelvuldige weerkaatsingen binnenin de afdekglazen van de CCD sensors, waarbij de dikte van het glas bepalend is voor de periode van de “rimpels”. Bij laagresolutiespectra kan dit effect ook voorkomen, maar dan met grovere golfpatronen. Dan is het oorzakelijk verband te zoeken binnenin de CCD sensor. Voor verdere informatie zie [417], [418].

6

Opname en Verwerking van Echelle Spectrale Profielen

6.1 Opmerkingen Vooraf Dit hoofdstuk is gebaseerd op de ervaringen met de SQUES Echelle spectroscoop [400]. Met de nodige aanpassingen overeenkomstig volgende aanwijzingen is dit ook van toepassingt op andere modellen. Actueel wordt nog geen glasvezelkoppeling in rekening gebracht.

6.2 Typische Eigenschappen van Echelle Spectra In vergelijking met de profielen van conventionele roosterspectroscopen stellen de verwerking, evaluatie en normalisering van Echelle spectra hogere eisen. Het hoogresolutiespectrum is hier opgedeeld in verschillende strepen, ordes genoemd en hun golflengtegebieden overlappen aan de uiteinden. Volgende afbeelding toont een uittreksel van een zonnespectrum. De overlapping in het gebied van het magnesiumtriplet (~5168 – 5185Å) zijn ter verduidelijking omlijnd.

In tegenstelling tot dit SQUES spectrum en afhankelijk van het optisch ontwerp kunnen de individuele ordes bij andere spectroscopen een sterk gebogen verloop hebben. De duidelijk zichtbare afname van de intensiteit naar de perifere zones toe is een karakteristieke eigenschap van alle Echelle spectra. Daardoor vertonen alle ordes klokvormige pseudocontinua. In tegenstelling tot gewone roosterspectroscopen is het pseudocontinuüm van Echelle ordes op geen enkele wijze in verband te brengen met het stralingspatroon van het opgenomen object en moet in elk geval gecorrigeerd worden door het datareductieproces. In het volgende voorbeeld wordt orde 43 getoond in het SQUES spectrum van Arcturus.

20


21


6.3 De Oriëntatie van het Spectrale Beeld De montering van de camera op de spectroscoop moet zodanig zijn dat aan de volgende voorwaarden wordt voldaan: – De ordes binnen de afbeelding moeten horizontaal gerangschikt worden. Indien er slechts één moet geanalyseerd worden, dan moet deze zo exact mogelijk parallel geplaatst worden ten opzichte van de horizontale hoek. – De lange golflengtekant, het rode gebied van het spectrum moet bovenaan geplaatst worden en de korte golflengtekant, het blauwe gebied onderaan. – Ook van toepassing voor de Echelle spectra is dat conventioneel voor de aparte ordes de lange golfengtekant rechts en de korte golflengtekant links wordt gepositioneerd. Het beste hulpmiddel voor de opstelling is een daglichtspectrum van de zon. Onderstaande figuur toont de SQUES ordes 32 – 50 met enkele opvallende spectrale lijnen, die het correct afstellen van het beeld of de montage van de camera onder de juiste hoek gemakkelijker maken. Verder moet er rekening gehouden worden met het feit dat sommige software pakketten zoals Maxim DL en IRIS het beeld spiegelen na het inladen! Deze vervelende effecten kunnen met overeenkomstige software bewerkingen gecorrigeerd worden vooraleer de data reductie wordt uitgevoerd. Opgelet! Indien Maxim DL gebruikt wordt voor het opslaan van de opname, vergeet dan niet de setting “Compression Type” in het programma in te stellen op “Uncompressed”, anders kan IRIS het bestand niet laden! Voor beginners is het zeer moeilijk om zich te oriënteren in hoogresolutie Echelle spectra zonder te kunnen beschikken over referentiepunten. Daarom wordt in de appendix een gedetailleerd zonnespectrum getoond als handig hulpmidddel voor observaties, waarbij voor elke orde het overeenkomstig golflengtegebied wordt aangeduid. Op die manier kan men reeds op voorhand bij benadering de plaats van een specifieke lijn in het spectrum bepalen en dit ook voor sterren van andere spectrale types . Zo kan dan op dit deel van het spectrum meer nauwkeurig ingezoomd worden (zie hfdst. 6.4).

22


6.4 Scherpstelling van het Spectrale Beeld Wat het scherpstellen betreft laat het optisch ontwerp van de SQUES spectroscoop een goed compromis toe verdeeld over het ganse oppervlak en dit binnen de ordes 31 – 51. Voor de opname van een dergelijk breedband spectrum is het niet aangewezen om scherp te stellen in het centrale gedeelte van het beeld, maar op ongeveer 1/3 van de ordelengte. Indien nodig kan met behulp van een Allen moersleutel het afgebeelde oppervlak verschoven worden van ongeveer 3900 Å (orde 57) naar 8000 Å (orde 28). Vervolgens is het uiteraard nodig de scherpstelling bij te regelen. Wanneer slechts een klein spectraal gebied of één enkele lijn het voorwerp uitmaakt van onderzoek moet dit detail zo nauwkeurig mogelijk scherpgesteld worden. Dit wordt best vooraf uitgevoerd door gebruik te maken van het daglichtspectrum. Indien mogelijk wordt de camera hier in de” loopmodus” geplaatst met relatief korte belichtingstijden. Voor het gemak van werken is het nuttig om de focus posities te markeren op de lensring.

6.5 Belichtingstijden bij Echelle Spectroscopen De benodigde belichtingstijden zijn beduidend langer dan bij opnamen met conventionele roosterspectroscopen. Het golflengtegebied gedekt door het 200L/mm rooster van de DADOS komt overeen met ongeveer 25 ordes bij de SQUES spectroscoop. Dit geeft al een eerste indicatie met betrekking tot het aanpassen van de belichtingstijden. In de praktijk komt dit neer op een factor van ongeveer 30, en dit bij gelijke primaire optica en identieke spleetbreedte. Zoals gekend doen het vergroten van de spleetbreedte en de binning modus van de camera de belichtingstijden beduidend verkleinen. Specifiek bij de vroege spectrale klassen is een voldoende lange belichting noodzakelijk, zeker wanneer men de fijnste lijnen tot in de kortere golflengten wil vastleggen. Ten opzichte van de belichtingstijden nodig voor de Atik 314L+ in het rode golflengtegebied zijn deze in de korte golflengte ordes 55-57 verschillende keren langer. Voor opnamen van breedbandspectra moet men zoeken naar een compromis. Voor verdere informatie raadpleegt men best de handleiding van de SQUES spectroscoop.

6.6 Kalibratielichtbonnen Hoog resolutie Echelle spectra vereisen kalibratielichtbronnen die een voldoende dichte groepering van emissielijnen produceren over het volledige (zichtbaar) golflengtegebied. In professionele omgeving worden hiervoor holle kathodelampen gebruikt. Als lagekostenoplossing kan een gemodificeerde Relco 480 gloeilampstarter gebruikt worden. Deze kan zowel ingezet worden om het volledige spectrum te kalibreren als bij één enkele orde. Voor details zie [36].

6.7 Het Verwerken van een volledig Echelle Spectrum Het verwerken van een volledig Echelle spectrum heeft een grotere moeilijkheidsgraad en vereist het behandelen van de talrijke ordes. Dit kan enkel correct uitgevoerd worden door

23

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie ondersteuning met de gepaste software, zoals MIDAS [414], IRAF [415] of ISIS [410]. Een gedetailleerde beschrijving is voorzien voor een latere uitgave.

6.8 Het Verwerken van Individuele Ordes In de meeste gevallen worden Echelle spectra gebruikt om specifieke spectraallijnen te onderzoeken in hogere resolutie. Hier volstaat de eenvoudiger verwerking van de individuele ordes. Niettemin is vereist dat deze een lichtjes gebogen verloop hebben en de spectraallijnen redelijk loodrecht op de golflengteas gepositioneerd zijn. Op die manier kunnen de individuele SQUES ordes op conventionele wijze verwerkt worden net als bij de gewone roosterspectroscopen. Ten gevolge van de lichte kromming van de spectrale streep is enige voorzichtigheid geboden bij het horizontal uitlijnen van de beoogde ordes (zie hfdst. 6.4, stap 7). Dit bijstellen kan ook uitgevoerd worden door het aanpassen van de monteringshoek van de camera, tot een redelijk compromis gevonden is. Indien het te onderzoeken spectraal gebied zich bevindt aan het uiteinde van een orde, is het aangewezen om twee ordes te verwerken en vervolgens samen te monteren volgens de instructies in hfdst.8.11. Onderstaande figuren geven een bondig overzicht van de verschillende stappen in het reductieproces van de spectrale data. De orde 43 van het Arcturus spectrum bevat het opvallende magnesiumtriplet (Fraunhofer b) in het golflengtegebied 5160-5190 Å. Dit gebied wordt hier weergegeven door middel van een uitsnede.

24


Horizontaal gepositioneerde, onbewerkte opname van orde 43, Arcturus α Boo 1D Spectrum van orde 43 na verwerking met IRIS 1D RELCO gekalibreerd spectrum van orde 43 na verwerking met IRIS Onbewerkt profiel van orde 43, gemaakt met Visual Spec

Spectraal profiel van Arcturus, Orde 43, gekalibreerd,gecorrigeerd, en genormaliseerd tot Ic = 1 met Visual Spec

Uitsnede van het Magnesium Triplet in Arcturus, Orde 43 met Visual Spec

25

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie Het volledige proces wordt hier, weliswaar verkort, gedemonstreerd aan de hand van de opvallende en fijn gestructureerde Fraunhofer A-lijn. Het volgende uittreksel van een SQUES Echelle daglichtspectrum toont deze absorptie, uitgespreid over orde 29 (boven) en orde 30 (onder).

Afgezien van volgende uitzonderingen wordt de datareductie uitgevoerd zoals beschreven in hfdst.8.4 – Stap 4 is algemeen niet van toepassing omdat in Echelle spectra, de hemelachtergrond niet onmiddellijk kan verwijderd worden tengevolge van de kleine spleethoogte. – Stap 5 is hier niet nodig, omdat de oriëntatie van de opname reeds correct is (zie zonnespectrum in de appendix, Ordes 29 en 30). – Stap 8 is hier niet nodig, omdat de spectrale lijnen reeds voldoende loodrecht op de golflengte-as staan. – Aangezien de strepen hier niet voldoende horizontaal lopen, moet voor de verdere verwerking de opname opnieuw gebeuren hetzij met een aangepaste monteringshoek van de camera, hetzij door opnieuw uit te lijnen aan de hand van de stappen 6 en7. – Na Stap 11 worden de ordes 29 en 30 hier weergegeven als 1D strepen (lichtjes verbreed weergegeven).

– Het samenvoegen van de beelden volgens hfdst.8.5 is hier niet van toepassing, aangezien er maar één beeld te verwerken is. – Het kalibratiespectrum moet analoog aan het spectrum van het object verwerkt worden (niet getoond hier) – In de volgende stap worden voor beide ordes de spectra gegenereerd volgens hfdst.8.6.

26


27

– Beide ordes moeten nu niet-lineair gekalibreerd worden met het kalibratiespectrum zoals beschreven in hfdst.8.9 of gebaseerd op gekende lijnen (hfdst.8.8). Deze stap is hier niet in detail getoond. – Beide kalibratieprofielen worden nu bijgesneden met hofer A-lijn zoals beschreven in hfdst.8.10, stap2.

tot het gebied van de Fraun-

– Indien een groot gedeelte van de samengevoegde ordes gebruikt wordt, dan moet het verloop van de continuümintensiteit nu verwijderd worden uit beide profielen volgens hfdst.8.14. – Finaal volgt het samenvoegen van beide profielen in Vspec met Operations/Join volgens hfdst. 8.11.

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie – Verdere verwerking en formattering als bij een normaar spectraal profiel. Hier is het eindresultaat na verwijdering van het continuümverloop volgens hfdst.8.14.

6.9 Het Verwijderen van de Hemelachtergrond en de Lichtpollutie Door de kleine spleetlengte kunnen in Echelle spectra de hemelachtergrond met de lichtpollutie niet onmiddellijk verwijderd worden volgens de methode beschreven in hfdst.8.4, stap 4. Indien nodig kan dit enkel bekomen worden door een apart stukje nachthemel zonder object op te nemen en dan af te trekken van de opname met het object. Als “noodoplossing” kunnen de welgekende emissielijnen van de airglow en lichtpollutie [33] “geretoucheerd” worden met Vspec. Niettemin kan de corresponderende continuümcomponent, die in bepaalde gebieden sterk interfereert met het spectrum, meer bepaald de storende brede klokvormige natriumlijn (~5800 – 6000A) niet op die manier verwijderd worden.

28


7

Kalibratie met Lichtbronnen

7.1 Opmerking Vooraf Hier worden enkel de praktische aspecten van het kalibratieproces met lichtbronnen behandeld. Voor een beschrijving van de verschillende stappen van de kalibratie met Vspec zie hfdst. 8.8 en 8.9.

7.2 Toepassingsgebied De kalibratie met een lichtbron is ideaal geschikt voor hoogresolutiespectra. Het is een must voor absolute, golflengte-afhankelijke metingen, zoals de Dopplerverschuiving, of voor profielen met weinig en/of onbekende lijnen. Deze methode is niet geschikt voor het kalibreren van een spectrum met een grote Dopplerverschuiving aan de hand van de rustgolflengte . In dat geval moet de kalibratie uitgevoerd worden door middel van gekende spectrale lijnen (bv. De H-Balmerserie).

7.3 Kalibratieprincipe Het principe is zeer eenvoudig. Als referentie voor de golflengte , worden de exact gekende emissielijnen van een kalibratielichtbron over het opgenomen spectrum geplaatst. Meestal wordt het kalibratiespectrum afzonderlijk opgenomen en vervolgens samengevoegd met het spectrum van het object door middel van de software (hfdst. 8.9)

7.4 Mogelijke Foutenbronnen Om een zo nauwkeurig mogelijke kalibratie te verkrijgen moet men aandachtig rekening houden met volgende foutenbronnen: – Een verandering van de objectrichting van de telescoop wijzigt meteen de uitgeoefende buigkrachten op de behuizing van de spectroscoop. Dit heeft uiteindelijk ook invloed op het opgenomen profiel (zie hfdst. 3.2). – Temperatuurvariaties veroorzaken eveneens een vervorming van de behuizing en bijkomend een verschuiving, veroorzaakt door een minieme verandering in de lichtsnelheid, van de golflengten uit het kalibratiespectrum ten opzichte van het spectrum van het object. Luchtdrukverschillen hebben een gelijkaardige invloed. Door gebruik te maken van het programma SpectroTools, ontwikkeld door Peter Schlatter [413], kan de invloed van de temperatuur en luchtdruk op een bepaling mooi gedemonstreerd worden.(zie [30], hfdst. 10.2).

7.5 Praktische Verwezenlijking Het is evident dat de kalibratieprocedure zodanig moet uitgevoerd worden dat de invloed van mogelijke foutenbronnen zo klein mogelijk wordt. Voor een accurate kalibratie zijn volgende punten onontbeerlijk: – Tussen de opnames van het te onderzoeken object en de opname van het kalibratiespectrum mag noch aan de opstelling van de apparatuur, noch aan de objectrichting van de telescoop iets gewijzigd worden, zoniet ontstaan detecteerbare kalibratiefouten. – Het tijdsinterval tussen de opnamen van beide spectra (object en kalibratie) wordt best zo klein mogelijk gehouden. Wanneer nauwkeurige metingen nodig zijn worden zelfs twee kalibratiespectra opgenomen, één vóór en één na de opname van het spectrum van het object. Deze worden dan nadien uitgemiddeld. Op die manier kunnen fouten ten gevolge van temperatuursveranderingen geminimaliseerd worden. – Vooraleer de metingen/opnamen te starten is het aangewezen de volledige opstelling teleskoop - spectroscoop – camera, goed te laten acclimatiseren. – De camera moet zo gemonteerd worden dat de bekomen horizontale streep reeds zoveel mogelijk horizontaal georiënteerd staat en op die manier een aanpassing binnen de soft-

29

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie warepakketten bv. IRIS of BASS niet meer nodig is. Op die manier vermijdt men het onstaan van artefacten bij het roteren van de spectrale streep. – De ideale positie van te onderzoeken spectrale lijn is middenin een redelijk aantal goed gespreide kalibratielijnen en niet aan de zijkanten van de spectrale streep! – Alle stappen in het proces die toegepast werden op het spectrum van het object, moeten ook uitgevoerd worden op het kalibratiespectrum. De Y-waarden van beide spectrale strepen moeten gelijk zijn (IRIS).

7.6 De Keuze van de Kalibratielichtbron Het belangrijkste criterium voor de keuze van de kalibratielichtbron is een zo goed mogelijke spreiding van het aantal spectrale lijnen. De vroeger populaire neongloeilamp produceert weliswaar een smal lijnenpatroon, maar spijtig genoeg enkel in het rood gedeelte van het spectrum. Nu zijn er gelukkig lagekosten alternatieven zoals de gemodificeerde gloeilampstarters van gasontladingslampen, die ongeveer een 270-tal evalueerbare lijnen produceren en dit over het ganse golflengtegebied – voor details zie [36]. Voor de zeer hoge eisen in de professionele sector worden dure hoogspannings ijzer en/of Argon hollecathodelampen gebruikt.

7.7 De montering van de Kalibratielamp Er zijn drie verschillende manieren om hel licht van de kalibratielamp op de spleet van de spectroscoop te oriënteren: 1. Montering binnenin de spectroscoop* Bij de Lhires III spectroscoop [402] is de kalibratielamp ingebouwd.Men heeft de keuze tussen een neon of een neon/argon lamp. Voor het gebruiksgemak en de veiligheid werd een transformator 12V/140V ingebouwd. Voor de oudere types van de Lhires III is een upgrade kit verkrijgbaar die naast een neon/argon kalibratielamp ook nog een tungsten lamp bevat voor vlakveldopnamen. Indien men een ander type kalibratielamp zoals een gemodificeerde RELCO 480 gloeilampstarter [36] wenst te installeren, kan dit mits aanpassingen, na grondig onderzoek, van de transformator en de gebruikte weerstand. Bij de SQUES Echelle spectroscoop is via een aparte glasvezelkabelaansluiting eender welke bruikbare kalibratielichtbron inzetbaar. 2. Montering vóór de spectroscoop Aangezien bij de DADOS spectroscoop geen voorzieningen zijn voor een directe aansluiting van een kalibratielamp laat ik het licht van de kalibratielamp invallen via een opening in de onderkant van de Vixen kantelspiegel. Een klein spiegeltje, gekleefd op de achterkant van de kantelspiegel reflecteert de lichtsraal recht op de spleet. Voor een verder ontwikkeld model zie hoofdst. 17.

.

30

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie 3. Montering vóór de teleskoop Hier valt het licht van de kalibratielamp niet onmiddellijk als een sferische golf op de spleet, maar via het convergerende pad van de telelscoopoptiek. Belangrijk is dat de kalibratielamp juist gepositioneerd wordt in het verlengde van de spleetas en de optische as van de telescoop, meer bepaald tussen punt A en A’ op de figuur.. De minst gunstige posities zijn punten B en B’ met een mogelijke kalibratiefout van >1Å ! De optimale lichtweg is deze die het best overeenkomt met deze van de te onderzoeken ster. Bij hoogresolutiespectra kan de fout van het kalibratiespectrum bepaald worden aan de hand van de atmosferische H2O lijnen. (zie hoofdst. 10.4).

B

A A‘ B‘

31


8

Datareductie met IRIS, Vspec en BASS*

8.1 Inleiding* Eerst en vooral gaat onze dank uit aan Valérie Desnoux(Vspec), Christian Buil (IRIS) en John Paraskeva (BASS) om deze programma’s te schrijven en aan te bieden als freeware. Op die manier is de deur geopend tot de wereld van de spectroscopie voor een steeds groeiend aantal amateurastronomen wereldwijd! De freeware IRIS, versie 5.59 [410], wordt hier aangewend voor het verwerken van de opgenomen spectrale streep en Vspec versie 4.1.3 [411] om vervolgens het spectraal profiel te maken en te analyseren. Alle spectra werden hier opgenomen met de DADOS spleetspectroscoop [401] van het Baader Planetarium en enkele ervan, weliswaar enkele jaren geleden, zelfs met de Meade DSI II (kleuren-) camera. Het verwerken van de "Flats" werd hier weggelaten. Het BASS project versie 1.7 wordt gebruikt voor de reductie van de opnamen met de Lhires III spectroscoop. Voor de verwerking met BASS zie hoofdst.18. Beide programma’s, IRIS en Vspec, werken onder Windows 7 en 8 en zijn beschikbaar in het frans of engels (status 2015/07). Voor beide programma’s leiden de verschillende werkwijzen tot vergelijkbare resultaten. Hier toon ik mijn persoonlijke manier van datareductie, waarbij slechts een kleine fractie van de mogelijkheden van beide programma’s gebruikt wordt. Daarom is zeker aan te bevelen de handleidingen en de instructies van de auteurs zelf te raadplegen,zie [410], [411]. IRIS bijvoorbeeld laat verkorte procedures toe, waardoor in één enkele stap terzelfdertijd de hemelachtergrond kan verwijderd worden bij een serie opgenomen spectrale banden. Niettegenstaande deze mogelijkheid verkies ik echter elke opname afzonderlijk te verwerken. Op die manier maak ik dan van de gelegenheid gebruik om de individuele opnames aan een nauwkeuriger inspectie en selectie te onderwerpen.

8.2 Opmerkingen Vooraf van toepassing op IRIS Het freeware programma IRIS werd ontwikkeld door Christian Buil als een uitgebreid astronomisch beeldbewerkingsprogramma. Hier wordt slechts een klein gedeelte van het programma gebruikt speciaal ontwikkeld voor het verwerken van spectra. Bij bepaalde stappen in de verwerking van de opgenomen spectra worden de opdrachten in de vorm van “commando’s” ingevoerd, via een "console" met de juiste syntaxis. In de actuele versie van IRIS zijn echter veel functies eerder als menu items omschreven dan als “commando’s”. Deze "console" kan worden geactiveerd met het icoon . Elke commandolijn moet beginnen met > en worden bevestigd met "Enter". Aangezien IRIS in de actuele versie 5.59 noch een close noch een clear command heeft, is het aangewezen het programma te herstarten vooraleer een nieuw beeld in te laden. Op die manier worden fouten in de werking van het programma vermeden. Het is absoluut een must om het pad aan te geven naar de werkmap via Program Files/Settings/Working path. Anders zullen verschillende opdrachten binnen IRIS niet uitgevoerd worden! Om IRIS te downloaden zie [410].

8.3 Opmerkingen Vooraf van toepassing op Visual Spec (Vspec) De freeware Vspec (Visual Spec) [411] werd ontwikkeld door Valerie Desnoux hoofdzakelijk voor het aanmaken en analyseren van spectrale profielen. Alle beschreven werkwijzen zijn toegankelijk via een conventioneel menu in de titelbalk. Verder beschikt IRIS, juist zoals Vspec over een console-modus. Opgelet, bij sommige Vspec versies moet het programma binnen windows 7 geïnstalleerd en geopend worden als systeembeheerder. Binnen Vspec wordt bij sommige “tools” de Angstrom [Å] als golflengte-eenheid gebruikt. Indien deze “tools” niet worden aangewend , kunnen de spectra ook gekalibreerd worden in andere eenheden zoals de [nm] of [eV].

32


8.4 Het verwerken van enkelvoudige spectra met IRIS Opmerkingen Vooraf: Om een nauwkeurige kalibratie te bekomen, moet het lampenspectrum op exact dezelfde manier verwerkt worden als het spectrum van het object. Daarom is het aan te raden om de Y-waarden, die de plaats van de verwerkte zones bepalen, te noteren! Na het verwerken van eventuele donker- en vlakbeelden kunnen volgende stappen met het ruwe spectrum worden uitgevoerd: 1. Met de opdracht ,,file/load“ wordt het spectrum ingeladen. Voor de meeste astronomisch camera’s is dat het fit – formaat. Sommige modellen echter gebruiken ander formaten. Bij de DSI II kleurencamera, bijvoorbeeld, is dit in enkelbeeld en monochrome modus het fits3p formaat. In dit geval moet het bestandstype veranderd worden van (*.fit) naar de tweede optie (*.fts). Hoe dan ook het uiteindelijke bewerkte beeld wordt door IRIS in het „fit“ formaat opgeslagen.

2. Indien het beeld met een korte belichtingstijd is gemaakt, kan de helderheid worden aangepast in het popup menu “Threshold” door middel van glijders.(zonder invloed op het eindresultaat). De coördinaten (X,Y) en de pixelintensiteit (I) van de cursorpositie kunnen afgelezen worden in de rechterbenedenhoek van het scherm. 3. Hete en kosmische straling pixels, die mogelijks nog overblijven in de spectrale band kunnen ingekaderd worden door selectie met de cursor en vervolgens verwijderd worden met de opdracht >max X, waarbij X staat voor het geschatte maximum aantal betrokken pixels.

4. Het verwijderen door aftrekking van de hemelachtergrond gebeurt met de opdracht >l_sky3. In het outputvenster verschijnt de melding: ,,kies 4 punten”. Klik vervolgens elke twee punten aan telkens boven en onder de spectrale streep. Bij de laatste klik op het vierde punt volgt dan onmiddellijk de verwijdering.

Indien het verwerkte beeld te donker is, kan de helderheid terug aangepast worden met de glijders in het popup-menu zonder dat dit invloed heeft op het eindresultaat. Indien echter bepaalde delen van het spectrum overbelicht (oververzadigd) zijn, dan volgt een waarschuwing (level> 32767). Opmerking: De stappen 5 tot 8 kunnen worden overgeslagen worden indien de camera vooraf zodanig gemonteerd werd dat de spectrale streep horizontal gepositioneerd was met de blauwe (korte-) golflengtekant aan de linkerkant. 5. Indien nodig kan men met de opdracht >mirrory de spectrale streep volgens de conventie positioneren,d.i. de blauwe (korte-)golflengtekant aan de linkerkant. 6. Meet de mogelijke helling van de spectrale streep met de opdracht >l_ori, na eerst een groter gedeelte van de spectrale streep in te kaderen met de cursor. Finaal verschijnt in het outputvenster (inter alia) de te corrigeren hoek („Angle“). 7. Roteer vervolgens de spectrale streep horizontaal volgens de berekende hoek met de opdracht

33

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie >rot [x] [y] [angle]. Dit kan ook gebeuren met de opdracht "Geometry/Rotate", waarbij X en Y de beeldcoördinaten zijn van het gewenste rotatiepunt. Het rotatiepunt wordt best in de linkerhoek geplaatst (x=0). De corresponderende Y coördinaat kan vervolgens bepaald worden door de cursorpositie op de hoogte van de halvestreepbreedte. Deze waarden moeten genoteerd worden, aangezien ze nodig zijn voor het verwerken van het kalibratiespectrum! 8. Indien de spectrale lijnen significant afwijken van de vertikale oriëntatie, kan de afwijking gemeten worden met de opdracht >l_slant. De opvallende spectrale lijn wordt daarvoor best eerst met de cursor ingekaderd. Corrigeer vervolgens het verschil met >slant [X] [angle]. Kies voor X, de X-coordinaat in het midden van het beeld en voor "angle" de gemeten waarde van de hoekdeviatie. Opgelet! Deze stap kan een negatieve invloed hebben op de nauwkeurigheid van de kalibratie en wordt best vermeden indien – bij matige helling- slechts een zeer smalle streep van het spectrum wordt verwerkt en dit bij identieke Y-waarden zowel voor het spectrum van het object als dat voor de kalibratie. Opmerking: Indien er voor het te onderzoeken object een ganse serie verwerkte opnames zijn, wordt best gebruik gemaakt van "Stacking" (zie daarvoor verder naar hfdst.3. Is er daarentegen slechts één enkele opname ga dan door naar de volgende stap 9). 9. Met de opdracht >l_add [line1] [line2] middelt IRIS de helderheidsdistributie uit binnen iedere pixelrij over de volledige spectral streep. (nota: "I" is hier de kleine letter L!). De hoogte van het te verwerken gebied wordt gedefinieerd door de twee Ywaarden [line1] en [line2]. IRIS verbreedt uiteindelijk het bekomen 1D spectrum tot een 20-pixels-brede streep. Indien de spectra onderbelicht zijn, optimaliseert IRIS het contrast door het helderste punt in de streep om te zetten van grijs naar wit en past vervolgens de rest van het spectrum in verhouding tot de nieuwe referentie aan. De Y waarden worden bepaald door de positie van de cursor en wordt afgelezen onderaan rechts op het scherm. Indien het spectrum later wordt gekalibreerd met een lamp worden de Y waarden voor de binning zone (lijn1 en lijn 2) best genoteerd. 10. Door de bovenste instelbare glijder volledig naar rechts te schuiven kan het bekomen 1D spectrum zichtbaar gemaakt worden en visueel geinspecteerd worden. ( dit beïnvloedt op geen enkel wijze het eindresultaat). Indien een wetenschappelijk relevant spectrum beoogd wordt mag er op geen enkel wijze gebruik gemaakt worden van zogenaamde “cosmetische correcties” zoals met de opdracht processing/unsharp masking , aangezien daardoor artefacten ontstaan! 11. Bewaar het 1D spectrum onder een omschrijving zoals Sirius 1D met file/save. 12. Met de opdracht >l_plot wordt nu, als eerste voorbeeldweergave, een eenvoudig spectraal profiel aangemaakt.

34


35

8.5 Stapelen van Verschillende Spectrale Opnamen met IRIS Opmerkingen vooraf: Juist zoals bij astrofotografie worden hier een aantal spectrale opanmen van goede kwaliteit gestapeld. Hierbij worden toevallige afwijkingen in de individuele spectrale profielen uitgemiddeld en kan de signaalruisverhouding (SNR) beduidend verbeterd worden. Deze profielen moeten opgenomen worden met dezelfde apparatuur, bij exact hetzelfde golflengtegebied en met dezelfde spleetbreedte. Ze moeten ook vooraf bewerkt worden volgens de instructies in hoofdst. 8.4, stappen 1 – 4 (resp.1 – 8). Als alternatief voor stap 4 in hoofdst.8.4 beschikt IRIS over een verkorte methode om bij grote aantallen spectra tergelijkertijd de hemelachtergrond te verwijderen door middel van de opdracht „Spectro/Remove the sky of a sequence of 2D spectra“. In plaats van 4 punten, gekozen door de cursor in stap 4, wordt nu gevraagd de Y-waarden in te voeren voor het betrokken oppervlak. Het vereiste dataformaat wordt bekomen door stappen 2 en 6 uit te voeren (zie verder). Als “output volgorde” worden de verwerkte en genummerde bestanden opgeslagen in de map. Vanaf stap 3 kunnen dan de bestanden gestapeld worden (zie verder). Indien de Meade DSI II opnamen in het fits3p formaat verwerkt worden, moeten alle beelden eerst één voor één ingeladen worden in IRIS en vervolgens opgeslagen in het *.fit formaat. Bij deze werkwijze is het aanbevolen voor de hemelachtergrond te corrigeren en de kwaliteit van ieder beeld te controleren. 1. Kopieer de kwalitatief voorgeselecteerde spectrale strepen voor verdere verwerking in de map, die eerder werd geïnstalleerd onder File/Settings als "Working path". 2. Herbenoem deze bestanden en nummer ze opeenvolgend, beginnend van 1 tot n, bv. castor1, castor2, castor3. De nummering moet starten met 1 en er mogen geen nummers worden overgeslagen! Indien er toch één opname gewist werd, moet de ganse serie opnieuw genummerd worden. 3. Laad de eerste opname van de serie (eg castor1) met "file / load" in het IRIS programma. 4. Spectra van puntvormig lijkende lichtbronnen, die worden opgenomen met spleetspectroscopen vertonen relatief smalle “ spectrale strepen”. Kader nu het volledige gebied met de individuele strepen in met de cursor. Belangrijk: gebruik juist hetzelfde markeringsgebied (Y-waarden) voor de achtereenvolgende kalibratie van de spectra! Voor een nauwkeurige meting van de radiale snelheid is het gekozen gebied in de onderstaande figuur veel te groot. Het is daarbij ook aangeraden enkel spectra te stapelen die opgenomen zijn met éénzelfde spleetbreedte en dus dezelfde resolutie.

Spectrale strepen

Spektralfäden

Rahmen

Kader


36

Spectra van tweedimensionaal lijkende objecten (daglicht, maan, nevels, Kalibratielichtbron, enz.), die opgenomen worden met spleetspectroscopen, vertonen daarentegen brede strepen. In deze situaties is het noodzakelijk om een dunne “propere” streep uit te kiezen binnen de gekozen band, hier overeenkomend met de spleetbreedtes van resp.25, 35, of 50μm. Belangrijk: ook hier is het aangeraden hetzelfde markeringsgebied (Y-waarden) te gebruiken als voor de daaropvolgende kalibratie van de spectra! Spektralband 50μm Spectrale streep bij Spalt de 35 μm Spleet

Spektralband 25μm Spectrale streep bijSpalt de 25 μm Spleet

Rahmen Kader

Spectrale streep bij de 50 μm Spleet Spektralband 35μm Spalt

5. Begin nu het stapelingsproces met „Spectro/Composite of a sequence of spectra“. 6. Voer de bestandsnaam in het popup kader onder „Input Sequence“ en dit zonder volgnummer (bv. castor). Voer als „Output Sequence“ een andere arbitraire naam of letter in zoals castor stack. Voer in het veld "Number" het aantal te stapelen opnamen in (bv. 3). 7. Bevestig tenslotte met "Enter". De “output sequence” wordt opgeslagen in de hoedanigheid van automatisch “binned” 20 pixels hoge spectrale strepen. 8. Deze “output sequence”, ondergebracht in de map van het "Working Path" wordt vervolgens gebruikt voor het genereren van het spectraal profiel. (bv. castor stack1 – castor stack3). Hoe dan ook zijn deze bestanden niet langer nodig voor deze toepassing en kunnen daarom later verwijderd worden. Het echte belangrijke gestapelde bestand verschijnt immers na stap 7 als een nieuwe “streep”, weliswaar – en dit is wel wat verwarrend - niet met een nieuwe naam, maar met het hoogste nummer van de stapeling van spectra.(dus hier: castor stack3). Vandaar is het belangrijk deze nieuwe streep onder een nieuwe naam op te slaan (bv. Castor 1D). 9. Om nu het uiteindelijk spectrum correct te kunnen visualiseren, moet de bovenste glijder volledig naar rechts en de onderste volledig naar links ingesteld worden..


IRIS commando: „Spectro/Composite of a sequence of spectra“ Blauw: Profielen van de individuele spectra (Zon, Hα) Rood: Gemiddeld profiel bekomen door stapeling van de individuele spectra

8.6 Genereren van een Ruw Spectraal Profiel met Visual Spec 1. De 1D spectrale streep, die als resultaat van de bewerking werd met IRIS bekomen werd, wordt nu met „Open Image“ ingeladen in Vspec. Vergewis u er echter van dat de bestandsnaam onder Options/Preferences/Working directory ingesteld is op „fits“ voor beelden en op "spc" voor profielen. 2. De helderheid kan bijgesteld worden door met ingedrukte linkermuisknop in vertikale richting te bewegen. Hoe dan ook is dit overbodig indien de streep voordien werd bewerkt met IRIS. 3. Met het icoon „Object Binning“ wordt het ruwe spectraal profiel gegenereerd. Indien de spectrale streep niet eerder werd bewerkt met IRIS kan men deze alsnog bewerken met het icoon Display reference binning zone . Beweeg vervolgens de rode omlijsting met de muis over de streep en stel de hoogte van de omlijsting zo in, dat deze gelijk is aan de hoogte van de streep. Voorbeeld: Betelgeuse:

4. Bewaar dir ruw spectraal profiel met „save as“, bv. Betelgeuse.spc. 5. Vervolgens wordt de kalibratie uitgevoerd aan de hand van verschillende methoden:

37


8.7 Lineaire Kalibratie met Twee Gekende Lijnen Opmerking Vooraf: De golflengteschaal van het ruwe spectrum opgenomen met een roosterspectroscoop verloopt altijd lichtjes niet lineair. Deze vereenvoudigde methode levert een bij benadering lineair gekalibreerd profiel aan de hand van twee lijnen met gekende golflengten. Indien gebruikt voor kwalitatieve doeleinden en daarenboven over een kort golflengtegebied zijn er geen bezwaren. 1. Laad het ruwe spectraal profiel in Vspec met with „File/Open Profile“ 2. Kies Spectrometry/Calibration 2 lines 3. Wanneer het popupvenster opent met : „No reference serie, do you want…“ bevestig dan met Yes. 4. Markeer met Click and Drag de eerste geïdentificeerde lijn ( zie figuur). Typ de corresponderende golflengte in het popupvenster en bevestig met Enter. 5. Doe hetzelfde met de tweede lijn. 6. Klik op het gele vierkant aan de rechterkant, waardoor de gegradueerde X- en Y-as verschijnen. Voor het formatteren zie hoofdst. 8.10. 7. Bewaar nu dit golflengte-gekalibreerd profiel met file/save as, (bv. Sirius calib). Nota: Om transmissiefouten te vermijden is het aangewezen om de golflengtedata te kopiëren met ctrl c van een pdf- of wordbestand en over te brengen naar het Vspec kalibratieveld met shift insert (bv. Van een spectroscopische atlas). De functie ctrl V daarentegen is hier niet actief. Typische en opvallende kalibratielijnen (afhankelijk van het spectraaltype van de ster) Hα = 6562.82 Å, Hβ = 4861.33 Å, Hγ = 4340.47 Å Hδ = 4101.74 Å Hε = 3970.07 Å, H8 = 3889.05, H9 = 3835.38, Mg l = 5167, Fe l = 5270 Å, Na I 5890/96 Å, CH = 4300 Å ,Ca II = 3934/3968 Å Voor andere lijnen zie ook Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers [33] of Glow Starter RELCO SC480 – Atlas of Emission Lines [36].

38


8.8 Niet–Lineaire Kalibratie met minstens Drie Gekende Lijnen Opmerking Vooraf: De golflengteschaal opgenomen met een roosterspectroscoop verloopt altijd lichtjes niet-lineair. De volgende methode houdt hier volledig rekening mee. Het is echter een must als het spectrum werd opgenomen met een prisma! Het is immers altijd ten zeerste aanbevolen deze meer nauwkeurige methode toe te passen, meer bepaald, met ten minste drie gekende lijnen en een goede spreiding ervan. 1. Laad het ruw profiel in Vspec met „File/Open Profile“ 2. Kies Spectrometry/Calibration multiple lines 3. De graad van Kalibratiepolynomiaal “Degré” in het popup menu mag op de reeds ingestelde waarde van 3 ingesteld blijven. 4. Markeer met Click and Drag de lijnprofielen juist zoals in hoofdst. 8.7 en typ de overeenkomstige golflengten in het popup venster. De juiste waarden voor de golflengten van de kalibratielijnen kunnen opgezocht worden via [31], [34], [36], als ook in de spectroscopische atlas [33]. Ze kunnen gekopiëerd worden met ctrl c vanuit de PDF bestanden en met shift insert ingevoegd worden in het popup veld – alles finaal te besvestigen met Enter.

5. Klik de „Calcul“ knop Met een klik op de "calcul" knop wordt de kalibratiepolynoom berekend en verschijnt het spectrum in niet-lineair gekalibreerde vorm. Ter ondersteuning verschijnt een grafiek "Dispersion" die het verloop van de polynoom toont. Het is evident dat hier normaal gesproken een rechte lijn moet verschijnen en geen kromme , wat immers wijst op een kalibratiefout. (zie figuur). Indien de invoer niet plausibel is, verschijnt de melding "Value is not consistent" of "Inflection". In dergelijke gevallen markeert Vspec het betrokken kalibratiepunt, dat vervolgens gecorrigeerd kan worden in de tabel. De coëfficiënten van de polynoom verschijnen onder "interpolation". De overeenkomstige vergelijking kan nu opgeslagen worden met "Save" met het oog op een latere kalibratie. Dit vereist dan wel dat de verschillende spectra opgenomen warden in hetzelfde golflengtegebied en met dezelfde spectroscopische opstelling. Bijkomende spectra kunnen gekalibreerd worden door het laden van de formule met "Load" en vervolgens het kalibratieproces te starten met de "Apply Eq" knop (pas vergelijking toe). 6. Sluit het dialoogvenster met „close“ 7. Klik op gele vierkant aan de rechterkant , waardoor de gegradueerde X- en Y-assen verschijnen. Voor formattering zie hoofdst. 8.10. 8. Controleer het resultaat door te klikken op gekende spectrael lijnen op de kaart. 9. Bewaar nu dit golflengte-gekalibreerd profiel met file/save as, (bv. Sirius calib).

39


8.9 Kalibratie met Lichtbronnen Opmerkingen Vooraf: Hier volgt enkel de verwerking van de spectra met Vspec. Voor praktische details over de kalibratie met lichtbronnen, zie hoofdst.7. 1. Laad het ruwe spectraal profiel in Vspec met „File/Open Profile“ 2. De 1D spectrale streep van de kalibratielamp, die verwerkt werd met IRIS, wordt ingeladen met "Open Image" . Belangrijk: de manier van verwerken moet exact dezelefde zijn m.a.w. dezelfde stappen en parameters als bij de verwerking van het spectraal profiel ! 3. Klik op het icoon "Reference Binning" . Het lampenspectrum verschijnt nu over het spectraal profiel. Belangrijk: De niet overbelichte (verzadigde) lijnen in het lampenspectrum moeten geëvalueerd worden meer bepaald op hun vorm (nazicht op al dan niet afgeknotte, vlakke pieken). 4. Voer "calibration multiple lines" uit analoog aan (hoofdst.8.8) op goed gespreide spectrale lijnen. Tijdens de kalibratieprocedure blijven beide profielen mekaar overlappen. Daarom is het aangewezen de kleur van het kalibratiespectrum te wijzigen om het onderscheid beter te kunnen maken met het spectraal profiel (in het linkergedeelte van de hoofdbalk). 5. De op die manier uitgevoerde kalibratie worden onmiddellijk overgebracht op het spectraal profiel (Intensiteit). 6. Bewaar nu dit golflengte gekalibreerd profiel (Intensiteit) met "file/save as", bv. Sirius calib. Niettegenstaande het lampenspectrum nog zichtbaar blijft (Ref 1) wordt deze niet mee opgeslagen en moet daarom niet vooraf verwijderd worden. 7. Klik op het gele vierkant aan de rechterkant van het kader. Nu verschijnen de gegradueerde X- en Y-assen. Voor het formatteren zie hoofdst. 8.10.

40


8.10 Grafische Layout van het Gekalibreerd Spectrum 1. Klik op het gele vierkant aan de rechterkant van het kader. Nu verschijnen de gegradueerde X- en Y-assen. 2. Dubbelklik in het kaartgebied. X- as: Deactiveer het "Auto" kader en zet "Tick" op 2 en Nb Ticks op 50. Indien de pakking van de labels van de as te dicht is, kan ook de combinatie van 4 en 50 geprobeerd worden. Het bereik van de X-as wordt ingesteld met X-min en X-max. maar dit kan ook bekomen worden door het markeren van het gewenste gebied op de kaart met de cursor en vervolgens te reduceren met . Y-as: Het vertikale bereik langs de Y-as wordt ingesteld met Hi threshold en Lo threshold. Indien men dit wenst toe te passen op verschillende geopende profielen kan dit door "Apply to all windows" aan te vinken. Deactiveer het "Auto" kader en zet Tick op 5000 en Nb Ticks op 5. Hoe dan ook kan de X-as eveneens aangepast worden als "Y-axis display" niet gemarkeerd is. 3. De profielkleur kan gewijzigd worden door een klik op de grafiek of in het linkergedeelte van de hoofdbalk bv. naar Blauw. 4. De kleur van het diagramgebied kan eveneens gewijzigd worden met "Format/background colour". 5. Verder kan de lijndikte aangepast worden naar 1 of 2 met "Format/Line" en de eigenschappen van het lettertype met "Format/Font". 6. Als optie kunnen gekalibreerde spectra gekopiëerd worden naar deze kaart of, ter controle, kan een synthetisch modelspectrum van hetzelfde spectrale type er worden overgeplaatst. Daarvoor wordt via "Tools / Library", een passend profiel geselecteerd. Het overeenkomstige dat.bestand kan dan versleept worden vanuit het bovenste gedeelte van het venster. 7. De plaats en amplitude van de geselecteerde curve kan via „Axis Y" met „Hi threshold“ en „Lo threshold“ veranderd worden. Een andere manier om hetzelfde te bereiken is met de pijltjestoetsen aan de rechterkant. De curve die moet aangepast worden kan geslecteerd worden met een muisklik of in het juiste veld aan de linkerkant van de hoofdbalk.. 8. Met "file/Export" is het vervolgens mogelijk een schermafdruk te maken in verschillende formaten (jpg,bmp). Belangrijk: Het is niet mogelijk in Vspec om het bekomen beeldscherm te bewaren. Met „save as“ wordt enkel het niet geformatteerde gekalibreedr ruw profiel opgeslagen, m.a.w. stappen 1-7 gaan zo verloren ! 9. Op basis van het verloop van het spectraal profiel kan een synthetisch beeld gegenereerd worden, dat dienst kan doen voor bijkomende commentaar of als een grafisch extra bij het spectraal profiel. De helderheid van deze synthetische spectrale afbeelding wordt bepaald door de positie van het profiel ten opzichte van de Y-as. – Kies "Tools/Synthesis" (de spectrale streep verschijnt in zwart-wit). – Voor kleuren: rechtermuisklik op de spectrale streep en klik op "colorer". – Met “explorer” kiest men een bestandsformaat en naam voor de uitvoer. Meestal is het nog wenselijk met een programma zoals “Photoshop” of “The Gimp” de afbeelding nog wat bij te werken zoals bv. het corrigeren van de kleurtoon.

41


8.11 Samenvoeging van Overlappende Spectrale Profielen Opmerking Vooraf: Met deze methode kunnen twee gekalibreerde en lichtjes mekaar overlappende spectrale profielen worden samengevoegd. Het is aangewezen om deze functie bij voorkeur uit te voeren op “ gecorrigeerde” profielen, d.i. waarbij de continuümintensiteit werd verwijderd of verenigd overeenkomstig hoofdst..8.14.). 1. Laad beide gekalibreerde spectrale profielen (*.spc) in Vspec met beide profielen met „File/Open Profile“. 2. Corrigeer beide profielen volgens hoofdst.8.14. 3. Kies „Operations/Join". 4. Klik in het Popupvenster op beide mappen om de „intensity“ bestanden aan te duiden. 5. Klik vervolgens op beide „intensity“ bestanden en de overeenkomstige rode profielen verschijnen in de blauwe vensters. 6. Bevestig met Ok. Een nieuw venster verschijnt met het samengevoegd profiel (groen) met als bestandsnaam „NewSpc-0“. 7. Bewaar dit samengevoegd bestand met "file/save as". Deze werkwijze is relatief gevoelig. Indien toch volgende melding verschijnt: "The two series do not supperpose“, probeer dan opnieuw door aanpassing van de overlappende zones meer bepaald door profielen te verknippen.

8.12 Normalisering van de Intensiteit in een Continuümgebied Opmerkingen vooraf: De pseudo-continuum-intensiteit van het onderstaande zonnespectrum werd in het gekozen referentiegebied (6000 – 6050 Ǻ) genormaliseerd op de gemiddelde intensiteitswaarde . De normalisatiefunctie van Vspec stelt hier en deelt alle –waarden van het volledige intensiteitsprofiel door de originele – waarde. In dit voorbeeld bedraagt de maximum intensiteit 1,63, gebaseerd op de –waarde van het geselecteerde referentiegebied. Voor theoretische aspekten van deze procedure, zie [30].

Maximumintensiteit =1.63

Intensiteit van het gekozen referentiegebied = 1 = Mediumintensiteit van het referentiegebied Referentiegebied 6000 – 6050 Å

42

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie Deze normalisatieprocedure is een eerste vereiste voor volgende bewerkingen: – Om de Equivalente breedte EW te berekenen kan het referentiegebied eender waar in het profiel gekozen worden. Het is echter van belang dat het gekozen gebied het continuümverloop zo goed als mogelijk benadert. Verder moet dit gebied vrij zijn van intense spectrale lijnen. Ook de breedte ervan moet voldoende groot zijn zodat Vspec een plausibele waarde voor kan berekenen. – Deze procedure is vereist om de vormen van de lijnen te vergelijken, opgenomen van verschillende objecten of de intensiteit van de spectrale lijnen te vergelijken, opgenomen op verschillende tijdstippen/data. In beide gevallen is het van belang dat alle spectra opgenomen werden in hetzelfde golflengtegebied en ook naar hetzelfde referentiegebied werden genormaliseerd. 1. Laad het gekalibreerd profiel in Vspec met „File/Open Profile“ 2. Kies een gebied in het profiel, zoveel mogelijk vrij van intense spectrale lijnen en dat zo goed mogelijk het continuümverloop volgt. 3. Voer de begin- en eindgolflengte van het geselecteerde gebied in via Options/Preferences/Continuum. Het kan ook eenvoudiger gemarkeerd worden in het profiel door klikken en slepen. Niettegenstaande dat levert de eerste methode een betere reproduceerbaarheid op voor het gekozen gebied. In het tweede geval wordt het geselecteerde golflengtegebied en het verschil in golflengte ∆ weergegeven in de hoofding van Vspec: 4. Start met Operations/Normalize – of door te klikken op het Normalize Icoon – de normalisering van het spectrum naar de gemiddelde intensiteit van het geselecteerde referentiegebied. De schaal van de Y-as wordt onmiddellijk aangepast, de vorm van het spectrum, daarentegen blijft, zoals verwacht, totaal ongewijzigd. 5. Een aantal van dergelijke genormaliseerde spectra kunnen tenslotte gekopiëerd worden met copy/paste naar één enkele grafiek. Op die manier kunnen ze over elkaar geplaatst worden om ze zo te vergelijken. In Vspec is het verder mogelijk om een genanimeerde “film clip” te maken. Nota’s: – Het normaliseren van verschillende referentiegebieden resulteert ook in een schaalverandering van de Y-as. – Het normaliseren van spectra naar éénzelfde referentiegebied, maar met profielen met verschillende golflengtebereiken, resulteert eveneens in een wijziging van de schaal van de Y-as. – Het opeenvolgend normaliseren naar verschillende referentiegebieden, leidt, bij het herhalen van een eerder toegepast gebied, terug naar dezelfde schaal van de Y-as! Dit betekent dat een reeds genormaliseerd spectrum, voor een andere toepassing, later terug kan genormaliseerd worden naar een nieuw referentiegebied.

8.13 Normalisering van de Piekintensiteit van het Continuüm Opmerking vooraf: In speciale gevallen kan het zinvol zijn de maximum piekintensiteit van de continuümcurve gelijk te stellen aan 1. Aangezien echter het profiel nu genormaliseerd wordt op het hoogste punt van de curve is dit verre van representatief voor het verloop van het pseudocontinuüm. Daarmee is de informatie over de intensiteit niet erg zeker. 1. Laad het gekalibreerd spectral profiel (*.spc) in Vspec met „File/Open Profile“.

43

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie 2. Plaats de cursor op het punt van de curve met de hoogste intensiteit . Lees en noteer de overeenkomstige intensiteitswaarde in het gele venster van de werkbalk. 3. Kies "Operations/Operations with values" 4. Klik op "Division" in het popupmenu en vul de waarde voor de maximuintensiteit in op het parametervenster. 5. Klik op "Apply" en vervolgens op "Close" . Alle Y-waarden van de curve zijn nu gedeeld door de maximumintensiteit. Dit betekent dat de intensiteitswaarden van de curve tussen 0 en het maximum 1 liggen.

8.14 Normalisering van het Continuümverloop Opmerking vooraf: Hier wordt de intensiteitsverdeling van het pseudocontinuüm verwijderd van het spectraal profiel door te delen door zijn eigen continuümverloop. Dit resulteert in een gecorrigeerd, horizontaal verlopend profiel. Voor theoretische aspekten van deze procedure, zie [30], hoofdst.8, Correctie van het Pseudocontinuüm. 1. Laad het gekalibreerd spectraal profiel in Vspec met „File/Open Profile“ 2. Start het proces met „Radiometry/Compute Continuum“. 3. Klik in de werkbalk op het icoon

om punten te wijzigen.

4. Klik nu met de cursor punt voor punt, het virtuele continuümverloop volgend, op het oranjegekleurde profiel om bepaalde spectrale lijnen over te slaan! Het is enkel mogelijk om een kruis te plaatsen indien het ‘hand icoontje’ van de cursor verandert in een ‘pijltje’. Betreft het een eenvoudig profielverloop, dan is als verkorte werkwijze "Radiometry/Automatic Continuum" het uitproberen waard als alternatief voor de stappen 2 – 5.

5. Klik op het icoon Voer uit

op de werkbalk.

6. Indien de nu in het oranje gekleurde gladgestreken curve een nog te “grilling” verloop heeft, kan dit bijgesteld worden met de popup control. Om een waarneembaar verschil te merken moet in sommige gevallen een tweecijferig tot zelfs een vijfcijferig getal (bv. 20000) ingevoerd worden in het venster onderaan. Het is eveneens mogelijk dat het x10 venster moet aangevinkt worden. Als de curve ongeveer een verloop heeft zoals in het volgende voorbeeld, bevestig dan met OK. Deze nieuwe vloeiende curve wordt nu „Fit Intensity“ genoemd.

44


45

7. Deel het spectraal profiel door deze bekomen „Fit Intensity“ vloeiende curve. – Wis alle profielen in het venster met het icoon „Erase“ het venster voor de keuze van de kleur van de curve)

( in de hoofdbalk bij

– Kies het spectraal profiel „Intensity“ (in het venster van de hoofdbalk) – Kies "Operations/Divide Profile“ – Vink In het popupvenster „Fit Intensity“ aan als deler. – Bevestig tenslotte met OK. Nu verschijnt het gecorrigeerd profiel in het groen en wordt aangeduid als „Division“. – Knip indien nodig het profiel bij met het icoon "Crop profile" tot het gewenste bereik. Kies daarvoor eerst het gewenste bereik met “click and drag “ en klik vervolgens op het “Crop profile” Icoon

.

Voorbeeld: Fragment van het profiel van Sirius (rooster: 200L/mm)

8. Bewaar het bewerkt profiel: – Klik op de „Replace“ Icoon – Kies „Intensité“ – Bevestig met OK – Het verwerkte profiel verschijnt nu met de naam „Intensity“, en kan opgeslagen worden onder een nieuwe naam.


46

8.15 Relatieve Radiometrische Profielcorrectie met een Synthetisch Continuüm Opmerkingen vooraf: Het doel van dit proces is een erg grove benadering te bekomen van het opgenomen pseudocontinuüm ten opzichte van het origineel en niet gerode continuüm van de ster.. De spectrale lijnen in het pseudocontinuüm worden hier onmiddellijk in verhouding gebracht tot het passende continuümverloop van een virtuele modelster uit een vergelijkbare spectrale klasse. Voor theoretiche aspekten van deze procedure zie [30], hoofdst. 8. 1. Laad het gekalibreerd spectraal profiel in Vspec met „File/Open Profile“. 2. Bepaal, indien nog niet gekend, het spectrale type van de ster bv. met Winstars, Redshift, SIMBAD [100] of Vspec (Tools/ Spectraltype). Bij deze laatste is de invoer vereist met het afgekort "Bayer number" bv. Betori voor Rigel (Beta Orionis), voor Betelgeuse alpori (Alpha Orionis) of ook met het "Flamsteed number" bv. 58ori. De catalogus van heldere sterren kan in Vspec direct geraadpleegd worden via het Excel bestand brscat2 (Bright Stars Catalogue) in de de rootdirectory. 3. Laad nu met Tools/Library/ het profiel van de modelster, dat het best overeenkomt met de spectrale - en luminositeitsklasse van de onderzochte ster. Versleep vervolgens het passende dat.bestand naar het profielvenster. Het profiel van de modelster verschijnt dan over het bestaande profiel en heeft de naam van het spectrale type (bv. M1iii.dat). 4. Verwijder alle profielen in het venster met het icoon „Erase“ (in de hoofdbalk naast het venster voor de kleurkeuze van de curve) en selecteer enkel het profiel van de modelster (bv. m1iii.dat) in het betreffende venster in de hoofdbalk. 5. Maak het profiel van de modelster vloeiend (verwijder de spectrale lijnen) volgens de methode beschreven in hoofdst. 8.14, stappen 2 – 6 .

9. Deze vloeiende, afgevlakte curve wordt nu benoemd met „Fit.[spectral class].dat“ (bv. Fit.m1iii.dat) 6. Voer nu een deling uit van het gekalibreerde spectraal profiel „Intensity“ door het afgevlakte profiel van de modelster „Fit.[spectral class].dat“: – Verwijder alle profielen in het venster met het icoon „Erase“ bij het venster voor de kleurkeuze van de curve)

(in de menubalk


47

– Kies het spectraal profiel „Intensity“ (in het betreffende venster in de menubalk) – Selecteer „Operations/Divide Profile by a Profile“ – Duid „Fit.[spectral class].dat“ aan als deler in het popupvenster (bv. Fit.m1iii.dat) – Bevestig met OK. Nu verschijnt een nieuw profiel in groene kleur met als naam „Division“. 7. Dit nieuwe profiel „Division“ moet nu ook afgevlakt worden om de zogenaamde ( door Vspec) „Instrumental Response Curve“ te verkrijgen. – Verwijder terug alle profielen in het venster met het icoon „Erase“ (in de menubalk naast het venster voor de kleurkeuze van de curve) en kies het profiel „Division“ in het betreffende venster in de menubalk. 8. Maak het profiel van de "Division" curve vloeiend (verwijder de spectrale lijnen) volgens de methode beschreven in hoofdst. 8.14, stappen 2 – 6. Het eindresultaat wordt de „Instrumental Response Curve“ genoemd.

9. Door de deling van het profiel „Intensity“ door de „Fit Division“,worden de spectrale lijnen in het pseudocontinuüm onmiddellijk ingesteld op het passende continuümverloop van de virtuele modelster: – Verwijder alle profielen in het venster met het icoon „Erase“ bij het venster voor de kleurkeuze van de curve)

(in de menubalk

– Kies het gekalibreerd ruwe spectrum „Intensity“ – Kies dan Operations/Divide Profile by Profile – Duid in het popupvenster „„Fit Division“ aan als deler. – Bevestig nu met OK. Nu verschijnt een nieuw profiel in groene kleur met als naam „Division“.


48

– Indien nodig kan het profiel bijgeknipt worden tot het gewenste bereik met het icoon "Crop profile" : Stel eerst met klikken en slepen het gewenste bereik in en klik vervolgens op het icoon Crop profile

.

10. Bewaar het verwerkte profiel: – Klik op het icoon „Replace“ – Kies „Intensité“ – Bevestig met OK. Het verwerkt profiel verschijnt nu met de naam „Intensity“, en kan vervolgens bewaard worden onder een nieuwe naam. Nota: Soms wordt het aanbevolen deze "instrumental response curves" op te slaan. Niettegenstaande dat, zijn ze niet “universeel” inzetbaar in latere sessies.(voor details zie [30] hoofdst.8)!

8.16 Relatieve Radiometrische Profielcorrectie met een Standaardster Deze werkwijze is analoog aan deze uit hoofdst. 8.15. De Instrumentele responscurve wordt hier aangemaakt (stappen 1 – 9) met een opgenomen standaardster die gelocaliseerd moet zijn in de onmiddellijke omgeving van de te onderzoeken ster. Het principe is beschreven in [30] hoofdst. 8. ISIS [410] bevat verschillende catalogi met standaardsterren. Indien dergelijke profielen verwerkt worden met Vspec, kunnen ze opgeladen worden met “File/Open Profile”. Vervolgens zoekt men dan in de rootdirectory van het ISIS programma naar de map isis_database_v7. Afhankelijk van de gebruikte cataloog moet het bestandsformaat in het venster "filtre" eerst aangepast worden naar de extensie fit of dat.

8.17 Het vinden van de gepaste standaardster Het HD nummer van de ster neemt in principe toe met stijgende rechte klimming. Daarom is het aangewezen eerst een benaderend bereik voor de HD nummering in de nabijheid van het te onderzoeken object te bepalen. Op basis van deze informatie kan nu in de verschillende catalogi van de ISIS software gezocht worden naar objecten met vergelijkbare coördinaten. Het is evident dat een aangepaste lijst, gesorteerd op coördinaten, hier zeer hulpvol zou zijn! Onder de map "File/Open Profile" en de knop "Database" verschijnt, na het verder klikken op de knop van de corresponderende catalogus, een popupventer met sterren van deze databank. Door verder te klikken op de gekozen ster en op de knop “Display” verschijnen de coördinaten, ernaast de spectrale klasse en in een afzonderlijke popupvenster het profiel van de standaarster. De Miles Library (IAC) is waarschijnlijk het meest geschikt voor breedbandspectra. Omwille van praktische redenen (verwerking van de continuümcurve) is het aangewezen de spectrale klasse hier te beperken tot de late B, A- en eventueel de vroege F-klasse ( met de knop aan de rechterkant). Het is hier ook belangrijk dat op het moment van de waarnemingen van beide objecten de elevatiehoeken boven de horizon zo gelijk mogelijk zijn. Hiervoor is een planetariumprigramma uitermate handig.(bv. Winstars). Voor gebruikers van Vspec kunnen de .fit bestanden van de Miles databank gevonden worden in de rootdirectory van het ISIS programma in de map isis_database_v7 en meer bepaald in de vorm van m_HDxxxxxx. Het is handig om deze databank te kopiëren naar de werkdirectory van Vspec.


8.18 Schatting van de Temperatuur van de Stellaire Fotosfeer De helling van het continuüm laat toe een benaderende schatting te maken van de temperatuur van de stellaire fotosfeer, in Vspec „Temperature de Planck“ genoemd. Het principe is beschreven in [30] en vereist een relatieve fluxkalibratie met een opgenomen standaardster, zoals in hoofdst . 8.16. 1. Selecteer "Radiometry/Planck" 2. Voer een eerste geschatte waarde in voor de temperatuur van de fotosfeer in het popupvenster. Verander nu deze waarde stapsgewijs totdat de getoonde curve (bv. P_3200) ongeveer parallel verloopt met deze van het radiometrisch gecorrigeerd continuüm.

49


9

50

Kwantitatieve Informatie in het Spectrale Profiel

Hier wordt beschreven hoe kwantitatieve informatie uit gekalibreerde en genormaliseerde spectrale profielen kan worden bekomen. Voor theoretische aspekten zie [30]. 1. Markeer met Klikken en Slepen het volledig profiel van de gewenste lijn. 2. Roep het popupmenu op met de rechtermuisknop. Een andere manier om hetzeflde te bekomen is via Spectrometry/Computation Preferences. 3. Klik Computation 4. Controleer de gewenste waarden in het popupkader. 5. Druk op OK 6. De resultaten verschijnen in het blauwe venster: – SNR:

Signaalruisverhouding – hoe groter des te beter. Deze waarde wordt bepaald binnen het het gemarkeerd gebied dat vrij moet zijn van spectrale lijnen.

– FWMH:

Halfwaardebreedte m.a.w. de Lijnbreedte bij halve maximum intensiteit

– LEQ:

betekent Equivalente Breedte (Width) „EW"

– Barycenter: Zwaartepunt van het lijnprofiel – Line Center: Golflengte van de spectrale lijn, dat betekent het "barycenter" – en niet het laagste en hoogste punt van de curve van de meestal asymmetrische lijnprofielen [toegang naar de online handleiding] – Area:

Gebied van het lijnprofiel

– Std deviation:

Standaardafwijking van de curve in het bereik van het lijnprofiel.

– Spectral sampling: Wordt aangegeven in de bovenste menubalk van het pixelraster van de camera [Å / pixel]

. Dit hangt af

Opmerkingen: – Op een paar uitzonderingen na, zie [30], moeten de en de (LEQ) altijd bepaald worden door middel van een Gaussiaaanse fit van het profiel. Deze curve wordt aangemaakt met Spectrometry/Gaussian Fit (hoofdst. 10.3). De wordt berekend en onmiddellijk weergegeven. De (LEQ) daarentegen moet berekend worden volgens bovenstaande stappen 1 – 6 aan de hand van aantal mogelijke uitgemiddelde metingen, aangezien het resultaat sterk bepaald wordt door het gemarkeerde gebied. – Met Autoselect function is het mogelijk een beter reproduceerbaarheid te bekomen voor de keuze van een gemarkeerd gebied. Voer de geschatte lijnbreedte in [Å] in onder Options/Preferences/References in het veld „Largeur Raie autosel“. Markeer de lijn vervolgens met ingedrukte ctrl toets en de keuze is automatisch uitgevoerd. – De Equivalente breedte (EW waarde) kan enkel bepaald worden bij een spectrum, dat genormaliseerd is tot éénheid . (hoofdst. 8.12).


51

10 Radiale Snelheidsbepalingen met Dopplerspectroscopie 10.1 Opmerkingen Vooraf Door de Dopplerverschuiving van de spectrale lijnen te meten, kan de radiale bewegingscomponent van een object berekend worden. Deze component is exact gealigneerd in de waarneemrichting van het gemeten object. Een gedetailleerde inleiding over dit onderwerp is te vinden via [30]. Hier worden enkel de volgende praktische aspekten belicht:: – De extractie van het golflengteverschil

uit het spectraal profiel met Vspec.

– De berekening van de radiale snelheid

vanuit de

waarde.

– De reductie van deze topocentrische radiale snelheidsmeting , uitgevoerd op een welgedefinieerd waarneempunt op het aardse oppervalk, tot de gebruikelijke heliocentrische positie (middelpunt van de Zon). Het principe van de meting wordt hier voorgesteld op basis van oude opnamen met de DADOS spectroscoop (900L/mm rooster) en de Meade DSI II kleurencamera. Dit om aan te tonen dat zelfs met bescheiden materieel bruikbare resultaten kunnen worden bereikt. Uiteraard worden betere resultaten bekomen met een hoog-resolutiespectroscoop zoals de SQUES [400]. De Dopplerverschuiving zou dan gemeten worden bij de fijne metaallijnen, en niet, zoals hier bij de Hα absorptielijn en de kalibratie in het rode gebied van het spectrum zou dan gebeuren met de fijne, atmosferische H2O absorpties (zie Spectroscopische Atlas [33]). Het lange golflengte-uiteinde is beter geschikt voor metingen van de verschuivingen dan korte golflengtegebieden van het spectrum omdat bredere uitmetingen mogelijk zijn.

10.2 Nauwkeurigheid van de Metingen De bepaling van de radiale snelheid vereist over het algemeen een hoge nauwkeurigheid bij voorkeur in het subpixelgebied van <<1Å, aangezien een waarde van 1Å reeds overeenkomt met een radiale snelheid van ongveer 46 km/s! Het spectrum wordt daarom verondersteld zo absoluut en precies mogelijk golflengtegekalibreerd te zijn met een kalibratielichtbron, beschreven zoals in hoofdst.8. Experimenten met verschillende uitgemiddelde metingen (DADOS, rooster 900L/mm) haalden een nauwkeurigheid van significant beter dan ongeveer ±10 km/s. Bij dergelijke profielen met laagresolutie wordt de voorkeur gegeven aan de Hα lijn omdat deze doorheen de spectrale klassen goed evalueerbaar blijft, een redelijke intensiteit behoudt en nog relatief goed gescheiden blijft van naburige lijnen.

10.3 Data-analyse met Vspec en Heliocentrische Correctie 1. Laad het gekalibreerd profiel in Vspec met „File/Open Profile“ 2. Markeer met klik en sleep een comfortabele, maar niet te brede zone rond de te meten lijn en activeer het met het vergrootglas icoon. 3. Markeer vervolgens met klik en sleep een meetbereik rond het ingezoomde lijnprofiel – belangrijk: zijvleugels inbegrepen! 4. Start de meting met „Spectrometry/Gaussian Fit“. Nu verschijnt het Gaussiaanse lijnmodel in bruine kleur. De linkerfiguur toont een bruikbaar resultaat. Het rechterprofiel is onbruikbaar, door een slechte keuze van het meetbereik, een te lage resolutie, of door een te grote afwijking van het klokvormig lijnprofiel.


Op hetzelfde ogenblik verschijnt de vereiste golflengte van het profiel op een blauw popuppaneel onder "Bary" (barycenter),samen met de FWHM waarde. De "Gaussiaanse fit" functie levert op hoog niveau zowel plausibele als ook reproduceerbare resultaten. Indien profielen onmogelijk detecteerbaar zijn met een Gaussiaaanse fitting kan de golflengte geschat worden door het sterk ingezoomd profiel manueel te “scannen” met de cursor onder observatie van in de Vspec hoofding. Dit is bv. van toepassing op de zeer scherpe, blauwverschoven absorptieval in de Hα lijn bij P Cygni. 5. Bereken de golflengteverschuiving. Daarvoor geldt: = gemeten golflengte, = rustgolflengte in een stationair laboratoriumspectrum. Een negatieve waarde betekent een blauwverschoven spectrum m.a.w. het object beweegt naar de waarnemer toe. Heeft het verschil een positieve waarde dan is het spectrum roodverschoven m.a.w. het object verwijdert zich van de waarnemer. 6. Bereken de topocentrische radiale snelheid met de conventionele Dopplerformule {3}. Bij waarden voor de radiale snelheid >1000 km/s, moet echter de relativistische Dopplerformule {4} gebruikt worden. Deze houdt dan rekening met de effecten van de speciale realtiviteitstheorie(SRT):

Gemeten golflengte van de betrokken spectrale lijn Gemeten golflengteverschuiving van een gegeven spectrale lijn Rustgolflengte van een spectrale lijn, gemeten in een stationair systeem Lichtsnelheid= 300‘000 km/s Als het object nadert, wordt positief.

negatief – Indien het object zixh verwijdert, wordt

7. Indien nodig kan de topocentrisch gemeten radiale snelheid gereduceerd worden met Visual spec naar de meer gangbare heliocentrische positie. Voor dit doeleinde wordt de gemeten radiale snelheid gecorrigeerd voor invloeden van de gemiddelde omloopsnelheid van de aarde rond de zon (ongeveer 30 km/s) en de invloed van de aardrotatie. Bij Visual Spec loopt de procedure als volgt: – Start het correctieproces in Visual Spec met „Spectrometry/Heliocentric correction“. – Onder "Site coordinates" moeten de plaatscoördinaten van het observatorium verschijnen. Deze konden reeds vroeger ingevoerd worden bij "Preferences/position", tijdzone inbegrepen. Indien dit niet gebeurd is, is dit nu het moment. –

Voer onder „Object coordinates“ de rechte klimming van het object in met het juiste teken in de rij "Alpha" en de declinatie in de rij "Delta".

52


53

– Onder „Date“ wordt de datum van de waarneming ingevoerd. Deze wordt hier aangeduid met een decimale waarde, proportioneel aan een daglengte van 24 uur. Bijvoorbeeld 3.75 betekent de derde dag van de maand om 18h. – Onder „Lambda ref“ verschijnt standaard de waarde van de Hα-lijn. Indien een andere lijn moet gecorrigeerd worden moet hier de juiste aanpassing gebeuren. – Start de berekening door te klikken op „Compute“. Het resultaat in het blauwe popuppaneel (“snelheid km/s) toont de gecorrigeerde waarde , die de gemeten topocentrische radiale snelheid o van het onderzocht object reduceert naar de heliocentrische waarde . Eveneens interessant is hier "Corr lambda" = Δλ [A], indien de golflengte van een spectrale lijn binnen een profiel moet gecorrigeerd worden (bv. bij spectroscopische dubbelsterren). – Bereken de heliocentrische radiale snelheid van het object

dan als volgt:

Belangrijk: In de formule moeten de tekens van de verzamelde waarden algebraïsch juist toegepast worden. Voor meer details zie de Vspec handleiding.

10.4 Bepaling van de Systematische Meetfout Voor precisiemetingen van de radiale snelheid is het essentieel om de systematische meetfout van het ganse systeem te bepalen, zelfs bij spectroscopen met ingebouwde kalibratielampen. Dit systeem bestaat gewoonlijk uit de telescoop, de spectroscoop met de kalibratielamp, de camera, en niet in het minst de diverse softwarepakketten gebruikt voor opname, verwerking en analyse van de spectrale profielen. Indien het zo zou zijn dat deze evaluatie een foutwaarde van 0.00 km/s opleverde, dan is dit echt meegenomen. Echter de regels zijn systematisch, wat betekent reproduceerbaar en daarom corrigeerbare afwijkingen van de gemeten radiale snelheden. Voor meer details over mogelijke foutenbronnen, zie hoofdst. 7.7. Eén mogelijkheid bestaat erin gekende emissielijnen van een veraf gelegen terrestrische bron te meten en op te nemen door de telescoop. Bij gebruik van een hoogresolutiespectroscoop kan het kalibratiespectrum gemeten worden door als referentie gebruik te maken van de atmosferische H2O waterlijnen in het (zon) daglichtspectrum. Een andere efficiënte oplossing bestaat er in als vergelijkingspunt een ster te registeren met een gekende radiale snelheid. Deze kan bv. In de CDS databank worden gevonden.

10.5 Praktisch Voorbeeld De onderstaande tabel toont de radiale snelheden van vaste sterren met verschillende spectrale klassen, opgenomen met de Dados (900L/mm rooster) en de Meade DSI II camera. De metingen aan de Hα lijn werden gebaseerd op tenminste 10 overlappende spectrale opnamen. De kalibratie werd uitgevoerd met 10 overeengeplaastste neon spectra, 5x opgenomen onmiddellijk vóór en na de spectra van het object. Deze gegevens werden verzameld over slechts één of maximum twee series metingen. De systematische meetfout of “apparaat offset” is hier 7.77 km/s. Bij deze data ligt de afwijking volgens de literatuurgegevens (CDS/Simbad) om en bij ongeveer de ± 6 km/s. De nauwkeurigheid kan zeker nog verbeterd worden met een optimale camera en door een groter aantal metingen uit te middelen.


54

Overzicht van de Heliocentrische Radiale Snelheid VRHel van verschillende vaste sterren gemeten met de DADOS 900L/mm, en een Neon Kalibratielamp Object

Spectrale klasse

Heliocentrisch Systematische VRHel VRHel gecorrigeerde Apparaat offgecorrigeerd volgens VRHel set door appaCDS/ raat offset SIMBAD

Afwijking

Sun

G2V

-7.77

7.77

0

Altair

A7V

-31.72

7.77

-23.95

-26.1

2.15

Arcturus

K1.5 III

-14.72

7.77

-6.95

-5.2

-1.75

Caph

F2IV

2.14

7.77

9.91

11.3

-1.39

40 Her

G0IV

-83.84

7.77

-76.07

-69.9

-6.17

Antares

M1.5Iabb

-5.29

7.77

2.48

-3.4

5.88

27 Opi

K2III

-63.03

7.77

-55.26

-55.86

0.6


11 Schaal van de Golflengte-as bij Dopplersnelheid Om stellaire rotatiesnelheden of variaties in de radiale snelheden van dubbelstersystemen te tonen is het aanbevolen om de X-as opnieuw in te stellen voor het gebied van het onderzocht profiel. Als eenheid wordt dan beter gekozen voor de omgerekende Dopplersnelheid [km/s] dan voor de gebruikelijke golflengte [Å]. In hoofdst.14 wordt deze werkwijze gedemonstreerd aan de hand van een praktisch voorbeeld. 1.

Laad het golflengtegekalibreerd profiel in Vspec met „file/open profile“.

2.

Klik op het gele vierkant aan de rechterkant. De gegradueerde X- en y-as verschijnen.

3.

Markeer met klikken en slepen een redelijke, maar niet te brede zoomstrook rond de te meten lijn en activeer het vergrootglas icoon.

4.

Verkort het zichtbare bereik van de Y-as op die manier, dat het intensiteitsprofiel van de lijn het grootste gedeelte van de diagramhoogte in beslag neemt. Start met een dubbelklik op het diagramgebied of selecteer Format/Graphic. Pas vervolgens de getoonde waarden voor „Hi threshold“ en „Low threshold aan in de map „Axis Y“ .

5.

Acitiveer in de map„Axis X“, de "Doppler Box". Deactiveer „Auto“ en zet typisch "Nb Ticks" op 5 en "Tick" op 100.

6.

Voer de centrale golflengte in op het „Lambda“- kader. Deze waarde herdefinieert het nulpunt van de golflengte-as, van waaruit de Dopplersnelheden worden getoond: positieve waarden in de “rode” richting en negatieve in de blauwe richting. Meestal komt overeen met de gemeten golflengte in het profiel. Toch worden er soms Dopplerverschuivingen getoond zoals in het voorbeeld van hoofdst. 14, wat een overeenkomstige aanpassing van vergt.

7.

Bevestig ten slotte met "Apply"

8.

Nu verschijnt de herberekende X-as.

9.

De juiste weergave van de schaal vereist mogelijks een aanpassing van de tick waarden in de map "Axis X". Indien het nulpunt nu een verkeerde benaming vertoont, bv. –2km/s in plaats van 0 km/s, komt dit gewoonlijk omdat de Nb tick waarde te laag is. In sommige gevallen kan een kleine wijziging van het zoombereik dit verhelpen.

10. Het resulterende diagram kan nu bewaard worden met „File/Export bmp“.

55


56

12 Het Verwijderen van de Dopplerverschuiving in een Spectraal Profiel Opmerkingen vooraf: Voor sommige doeleinden is het nodig de Dopplerverschuiving te verwijderen uit het spectrum, voornamelijk als het eerder de bedoeling is om de karakteristieke profielen van een bepaalde spectrale klasse te tonen, eerder dan het specifieke spectrum van de opgenomen ster. Een verder toepassing is te zien in hoofdst.14.2, waar het bewegingspatroon van een spectroscopische dubbelster wordt gedemonstreerd aan de hand van de verschuiving van de Hα lijn. Algemeen zijn er twee opties: Optie 1: Indien de topocentrische radiale snelheid van een object reeds werd bepaald ( in overeenstemming met hoofdst.10.3, stappen 1 – 6), kan het gebruikt worden om het profiel aan te passen van de Dopplerverschuiving. Immers deze waarde vertegenwoordigt de echte Dopplerverschuiving van het spectrum ten opzichte van . 1. Laad het gekalibreerde spectraal profiel in 2. Start het correctieproces met "Spectrometry/Heliocentric Speed correction" 3. Voer de eerder bepaalde – waarde inclusief het bijhorende algebraîsch teken in op het popupvenster "Correction vitesse radial" 4. Klik op „Appliquer“. De kalibratie van het profiel "intensity" wordt onmiddellijk aangepast. 5. Controleer de aangepaste kalibratie, bv. gebaseerd op de met de functie „Spectrometry/Gaussian Fit“

waarde van de Hα lijn,

6. Sla het aangepast „Intensity“ profiel op onder een nieuwe naam. Optie 2: Indien de topocentrische radiale snelheid van een object volgende werkwijze toe:

niet gekend is, pas dan

1. Laad het gekalibreerd spectraal profiel 2. Meet een goed gekende en goed gedefinieerde spectrale lijn (bc. Hα), analoog aan

hoofdst. 10.3, stappen 1 – 4, met „Spectrometry/Gaussian Fit“. 3. Trek de gemeten

-waarde af van de rustgolflengte

in een stationair systeem:

4. Start de correctieprocedure met "Operations/Translate" 5. Vul op het popupvenster de hiervoor bepaalde waarde voor de correctie in [Å] in

met het juiste algebraïsche teken (bv. –0.14) en klik tenslotte op „Apply“. Met "Cancel" wordt de correctie ongedaan gemaakt – met "Close" wordt de dialoog gesloten. 6. Controleer de aangepaste kalibratie aan de hand van een goed gekende lijn met

„Spectrometry/Gaussian Fit“ 7. Sla het aangepaste „Intensity“ profiel op onder een nieuwe naam.


57

13 Intensiteitsprofielen Langsheen de Spleet voor 2Dlijkende Objecten Spectroscopen met een lange spleet kunnen in het geval van 2D lijkende objecten zoals galaxieën en emissienevels, ingezet worden om het intensiteitsprofiel van een bepaalde spectrale lijn over de ganse lengte van de spleet te kunnen bestuderen. Op die manier verkrijgt men informatie over de variaties in de dichtheid van het overeenkomstige element of ion. Het voorbeeld van [33] toont de planetaire nevel M57 met er over getekend de 50μm spleet. Deze is hier idealiter iets langer dan de diameter van de nevel. Het voorwerp van evaluatie is hier het verschil in intensiteitsverloop van de twee sterkste emissielijnen van M57, nl. O III bij 5007Å en N II bij 6584Å.

Intensitätsverlauf [O III] λ 5007

Aangezien de drie spleten van de DADOS spectroscoop mooi op één lijn staan, kunnen we ze beschouwen als “één lange spleet”, weliswaar met twee korte onderbrekingen. De verschillen in spleetbreedte zijn hier van ondergeschikt belang, aangezien het enkel gaat over het verloop van de intensiteit. Als voorbeeld kan men in [33] het dwarsprofiel zien door M42.. Een eerste vereiste voor deze werkwijze is een uitstekende tracking. Op die manier wordt vermeden dat de spleet niet significant verschuift ten opzichte van het object. Om nadien een redelijke analyse te kunnen uitvoeren is het aangewezen de positie van de spleet ten opzichte van de nevel vast te leggen met de spleetcamera.

Intensitätsverlauf [N II] λ 6584

Hier volgen enkel “trucks” om dergelijke intensiteitsprofielen aan te maken met IRIS en Vspec. 1. Laad het onbewerkte beeld in IRIS met „file/load“ (eventueel verschillende beelden, gestapeld met Fitswork) en verwijder de hete pixels (overeenkomstig hoofdst.8.4, stappen 1-3).

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie 2. Draai het beeld 90° met "rot [x] [y] [°]"; of Geometry/Rotate, voor details zie hoofdst. 8.4, stap 7. Nu moeten de individuele spectrale lijnen horizontaal verlopen. Indien niet, pas dan de rotatiehoek aan. Voor de volgende stappen gebruiken we enkel de O III lijn.

3. Maak een 1D intensiteitsprofiel langs de gewenste spectrale lijn met de opdracht >l_add [line1] [line2] (voor details zie hoofdst. 8.4, stap 9). Kies de overeenkomstige y-waarden (lijn 1 en lijn 2) iets onder en boven de streep. Sla vervolgens het bekomen 1D profiel op.

4. Laad nu dit 1D profeil in Vspec en maak een a 2D profiel (overeenkomstig hoofdst. 8.6, stappen 1–4).

5. Voor verder verwerking moet het profiel nu, enkel fictief en arbitrair, golflengtegekalibreerd worden, anders kunnen de volgende stappen niet uitgevoerd worden. De gemakkelijkste manier om dit uit te voeren is met "spectrometry/basic calibration". 6. Voer twee verschillende arbitraire golflengten in op het venster "calibration 2 lines" , voor twee bestaande pixelnummers en klik OK: bv. Lijn 1: 6563 op Pixel No. 340 en Lijn 2: 7600 op Pixel No. 1200. Nu verschijnt het arbitrair” pseudogekalibreerd” profiel om er volgende stappen mee uit te voeren: 7. Verwijder de intensiteitsdistributie overeenkomstig hoofdst. 8.14, stappen 1 – 7 door punten uitsluitend aan beide kanten van het profiel te markeren.

8. Knip de grafiek aan beide kanten van het intensiteitsprofiel en kies als uitvoerbestand Bmp of Jpeg.

58

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie 9. Importeer de grafiek bv.in PowerPoint en rek deze uit tot de gewenste hoogte. Om een schaal voor de intensiteit te maken definieer het hoogste punt als 1 en de basis van het profiel als 0 (zie hoger de grafiek van M57).

Betreft het twee of meer emissies waarvan de schaalverdeling van hun intensiteitsprofielen moet aangemaakt worden, dan is het aangewezen ze naar één te normaliseren, na de pseudo-kalibratie (stap 6) en juist buiten het intensiteitsprofiel. Kopieer deze dan nadien naar hetzelfde diagram. Wat het grafisch formaat betreft (hoofdst. 8.10) markeer het kader "apply to all series".

59


14 Praktische Aspecten voor de Bepaling van Als aanvulling op de theorie, behandeld in [30], volgen hier enkele praktische tips:

14.1 Procedure voor de Empirische Methode volgens Fekel Deze empirische methode is gebaseerd op twee verschillende kalibratiecurven, één voor het rode deel en één voor het blauwe deel van het spectrum (voor details zie [30]). Wat de volgende formules betreft zijn de polynoomkalibratievergelijkingen van Fekel zodanig aangepast dat de “ruwe waarde X” voor in [km/s] expliciet kan berekend worden met de gecorrigeerde waarde voor zie [30].

FWHM waarden worden gemeten aan spectrale lijnen in de gebieden rond hetzij 6430 Å of 4500 Å:

1. Meet en middel verschillende FWHM waarden [Å] uit door Gaussiaanse fitting van zwakke tot matig intense spectrale lijnen (geen H- Balmerlijnen). Volgende lijst van lijnen, voorgesteld door Fekel, zijn in het vet en schuingedrukt, deze, voorgesteld door andere auteurs (bv.Slettebak) zijn enkel schuingedrukt. Het bijvoegsel “(B)” betekent dat de profielvorm gemengd is met de naburige lijn. “(S)” betekent dat een lijn vervormd is door een elektrisch veld (Stark Effect): – Late F–, G– en K– spectrale klassen: Analyse van de lijnen bij voorkeur in het gebied bij 6430Å: bv. Fe II 6432, Ca I 6455, Fe II 6456, Fe I 6469, Ca I 6471. – Midden A–Klassen en later: Analyse van de matige intense Fe I, Fe II en Ca I lijnen in het gebied bij 6430Å. Voor A3 – G0–Klasse Fe I 4071.8 (B) en 4072.5 (B). – O–, B– en vroege A–klassen: Analyse van de lijnen in het gebied bij 4500 Å: – Midden B– tot vroege F–klassen: verschillende Fe II en Ti II lijnen, alsook He I 4471 en Mg II 4481.2. – O–, vroege B– en Be– klassen: He I 4026 (S), Si IV 4089, He I 4388, He I 4470/71 (S,B), He II 4200 (S), He II 4542 (S), He II 4686, Al III, N II, 2. Corrigeer deze bekomen FWHM waarde voor de instrumentele verbreding naar , door toepassing van formule {8}; werkwijze volgens [30] hoofdst. 7.4. 3. Bereken de –waarde door de [Å] in te voeren in één van de bovenstaande formules {9} of {10}, rekening houdend met het golflengtegebied 4500 Å of 6430 Å. 4. Corrigeer verder deze –waarde voor de lijnverbreding ten gevolge van de gemiddelde macroturbulentie snelheid in de stellaire atmosfeer. Dit levert tenslotte de gezochte waarde voor :

De variabele hangt af van de spectrale klasse. Voor de B- en de A-klasse stelde Fekel . Voor de vroege F- klasses

60

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie , Dwergen zoals de Zon , K- Dwergen G- Reuzen , late G- en K- Reuzen

61 , vroege en F – K Subreuzen

14.2 Voorbeeld voor de Rotatiesnelheid van Be Sterren Be sterren vormen een grote subgroep van het spectrale type B. De hoofdkarakteristieken zijn de intense waterstofemissielijnen, sterke X- en Infraroodstraling, evenals een hoge rotatiesnelheid tot > 400 km / s, voor meer informatie, zie [30] hoofdst. 16.7. De oorzaak blijkt een circumstellaire gasschijf te zijn waarvan het ontstaansmechanisme nog niet volledig bregrepen is. Formules voor de rotatiesnelheid Verschillende formules werder reeds gepubliceerd om de rotatiesnelheid van gasschijfmateriaal te bepalen, meestal aan de hand van de van de Hα emissielijn. Een aantal worden beschreven in [30] hoofdst.16.7. In dit praktisch gedeelte wordt enkel de belangrijkste formule volgens Dachs et al. gedemonstreerd aan de hand van een praktisch voorbeeld. Het betreft een berekening van de waarde, gebaseerd op de Hα emissielijn. De benodigde meetwaarden zijn de (negatieve) equivalente breedte EW [Å] en de , uitgedrukt als snelheidswaarde volgens het Dopplerprincipe in [km/s]. De conversie is rekening houdend met de Doppler formule {3} als volgt:

De haalbare nauwkeurigheid is ±30 km/s. Het negatieve teken in de noemer -3Å is om te beletten dat bij de deling van een negatieve waarde (immers een emissielijn), de breuk negatief zou worden en daardoor onoplosbaar. Praktisch voorbeeld: Gegeven is één enkele opname van de Hα emissielijn van de Be-star δ scorpii van 18.8.2009, 20h35 UT, opgenomen met de DADOS 900L/mm en uiteindelijk verwerkt met Vspec. Het profiel is genormaliseerd naar de eenheid . Gezocht zijn de waarden voor de [Å], [Å], en de [km/s] om de waarden te berekenen voor de rotatie van de circumstellaire schijf met de formule {13}. Aangezien de inclinatie van dit object met een voldoende nauwkeurigheid gekend is, kan de effectieve rotatie uiteindelijk bepaald worden. 1. Bereken de Instrumentele verbreding met {8}: R-waarde van de DADOS spectroscoop volgens de handleiding: 3000 voor 900L/mm grating,

2. Meet de en de waarde door middel van Gaussiaanse fitting aan het Hα profiel: 3. Bereken de

met {8}:

4. Bereken de Dopplersnelheid voor


62

5. De waarden voor de en de zijn hier gemiddelde waarden van alle gedocumenteerde fluctuaties sedert het jaar 2000. 6. Bepaal vervolgens de

-waarde met {13}

Indien berekend volgens de „Fekel formule“ {9} voor „ordinaire“ sterren levert deze een waarde voor . 7. Tengevolge van de benaderende waarde van In elk geval blijft de algemene onzekerheid van

, volgt dat gelden en de

ook!

14.3 Meting van Dubbele Piekprofielen met Vspec Hier verschijnt terug de opvallende Hα emissielijn van de Be ster δ scorpii, die we in het vorige rekenvoorbeeld hebben gebruikt. Hier komt een probleem naar voor dat optreedt bij alle spectra met intense emissielijnen. De Hα lijn vertoont hier een intensiteit , relatief ten opzichte van de continuüm genormaliseerde intensiteit van . In vergelijking daarmee vertoont de rest van het spectrum een sterke “compressie”. Daardoor is een duidelijke markering (rode cirkel) vereist om de neutrale Helium I lijn met de dubbelpiek bij 6678.15Å te kunnen vinden!

Door sterk in te zoomen wordt deze zwak lijkende maar zeer brede emissielijn beter zichtbaar in volgende grafiek en kan dan op volgende manier worden geanalyseerd:. 1. Dankzij de schaalverdeling van de Dopplersnelheid in volgende grafiek kan de grootte van de verschuivingen reeds grof afgelezen worden. Om echter een nauwkeurige meting van beide pieken uit te kunnen voeren, moet elke piek apart gemarkeerd worden en vervolgens aan een Gaussiaanse fitting worden onderworpen. Hun verschillen van het nulpunt leveren de grootte van de verschuiving en de totale piek tot piek afstand , [Å]. Dezelfde werkwijze zoals in hoofdst.14 op een dubbelstersysteem kan hier toegepast worden, mits overeenkomstige aanpassingen. Dit is eveneens het geval voor de bepaling van , en de vereiste heliocentrische correctie van het profiel. Niettemin kan het verschil direct gemeten worden zonder enige correcties.


63

∆vPeak

Violet Peak

λr0

∆λ1

Red Peak

∆λ2

2. Eerst en vooral vereist de bepaling van de EW en de FWHM waarden over de gehele lijn de nodige voorbereiding van het profiel, dat door de dubbele piek sterk vervormd wordt. We veronderstellen hier dat, vooraleer in te zoomen, dit genormaliseerd werd ten opzichte van een continuüm zone buiten de lijn waarbij . –

Markeer met klikken en slepen het segment tussen de pieken (rode dubbele pijl). Hier is het absoluut cruciaal dat het gemarkeerd gebied wel degelijk gelocaliseerd is binnenin het dal tussen de pieken.Indien één van de markeringen er maar een weinig buiten valt, zal de Gaussiaanse fitting bij stap 4 zeker mislukken!

–

Kies "Operations/Suppress zone". Onmiddellijk verschijnt nu de nog sterk afgeplatte correctiecurve "intensity.z" in cyaan kleur.

3. De Y-„Intensity“ schaalverdeling van dergelijk vlak profiel moet nu als volgt gecorrigeerd worden: –

Activeer het "intensity" profiel in het overeenkomstige hoofdvenster linksboven

–

Dubbelklik in het kaartgebied

–

Kies de map „Axis Y“

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie –

Markeer „Apply to all Series“ en bevestig met „Apply“

–

De correctiecurve verschijnt nu met de juiste schaalverdeling.

–

Indien bij de correctiecurve één van de pieken ingekort is, is het aangewezen bij stap 2 opnieuw te proberen met een aangepast markeringsgebied. Bij deze functie is het duidelijk dat de matige hoge resolutie van de DADOS spectroscoop hier in ons nadeel speelt.

4. Activeer de correctiecurve „intensity.z“ en voer „Spectrometry/Gaussian Fit“ uit op dit lijnprofiel. Het vereiste markeringsgebied komt hier ongeveer overeen met het volledige getoonde gebied! Indien hier, in plaats van de Gaussiaanse fitting "intensity.z Gauss", een horizontale lijn verschijnt, dan is het bijna zeker dat het gemarkeerde gebied bij stap 2 verkeerd werd ingesteld. 5. Nu verschijnt op het popupkader de FWHM waarde en kan aan de hand van het profiel "intensity.z Gauss" de EW-waarde bepaald worden.

64


65

6. Samenvatting van de gemeten waarden: , d.h. > 1


66

15 Praktische Aspecten van Spectroscopische Dubbelsterren Voor een gedetailleerde inleiding in de theorie van dit onderwerp wordt verwezen naar [30] hoofdst.19. Hier schenken we vooral aandacht aan de praktische aspecten. De componenten van een dubbelstersysteem roteren met variabele snelheden in ellipsvormige banen rond een gemeenschappelijk Barycenter B (middelpunt van de zwaartekracht). Op volgende figuur wordt een fictief dubbelstersysteem getoond van sterren met verschillende groottes resp. en . Voor de eenvoud lopen hun elliptische omloopbanen in het vlak van de tekening en ook in de waarneemrichting van de Aarde, die meteen parallel verloopt aan de kleine stralen. In deze speciale situatie komt de omloopsnelheid bij het Apoastron (verst verwijderd omlooppunt) en het Periastron (dichtste omlooppunt) ook overeen met de waargenomen radiale snelheid . De opgenomen maximumwaarden (amplituden) worden aangeduid in de literatuur met . De volgende layout correspondeert met een omloopinclinatie van (Definitie zie [30] hoofdst. 19.3).

VrM2 A

VrM1 P= K1 M1

M2

B

VrM1 A VrM2 P= K2

Sight line to Earth

Periastron

M1

Minor semi axis b

Periastron

Apastron

Apastron Major semi axis a

M2

VrM1 A = Radial velocity M1 at Apastron VrM1 P = Radial velocity M1 at Periastron VrM2 A = Radial velocity M2 at Apastron VrM2 P = Radial velocity M2 at Periastron

– Beide omloopellipsen: – moeten in hetzelfde vlak blijven – moeten dezelfde eccentriciteit behouden – hebben verschillende lengte-assen omgekeerd evenredig aan hun stellaire massa’s. – De zwaardere ster draait altijd in de kleinere omloopbaan en met de kleinste snelheid rond het barycenter. – Het barycenter ligt altijd in één van de twee focale punten. –

en

bewegen altijd synchroon.

–

en

bereiken zowel het Apoastron als het Periastron op hetzelfde ogenblik.

– Gedurende de volledige omloop loopt de denkbeeldige verbindingslijn tussen permanent door het barycenter.

en


67

15.1 Invloeden van de Omloopbaan op het Spectrum Door de radiale snelheden veroorzaakt de Dopplerverschuiving opvallende effecten op het spectrum. Er wordt onderscheid gemaakt tussen twee verschillende situaties: 1. Dubbelsterren met twee componenten in het spectrum – SB2–systems Indien het schijnbaar helderheidsverschil tussen de twee componenten ongeveer bedraagt, kunnen we het samengesteld spectrum van beide sterren opnemen. Onderstaande fasediagrammen zijn gebaseerd op hogergenoemde veronderstellingen en tonen de effecten binnen één volledige omloop: Hier zijn de omloopsnelheden loodrecht gericht op de waarneemrichting en wordt de radiale snelheid ten opzichte van de Aarde Het spectrum blijft ongewijzigd, m.a.w. In het Apoastron zijn de omloopsnelheden minimaal. Daarentegen lopen ze nu parallel aan de waarneemrichting en komen hier overeen met de radiale snelheden, wat betekent dat nu . De spectrale lijn wordt nu opgesplitst:

∆λ

A ∆λA

B ∆λ

Hier zijn de omloopsnelheden terug loodrecht georiënteerd op de waarneemrichting en wordt de radiale snelheid ten opzichte van de Aarde nu Het spectrum blijft ongewijzigd, dus geldt terug

C ∆λP

In het Periastron zijn de omloopsnelheden . Ze lopen nu opnieuw parallel aan de waarneemrichting en corresponderen hier ook weer met de radiale snelheden . De spectrale lijn wordt nu zelfs nog sterker opgesplitst in vergelijking met fase B.

Met de hierboven ingevoerde formules voor de Dopplerverschuiving eenvoudige verandering, de som van de radiale snelheden hand van de splitsing van de lijn . Algemeen geldt:

De berekening van de individuele radiale snelheden

D

kunnen we, met een berekenen aan de

en

Indien het massaverschil tussen beide componenten voldoende groot is, ontstaat een asymmetrische splitsing van de spectrale lijn ten opzichte van de rustgolflengte . Aan de hand van deze ongelijke afstanden en en naar analogie met {23} kunnen de individuele radiale snelheden afzonderlijk berekend worden. Als gevolg van de heliocentrische radiale beweging van het ganse sterrenssysteem

∆λ1

λ1

∆λ2

λr0

λ2


68

is de golflengte van de “neutrale” niet gesplitste spectrale lijn verschoven door het Dopplereffect ten opzichte van de rustgolflengte in het stationair laboratorium nl. van tot :

Dat wordt nu het aangepaste referentiepunt voor de meting van de twee afstanden . Maar eerst moeten de waarden heliocentrische gecorrigeerd worden tot overeenkomstig hoofdst.10.3, stap 7. Daaruit volgt:

Vervolgens kan

berekend worden:

Met en formule kunnen nu de gezochte radiale snelheden berekend worden. Indien de opsplitsing van de lijnen geen asymmetrie vertonen ten opzichte van , volgt hieruit dat en benaderend gelijk zijn en volstaat het om de som van de twee radiale snelheden te halveren. 2. Dubbelsterren met één enkele component in het spectrum – SB1–systems In de meeste gevallen is het schijnbare helderheidsverschil tussen de twee componenten significant, meer bepaald . Met amateurapparatuur is het dan enkel mogelijk om het spectrum van de helderste ster op te nemen. Een splitsing van de lijn is in dergelijke situaties niet waarneembaar, enkel de verschuiving van naar rechts of naar links ten opzichte van de neutrale positie . Het volgende voorbeeld, opgenomen met de DADOS 900L/mm, toont dit effect aan de hand van de spectroscopische A componenten in het vijfvoudig systeem β scorpii. Duidelijk zichtaar is hier de verschuiving van de Hα-lijn van de heldere component in een tijdsinterval van drie dagen. Met deze Vspec plot zal dit effect gedemonstreerd worden. Een grondig onderzoek van de omloopparameters zou vereisen dat de opnamen van meerdere omlopen worden geregistreerd met tussentijden van tenmniste één dag!

λr0

bereinigter Nullpunkt

18.8.09 22‘00 UTC ∆λ = –1.37Å = –63 km/ s

15.8.09 22‘00 UTC ∆λ = +1.71Å = +78 km/ s

De lijnverschuivingen zijn hier uitgezet ten opzichte van . Langs de X-as is de Dopplersnelheid uitgezet overeenstemmend met hoofdst.11. Daarmee kan de radiale snelheid afgelezen worden. De waarden worden bepaald door Gaussiaanse fitting op de heliocentrisch gecorrigeerde profielen. Enkele omloopparameters van β scorpii zijn ter vergelijking opgenomen in [30] hoofdst 19.2 volgens een eerdere studie door Peterson et al.

15.2 Gedetailleerde Procedure voor een SB 1 Systeem Hier volgt een beschrijving van hoe dit relatief ingewikkeld proces, in het geval van SB1Systemen in de praktijk kan benaderd worden. Voor de theoretische achtergrond zie [30] hoofdst. 19.4. 1. Neem een serie spectra op, indien mogelijk met een tussentijd van één dag (bij zeer korte omlooptijden zelfs korter). De duur van de totale serie is best groter dan

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie één volledige omloop. Indien een hogere nauwkeurigheid gewenst is, zelfs meer dan verschillende omlopen. 2. Kalibreer de spectra in golflengte zo nauwkeurig mogelijk. 3. Bepaal het punt van de nulverschuiving , door middel van formule {24}. Zoek vervolgens de heliocentrische radiale snelheid van het ganse dubbel- of meervoudig sterrensysteem bv. in de SIMBAD databank [100]. Om dat voor een dubbelstersysteem immers zelf te bepalen zou dit al zeer ingewikkeld zijn. 4. Bepaal, voor de heliocentrische correctie, de waarden overeenkomstig de datum, tijd en de equatoriale coördinaten van het object. Kies vervolgens „Spectrometry/Heliocentric Correction“. Voer in het popupvenster de gegevens in overeenkomend met een formaat volgens hoofdst.10.3,stap 7. is hier . 5. Laad in Vspec alle verwerkte en gekalibreerde profielen in aparte vensters en normaliseer alle profielen naar hetzelfde deel van het continuüm. 6. Corrigeer elk individueel profiel heliocentrisch als volgt: Kies „Operations/Translate“. Voer in het gepaste kader de corresponderende waarde in met het juiste algebraïsch teken en bevestig met „Apply“. Met „Cancel“ kan de correctie ongedaan gemaakt worden en het eindigen van de dialoog gebeurt met „Close“. 7. Kopieer en stapel alle profielen met copy/paste in één van de diagrammen. – Controleer na elke kopieeropdracht de kleur van de curve en pas aan waar nodig. – Noteer de naam passend bij elke gekozen kleur. Ondanks de eerder uitgevoerde normalisatie kunnen de individuele curven in de hoogte verschoven zijn. De schaalverdelingen van alle profielen zullen geüniformiseerd worden tegen stap 11. 8. Stel dit opbouwdiagramma in op volledig scherm. 9. Klik op het gele vierkant aan de rechterkant van het kader. De gegradueerde X-en Y-assen verschijnen. 10. Markeer met klikken en slepen het vereiste inzoomgebied rond de te meten lijn en activeer het vervolgens met het vergrootglas icoon. 11. Beperk de weergegeven hoogte van de Y-as zodanig dat het intensiteitsverloop van alle lijnen een redelijk gedeelte van de diagramhoogte in beslag neemt. – – –

Dubbelklik op het grafiekgebied of kies Format/Graphic. Pas de „Hi threshold“ en „Low threshold“ waarden overeenkomstig aan in de map „Axis Y“ . Markeer vervolgens „applied all series“. Bevestig met „Apply“.

12. Dubbelklik terug op het grafiekgebied of kies Format/Graphic. – Activeer het Doppler kader in de map „Axis X“. –

Deactiveer de „Auto“ box en stel „Nb Ticks“ in op 5 en Tick op 100 (eventueel. ook op 50 of 20).

–

Voer de centrale golflengte van de lijn in op het „Lambda“- kader. Deze waarde is nu gedefinieerd als het nieuwe nulpunt van de golflengte-as, vanwaar

69


70

de Doppler snelheden in de rode (positieve waarden) en in de blauwe (negatieve waarden) richting gemeten of weergegeven worden. –

Bevestig met „Apply“. Nu verschijnt de X-Axis met de schaalverdeling in Dopplersnelheid.

13. De juiste weergaven van de schaalverdeling vereist mogelijks nog een aanpassing van de tick waarden in de map „Axis X“. Indien het nulpunt hier bv. –2 km/s is in plaats van 0 km/s, wijst dit in de meeste gevallen op een te lage waarde van Nb Tick . Soms helpt ook een wijziging in het zoomgebied. 14. Het resulterende diagram kan nu worden opgeslagen met „File/Export bmp“. Mogelijkerwijze is het nodig eerst Format/Line in te stellen op 2. 15. Activeer nu elk individueel profiel om de heliocentrische gecorrigeerde waarden te meten met „Gaussian Fits“:

–

–

Markeer de profielen, “zijvleugels” inbegrepen, met Klik en Sleep om ze te meten.

–

Start de meting met "Spectrometry/Gaussian Fit".

–

Verwijder de oranje Gaussian Fit curve na de meting.

16. Bereken de heliocentrisch aangepaste .

waarden overeenkomstig formule

17. Bereken de heliocentrisch aangepaste radiale snelheid overeenkomstig formule .

15.3 Schatting van de Omloopbaanparameters in een SB1-Systeem Aangezien er hier slechts één component spectroscopisch geanalyseerd kan worden, zal dit logischerwijze gevolgen hebben voor de nauwkeurigheid en de informatie-inhoud van de meetprocedure. 18. Breng de aangepaste radiale snelheid , berekend in stap 17, over in een snelheid/tijd diagram zoals hier afgebeeld voor het SB2-System Mizar (bv. met Excel). 19. Bepaal de omloopperiode T uit het profiel van de curve. Als enige grootheid blijft T grotendeels gevrijwaard van perspectieve invloeden en kan daardoor met relatief grote nauwkeurigheid bepaald worden.

K1

K2

20. Evalueer de maximale radiale snelheid 21. Bereken met

en

de omloopstraal

, aan de hand van formule {29}

22. Bereken de zogenoemde massa functie door toepassing van formule {33} 23. Indien de spectrale klasse van bepaald of gevonden (bv. via SIMBAD) kan worden, in [30] via de tabel in hoofdst. 14.5, kan men tenminste een idee krijgen van de "magnitude orde" voor de massa . 24. Aan de hand van de massafunctie {33} kan nu de massa van berekend worden. Enkel indien de inclinatie gekend is (bv. uit literatuurbronnen of voor eclipserende variabelen), kan men berekenen en wordt het resultaat uiteindelijk geconcretiseerd.


71

15.4 Schatting van de Omloopbaanparameters in een SB2-Systeem Door de nood aan meer informatie zijn hier volgende opties voor bijkomende analyse beschikbaar: –

Bij stap 15 kan

–

Bij stap 16 kan met formule

–

Bij stap 17 is ook de bepaling van de radiale snelheid van M2 nl. mogelijk en het overbrengen van deze waarden in het tijd/snelheidsdiagram is geactiveerd.

–

Daarom kan bij stap 20

–

Bij stap 21 eveneens de omloopstraal

–

Aan de hand van , de totale massa’s

–

Met de individuele stralen en , alsook de totale massa en door toepassing van formule {32}, kunnen tenslotte de individuele massa’s en berekend worden.

bijkomend gemeten worden ook berekend worden

ook bepaald worden. en

.

, en door toepassing van formule {30}, kunnen ook berekend worden.

15.5 Formules voor de Bepaling van de Omloop(baan)parameters Voor meer informatie over de hier getoonde formules verwijzen we naar [30], hoofdst. 19.4. Alle formules zijn gebaseerd op de vereenvoudiging van ellipsvormige naar cirkelvormige omloopbanen. De inclinatie, die meestal niet gekend is, wordt hier in de formules omschreven met de term . Enkel voor eclipserende dubbelsterren, zoals Algol, kan apriori een voorspelbare inclinatie van aangenomen worden. Hoe dan ook in de meerderheid van de gevallen is deze waarde niet gekend. De verhouding van de omloopsnelheid

M1

rM1

B

rM2

VM1

en de inclinatie

Bepaling van de omloopstraal

Bij SB-2 systemen met berekend worden.

en

kunnen de overeenkomstige stralen

Berekening van de stellaire massa’s

en

afzonderlijk

bij SB2–Systemen

Voor de berekening van de totale stellaire massa

geldt:

. Als gevolg daarvan zullen ook de andere variabelen van de formule {30} te kampen hebben met deze “lastige” kleine eenhe-

VM2 M2


72

den, geassocieerd met de machten van 10. De individuele massa’s kunnen uiteindelijk berekend worden aan de hand van hun som en de gekende stralen en .

Bij dubbelsterren wordt voor omzetting is:

vaak uitgedrukt in zonnemassa’s en

Berekening van de stellaire massa’s

en de afstand in .

. Nuttig

bij SB1–Systemen met de massa functie

Een voorbeeld van de berekening is beschreven in [171]

15.6 De Invloed van het Perspectief door de Ruimtelijke Oriëntatie van de Omloopbaan De oriëntatie van de omloopbaanvlakken van de dubbelster vertoont een toevallige verdeling ten opzichte van onze waarneemrichting. De hoek tussen de as, loodrecht staand op het omloopbaanvlak (de normaalvector) en onze waarneemrichting heet de . is hier het spectroscopisch onmiddellijk meetbare aandeel van de radiale snelheid , die geprojecteerd wordt in de waarneemrichting van de Aarde. Indien echter niet gekend is, kunnen de resultaten enkel statistisch geëvalueerd worden. Betreft het cirkelvomige omloopbanen van dubbelsterren dan legt de inclinatie de enige vrijheidsgraad vast, die de schijnbare vorm van de omloopbaan beïnvloedt. De situatie is complexer als het gaat om eclipserende dubbelsterren. Voor meer gedetailleerde informatie zie [30], hoofdst. 19.3.


73

16 De Opname van dicht bij elkaar staande Dubbelsterren Het registreren van componenten van dicht bij elkaar staande dubbelsterren is een regelrechte uitdaging. De mate waarin de onderlinge afstand krtisch wordt, hangt af van verschillende parameters en omstandigheden zoals de focale lengte, kwaliteit van de guiding, de seeing, enz… Hierna volgen enkele ervaringen met een C8 en de Vixen SCX montering. Dubbelsterren met grote hoekafstand, zoals Albireo, veroorzaken geen noemenswaardige problemen. Hier is zelfs de tweede component door de comfortabele afstand van 34” uitermate geschikt als volgster.

In het dubbelstersysteem α Cnv (Cor Caroli) bedraagt de hoekafstand tussen beide componenten slechts 19”, dus significant kleiner. De helderste A-component (Vmag 2,8) is hier gepositioneerd op de spleet en doet bijkomend dienst als volgster (PHD Autoguiding). Bij gunstige waarneemomstandigheden vormt dit niet echt een probleem. Anders is het gesteld bij slechte seeing of gecombineerd met cirrus bewolking. De daardoor ontstane kortstondige verstoring van de zichtbaarheid kan de autoguiding doen resulteren in het volgen van de verkeerde ster.

Echt kritisch is het registreren van de Witte Dwerg 40 Eridani B (Vmag 9,5). De iets lichtzwakkere C- component (Vmag 11,2) bevindt zich op slechts 9". De A- component (Vmag 4,4) kan dienst doen als volgster door de comfortabele afstand van 83". Om de Bcomponent op te nemen werd deze gepositioneerd op het onderste gedeelte van de 50μm spleet (DADOS). Op die manier wordt vermeden dat het spectrum gecontamineerd wordt door de C- component.

Spalt

A

B C


74

17 Het installeren van een Kalibratielichtbron in de Flip Mirror Hierna volgen als suggestie enkele afbeeldingen hoe een opklapbare spiegel (Flip Mirror) kan worden gecombineerd met een kalibratielichtbron. Zoals reeds aangetoond op het einde van hfdst. 7.7, valt het licht van de kalibratielamp door een ronde opening in de onderkant van de behuizing. In dit ontwerp wordt bijkomend een kleine contactdoos vastgekleefd op de onderkant. Deze bevat de elektronica van de 12V DC/230V AC transformator, verder de gloeilamp van de glimstarter RELCO 480, hier gebruikt als gemodificeerde kalibratielichtbron en tenslotte een geïmproviseerde reflector. Voor details over het principe van de glimstarter – lichtbron zie [36] en voor de elektronische invertor zie [29].

T6 T?

Block-Trafo VB 0.5/ 1/ 6

500mA 6.8K 1N 4008

100µ

GND

7

RV R? ..2

C6 C? 0.1µ ..

Q

6V

230V

4.7K 2.2K

2N2219A

3 R R?

LED

50K

1N 4004

8

R R?

CAP C?

+12 V

R R? 4 NE 555

S WI T CH_ S P S T

Als bijlage op het Duitstalige document " Speisung von Glimmlampen mit niedriger Gleichspannung" [29] wordt hierna een verbeterd elektrisch schakelschema voorgesteld:

1

..


18* Bepaling van Rotatiesnelheden van Planeten met BASS 18.1* Opmerkingen vooraf De bepaling van de rotatiesnelheid van planeten gebeurt aan de hand van de Dopplerverschuiving van bepaalde spectrale lijnen. Uit deze verschuiving wordt vervolgens het snelheidsverschil gemeten tussen twee axiale uiteinden van de waargenomen planeetschijf. Het betreft dus een berekening van de geprojecteerde rotatiesnelheid v sini. Voor meer informatie zie: Analyse en Interpretatie van Sterrenkundige Spectra, hoofdst.16 :het bepalen van de rotatiesnelheid p.79 via [38 ]. Tip: Bij de opname van de spectra is het belangrijk er op te letten dat de spleet van de spectroscoop parallel geörienteerd staat aan de planetaire evenaar. Bij planeten zoals Jupiter zijn de positie van de maantjes een handig hulpmiddel, bij saturnus de ringen.

18.2* Werken met BASS Het project BASS (Basic Astronomical Spectroscopy Software) werd ontwikkeld door John Paraskeva. Het wordt aangeboden als gratis downloadbaar programma mits gratis registratie binnen de spectroscopiegroep: Astrobodger, een Yahoo groep voor uitwisseling van gegevens voor alle gebruikers. Voor aansluiting aan de groep, downloaden van het programma en de handleiding, zie [417].

75


18.3* Het meten van de Dopplerverschuiving aan een opgenomen spectrum. Hier wordt een overzicht gegeven van de werkwijze waarbij een opgenomen spectrum van de planeet Jupiter met BASS wordt verwerkt om de Dopplerverschuiving te bepalen. Op basis daarvan wordt vervolgens de rotatiesnelheid en de diameter van de planeet berekend.

1. Laad het beeld in BASS met ,,File/ Add/Open Images” Dit kan zowel het onbewerkte als een door een ander programma bv. IRIS bewerkt beeld zijn. Eventueel gestapelde beelden kunnen hetzij door BASS of door een ander programma voordien ook bewerkt zijn of worden.

2. Bij het openen zoekt BASS standaard naar FITS bestanden. Andere bestanden kunnen ingeladen worden door op het zwart driehoekje rechts van “FITS FILES” te klikken. Via het openklappende menu kunnen de gepaste bestandsformaten ingeladen worden. Kleurbestanden worden door BASS onmiddellijk omgezet in zwartwit. Indien gewenst is het ook mogelijk de RGB signalen één voor één in te laden. 3. Nu verschijnt onder de ingeladen spectrale streep, die tussen twee gele balkjes is afgebeeld, het onbewerkte spectrum. Sla de spectrale streep op met ,,File/ Save Image as…” onder een gepaste naam, bv. Jup1. De spectrale streep kan ook bewaard worden met ,,File/ Save as 1D Profile…” onder de naam bv. Jup1D1.

76


4. De beide opvallend schuinlopende strepen van het natriumdoublet zijn onmiddellijk zichtbaar op de spectrale streep en het spectrum. Met de volgende stappen wordt de spectrale streep a.h.w. in drie aparte zones ingedeeld. Twee omkaderingen aan de uiteinden boven- en onderaan de streep en één omkadering exact in het midden van de spectrale streep. Indien nodig kan de spectrale streep vooraf wat groter gemaakt worden door bovenaan in “Image strip view” een gepaste vergroting te kiezen, bv. 200%. Belangrijk is ook om de begincoördinaten te noteren teneinde alle kaders juist op elkaar te kunnen afstemmen: 5. Plaats de cursor aan de linkerkant van de spectrale streep en zoek het midden van de spectrale streep. Trek nu met ingedrukte linkermuisknop een smal kader van links naar rechts tot op het einde van de spectrale streep en laat de muisknop los.

6. Klik vervolgens in het hoofdmenu bovenaan op ,,Selection/ Crop Image to Selection” . Controleer op het geopende venster de begincoördinaten en bevestig met “OK”.

77

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie 7. Sla de nu bekomen uitsnede van de spectrale streep op met ,,File/ Save Image as…” onder een gepaste naam, bv. JUP1MIDDEN. 8. Open terug FITS bestand bv. JUP1 en herhaal stappen 5 tot en met 7 telkens voor de boven- en onderkant van de spectrale streep. Op die manier bekomt men nog twee uitsneden uit de spectrale streep met als naam, bv. JUP1LINKS en JUP1RECHTS. 9. Open het FITS bestand met het beeld van de middenste streep. Het spectrum van deze uitsnede wordt nu gekalibreerd: 10. Kies in het hoofdmenu bovenaan ,,Calibration/ New calibration”. Ga met de muis in de omgeving van de eerste duidelijk zichtbare natriumabsorptielijn en markeer met “klik en sleep” het gebied van deze eerste lijn. Een nieuw venster opent: calibration Reference Points. 11. Kies op de lijn het “select element filter” in het kadertje rechts naast “default” en klik erop. Dubbelklik vervolgens op het bestand “LambdaData.dat”. 12. Kies vervolgens in de lijst door te klikken op “Select element filter” het element sodium. Kies dan in het venster eronder nl. “Enter wavelenght (Å) for point” de Natrium I lijn 5890. Druk vervolgens op het balkje “Add another Point” en herhaal dezelfde procedure voor de tweede natrium lijn nl. 5895.9 Druk om af te sluiten op finish en de kalibratie is uitgevoerd. 13. Vink nu in het hoofdmenu ,,Calibration/ Show/Hide Calibration points” uit. 14. Sla het gekalibreerde spectrum op met ,,File/ Save image as…” onder een gepaste naam bv. JUP1MIDDENKAL.

15. Open achtereenvolgens de bewaarde spectra van de uitsneden boven- en onderaan de spectrale streep, dus resp. LINKS en RECHTS. Beide spectra worden nu elk in een verschillende kleur over het gekalibreerde spectrum van de middenstreep geplaatst. Onmiddellijk is te zien dat de beide spectra resp. naar links of rechts verschoven zijn.

78


16. Markeer met de meetlijnen in het te onderzoeken golflengtegebied een zone door middel van “klikken en slepen” en druk vervolgens op het icoon “crop”: “Set or remove X-axis crop region”. Er wordt nu ingezoomd op het gekozen gebied. Op die manier kan de verschuiving van de spectra nauwkeuriger gemeten worden. 17. Plaats nu de meetlijn achtereenvolgens in het centrum van de linker- en rechterabsorptielijn. Opmerking: dit is, zoals hoger reeds vermeld, niet noodzakelijk het diepste punt van de curve! De overeenkomstige pixelwaarden en de bijhorende golflengten kunnen afgelezen worden in de linkerbenedenhoek bij “Px: …..” en “Wavelength:….” 18. Noteer de pixelwaarden of de golflengten van de beide lijnen in de spectra “links” en “rechts” zoals te zien op onderstaande figuur: Hier is bv. het golflengteverschil: 5896,46Å-5895,41Å= 1,05Å. Het is aanbevolen de verschillende opnamen ( bv. een vijftal) elk afzonderlijk uit te meten. Op die manier bekomt men een overzicht van de spreiding van de gemeten waarden aan de hand van het gemiddelde en de standaardafwijking.

79


80

18.4* Berekening van de Rotatiesnelheid en Diameter van de planeet Jupiter Met de volgende werkwijze wordt de rotatiesnelheid van de planeet Jupiter berekend aan de hand van de Doppler-Fizeau formule. Voor de theoretische achtergronden wordt verwezen naar [38] hoofdst. 16. De belangrijkste formules nodig voor de berekeningen zijn: Rotatiesnelheid (V sin i waarde) :

of ook

; Diameter:

C =299792 km/s, Δλ de golfengteverschuiving of Δpx voor pixels, λ de referentiegolflengte, Disp de dispersie (Å/px of nm/px) Periode Pjup = 9,84 u (= 35424 s) en π= 3.14159.

1. Het verschil van de gemeten pixelwaarden (px) van de links en rechtsverschoven lijnen ten opzichte van de middelste spectrale lijn (referentielijnen van het Natriumdoublet ) wordt vermenigvuldigd met dispersie (Å/px). Δλ kan ook rechtstreeks berekend worden door het golflengteverschil (links-rechts) uit te rekenen. Opgelet: afhankelijk van de gebruikte schaal moet het onderscheid gemaakt worden tussen Å en de nm m.a.w een dispersie van 0,2061 Å/px komt overeen met 0,02061 nm/px! 2. Deze bekomen waarde (= Δλ) wordt gedeeld door de betrokken rustgolflengte(= referentiegolflengte), hetzij 5889,95Å of 588,995nm enerzijds en 5895,92Å of 589,592nm anderzijds.

3. De rotatiesnelheid wordt bekomen door dit bedrag te vermenigvuldigen met 74792, (= de lichtsnelheid van 299.792 km/s gedeeld door 4 – gereflecteerd licht!). De toegepaste eenheid is in km/s.


4. De rotatiesnelheid kan ook uitgezet worden langs de X-as. Dit laat toe onmiddellijk de verschuivingen af te lezen in km/s. Hiervoor kiest men in BASS in het hoofdmenu “Chart/Project&Chart settings”, vervolgens het tabblad ‘X-axis’. Daar vinkt men het kadertje “Show Doppler Shift” aan en vult men de rustgolflengte (=referentiegolflengte) in. Het resultaat ziet men in de figuur hieronder:

5. Als vergelijking kunnen de spectra van Jupiter ook met Vspec worden verwerkt. Hiervoor worden de “fit” bestanden van de spectrale strepen “midden”, “links” en ”rechts” ingeladen in Vspec met “file/ Open Image”.De streep “midden” kan vervolgens gekalibreerd worden (zie hoofdst. 8.7). De spectrale strepen links en rechts worden als volgt in een volgende stap over elkaar geplaatst: 6. Klik in Vspec op het kader van spectrum “links” en kies “Copy”. Klik dan op het kader van spectrum “rechts” en kies “paste”. Beide spectra zijn nu over elkaar geplaatst. 7. Met de zoom functie komt de verschuiving van de spectrale lijnen meer in detail. De pixelwaarden van de links- en rechtsverschoven lijn worden gemeten en met de gepaste formule kan terug de rotatiesnelheid berekend worden:

81


8. Aan de hand van de berekende rotatiesnelheid wordt de diameter van de planeet Jupiter berekend door middel van hogervernoemde formule: DJupiter = 11276 (s) x V (km/s), bv. 11276s x 13,08 km/s=147.490 km.

9. Van iedere reeks metingen kan per rustgolflengte het gemiddelde en de standaarafwijking berekend worden. Hier volgt een voorbeeld van 5 opnamen/metingen waarbij de statistische verwerking uitgevoerd werd met het programma PSPP:

Over het totaal van het aantal metingen wordt een gemiddelde waarde bekomen van 13,10 ±0,03 km/s. De uiteindelijk bekomen waarden zijn uiteraard benaderende schattingen. Rekening houdend met de verschillende foutenbronnen zoals de positie van de spleet, de inclinatie van de planeet in de waarneemrichting (sin i) en meetfouten, komen de waarden toch aardig in de nabijheid van de literatuurwaarden voor de equatoriale diameter van Jupiter: 142984 km en een rotatiesnelheid van 12,7 km/s!

82


83

19 Appendix 19.1 Zonnespectrum met Echelle Ordes en Golflengtebereiken Dit zonnespectrum is hoofdzakelijk bedoeld : 

Voor een vlugge oriëntatie met betrekking tot de nummering en de weergave van de golflengtegebieden van de individuele Echelle ordes, van toepassing voor de SQUES spectroscoop. De Hα- lijn is hier gelocaliseerd in orde 34. Naast de Fraunhoferlijnen, aangeduid met hoofd – en kleine letters, zijn ook enkele opvallende absorptielijnen aangegeven.



Als hulpmiddel voor observatieplanning en voorbereiding van de spectroscoop, meer bepaald om het vooraf ingesteld scherpstellen van de benodigde Echelle ordes te optimaliseren. Het gecommentarieerde bereik van 3900 – 8200 Å toont terzelfdertijd het bruikbare golflengtegebied van de SQUES spectroscoop.



Voor een nauwkeurige uitlijning van de opnamecamera. Het rode (lange golflengte) gedeelte van het spectrum verschijnt bovenaan, het blauwe (korte golflengte) eronder. De Hα- lijn moet aan de linkerkant van de orde 34 staan. Belangrijk om te vermelden is dat individuele software pakketten ( zoals Maxim DL of IRIS) het “fit formaat” in spiegelbeeld afbeelden.



Om een idee te krijgen van de hoge resolutie van de SQUES spectroscoop. De hoge resolutie ter hoogte van de Fraunhofer A- en B-lijnen is zeer opvallend !

Het spectrum werd als volgt opgenomen: 

Daglicht, gereflecteerd van een naburig gebouw.



SQUES spectroscoop verbonden met glasvezelkabel



Spleetbreedte ongeveer 25 μm



Camera Atik 314L+

Alleen de ordes 28-30 en 53-57 werden afzonderlijk opgenomen met geoptimaliseerde belichtingstijden en afgestelde focus van de camerlens. De afgebeelde 1D spectrale lijnen zijn golflengte gekalibreerde (met Vspec) “pseudocontinua” die rechtstreeks uit de opname gegenereerd werden door middel van de IRIS standaardprocedures. Overzicht van de individuele golflengtegebieden van de aparte SQUES Echelle ordes De onderstaande tabel toont het overzicht van de corresponderende λ-.bereiken. 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37

7880 – 8170 7610 – 7900 7360 – 7620 7120 – 7380 6900 – 7140 6690 – 6930 6500 – 6720 6310 – 6530 6140 – 6350 5970 – 6180

38 39 40 41 42 43 44 45 46 47

5810 – 6020 5670 – 5860 5520 – 5720 5390 – 5580 5260 – 5450 5140 – 5320 5020 – 5200 4910 – 5080 4810 – 4970 4700 – 4870

48 49 50 51 52 53 54 55 56 57

4610 – 4770 4510 – 4670 4420 – 4580 4330 – 4490 4250 – 4400 4170 – 4310 4090 – 4230 4020 – 4160 3940 – 4080 3870 – 4010

H2 O

O2

A

Fraunhofer A O2

Ca I

C

Hα

Cr I

Fe I Fe I

H2 O

a

O2

Fe I

B

O2

A

Fraunhofer A O2

Fraunhofer B

Fe I

H2 O

37

36

35

34

33

32

31

30

29

28

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie 84

Mg I

Fe I

E

Fe I/ Ca I

Mg I

Fe I

Fe I

b1,2,3,4

Mg I

Cr I

Fe I

Ca I

Fe I

Mn I

F

Hβ

Fe/ Ni

Fe I

Fe/ Ni

Fe I Fe I

D1, 2

Na I

Fe I

Fe I

Fe I

Ni I

Fe I

Fe I

Fe I

Mn/ Cr

E

Fe I/ Ca I

Mg I

b1,2,3,4

Mg I

Fe I

Cr I

Fe I

F

Hβ

Fe/ Ni

Ca I

47

46

45

44

43

42

41

40

39

38


K

Ca II

Fe / CO

Hδ

Fe I

Fe I

Fe/ Ti

H

Ca II

Fe / CO

Fe / CO

CH/ Fe

Ti I

Fe I

g

Fe/ CH

Fe I

K

Ca II

Fe I

Ca/ Fe

G

Fe/ Ti

Fe I

CH

Fe / CO

e

Mn

Fe I

Fe I

Fe/ CH

Fe I

CH/ Fe

f

h

Fe I

Fe I

Hγ

d

Mg I

Hδ

Fe / CO

Fe I

Fe I

H

Ca II

Fe / CO

Fe / CO

CH/ Fe

CH/ Fe

Ti I

Fe I

Fe I

Mn

Fe / CO

Fe I

Fe/ Ti

Fe I

Fe I

G

Fe I

g

Ca/ Fe

CH

e

Fe/ CH

Fe I

Fe I

Mn I

57

56

55

54

53

52

51

50

49

48



20* Literatuur en Internet Literatuur: [1] Klaus Peter Schröder,

– Feuriger Weltuntergang, Juli 2008, Sterne und Weltraum. – Vom Roten Riesen zum Weissen Zwerg, Januar 2009 Interstellarum Sonderheft: Planetarische Nebel

[2] Klaus Werner, Thomas Rauch, Die Wiedergeburt der Roten Riesen, Februar 2007, Sterne und Weltraum. [3] James Kaler, Stars and their Spectra [4] Richard O. Gray, Christopher Corbally, Stellar Spectral Classification, Princeton Series in Astrophysics [5] Keith Robinson, Spectroscopy, The Key to the stars [6] Stephen Tonkin, Practical Amateur Spectroscopy [7] Fritz Kurt Kneubühl, Repetitorium der Physik, Teubner Studienbücher Physik, Kap. Relativistischer Doppler-Effekt der elektromagnetischen Wellen [8] J.-P. Rozelot, C. Neiner et al. EDP Sciences: EAS Publication Series, Astronomical Spectrography for Amateurs, Volume 47, 2011. [10] G.A. Gurzadyan, 1997,The Physics and Dynamics of Planetary Nebulae, [11] David F. Gray, 2005, The Observation and Analysis of Stellar Photospheres, [12] A. Unsöld, B. Baschek, Der neue Kosmos [13] Erik Wischnewski, 2013, Astronomie in Theorie und Praxis, 6. Auflage [14 ] Ken M. Harrison, 2011, Astronomical Spectroscopy for Amateurs

Artikels van de Auteurs en Reviews over de Spectroscopische Atlas: [20] Richard Walker, Die Fingerabdrücke der Sterne – Ein Spektralatlas für Amateurastronomen, Juni/Juli 2012, Interstellarum Nr. 82 [21] Urs Flükiger, Kostenfreier Spektralatlas, April 2011, Sterne und Weltraum [22] Thomas Eversberg, Spektralatlas für Astroamateure von Richard Walker, VDS Journal für Astronomie, III/2011 [23] Richard Walker, Das Spektrum des Quasars 3C273, Orion 5/13

87


Internetlinks:

Auteurs: The following scripts on the subject (some of them in German only) are downloadable under this link: [29] http://www.ursusmajor.ch/astrospektroskopie/richard-walkers-page/index.html [30] Analysis and Interpretation of Astronomical Spectra, Theoretical Background and Practical Applications for Amateur Astronomers [31] Kalibrierung von Spektren mit der Xenon Stroboskoplampe [32] Atomic Emission Spectroscopy with Spark- or Arc Excitation, Experiments with the DADOS Spectrograph and Simple Makeshift Tools [33] Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers [34] Kalibrierung von Spektren mit dem Glimmstarter ST 111 von OSRAM [35] Quasar 3C273, Optical Spectrum and Determination of the Redshift [36] Glow Starter RELCO SC480 – Atlas of Emission Lines – Recorded by the Spectrographs SQUES Echelle and DADOS

[37]* De Spectra L200 deel1: de ultieme spectroscoop en deel 2: de praktijk. Guidestar online magazine editie 9 en 10 /2014. Via http://www.spacepage.be/guidestar [38]* Analyse en Interpretatie van Sterrenkundige Spectra, Theoretische achtergronden en Praktische Toepassingen voor Amateursterrenkundigen. Downloadbaar via [29].

Lezingen/Practica: [50] Vorlesung Astrophysik, Max Planck Institut München: www.mpa-garching.mpg.de/lectures/TASTRO [51] Vorlesung Astrophysik, Astrophysikalisches Institut Potsdam http://www.aip.de/People/MSteinmetz/classes/WiSe05/PPT/ [52] F. Royer: Rotation des étoiles de type A, Vorlesung Ecole d’Astronomie de CNRS http://adsabs.harvard.edu/abs/1996udh..conf..159R [53] Gene Smith, University of California, San Diego, Astronomy Tutorial, Stellar Spectra http://cass.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html [54] Kiepenheuerinstitut für Sonnenphysik, Uni Freiburg: Grobe Klassifikation von Sternspektren http://www.kis.uni-freiburg.de/fileadmin/user_upload/kis/lehre/praktika/sternspektren.pdf [55] Michael Richmond: Luminosity Class and HR Diagram http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/lumclass/lumclass.html [56] Alexander Fromm, Martin Hörner, Astrophysikalisches Praktikum, Uni Freiburg i.B. http://www.physik.uni-freiburg.de/~fromm/uni/Protokollschauinsland.pdf [57] Uni Heidelberg, Vorlesung Kapitel 3: Kosmische und Solare Elementhäufigkeit http://www.ita.uni-heidelberg.de/~gail/plvorl/Vorlesung-4.pdf [57a ]Anhang A: Elementhäufigkeiten http://www.ita.uni-heidelberg.de/~gail/astrochem/appA.pdf [58] Uni Karlsruhe: Spektroskopische Entfernungsbestimmung von Sternen oder Sternhaufen http://www.lehrer.uni-karlsruhe.de/~za3832/Astronomie/Spektroskopische%20Entfernungsbestimmung.pdf

88

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie Spectroscopische Atlassen en Gecommentarieerde Spectra: [80] An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification, Morgan, Keenan, Kellman (1943): http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ASS_Atlas/frames.html Hier lohnt es sich, zusätzlich zum Kommentar im pdf Format, auch die einzelnen Spektraltafeln als hochaufgelöste Bilder herunterzuladen! [81]Digital Spectral Classification Atlas von R.O. Gray: http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html [82] Moderate-resolution spectral standards from lambda 5600 to lambda 9000 von Allen, L. E. & Strom, K. M: http://adsabs.harvard.edu/full/1995AJ....109.1379A [83] An atlas of low-resolution near-infrared spectra of normal stars Torres Dodgen, Ana V., Bruce Weaver: http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..693T [84] Christian Buil: Vega Spectrum Atlas, a full commented spectrum http://astrosurf.com/buil/us/vatlas/vatlas.htm [85] Paolo Valisa, Osservatorio Astronomico Schiaparelli, Varese. Zahlreiche, sehr gut und verständlich kommentierte, detailreiche Spektren verschiedenster Himmelsobjekte http://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/spettrien.htm [86] Hochaufgelöstes, kommentiertes Sonnenspektrum bei Bass2000 http://bass2000.obspm.fr/download/solar_spect.pdf [87] NSO Digital Library NSO, Solar Spectral Atlases ftp://vso.nso.edu/pub/atlas/visatl/ [88] Caltech: Spektralatlas für extragalaktische Objekte http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/catalogs.html [89] UCM: Librerias de espectros estelares http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html [90] Diverse Lampenspectra: http://ioannis.virtualcomposer2000.com/spectroscope/index.html

Databanken [100] CDS Strassbourg: SIMBAD Astonomical Database mit den wichtigsten Daten zu Astroobjekten wie Fixsterne, Galaxien, Sternhaufen etc. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ [101] NASA Extragalactic Database (NED) mit den wichtigsten Daten, Spektren, Bilder etc. zu Galaxien und Quasaren http://nedwww.ipac.caltech.edu/ [102] The SAO/NASA Astrophysics Data System, Datenbank astrophysikalischer Publikationen http://adsabs.harvard.edu/index.html [103] NIST Atomic Spectra Database: http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/lines_form.html [104] Deep Sky Objects Browser http://dso-browser.com/

Publicaties over de Stellaire Rotatiesnelheid: [120] Y. Takeda et al.: Rotational feature of Vega and its impact on abundance determinations, 2007 Observat. of Japan http://www.ta3.sk/caosp/Eedition/FullTexts/vol38no2/pp157-162.pdf [121] Nicholas A. Moskovitz et al.: Characterizing the rotational evolution of low mass stars: Implications for the Li-rich K-giants, University of Hawaii at Manoa, http://eo.nso.edu/ires/IRES08/Nick_tech.pdf [122] F. Fekel: Rotational Velocities of B, A, and Early ‐ F Narrow‐ lined Stars (2003) NASA Astrophysics Data System oder http://www.jstor.org/stable/10.1086/376393 [123] F. Fekel: Rotational Velocities of Late Type Stars (1997) NASA Astrophysics Data System oder http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1997PASP..109..514F

89

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie [124] F. Royer: Determination of v sin i with Fourier transform techniques (2005) http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/8/PDF/124.pdf [125] J.L. Tassoul: Stellar Rotation, 2000, Cambridge Astrophysics Series 36, Buchvorschau auf: http://books.google.ch/books?q=tassoul [126] R.L. Kurucz et al.: The Rotational Velocity and Barium Abundance of Sirius, The Astronomical Journal, Nov. 1977 http://adsabs.harvard.edu/full/1977ApJ...217..771K [127] Reinhard W. Hanuschik: Stellar V sin i and Optical Emission Line Widths in Be Stars, 1989 Astronomisches Institut Universität Bochum. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1989Ap%26SS.161...61H [128] Christian Buil: Characterization of the Line Profile http://www.astrosurf.com/~buil/us/spe2/hresol7.htm

Publicaties en Presentaties over Be-sterren [140] A. Miroshnichenko: Spectra of the Brightest Be stars and Objects Description, University of North Carolina, www.astrospectroscopy.de/Heidelbergtagung/Miroshnichenko2.ppt [141] A. Miroshnichenko: Summary of Experiences from Observations of the Be-binary δ Sco, University of North Carolina, www.astrospectroscopy.de/Heidelbergtagung/Miroshnichenko1.ppt [142] A. Miroshnichenko et al.: Properties of the δ Scorpii Circumstellar Disk from Continuum Modeling, University of North Carolina, http://libres.uncg.edu/ir/uncg/f/A_Miroshnichenko_Properties_2006.pdf [143] Reinhard W. Hanuschik: High resolution emissionline spectroscopy of Be Stars, I. Evidence for a two-component structure of the Hα emitting enveloppe, Astronomisches Institut Universität Bochum. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1986A%26A...166..185H [144] S. Stefl et al. :V/R Variations of Binary Be Stars , ESO 2007 http://www.arc.hokkai-s-u.ac.jp/~okazaki/Meetings/sapporo/361-0274.pdf [145] R. Soria: The Optical Counterpart of the X-ray Transient RX J0117.6-7330, Siding Spring Observatory Coonabarabran, Australia http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1999PASA...16..147S [146] E. Pollmann: Spektroskopische Beobachtungen der Hα- und der HeI 6678-Emission am Doppelsternsystem δ Scorpii, http://www.bav-astro.de/rb/rb2009-3/151.pdf [147] D. K. Ojha & S. C. Joshi: On the Shell Star Pleione (BU Tauri), 1991, Uttar Pradesh State Observatory, Manora Peak, http://www.ias.ac.in/jarch/jaa/12/213-223.pdf

Publicaties over Novae [160] Donn Starkey, Photometry, Spectroscopy, and Classification of Nova V475 Scuti, JAAVSO Volume 34, 2005 http://articles.adsabs.harvard.edu/full/2005JAVSO..34...36S Publicaties/Practica over Spectroscopische Dubbelsterren [170] Juergen Weiprecht, Beobachtungsmethoden und Klassifikation von Doppelsternen, 2002, Praktikum Uni Jena http://www.astro.uni-jena.de/Teaching/Praktikum/pra2002/node155.html und http://www.astro.uni-jena.de/Teaching/Praktikum/pra2002/node156.html [171] Praktikum Uni Nürnberg-Erlangen, Die Masse eines Neutronensterns, http://pulsar.sternwarte.uni-erlangen.de/wilms/teach/intro/haus7_solution.pdf [172] Leifi, Uni München, Spektroskopische Doppelsterne, visuelle Doppelsterne: http://leifi.physik.uni-muenchen.de/web_ph12/materialseiten/m12_astronomie.htm [173] Southwest Research Institute Boulder, Eclipsing Binary Star Parameters, http://binaries.boulder.swri.edu/atlas/ [174] Diablo Valley College, Analyzing Binary Star Data, http://voyager.dvc.edu/faculty/kcastle/Analyzing%20Binary%20Star%20Dat4.htm#Introduction [175] Kiepenheuer Institut für Sonnenphysik: Einführung in die Astronomie und Astrophysik Kap. 2.4 Zustandsdiagramme, http://www3.kis.uni-freiburg.de/~ovdluhe/Vorlesungen/E2_2/einf_2_Pt2.html

90

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie [176] Dept. Physics & Astronomy University of Tennessee, Spectroscopic Binaries http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html [177] D.M. Peterson et al. The Spectroscopic Orbit of β scorpii A, 1979, Astronomical Society of the Pacific, http://adsabs.harvard.edu/abs/1979PASP...91...87P [178] Uni Freiburg: Einführung in die Astronomie und Astrophysik, 2.5 Zustandsdiagramme http://www3.kis.uni-freiburg.de/~ovdluhe/Lehre/Einfuehrung/Einf_2_3-5.pdf [179] Uni Heidelberg: Vorlesung Lektion 8: Doppelsterne und Binäre Pulsare, http://www.lsw.uni-heidelberg.de/users/mcamenzi/API_Lect8.pdf [180] Vorlesung TLS Tautenburg: Einiges über junge Sterne, http://www.tls-tautenburg.de/research/eike/vorles/entstehung_sterneEG04.pdf [181] Vorlesung University of Pennsylvania: Introduction to Least Squares Fit (with Excel) http://dept.physics.upenn.edu/~uglabs/Least-squares-fitting-with-Excel.pdf [182] Wikiversity: Least squares/Calculation using Excel: http://en.wikiversity.org/wiki/Least_squares/Calculation_using_Excel Publicaties over Temperatuursbepaling [190] Measuring Starspot Temperature from Line Depth Ratios, Part I, S. Catalano et al. http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/abs/2002/42/aa2543/aa254 3.html

[190b] Measuring Starspot Temperature from Line Depth Ratios, Part II, http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/ref/2005/11/a a1373/aa1373.html

[191] Effective Temperature vs Line-Depth Ratio for ELODIE Spectra, Gravity and Rotational Velocity Effects, K. Biazzo et al. http://web.ct.astro.it/preprints/preprint/biazzo2.pdf Publicaties over het Balmerdecrement en Interstellaire Extinctie [200] Calculations of level populations for the low levels of hydrogenic ions in gaseous nebulae, 1971, M. Brocklehurst, http://adsabs.harvard.edu/full/1971MNRAS.153..471B [201] 3D Spektrophotometrie Extragalaktischer Emissionslinien Objekte, AIP 2001, Dissertation Jürgen Schmoll http://www.aip.de/groups/publications/schmoll.pdf [202] The Balmer Decrement in some Be Stars, 1953, G. and M. Burbidge http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1953ApJ...118..252B [203] Paschen and Balmer Series in Spectra of Chi Ophiuchi and P Cygni, 1955 G. and M. Burbidge http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1955ApJ...122...89B [204] Effects of Self-Absorption and Internal Dust on Hydrogene Line Intensities in Gaseous Nebulae, 1969, P. Cox, W. Mathews http://adsabs.harvard.edu/full/1969ApJ...155..859C [205] Comparison of Two Methods for Determining the Interstellar Extinction of Planetary Nebulae, 1992, G. Stasinska et al. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1992A%26A...266..486S [206] The Effect of Space Reddening on The Balmer Decrement in Planetary Naebulae, 1936, Louis Berman, http://adsabs.harvard.edu/full/1936MNRAS..96..890B [207] The Extinction Law in The Orion Nebula, R. Costero, M. Peimbert http://www.astroscu.unam.mx/bott/BOTT..5-34/PDF/BOTT..5-34_rcostero.pdf [208] A multiwavelength study of the Seyfert 1 galaxy MCG-6-30, C. S. Reynolds et al. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.291..403R [209] A three-dimensional Galactic extinction model, F. Arenou, M. Grenon, A. Gomez http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1992A%26A...258..104A [210] The Balmer decrement of SDSS galaxies, Brent Groves, Jarle Brinchmann, Carl Jakob Walcher http://arxiv.org/abs/1109.2597

91

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie Publicaties /Practica over Emissienevels [220] Emission Lines Identified in Planetary Nebulae, Y.P. Varshni, et al., 2006 Univ. Ottawa http://laserstars.org/ http://laserstars.org/data/nebula/identification.html [221] Gallery of Planetary Nebula Spectra, Williams College http://www.williams.edu/astronomy/research/PN/nebulae/ http://www.williams.edu/astronomy/research/PN/nebulae/legend.php [222] Planetarische Nebel, Frank Gieseking, 6-teilige Artikelserie, SUW 1983. [223] Balmer Line Ratios in Planetary Nebulae, Osterbrock et al., Univ. Wisconsin 1963 http://adsabs.harvard.edu/full/1963ApJ...138...62O [224] Complex ionized structure in the theta-2 Orionis region, J. R. Walsh, Univ. Manchester, 1981 http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1982MNRAS.201..561W [225] An Evaluation of the Excitation Parameter for the Central Stars of Planetary Nebulae, W. A. Reid et al, Univ. Sydney 2010 http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0911/0911.3689v2.pdf [226] Excitation Class of Nebulae – an Evolution Criterion? G. A. Gurzadyan, A.G. Egikyan, Byurakan Astrophysical Observatory 1990 http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1991Ap%26SS.181...73G [227] The Planetary Nebulae, J. Kaler, http://stars.astro.illinois.edu/sow/pn.html [228] A High-Resolution Catalogue of Cometary Emission Lines, M.E. Brown et al. http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/comet/echelle.html [229] Optical Spectra of Supernova Remnants, Danziger, Dennefeld, Santiago de Chile 1975, http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1976PASP...88...44D [230] Optical and Radio Studies of SNR in the Local Group Galaxy M33, Danziger et al. 1980, ESO http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.21-sep80/messenger-no21-7-11.pdf [231] Emission-line spectra of condensations in the Crab Nebula, Davidson 1979 http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...228..179D [237] Übungen zur Vorlesung Stellare Astronomie und Astrophysik, Konstruktion eines einfachen Modellprogramms für einen Gasnebel, H.P. Gail, W.M. Tscharnuter, Univ. Heidelberg, http://www.ita.uni-heidelberg.de/~gail/aastern/uebSS06-hii.pdf [238] Astronomisches Praktikum, Versuchsanleitungen, Spektroskopische Diagnostik einer Emissionsliniengalaxie, Univ, Hamburg http://www.hs.uni-hamburg.de/usr/local/hssoft/prakt/doku/Anleitungen/Praktikum.pdf [239] Astrophysics graduate course 25530-01 Lecture 6 and 7, Uni Basel http://phys-merger.physik.unibas.ch/~cherchneff/Site_2/Teaching_at_UniBasel.html Publicaties over het Verwerken/Kalibreren en Normaliseren van Spectrale Profielen [300] A Method of Correcting Near-Infrared Spectra for Telluric Absorption, William D. Vacca et al http://arxiv.org/abs/astro-ph/0211255 [301] Common Methods of Stellar Spectral Analysis and their Support in VO, Petr Skoda http://arxiv.org/abs/1112.2787 [302] SISD Training Lectures in Spectroscopy - Anatomy of a Spectrum, Jeff Valenti, STSCI www.stsci.edu [303] SN Factory Spectrophotometry Requirements Document, Greg Aldering http://snfactory.lbl.gov/snf/ps/flux_calib.ps [304] ESO RA Ordered List of Spectrophotometric Standards http://www.eso.org/sci/observing/tools/standards/spectra/stanlis.html [310] A Stellar Spectral Flux Library, 1150-25000 Å. A. J. Pickles http://adsabs.harvard.edu/abs/1998PASP..110..863P http://www.stsci.edu/hst/HST_overview/documents/synphot/AppA_Catalogs5.html [311] A Library of Stellar Spectra, G.H. Jacobi et al http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?III/92

92

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie [312] Absolute Flux Calibrated Spectrum of Vega, L. Colina, R. Bohlin, F. Castelli www.stsci.edu [313] Measurement of Echelle Spectrometer Spectral Response in UV, J. Rakovský et al. www.mff.cuni.cz Spectroscopen en Camera’s: [400] SQUES Echelle Spektrograf, Eagleowloptics Switzerland, http://www.eagleowloptics.com/ [401] DADOS Spaltspektrograf, Baader Planetarium: http://www.baader-planetarium.de/DADOS/download/DADOS_manual_deutsch.pdf [402] Shelyak Instruments: http://www.shelyak.com/ [403] SBIG Spectrograph DSS-7. http://ftp.sbig.com/dss7/dss7.htm

[404] Spectra L200, JTW Astronomy: http://www.jtwastronomy.com/products/spectroscopymain.html

Spectroscopiesoftware: [410] IRIS and ISIS: Webpage von Christian Buil http://www.astrosurf.com/buil/ [411] Vspec: Webpage von Valerie Désnoux http://astrosurf.com/vdesnoux/ [412] RSpec: Webpage von Tom Field http://www.rspec-astro.com/ [413] SpectroTools: Freeware Programm von Peter Schlatter zur Extraktion der H2O Linien http://www.peterschlatter.ch/SpectroTools/ [414] MIDAS, ESO http://www.eso.org/sci/software/esomidas// [415] IRAF, NOAO, http://iraf.noao.edu [416] SimSpec V4, Spectrograph Exposure Time Calculators (ETC): Excel based program http://www.astrosurf.com/buil/us/compute/compute.htm [417] BASS (Basic Astronomical Spectroscopy Software) project by John Paraskevo https://uk.groups.yahoo.com/neo/groups/astrobodger/info

Interferentie-franjes: [417] Interference Fringes in Continuous Spectra recorded with a Digital Camera, Peter Schlatter http://www.astrosurf.com/aras/fringing/schlatter/ripple.htm [418] Lhires III et appareils photos numeriques, Christian Buil http://www.astrosurf.com/buil/spectro_apn2/test.htm [419] Comparaison d'acquisitions en multiconfiguation avec le spectrographe LHIRES III, Christian Buil, http://www.astrosurf.com/aras/ohp2007.htm

Nyquist Criterium: [420] Undersampling und das missverstandene Nyquist-Kriterium, Sander Slijkhuis, Sulzberg http://www.astrospectroscopy.de/Spektrum%2043.pdf Oppervlakte Helderheid SB: [421] On the Prediction of Visibility for Deep-Sky Objects, José Ramon Torres Lapasio www.uv.es/jrtorres/visib.pdf

93


Algemene Astronomie-Info, Forums en Homepagina’s: [430] Verein Astroinfo, Service für astronomische Informationen www.astronomie.info [431] Lexikon Astronomie Wissen, Andreas Müller, TU München http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/ [440] SAG: http://www.astronomie.info/forum/spektroskopie.php [441] VdS: http://spektroskopie.fg-vds.de/ [480] Regulus Astronomy Education, John Blackwell http://regulusastro.com/blog/?page_id=2 [481] Robin Leadbeater's observatory http://www.threehillsobservatory.co.uk/ [482] Dr. Erik Wischnewski, http://www.astronomie-buch.de/

94

Praktische Aspecten van Astronomische Spectroscopie

Recommend Documents