Gamma Cas

[Ernst Pollmann]

gamma Cas-Beobachter wird´s interessieren:

Myron Smith, führender Be-Stern Forscher (speziell in Sachen gamma Cas) und mein langjähriger kritischer Betreuer hinsichtlich Halpha-EW und He6678-Beobachtungen bat um Bereitstellung unseres bisher erarbeiteten internationalen Halpha-Langzeitmonitorings:
------------------
Hi Ernst,
Greg Henry just sent me this interesting plot of the last 13 years of APT B, V filter
photometry of gamma Cas. I thought you might find it interesting. You sent me a similar
plot of H-alpha EWs a few years ago. Would you care to share an updated version?
I thought it would be interesting to see how the two curves correspond, if at all.
By the way, the 'scatter' is actually compressed 'long cycles' of 55 to 90 days . They
are real variations, probably coming from the Be disk.
-----------------
Ich überstellte ihm einerseits unsere Halpha-Messungen des entspr. Zeitraums sowie V-Helligkeitsmessungen (siehe Anhang) meiner Kollegen und Veränderlichenbeobachter F. Puskas (Ungarn) und W. Vollmann (Deutschland)
-----------------
Hier Myron´s Kommentar:
-----------------
I can't escape the impression that to first order the two curves correlate well, and this
is important. It verifies what I had long assumed, that slow variations of this star's V mag
(as with many other Be stars) vary because of contributions to the V mag from the disk.
To second order there are deviations: (1) early in the sequence the H-alpha dip occurs
just after the APT curve and (2) in the last season the APT curve quickly turns up whereas
your curve turns down. My feeling is that such second order deviations can be expected
to occur (though in some unpredictable fashion). This is because the disk's contribution
to continuum light comes about from an Emission Measure in an optically thin medium,
i.e. as the integral of Ne^2 *dV (that is, the electron density squared taken over the
volume, or Ne^2 * Volume if the medium were homogeneous. In contrast, the H_alpha
you are measuring so faithfully is taken more as the projected area - that is, one cannot
"see" all the H-alpha contributions from inside the disk. Since we know that Ne and Ne^2
will not be uniform through the disk - either disk height or disk radius - one can expect
deviations to occur between the two curves. The two curves together are a nice
representation of the physics in this paragraph: changes in area and volume will tend
to correlate, but imperfectly so!

------------------
Wie wir sehen, zeitigt die Zusammenarbeit mit der professionellen Astronomie Erfolge.
Bisherigen beteiligten Beobachtern an dem Halpha-Monitoring sei an dieser Stelle herzlichst gedankt.

Ernst Pollmann
------------------------------------------------
Active Spectroscopy in Astronomy
http://www.astrospectroscopy.de

[Ernst Pollmann]

Hallo Thomas,
die Halpha-EW ist in diesem Fall deutlich zu niedrig.
Wie das angehängte Monitoring zeigt, liegt diese derzeit bei ca. 34-35 Angstr.

Beste Grüße, Ernst
--------------------------------------------------
Active Spectroscopy in Astronomy
http://www.astrospectroscopy.de

[Hugo Kalbermatten]

Hallo zusammen

Bin auch endlich dazugekommen mein Spektrum vom 26.9.2011 von Gamma Cas auszuwerten.
Meine Äquivalentbreite von Ha beträgt auch nur -29.7 Angström!!
Mit freundlichem Gruss

Hugo

[Hugo Kalbermatten]

Hallo zusammen

Für die Radialgeschwindigkeit von Ha habe ich einen Wert von v=4.9 km/s gemessen. Ich habe keine Ahnung, wo ich mit dem Wert liege. Könnte sich einer der Experten dazu äussern?

Mit freundlichem Gruss

Hugo

[Ernst Pollmann]

... hallo Hugo, darf ich mich angesprochen fühlen ?

Anbei das (nicht ganz aktualisierte) RV-Monitoring von Roland, Christian und mir. Vor allem Roland´s neuere Messungen sind hier noch nicht eingetragen. In Anlehnung an meine RV´s würde ich sagen, dass die von dir gemessenen +4.9 km/s (ein wenig) daneben liegen, aber urteile selbst.
Vielleicht kommentiert Roland den Befund, auch mit Blick auf die EW´s von Thomas und dir mit seinen EW-Messungen.

Ernst

[Christian Netzel]

Hallo Ernst,
nachdem ich nun endlich meine ganzen technischen Probleme hinter mich gebracht habe, habe ich vor, mir gam Cas in der nächsten Zeit in der nächsten Zeit vorzunehemen. Kannst Du mir bitte Deine Aufnahmeparameter mitteilen. Apertur, Belichtungszeit, Spaltbreite und Gitter. vermutlich 2400 L/mm.
Nach meiner bisherigen, allerdings sehr bescheidenen Erfahrung sind auch die Seeingbedingungen wichtig.
Viele Grüße
Christian

[Ernst Pollmann]

Hallo Christian,
das ist eine erfreuliche Nachricht und somit bin ich auf deine ersten Spektren gespannt.

Meine Aufnahmeparameter:
Apertur = C14
Belichtungszeit = ca. 50-60 sec pro Einzelspektrum ( > 60-80% CCD-Sättigung bei 16 bit)
Spaltbreite = 23 µ
Gitter = 1800 L/mm

Ernst

[Christian Netzel]

Hallo Ernst,
ist das mit 1800 L/mm korrekt? Laut Shelyak gibt es 1200 und 2400 L/mm. Handelt es sich um eine Spezialanfertigung oder Eigenbau?
Viel Grüße
Christian

[Hugo Kalbermatten]

Hallo Ernst

Ich habe mein Spektrum nocheinmal überarbeitet. Jetzt erhalte ich eine EW von -35.8 A. Ich habe bei der ersten Auswertung bei der Normierung einen Fehler gemacht. Bei der Geschwindigkeit erhalte ich einen Wert von -6.5 km/s. Da ich in den Ferien bin habe ich nur den kleinen Laptop mit und mit diesem ist die Normierung nicht so übersichtlich. Wie wir schon einige Male diskutiert haben, bleibt die Normierung die heikle Knacknuss. Aber ich hoffe, mit der Übung sicherer zu werden. Vielen Dank für deine Vergleichswerte.

Mit freundlichem Gruss

Hugo

[Ernst Pollmann]

Hallo Christian,
meine Gitterangaben sind korrekt.
Olivier hat mir auf Wunsch dieses Gitter beschafft und eingebaut.
Für meine Profilstudien an meinen Programm-Be-Sternen ist das im Moment völlig ausreichend. Mag sein, dass ich in Zukunft für spezielle Zwecke wieder das 2400-Gitter einsetzen werde.

Ernst

[Hugo Kalbermatten]

Hallo Roland

Vielen Dank für deine Rückmeldung. Ich verwende SpecRaVE für meine Messung mit den Parametern:
Width: 25
Sensitivity: 10
wobei ich mir noch nicht so sicher bin, ob dies die besten Werte sind. Welche Werte benutzt dann du?
Meine Auflösung liegt bei 11'000. Sind die Werte abhängig von der Auflösung?

Mit freundlichen Grüssen

Hugo

[Martin Dubs]

Hallo Roland,

hier auch mal ein Echellespektrum von meiner Seite von gam Cas (5x300 sec):

_gamcas_20111027_861_full_G4.png

Echellespektrum GamCas komplett

(Array KiB) Noch nie heruntergeladen

Aus der Ordnung 34 habe ich schon mal die EW zu -34.905 bestimmt (27.861 Okt. 2011):

_gamcas_20111027_861_34N.png

gam Cas Ordnung 34 normiert

(Array KiB) Noch nie heruntergeladen

Am 2. Nov. hatte ich noch Gelegenheit, meinen Echelle in Falera am 90 cm Teleskop zu testen. Leider hatte ich zu Hause ein Kabel vergessen, so dass das Guiding von Hand erfolgte, dazu ist die Optik noch nicht angepasst (mit 9 m Brennweite und moderatem Seeing eine Faser von 50 mu zu treffen ist nicht gerade einfach), aber ein Spektrum hats gegeben, 5x180 sec), EW = -35.111:

_gamcas_20111102_839_34NH2O.png

gamCas vom 2.11. Falera Wasserlinien entfernt

(Array KiB) Noch nie heruntergeladen

Jetzt muss ich mir dann als nächstes Dein Programm zur Radialgeschwindigkeit vornehmen.

Gruss, Martin

[Martin Dubs]

Hallo Roland,

zu Deinen Fragen

- wie normierst du die Spektren? mit einem Polynom?
- in welchem Spektralbereich hast du die EW errechnet? Wir messen im Bereich von 6530 -6600 Ang.
- welche Auflösung haben deine Spektren?

kann ich folgendes antworten:
- ich kenne die Berechnung in Audela, da wird zuerst die Pixelposition mit der Gittergleichung in Wellenlänge umgerechnet, dann werden die beobachteten Wellenlängen mit einem Polynom 3. Grades an die berechneten Wellenlängen angefittet (Korrektur von Verzeichnungsfehlern des Objektivs etc.). Dazu muss natürlich die Geometrie des Echelles bekannt sein. Dazu gibt man die Werte von alpha, Gamma, Linienzahl und Brennweite ein, sowie eine Position einer bekannten Linie (X,Y und Wellenlänge). Die Werte von alpha und Gamma kann man im Programm anpassen, bis eine gute Übereinstimmung des berechneten und gemessenen Spektrums erreicht wird. Die Fehler liegen bei 0.003 bis 0.05 A rms, je nach Ordnung, in einigen Fällen mag sich eine Linienüberlappung eingeschlichen haben:
Ordre #27 : RMS = .0251 - Nb. raies = 10
Ordre #28 : RMS = .0538 - Nb. raies = 10
Ordre #29 : RMS = .0437 - Nb. raies = 7
Ordre #30 : RMS = .0296 - Nb. raies = 14
Ordre #31 : RMS = .0303 - Nb. raies = 8
Ordre #32 : RMS = .0127 - Nb. raies = 10
Ordre #33 : RMS = .0038 - Nb. raies = 15
Ordre #34 : RMS = .0082 - Nb. raies = 17
Ordre #35 : RMS = .0109 - Nb. raies = 17
Ordre #36 : RMS = .0083 - Nb. raies = 25
Ordre #37 : RMS = .0091 - Nb. raies = 23
Ordre #38 : RMS = .0144 - Nb. raies = 12
Ordre #39 : RMS = .0075 - Nb. raies = 10
Ordre #40 : RMS = .0146 - Nb. raies = 13
Ordre #41 : RMS = .0108 - Nb. raies = 14
Ordre #42 : RMS = .0098 - Nb. raies = 10
Ordre #43 : RMS = .0148 - Nb. raies = 14
Ordre #44 : RMS = .0173 - Nb. raies = 11
Ordre #45 : RMS = .0034 - Nb. raies = 9
Ordre #46 : RMS = .0197 - Nb. raies = 6
Ordre #47 : RMS = .0060 - Nb. raies = 7
Ordre #48 : RMS = .0031 - Nb. raies = 9
Ordre #49 : RMS = .0023 - Nb. raies = 13
Ordre #50 : RMS = .0050 - Nb. raies = 17
Ordre #51 : RMS = .0029 - Nb. raies = 17
Ordre #52 : RMS = .0088 - Nb. raies = 11

In ISIS werden meines Wissens die gleichen Algorithmen verwendet. Die Details der Auswertung habe ich für mich mal als Anleitung zusammengestellt (siehe Anhang).
Beide Programme funktionieren, Audela macht die Aufnahme und Auswertung vollautomatisch, erfordert aber eine spezielle Nomenklatur der Files und Fitsheader, in ISIS sind einige manuelle Eingaben erforderlich und ebnfalls eine spezielle Filestruktur (ähnlich wie IRIS), was ich im Moment aber bevorzuge, da einiges in ISIS besser gelöst ist als in Audela und da der Support im Gegensatz zu Audela vorhanden ist. Für die Aufnahme der Spektren und fürs Autoguiding verwende ich aber weiterhin Audela.
- ich verwendete ebenfalls den Bereich 6530 -6600 A für die EW, muss aber mein Kontinuum nochmals überprüfen und etwas systematischer auswerten. War so ein Versuch mal auf die Schnelle.
- R = 10000 - 12000, am Rand des Spektralbereichs wegen chromatischer Aberration eher im unteren Bereich,
siehe folgende Tabelle für die verschiedenen Ordnungen (aus dem log von ISIS):
Order #27 : FWHM = 6.27 - Dispersion = .144 A/pixel - R = 9080.6
Order #28 : FWHM = 5.87 - Dispersion = .131 A/pixel - R = 10245.0
Order #29 : FWHM = 5.15 - Dispersion = .131 A/pixel - R = 11312.7
Order #30 : FWHM = 5.89 - Dispersion = .127 A/pixel - R = 9841.5
Order #31 : FWHM = 5.59 - Dispersion = .120 A/pixel - R = 10619.6
Order #32 : FWHM = 5.20 - Dispersion = .120 A/pixel - R = 11130.0
Order #33 : FWHM = 4.68 - Dispersion = .119 A/pixel - R = 12090.0
Order #34 : FWHM = 4.69 - Dispersion = .112 A/pixel - R = 12424.6
Order #35 : FWHM = 4.38 - Dispersion = .111 A/pixel - R = 13032.7
Order #36 : FWHM = 4.47 - Dispersion = .108 A/pixel - R = 12738.5
Order #37 : FWHM = 4.38 - Dispersion = .104 A/pixel - R = 13199.3
Order #38 : FWHM = 4.73 - Dispersion = .099 A/pixel - R = 12487.4
Order #39 : FWHM = 4.38 - Dispersion = .102 A/pixel - R = 12763.4
Order #40 : FWHM = 4.57 - Dispersion = .097 A/pixel - R = 12438.2
Order #41 : FWHM = 4.41 - Dispersion = .096 A/pixel - R = 12763.8
Order #42 : FWHM = 4.47 - Dispersion = .094 A/pixel - R = 12615.1
Order #43 : FWHM = 4.57 - Dispersion = .089 A/pixel - R = 12642.5
Order #44 : FWHM = 4.39 - Dispersion = .087 A/pixel - R = 13139.2
Order #45 : FWHM = 4.51 - Dispersion = .087 A/pixel - R = 12628.8
Order #46 : FWHM = 4.96 - Dispersion = .084 A/pixel - R = 11564.6
Order #47 : FWHM = 4.64 - Dispersion = .083 A/pixel - R = 12226.2
Order #48 : FWHM = 4.59 - Dispersion = .081 A/pixel - R = 12408.8
Order #49 : FWHM = 4.51 - Dispersion = .079 A/pixel - R = 12669.8
Order #50 : FWHM = 4.58 - Dispersion = .076 A/pixel - R = 12731.8
Order #51 : FWHM = 4.67 - Dispersion = .074 A/pixel - R = 12519.5
Order #52 : FWHM = 5.10 - Dispersion = .074 A/pixel - R = 11353.6
Die Werte wurden aus den Linienbreiten der Kalibrierung bestimmt, in den niedersten Ordnungen (7000 -8000A) sind auch einige übersteuerte Linien dabei, welche R noch zusätzlich verschlechtern (und ebenfalls die Kalibrierung verschlechtern).

Gruss, Martin

Processing echelle spectra Dubs.doc

mein Manual zur Auswertung

(Array KiB) 338-mal heruntergeladen

[Martin Dubs]

Hallo Roland,

hier noch einige zusätzlichen Daten zur Auswertung. Die EW habe ich nochmals etwas sorgfältiger gemessen mit folgenden Resultaten. Dazu auch noch die Radialgeschwindigkeit mit Deinem Programm:
...............................JD..............RV
gam Cas; 27.10.2011; 2455862.36472; -7.83; _gamcas_20111027_861_34H2O.dat EW=-37.2 +/-1.4
gam Cas; 02.11.2011; 2455868.34276; -6.55; _gamcas_20111102_839_34H2O.dat EW=-36.0 +/-0.64
gam Cas; 02.11.2011; 2455868.34276; -6.19; _gamcas_ord_20111102_839_34H2O.dat EW=-36.7 +/-0.6
gam Cas; 12.11.2011; 2455878.39573; -9.58; _gamcas_resp_20111112_892_34H2O.dat EW=-36.3 +/-0.97

Das Spektrum vom 2.11 habe ich mit zwei Methoden ausgewertet (etwas andere Bestimmung der Responsefunktion), die Unterschiede liegen aber im Bereich der Messfehler.
Da es mir vorerst um die Beherrschung des ganzen Ablaufs ging, sind die Resultate noch verbesserungsfähig, da die Kalibrierung nicht direkt vor und/oder nach der Messung der Spektren stattfand. Ich habe allerdings bei der Elimination der H2O Linien kaum Kalibrierfehler bemerkt.
Dann habe ich noch eine Frage:
Im angehängten Spektrum der Ordnung 38 sehe ich eine Emission von He? bei 5876 A und zwei Absorptionen von Na bei 5890 und 5896 A. Woher kommen diese Absorptionslinien, die ja viel schmaler sind als die Emissionslinien?

_gamcas_ord_20111102_839_38g2.png

Gam Cas Echellespektrum O38

(Array KiB) Noch nie heruntergeladen

Gruss, Martin

[Jörg Schirmer]

Sali Martin,

das war genau mein Thema am Simplon. Es handelt sich um die beiden Linien des interstellaren Natriums. Wegen der äusserst dünnen Verteilung dieses Stoffes, sind die Linien so schmal. Bei meinen vielen Messungen (bisher rund 80) zur Verteilung des interstellaren Natriums bin ich noch nie über eine EW von 0.8 A hinausgekommen.
Mit der Identifizierung der HeI-Linie bei 5876 A liegst du richtig.

Schöne Grüsse,
Jörg!

[Jörg Schirmer]

Nachtrag:

Da Na-Linien an diesem Ort im Spektrum der frühen Sterne nicht vorkommen, dienen mir diese Sterne praktisch als Sonden. Bei den mittleren und späteren Spektralklassen werden die Linien des int. Natriums durch die viel breiteren Na-Linien in den Sternatmosphären überdeckt.

Gruss,
Jörg!

[Martin Dubs]

Hallo Jörg,

das habe ich mir gedacht, wollte aber die Antwort eines Experten. Die EW der beiden Linien betragen übrigens 0.103A +/-0.03 (5890) resp. 0.066A +/- 0.04 (5896).

Gruss, Martin

[Christian Netzel]

Hallo,
hier mein erstes Spektrum, von dem ich glaube, daß es einigermaßen brauchbar ist.

Viele Grüße
Christian

[Ernst Pollmann]

Christian,
ein paar Informationen dazu wären nicht schlecht:
- Gittertyp deines LHIRES, bzw. Dispersion ?
- Spaltgröße ?
- Teleskop ?
- Belichtung: Dauer ? Binning ?
- Kamera- bzw. CCD-Typ ?
- Datum, Uhrzeit ?
- Programm(e) zur Auswertung ?

Ernst

[Christian Netzel]

Hallo Ernst,
hier die Details:

Gitter: 2400 L/mm
Spaltbreite: 35mü
Teleskop: Meade 8" SC
Belichtung: 2 x 600 s
Binning: 2 x 2
Kamera: Atik 383L+ CCD
Chiptemperatur: -20 C°
Pixelgröße: 5,4 mü
Chip: KAF 8300
Datum: 18.11.2011
Uhrzeit: 19.12 h, 19.17 h
Programme: Iris+Vspec

Viele Grüße
Christian