Gamma Cas

[Jörg Schirmer]

Hallo Roland,

mit welcher Gerätekombination hast du dieses èbersichtsspektrum aufgenommen?

Gruss
Jörg!

[Ernst Pollmann]

Hallo Roland,
mein gamma Cas Monitoring wird nunmehr wieder fortgesetzt. Im gestrigen Spektrum, das ich mit 4-facher Pixelvergrößerung (Superresolution-Methode nach GIOTTO) kalibriert und reduziert habe, erhalte ich für Halpha eine EW von -31.5 Angstr. und eine Radialgeschwindigkeit von -12.1 km/s.
Letztere ist vorerst nur mit VSpec berechnet weil ich mit dem Programm SpecRave Schwierigkeiten habe, die Emission zu fitten und auszuwerten.
Das Spektrum befindet sich als txt-file im Anhang. Könntest du dich dessen der RV wegen einmal annehmen?

Beste Grüße,
Ernst

[Ernst Pollmann]

hallo Roland,
ich stelle auch soeben fest, dass das Daten-File hier nicht erscheint, darum schicke ich es dir privat via eMail. Wenn alles richtig ausgewertet ist, kommt es gewiss in die Datenbank von O. Stahl.
Die Emission kann ich mit SpecRave nicht fitten.

Ernst

PS:
bei meinem zweiten Versuch, das file hier einzustellen, kommt die Meldung: Die Datei ist zu groß. Die maximal erlaubte Dateigröße ist 50 KiB!
Somit ist das geklärt.

[Ernst Pollmann]

Kannst du mir noch etwas zum Problem mit SpecRaVE sagen, damit ich versuchen kann, es zu beheben.

Hallo Roland,
das gleiche Spektrum ohne 4-fache Pixelvergrößerung ist mit SpecRave problemlos auswertbar (siehe Anhang) und führt zu einer Rv von -14,22 km/s.
Nun sehe ich, dass SpecRave für λ0 den Wert 6562.808 Ǻ verwendet.
Rv mit VSpec (dort ist λ0 = 6562.85 Ǻ) führt zu -12,21 km/s.

In anderen Quellen fand ich für λ0 6562.817 und 6562.820.
So hätten wir jetzt für Halpha drei Ruhewellenlängen zur Auswahl.
Was wäre zu tun???

Beste Grüße,
Ernst

[Peter Schlatter]

Hallo Roland und Ernst,

bei NIST habe ich eine Quelle für genaue Wellenlängen gefunden:
http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/lines_form.html

Dabei sind mir zwei Punkte aufgefallen:

Erstens sind für die H-Alpha-Linie alle sieben Komponenten der Fein- und Hyperfeinstruktur aufgelistet. Es muss also ein Linienschwerpunkt gefunden werden. Berücksichtigt man nur die zwei Wellenlängen, die mit "observed" bezeichnet sind, folgt mit den entsprechenden Intensitäten ein gewichteter Wert von 6562.799 Å. Im Sloan Digital Sky Survey wird praktisch derselbe Wert verwendet, nämlich 6562.801 Å:
http://www.sdss.org/dr7/products/spectra/vacwavelength.html.

Zweitens beziehen sich die NIST-Daten auf Luft unter "Standardbedingungen", was in diesem Fall einer Temperatur von 15°C und einem Luftdruck von 1013.25 hPa entspricht. Andere Quellen könnten sich durchaus auf davon abweichende Bedingungen beziehen (Wikipedia listet 14 Druck-/Temperaturkombinationen auf, die als Standardbedingungen bezeichnet werden!). Würde die H-Alpha-Linie beim gleichen Druck, aber bei 0°C gemessen, wäre die Wellenlänge um ca. 0.1 Å kleiner.

Beim Bestimmen von Radialgeschwindigkeiten mit der angestrebten Präzision scheint es mir deshalb wichtig zu sein, dass sich die Beobachter nicht nur auf eine einheitliche Ruhewellenlänge der untersuchten Linie einigen. Darüber hinaus müssen Eich-Wellenlängen benutzt werden, die sich auf die gleichen "Standardbedingungen" beziehen. Falls alle mit Neon eichen, sollte zumindest geprüft werden, ob die verwendeten Wellenlängen übereinstimmen.

Viele Grüsse
Peter

PS. Beim Durchstöbern des Netzes nach H-Alpha bin ich auf eine spannende Publikation gestossen, in welcher ein Hochpräzisionsspektrum der H-Alpha-Linie abgebildet ist. Siehe Figur 7 in http://www.mpq.mpg.de/~haensch/FQG/teaching/schawlow.pdf. Bei 300°K sind die feinsten Strukturen durch die Dopplerverbreiterung bereits verschmiert. Die zwei noch sichtbaren Linien entsprechen vermutlich denjenigen, die bei NIST als "observed" ausgewiesen sind.

[Peter Schlatter]

Hallo Roland,

zur Berechnung des Linienschwerpunktes kann ich nichts Weiteres beitragen. Die Antwort eines Profis wäre sehr willkommen.

Die Wellenlänge einer Linie in Luft ändert sich tatsächlich im angegebenen Ausmass. Meine Abschätzung basiert auf der Berechnung des Brechungsindex von Luft nach M. Green, Spherical astronomy, Cambridge 1985. Nun fand ich aber wieder bei NIST ein Formular, das die Wellenlängen in Abhängigkeit von Druck, Temperatur und sogar Luftfeuchtigkeit berechnet:
http://emtoolbox.nist.gov/Wavelength/Edlen.asp

Die rel. starke Abhängigkeit der Wellenlänge von der Luftdichte "merken" wir nicht, wenn die Eichung unter denselben Bedingungen durchgeführt wird wie die Messung (die Eichlinien und die untersuchte Linie verschieben sich um denselben Faktor). Das Messresultat bezieht sich dann nicht auf die aktuellen Bedingungen, sondern auf diejenigen, unter denen die Eichlinien publiziert sind. Deshalb ist es wichtig, dass alle Beobachter einheitliche Eichfrequenzen benutzen.

Beste Grüsse
Peter

[Ernst Pollmann]

Neben der vermutlich inzwischen bekannt gewordenen Zusammenarbeit zwischen der AAVSO und "ASPA-Aktive Spektroskopie in der Astronomie" hinsichtlich des LBV-Sterns P Cygni hat sich erfreulicherweise eine weitere ähnlich geartete Zusammenarbeit von ASPA und dem ungarischen Veränderlichenbeobachter Ferenc Puskas am Prototypen aller Be-Sterne- γ Cassiopeia - ergeben.
Ferenc Puscas überwacht γ Cas seit 2001 visuell und hat bis Ende 2008 ein beeindruckendes Monitoring des Helligkeitsverhaltens vorgestellt. Die langjährige Zusammenarbeit von ASPA und F. P. ermöglicht somit heute, für diese 7jährigen Zeitspanne das spektroskopische Hα-Monitoring dem visuellen Helligkeitsverhalten gegenüberzustellen. Soweit mir bekannt, ist dies die bisher längste Zeitskala dieser Art überhaupt.
Die Hα-Äquivalentbreite (oberes Bild) ist seit ihrem Minimum 01/2001 demnach ganz offensichtlich positiv mit dem Helligkeitsverhalten in V (unteres Bild) korreliert. Über diesen Beobachtungsbefund wird demnächst noch etwas ausführlicher zu berichten sein.

Ernst

[Ernst Pollmann]

Eine etwas ausführlichere Darlegung der Gemeinschaftsarbeit von Ferenc Puscas und mir ist nun zu finden unter
http://www.astrospectroscopy.de
und zwar dort unter "Projekte" am Ende der Liste.

Für konstruktive Kritik oder Anregungen wären wir dankbar.

Ferenc Puscas,
Ernst Pollmann

[Hugo Kalbermatten]

Hallo zusammen

Im Anhang sende ich euch mein erstes brauchbares Spektrum von Gamma Cas mit meinem selbstgebauten LWL gekoppelten Spektrografen. Wie würde ich jetzt eine genaue Geschwindigkeitsmessung vornehmen?

Gruss

Hugo

[Hugo Kalbermatten]

Roland Bücke hat folgendes geschrieben:

Schön wäre es, wenn du noch ein paar Angaben zur Aufnahme des Spektrums (Belichtungszeit etc.) und zur Kalibration machen würdest.

Danke Roland für Deine Worte. Hier handelt es sich um eine Einzelaufnahme 300s darkkorrigiert. Ich habe an diesem Abend sechs Spektren aufgenommen. Aber im Moment habe ich das Problem, dass ich, wenn ich alle Spektren in der Verarbeitung berücksichtige, ich den Wert der Äquivalentbreite von -26 erhalte!!!! Kann mir jemand eine plausible Erklärung abgeben? Wie kann die Äquivalentbreite so variieren? Wenn ich Hintergrundsignal habe, habe ich dies ja im Kontinium und in der Emmisionslinie und nach dem normieren sollte es ja keine Rolle mehr spielen, oder? Ich werde mehrere Varianten in der Bearbeitung durchführen, damit ich sehe ab welchem Bearbeitungsschritt sich der Fehler bemerkbar macht.
Auf eure Hilfe wäre ich sehr dankbar.

Mit freundlichem Gruss

Hugo

[Sander Slijkhuis]

Hallo Hugo,

wir hatten in der Deutschen FGS mal ein aehnlicher Fall, wo die Absorptionstiefe der Linien (in der Sonne) anscheinend variabel war.
Das stellte sich nach langen Diskussionen heraus als eine Fehler in der Dunkelkorrektur.
Ein multiplikativer Kalibrationsfehler macht sich nicht bemerkbar in der Aequivalentbreite, aber einen additiven Fehler schon. Beispiel:
ueber die Wellenlaengenbreite, wo man die Aequivalentbreite bestimmt, hat man 1000 ADU im Kontinuum und 2000 ADU in der Linie (Aequivalentbreite = -2.). Wenn dann einen Hintergrund von 10% des Kontinuums dazu kommt, sind das 1100 ADU im Kontinuum und 2100 ADU in der Linie: Aequivalentbreite ist dann -2.1/1.1 und das ist nicht -2.

Das allgemeine Problem mit einem LWL ist, dass man Stern und Himmel zugleich misst, man kann nicht die Himmel abziehen wie bei einem direkt gekoppelten Spektrographen (da is die Himmel alles neben den Spektralfaden). Deshalb sollte man mit LWL idealerweise nach oder vor dem Stern auch noch den Himmel neben dem Stern messen.
Nun ist Gamma Cas natuerlich sehr hell, deshalb wurde ich nicht erwarten dass die Himmel viel ausmacht. Aber vielleicht hast Du auch bei Mond gemessen, vielleicht sogar durch Cirren, und vielleicht war in einigen Augnahmen Gamma Cas nicht richtig auf dem LWL und deshalb schwaecher im Vergleich zum Himmelhintergrund.

Nur so mal ein paar Anregungen, kann ohne weiteres nicht sagen ob dies die Ursache war.

Viele Gruesse, Sander

[Hugo Kalbermatten]

Roland Bücke hat folgendes geschrieben:

Frage an Hugo: funktionierte die Nachführung bei allen Aufnahmen vergleichbar gut?

Hallo Sanders und Roland

Vielen Dank für die Ratschläge. Bei Deiner obiger Frage kommen wir zum nächsten Problem. Ich bin froh, dass mein Autoguiden funktioniert. Aber mein Autoguider (Audela) führt auf einen Stern nach. Ich habe diese Frage auch schon in einem anderen Forum gestellt und keine befriedigende Antwort erhalten. Wie kann ein Autoguider, welcher auf einen Stern nachführt, auf eine Faser (oder einen Spalt) richtig nachführen? Bei der Fasernachführung muss er ja an der angewählten Pixelposotion ein Lichtminimum erreichen und nicht ein Maximum. Dies verstehe ich nicht ganz. Trotz der Freude des Autoguidens werde ich als Versuch wieder einmal von Hand nachführen und dann die Lichtintensitäten vergleichen, denn ich war auch ein bisschen von der Lichtausbeute enttäuscht.

Mit freundlichem Gruss

Hugo

[Martin Dubs]

Hallo Hugo,

Du schreibst:

Wie kann ein Autoguider, welcher auf einen Stern nachführt, auf eine Faser (oder einen Spalt) richtig nachführen? Bei der Fasernachführung muss er ja an der angewählten Pixelposotion ein Lichtminimum erreichen und nicht ein Maximum.

Meiner Meinung nach funktioniert das so, ohne es allerdings selbst ausprobiert zu haben (Ich bin noch nicht so weit mit meiner Hardware).
Hast Du schön auf die Faser fokussiert, hast Du darum herum einen Ring mit Streulicht (im Idealfall, ohne Abbildungsfehler). Du brauchst genügend Intensität, damit Du überhaupt ein Signal bekommst über dem Rauschen, sonst gehts nicht. Weicht der Stern in eine Richtung aus, so hast Du auf der Seite mehr Signal, die Korrektur wirkt dann in die andere Richtung. Insgesamt hast Du natürlich auch mehr Signal , aber das sollte keine Rolle spielen. IRIS z.B. (das kenne ich etwas) nimmt die Position des Schwerpunkts des Sternbilds (immer noch teilweise ausgeblendet von der Faser) und korrigiert in die andere Richtung. Dabei muss die Aggressivität des Guidings etwas reduziert werden, da der Schwerpunkt etwa um den Faserdurchmesser springen kann bei kleiner Abweichung, Du aber weniger korrigieren willst. Falls bei guter Ausrichtung alles Licht in der Faser verschwindet, verliert das Autoguiding vermutlich den Stern und läuft davon. In diesem Fall hilft vielleicht, etwas zu defokussieren, natürlich nur soweit notwendig, ohne zuviel Licht zu verschenken.
Vielleicht hilft diese Erklärung.

Gruss, Martin

[Ernst Pollmann]

Wenngleich ich im August bereits ein erstes Mal über den Zusammenhang von V-Helligkeit und Halpha-Äquivalentbreite hier geschrieben habe, so möchte ich doch der Vollständigkeit wegen eine Ausarbeitung, die auch bei ARAS-BeAm erschienen ist, dem Leserkreis und insbesondere unserer FG hier nicht vorenthalten.
Sie ist dieser Mail angehängt.

Ernst Pollmann

[Hugo Kalbermatten]

Hallo zusammen

Habe endlich am letzten Freitag wieder einmal Spektren aufnehmen können. Dabei habe ich meine neue Kamera die QSI 516 testen können. Da ich auch noch Zeta Tau aufgenommen habe, und ich dort Ha und die He 6678 aufnehmen wollte, ist bei gamma Cas die Ha Linie zu weit links. Somit konnte ich die Äquivalentbreite nicht bestimmen. Ich muss für die Gamma Cas Messungen die Ha Linie mehr ins Zentrum verschieben, damit der Integrationsbereich von Ha von 6520 bis 6600 Angstrom aufs Bild kommt. Trotzdem will ich euch deas Resultat nicht vorenthalten.
Das S/N beträgt 270
Die Dispersion 0,11Å/Pixel
R=11'000

Mit freundlichem Gruss

Hugo

[Hugo Kalbermatten]

Hallo zusammen

Habe am Montag neben 28 Tau auch noch angehängtes Spektrum von Gamma Cas aufgenommen. Stimmt die Äquivalentbreite von -34.7 Angström?

Mit freundlichem Gruss

Hugo

[Ernst Pollmann]

Hallo Hugo,
deine EW-Messung an gamma Cas ist die erste im Langzeitmonitoring.
Anbei zwei Plots zu deiner persönlichen Einschätzung des Wertes.

Beste Grüße,
Ernst

[Jörg Schirmer]

Salü Thomas,

ich denke es wird dich unfroh gemacht haben, dass der Text die Kurve überschreibt. Dies kannst du ändern, indem du in smslabel.prg zwei kleine Aenderungen anbringst.

1. Am Anfang bei den Variablendefinitionen findest du die Zeile
define/local fsize/r/1/1 1.0
Die 1.0 am Ende ersetzt du z. B. durch 0.75

2. Ungefähr in der Mitte des Programmcodes, kurz bevor der Ausgabeblock beginnt, findest du die Zeile
lstep = plrgrap(8) * 1.5 * fsize
Die 1.5 ersetzt du z. B. durch 1.3

Der Text ist dann noch gut lesbar und findet meist ein passendes Plätzchen. Sonst einfach mit den Zahlen experimentieren.

Schöne Grüsse,
Jörg!

[Ernst Pollmann]

Hallo Thomas,
ich habe deine EW-Messung in´s internationale Monitoring aufgenommen (siehe Anhang).
Wird gamma Cas ein Programmstern bei dir sein/werden ?

Ernst

[Ernst Pollmann]

Hallo Thomas,
deine Frage aus eigener Bequemlichkeit beantwortet möchte ich sagen, dass es mich freuen würde, wenn du mir direkt deine EW´s zukommen lässt um sie in´s Monitoring zu übernehmen. Angesichts dessen, dass der Stern künftig bei dir zum Programmstern wird, finde ich es großartig, dass das Monitoring auf diese Weise eine stetig wachsende Basis erhält. In dieser Form ist es bereits als Titelbild im Be-Star-Newsletter 07/2009 zum Abdruck gekommen.
Die Publikation der Spektren selbst ist ja in den beiden Datenbanken BeSS und jene von Otmar Stahl möglich. Es ist natürlich dir überlassen, diese zu nutzen; sinnvoll wäre es allemahl.
Bei der Gelegenheit:
Roland Bücke misst seit Jahren erfolgreich an gamma Cas die Halpha-Radialgeschwindigkeit (seit geraumer Zeit bin ich auch beteiligt). Wäre es für dich interessant, ebenfalls mit RV-Messungen zu dieser Kampagne beizutragen ?


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