Spektralatlas Version 4.0

[Richard Walker]

Hallo zusammen

Ab sofort steht die erweiterte Version 4.0 des "Spektralatlas für Astroamateure" in deutsch- und englischsprachiger Ausgabe zum Download bereit:

Direktlink zum deutschsprachigen file:
http://www.ursusmajor.ch/downloads/spektralatlas-4.0.pdf

Direktlink zum englischsprachigen file:
http://www.ursusmajor.ch/downloads/spectroscopic-atlas-4.0.pdf

Für das Setzen von Permanentlinks (bleibt auch nach updates gültig):
http://www.ursusmajor.ch/astrospektroskopie/richard-walkers-page/index.html

Was ist neu:
Unter anderem:
Kap. 8: Neu: Tafel 6 mit WR 136 und WR 142
Kap. 13: Neu: „FU Orionis Stadium“ mit Tafel 19
Kap. 23: Gesamtüberarbeitung des Kapitels mit spektroskopischer Klassifizierung der
Galaxien. Neu Tafeln 73 (M77) und 77, 78 (3C273)
Kap. 24: Neu: Tafel 86, Wolf Rayet Nebel NGC 6888
Kap. 26: Neu: Tafeln 95A, 95B, Hoch aufgelöste Spektren atmosphärischer H2O und O2
Absorptionen
Kap. 28.3: Tafel 111, Spektren terrestrischer Blitzentladungen
Kap. 34: Neu: Positionen der Atlassterne im HRD


Zusätzlich gibts jetzt die Version 8.0 des Begleitdoks
"Beitrag zur Spektroskopie für Astroamateure"

Neu unter anderem:
Kap. 10.4: Neu: „Balmer- Paschen- und Bracketkontinuum“
Kap. 18: Neu: „Das Bestimmen der stellaren Photosphärentemperatur“
Kap. 24: Neu: „Die Spektroskopische Parallaxe“


Direktlink zum deutschsprachigen file:
http://www.ursusmajor.ch/downloads/beitrag-zur-spektroskopie--8.6.pdf

Direktlink zum englischsprachigen file:
http://www.ursusmajor.ch/downloads/analysis-and-interpretation-of-astronomical-sp.pdf

Mit besten Grüssen

Richi Walker

[Patricia Otero]

Danke Richi für Deine Beiträge!

Gruss,

Patricia

[Martin Dubs]

Hallo Richi,

ich schätze Deine Arbeiten zur Spektralklassifikation und zur Analyse von Spektren sehr. Sie finden auch weite Beachtung bei verschiedenen Spektroskopieforen. Jetzt hat sich aber bei Astronomical Spectroscopy eine Kontroverse um die Normierung der Spektren entwickelt:
http://tech.groups.yahoo.com/group/astronomical_spectroscopy/message/7402?o=1&d=-1
Möchtest Du dies kommentieren? Meiner Meinung nach sollte die Instrument Response von der Spektralklasse unabhängig sein, da sie ja die Transmission der Apparatur (mit/ohne Atmosphäre) und der Empfindlichkeit des Detektors beschreibt. Beide sollten von der Intensität der Strahlung in einem bestimmten Wellenlängenbereich unabhängig sein. Da stimme ich mit Robin überein. Wieso Deine Responsekurven so unterschiedlich ausfallen, ist mir ein Rätsel.
Könntest Du Deine Ansicht und Methode der Bestimmung näher erläutern? Welche Referenzspektren hast Du zur Bestimmung der Responsekurven verwendet?

Gruss, Martin

[Richard Walker]

Hallo Martin

Besten Dank, dass Du mich auf diese Debatte aufmerksam machst, da ich in diesem Forum nicht aktiv bin.
Diese "Response Curves" entstanden gemäss Instruktionen im Vspec Manual mit der Divison der geglätteten Pseudokontinuumskurve (aufgenommenes Rohprofil) durch den ebenfalls geglätteten Verlauf eines spektralklassengleichen, synthetischen Profils aus der Vspec Library. Dass sich so deutlich unterschiedliche Kurven ergeben haben auch schon Australische Amateure bemerkt, die dann diskutierten ob diese gemittelt werden sollen - was sicher unsinnig wäre. Den Grund für diesen Effekt habe ich noch nicht herausgefunden. Beiliegend ist ein Test zu sehen. Da habe ich verschiedene Rohprofile unterschiedlicher Spektralklassen einheitlich durch eine A0V Korrekturkurve dividiert. Bei den frühen Spektralklassen verläuft so das resultierende Profil noch einigermassen plausibel, bei den späten ist der Verlauf aber unbrauchbar (z.B. Sonne).

Mit Korrekturkurven, gewonnen mit gleichen Spektralklassen, ergeben sich bei allen Spektralklassen plausible Profilverläufe.

Leider ist die verfügbare Literatur zu diesem Thema äusserst spärlich. Immerhin ist aber klar geworden, dass der Begriff "Instrumental Response" im professionellen Bereich sich ausschliesslich auf des System Kamera/Spektrograf/Teleskop bezieht und die entsprechenden Werte bei Grossteleskopen bekannt sind. Daneben wird dann mit regelmässig aufgezeichneten Standardsternen das obervatoriumsspezifische, atmosphärische Extinktionsmodell parametrisiert.

Beste Grüsse

Richi

[Richard Walker]

NACHTRAG:

Hier noch ein detaillierter Vergleich, wie das Sonnenspektrum aussieht, wenn das Rohprofil mit einer A0V Korrekturkurve oder, spektralklassengerecht mit einer G2V "Instrumental response" korrigiert wird. Ich kann nur empfehlen, das auch selbst mal zu testen... Zeitaufwand ca. 30 Minuten.

Gruss

Richi

[Ernst Pollmann]

Richard,
wirft die Diskussion nicht auch die Frage auf, inwieweit dem normierten Fluss der Sterne in der VSpec-Bibliothek vertraut werden darf?
Bei der Bestimmung der instr. resp. bervorzuge ich jedenfalls eher aktuelle, bekannte Referenzspektren aus der OHP-ELODIE-Datenbank, deren Daten im Header eines jeweiligen Spektrums eingesehen werden können.

Ernst

[Richard Walker]

Hallo Ernst

Deine Frage ist sicher berechtigt. Die synthetischen Profile in der Vspec Datenbank stammen von CDS, deren Kontinuumsverlauf über die gesamte Spektralsequenz O - M sehr plausibel aussieht. Ich glaube, dass die entspechenden Profil bei ELODIE sich da nur in Nuancen unterscheiden. Der oben am Sonnenspektrum demonstrierte Fehler ist jedoch so grotesk, dass dies meines Erachtens nicht die Hauptursache sein kann. Die Verwendung spektralklassenspezifischer Korrekturkurven ist vielleicht etwas umständlich und "stirbt nicht gerade in Schönheit". Immerhin liefert sie im gesamten Bereich der stellaren Spektralklassen plausible Ergebnisse. Bei den Emissionsnebeln sehen wir glücklicherweise fast immer Wasserstofflinien. Damit lassen sich mit den "Sollwerten" des Balmerdekrements die dazwischenligenden Emissionen wenigstens rechnerisch skalieren.

Beste Grüsse

Richard

[Ernst Pollmann]

Richard,
du schreibst:
Die synthetischen Profile in der Vspec Datenbank stammen von CDS, deren Kontinuumsverlauf über die gesamte Spektralsequenz O - M sehr plausibel aussieht. Ich glaube, dass die entspechenden Profil bei ELODIE sich da nur in Nuancen unterscheiden.

... genau das ist der Punkt:
auch in der professionellen Astronomie (hier CDS) ist es ratsam, veröffentlichten Resultaten nicht immer blindlings zu vertrauen.
Zufälligerweise ging ich vor Tagen der Frage nach dem aktuellen spektralen Habitus von teta Crb (Sp B6) durch Vergleich mit einem OHP-ELODIE-Spektrum (2000-01-27) nach (hier nur der mich interessierende Bereich ca. 6500-6600).
Im Anhang findest du einen Plot der inst. resp.-Kurven, einmal ermittelt mit dem ELODIE-Spektrum und zum Vergleich die Verwendung eines synth. B6-CDS-Spektrums.
Ist es im Sinne dieser Stichprobe nicht "bemerkenswert", dass bereits blauseits von ca. 6550 die CDS-instr.resp. deutlich von der ELODIE-instr.resp. abweicht?

Ernst

[Richard Walker]

Hallo Ernst

Besten Dank für diesen interessaten Kurvenvergleich! Vermutlich ist dies beim heutigen Stand der Astrophysik nicht genauer machbar. Trotzdem ist es für mich imer wieder erstaunlich, wie mit solchen Modellrechnungen (z.B. Kuruzs) feinste spektrale Details reproduziert werden können. Möglicherweise reagiert der genaue Kontinuumsverlauf doch relativ heikel auf Änderungen der Modellparameter.

Dies ist auch ein gewichtiges Argument für meine Empfehlung, solche "Kontinuumskorrekturen" nur in den seltenen Fällen anzuwenden, wo es von der Fragestellung her wirklich unumgänglich ist, so um zum Beispiel die Intensitätsverhältnisse verschiedener Emissionslinien im Originalkontinuum des Sterns ABZUSCHAETZEN (bewusst mit Grossbuchstaben geschrieben).

Die simple Normierung auf den Kontinuumsverlauf ist meines Erachtens in den allermeisten Fällen die beste und "ehrlichste" Option und ist so auch in den meisten professionellen Publikationen zu sehen. Damit können wir kaum etwas falsch machen und müssen uns auch nie dem Vorwurf aussetzen eine Scheingenauigkeit anzustreben oder pseudowissenschaftlich zu arbeiten.

Mit besten Grüssen

Richard

[Martin Dubs]

Hallo Kollegen,

ich möchte Euch als Ergänzung zum Spektralatlas folgende Publikation empfehlen, mit vielen Anregungen zur Auswahl von interessanten Sternen, welche für niedrigauflösende Spektrographen erreichbar sind:
http://www.astronomie-amateur.fr/Documents%20Spectro/SpectroscopieBasseResolution.pdf
Vielleicht wird das Wetter ja wieder mal besser. Sonst arbeite ich eben an der Auswertung von Spektren vom Teide (WR134/135 Kampagne am IAC 80), siehe:
http://spektroskopieforum.vdsastro.de/viewtopic.php?p=23203#23203
Hier vorerst mal ein erstes Spektrum:

WR134 erstes Spektrum, rot log Skala

4x600 sec. Ohne Instrument Response! nur Division durch Flat.

Gruss, Martin

[Martin Dubs]

Inzwischen habe ich auch die Instrument Response im Griff, trotz vielfältigen Problemen (defekte Lampe, Kamerafehler, Fokussierprobleme):

WR134, 3x600sec

Auch eine Art Spektroskopie zu machen bei diesem Wetter

Gruss, Martin

[Richard Walker]

Hallo Martin

Besten Dank für das Zeigen dieses Spektrums! Interessanterweise ist WR 134 mit WN 6 identisch klassiert wie WR 136 im Atlas. Vergleicht man die beiden Profile sehen sie auch verblüffend ähnlich aus ("Copy paste"). Eine weitere Gemeinsamkeit ist deshalb auch das sehr frühe WR Stadium - so früh dass die zuerst abgesprengte Wasserstoffhülle bei beiden Objekten noch sichtbar ist. Bei WR 136 ist es der berühmte Crescent Nebel und bei WR 134 der etwas weniger bekannte "Ring Nebula". Immerhin hats auch bei WR134 zu einem APOD gereicht:

http://apod.nasa.gov/apod/ap120621.html

Geschätzte gesamte Sichtbarkeitsdauer dieser Hüllen ca. 30'000 Jahre.
Interessant bei dieser Subklassierung ist die fast lehrbuchmässig ausgeprägte HE II Pickering Serie! Einzelne dieser Emissionen decken sich bis auf eine Differenz von wenigen Angström mit der H Balmerserie. Auch sehr bekannte Amateure glaubten deshalb schon irrtümlicherweise hier z.B. H alfa zu erkennen. Wasserstoff ist aber nur noch in den abgesprengten Nebelteilen nachzuweisen. Bei diesem frühen Stadium können ab H Beta noch schwache Reste von Wasserstoff in den Blends mit den Balmerlinien nachgewiesen werden. Diese Blends überragen deshalb dort ganz wenig die Dekrementlinie der Pickering Serie (siehe Bild unten).

Noch deutlicher ist die Pickering Serie auf der kurzwelligen Seite von H Beta ausgebildet. Nach gegenwärtiger Erkenntnis verläuft die weitere Entwicklung dieser Sterne bei zunehmender Temperatur über WN 5 - WN 1, WC 9 - WC 4 und schliesslich WO 5 - WO 1, Ende: Supernova. Geschätzte Gesamtdauer des WR Stadiums, je nach Quelle 300'000 - 500'000 Jahre.

Gruss

Richi