Hallo Jörg & Michael,
zur schwierigen Kalibration mit den H2O-Linien gibt´s durchaus eine Alternative.
In der derzeitigen orbitalen Bedeckungsphase (0.66) des Systems VV Cep bewegt sich der Begleitstern mit seiner Akkretionsscheibe transversal zur Beobachtersichtlinie. D. h., wegen vr = 0 km/s der Scheibe, weisen die Halpha-Profilinien keinerlei Δλ auf.
Andererseits ist aber die derzeitige, orbitale vr des Systems sehr gut bekannt (aktuelle Messung = -19.86 km/s).
Diese vr produziert nun gemäss Δλ = λ0 * vr / c ein Δλ von -0.4347 Å in den Linien des M-Sterns.
Nun haben Wright (1977) und Kawabata (1981) im Hα-Spektrum von VV Cep Linien von FeI, TiI u. CaI mit den folgenden Wellenlängen identifiziert:
FeI 6546.245 Å
TiI 6556.066 Å
CaI 6572.781 Å
FeI 6593.878 Å
In einem gegebenen, aktuellen Spektrum sind die Wellenlängen dieser Linien entsprechend obigem Δλ um den Betrag -0.4347Å verringert:
FeI 6546.245 - 0.4347 = 6545.810 Å
TiI 6556.066 - 0.4347 = 6555.631 Å
CaI 6572.781- 0.4347 = 6572.346 Å
FeI 6593.878 - 0.4347 = 6593.443 Å
Mit diesen, entsprechend der vr des Systems korrigierten Wellenlängen, lässt sich ein aktuelles Spektrum kalibrieren. Meine letzte Kalibration dieser Art (2017/08/27) führte dabei zu einem RMS (bei einem Polynom 2. Grades) von 5.2 * 10-3 Å (siehe beigefügtes Bild).
Diese Kalibrationsgenauigkeit ist nun vollkommen ausreichend zur Bestimmung der EW der V- & R-Komponente im Hα-Profil.
Ernst Pollmann