Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor
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<strong>Spektralatlas</strong> <strong>für</strong> <strong>Astroamateure</strong> 10<br />
Korrektur kann aber den Anfänger verwirren, wenn er die Linien im unkorrigierten Pseudokontinuum<br />
seines Spektrums in der Atlasdarstellung zu finden versucht. Die folgende Grafik<br />
verdeutlicht diesen Effekt mit der Überlagerung des unkorrigierten Pseudokontinuums<br />
(blau) und der Atlasdarstellung des Sonnenspektrums (rot).<br />
In Fällen mit erhöhtem Rauschanteil (lichtschwache Objekte) wurde das Profil mit Filtern<br />
wie z.B. dem Vspec Mmse Filter (Minimum mean squared error) geglättet. Optimiert wurde<br />
dabei exklusiv die Erkennbarkeit der zu dokumentierenden Linien. Auf eine Reduktion der<br />
tellurischen H2O und O2 Absorptionen im Gelb/Rotbereich des Spektralprofils wurde verzichtet.<br />
Entsprechend zurückhaltend erfolgt hier die Kommentierung der Linien.<br />
2.4 Kalibrierung der Wellenlänge<br />
Die meisten Spektren wurden relativ aufgrund bekannter Linien und nicht absolut mit der<br />
Eichlampe kalibriert. So wird verhindert, dass das Profil, infolge grösserer Radialgeschwindigkeiten<br />
und des Dopplereffekts, auf der Wellenlängenachse verschoben dargestellt wird.<br />
Im Fokus steht hier die Demonstration der Spektralklasse und nicht die Dokumentation des<br />
betreffenden Sterns. Lediglich bei höher auflösenden Spektren der späten Klassen sowie<br />
den stellaren „Exoten“, erfolgte aus Sicherheitsgründen die Eichung mit der Lampe. Als<br />
Einheit <strong>für</strong> die Wellenlänge wird durchwegs Angström [Å] verwendet. Diese Werte werden<br />
konventionsgemäss [2] mit dem Prefix λ angezeigt. Z.B. 5000 Å entsprechen so λ 5000.<br />
2.5 Normierung der Intensität<br />
Eine absolute Flux Kalibrierung der Profilintensität wäre sehr aufwendig<br />
und ist <strong>für</strong> den Zweck dieses Atlasses nicht erforderlich. Sie wurde aber<br />
immer so normiert, dass das mittlere Kontinuumsniveau etwa =1 beträgt.<br />
Eine Absorptionslinie ist normalerweise dann maximal gesättigt,<br />
wenn sie bis auf das Niveau der Wellenlängenachse =0 hinunter<br />
reicht. Dies kommt bei diesen niedrigen Auflösungen bei stellaren<br />
Spektren jedoch kaum vor. Aus Platzgründen wurde daher der gesamte<br />
Sättigungsbereich von 1 – 0 nur ausnahmsweise dargestellt, da<strong>für</strong> aber<br />
meistens der entsprechende Wert auf dem Niveau der Wellenlängenachse<br />
angegeben. Dieser liegt hier nur selten bei Null, sondern meistens<br />
zwischen 0.3 – 0.6. Überlagerte Spektren zur Demonstration spezieller<br />
Effekte wurden auf denselben Kontinuumsabschnitt normiert,<br />
damit die Linienintensitäten wenigstens qualitativ grob vergleichbar<br />
werden.<br />
2.6 Linienidentifikation<br />
Für die aufwendige Linienidentifikation wurden sämtliche aufgeführten Infoquellen genutzt.<br />
Einige intensive, aber in allen aufgeführten Quellen nicht dokumentierte Linien, habe ich<br />
mit Vspec (Tools/Elements/lineident) bestimmt, welche auf dem ILLSS Catalogue, Coluzzi