Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 9
2 Auswahl, Aufbereitung und Darstellung der Spektren
2.1 Auswahl
Hauptkriterien für die Auswahl der Spektren waren die Dokumentation der spektralen
Merkmale, sowie die Demonstration von Effekten, z.B. infolge der unterschiedlichen
Leuchtkraftklassen. Die Berücksichtigung allgemein bekannter, heller Fixsterne war dabei
zweitrangig. Grundsätzlich wird jede Spektralklasse mindestens mit einem frühen und späten
Vertreter vorgestellt, um die Entwicklung charakteristischer Merkmale zeigen zu können.
Weiter wurden auch einige stellare „Exoten“, und Nebelspektren berücksichtigt. In separaten
Kapiteln sind noch Komposit Spektren von Galaxien, Reflexionsspektren von diversen
Körpern im Sonnensystem, Absorptionsbanden der Erdatmosphäre und einige Profile
terrestrischer Lichtquellen kommentiert.
2.2 Aufnahme und Auflösung der Spektren
Die Spektren wurden mit dem DADOS Spektrografen [603] sowie den Gittern 200- und
900 L/mm aufgenommen. Wenn nichts anderes vermerkt ist, erfolgten die Aufnahmen
durch das 8 Zoll Teleskop Celestron C8 und den 25μm Spalt des Spektrografen. Die Aufzeichnung
erfolgte schliesslich mit der monochromen Kamera Meade DSI III Pro. Die Spektren
auf den Tafeln 5 (WR133), 70 und 84 wurden zusammen mit Martin Huwiler im Nasmith
Fokus des CEDES Cassegrain 90 cm Teleskops der Sternwarte Mirasteilas in Falera
aufgenommen (siehe Anhang 33.4). Verschiedene Beispiele belegen aber, dass diese Objekte
mit längerer Belichtungszeit auch für durchschnittliche Amateurausrüstungen erreichbar
sind!
Die Auswertung mit Vspec ergibt mit dem 900L Gitter eine Dispersion von ca. 0.65 Å/Pixel
und 2.55 Å/Pixel mit dem 200L Gitter. Daten des Sony Chip ICX285AL: 1.4 Megapixel,
2/3" Monochrom CCD, Pixelgrösse 6.45μm x 6.45μm [606]. Bei längeren Belichtungszeiten
erfolgte ein Dunkelbildabzug. Auf die Verarbeitung von „Flatfields“ wurde verzichtet.
Der R-Wert, d.h. die Auflösung des DADOS Spektrografen entspricht gemäss Manual
= 3000 bei 5610 Å und = 650 bei 6160 Å. Eigene Messungen mit gemittelten
FWHM Werten mehrerer Neon Kalibrieremissionen ergaben in diesem Bereich R-Werte in
der Grössenordnung von = 4000 resp. = 900. Diese Auflösungen haben sich für
die Präsentation der Spektralklassen als ideal erwiesen. Wesentlich höhere R-Werte würden
hier zunehmend dem Lesen einer Zeitung mit dem Mikroskop entsprechen. Es überrascht
daher nicht, dass Gray/Corbally [2] Profile mit einer Auflösung von ~3 Å als
„classification resolution spectra“ bezeichnen. Auch die professionelle Astronomie verwendet
für bestimmte Aufgaben Spektrografen niederer Auflösung!
2.3 Aufbereitung der Spektren
Die Aufbereitung der fits Monochrombilder erfolgte standardmässig mit IRIS [550]. In den
meisten Fällen erfolgte zur Rauschreduktion ein „Stacking“ von ca. 5–7 Spektralprofilen.
Die Erzeugung und Auswertung des definitiven Profils wurde dann mit Vspec [551] durchgeführt.
Die hier angewendeten Prozesse sind in [31] detailliert dargestellt.
Bei allen breitbandigen Spektren wurde, mit Ausnahme von M31, der hier sonst nicht interessierende
Verlauf des Pseudokontinuums mittels Division durch den eigenen Verlauf entfernt.
So werden die Linienintensitäten über den gesamten Bereich optisch vergleichbar
und es resultiert eine platzsparende und übersichtliche „Flachdarstellung“. Massgebend für
den Intensitätsvergleich ist die relative Tiefe oder Höhe der Linie im Verhältnis zur dort gemessenen
Kontinuumshöhe über der Wellenlängenachse. Der Verlauf des Pseudokontinuums
bewirkt, dass am „blauen“ und „roten“ Ende des Spektrums, intensive Linien optisch
stark verkümmert und umgekehrt schwache im Zentrum überhöht wirken. Gerade diese