Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 34
Konsequenzen / Nutzen der radiometrischen Profilkorrektur mit synthetischem Kontinuum
Dieses Verfahren bewirkt keine echte Korrektur aller dämpfenden Einflüsse
. Mit der direkten Transformierung des Intensitätsverlaufs von
zu , wird so lediglich das Pseudokontinuum auf das Niveau des synthetischen,
und somit ungeröteten Modellsterns skaliert und nicht gemäss auf das Originalprofil
des beobachteten Objektes. Somit werden die Dämpfungseinflüsse lediglich
umgangen und „synthetisch“ eine grobe Annäherung an das Originalprofil
erreicht. Kontinuumsschwankungen können so z.B. nicht gemessen werden.
Da jetzt sehr grob dem Originalprofil entspricht, korrespondieren dazu näherungsweise
auch die relativen Linienintensitäten . Dies gilt auch für die unabhängig
vom Kontinuum entstehenden Emissionslinien . Dabei muss aber beachtet werden,
dass selbst zwischen zwei genau gleich klassierten Sternen deutliche Unterschiede im
Kontinuumsverlauf auftreten können. Dieser Effekt kann durch eine stark unterschiedliche
Metallizität und/oder Rotationsgeschwindigkeit ( s ) noch deutlich verstärkt werden.
Das ursprüngliche, relative Intensitätsverhältnis zwischen zwei unabhängig vom Kontinuumsniveau
gemessenen Intensitäten und , oder und , kann hier abgeschätzt
werden.
Durch dieses Verfahren erfolgt noch keine Eichung der Intensitätsachse in physikalischen
Einheiten!
8.7 Die relative radiometrische Korrektur mit spektroskopierten Standardsternen
Korrekturverfahren im Amateurbereich
Ähnlich zu Kap. 8.6 wird auch bei diesem relativ aufwendigen Verfahren das aufgezeichnete
Rohprofil mit einer Korrekturfunktion korrigiert. wird hier aber, sinngemäss
zu Formel an einem aufgezeichneten, real existierenden Standardstern ,
meistens der Spektralklasse A0V gewonnen. Der Kontinuumsverlauf von ist gut bekannt
und entspricht dem lediglich interstellar geröteten Profil, wie es ausserhalb der Erdatmosphäre
und mit neutralisiertem Instrumenteneinfluss aufgezeichnet worden wäre. Solche
Kurven können z.B. in der ISIS Software [410], in der MILES Datenbank [104], im
Pickles- oder Jacobi-Hunter-Christen-Atlas gefunden werden [310], [311].
Standardsterne müssen möglichst nahe am untersuchten Objekt und mit geringstmöglicher
Zeitdifferenz aufgezeichnet werden. Anschliessend wird das gewonnene Rohprofil durch
das spezifische Referenzspektrum des gleichen realen Sterns aus dem Katalog dividiert. Mit
diesem Verfahren können in einem Schritt in guter Näherung die atmosphärischen
- und instrumentellen Einflüsse korrigiert werden. Das resultierende
Spektrum bleibt aber durch die interstellare Materie – sternabhängig unterschiedlich
stark – gerötet, im „Nahbereich“ von einigen Dutzend Lichtjahren allerdings nur sehr
gering [209], [11]. Im Gegensatz zu wird hier deshalb die Korrekturfunktion
nur durch und bestimmt und entspricht so der professionellen
Praxis.
Im Gegensatz zu Kap. 8.6 können solche echten Standardstern-Korrekturkurven, welche
sehr zeitnah zu den Objektspektren und mit ähnlichem Zenitabstand aufgenommen wurden,
auf beliebige Spektralklassen übertragen werden. Robin Leadbeater [481] zeigt mit
der folgenden Grafik, dass so bei verschiedenen Spektralklassen, sehr ähnliche Korrekturkurven
resultieren (many thanks Robin!).