Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
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<strong>Beitrag</strong> <strong>zur</strong> Spektroskopie für Amateurastronomen 35<br />
Korrekturverfahren im professionellen Sektor<br />
Die professionelle Astronomie verwendet häufig komplexere und genauere Verfahren. Bei<br />
den meisten professionellen Grossteleskopen sind die Werte von bekannt.<br />
wird dort meistens separat durch Beobachtungen von Standardsternen mit unterschiedlichem<br />
Zenitabstand bestimmt. Dabei wird nicht direkt eine Korrekturkurve generiert,<br />
sondern ein Modell der atmosphärischen Extinktion parametrisiert z.B. MODTRAN<br />
[314]. Damit kann schlussendlich das Profil des untersuchten Objektes in Funktion des Zenitabstandes<br />
korrigiert werden [305]. Weitere Methoden werden in [300] und [303] vorgestellt.<br />
Die Aufzeichnung von Standardsternen verbraucht wertvolle Teleskopzeit. Um das Hauptinstrument<br />
von dieser „lästigen“ Aufgabe zu entlasten wurde schon angestrebt, separat<br />
mit kleineren „Photometrieteleskopen“ zu bestimmen [314]. Weitere Möglichkeiten<br />
basieren auf der Messung der atmosphärischen Cherenkov Strahlung und LIDAR [314].<br />
Die Spektralklasse A0V zeigt im Infrarotbereich nur wenige und sehr schwache stellare Linien.<br />
Deshalb wird dieser fast rein tellurisch geprägte Profilabschnitt auch <strong>zur</strong> Entfernung<br />
der atmosphärischen H20 und O2 Linien in beliebigen stellaren Spektren verwendet [300].<br />
Konsequenzen/Nutzen der radiometrischen Profilkorrektur mit Standardsternen<br />
Dieses Procedere ist relativ heikel. Die erreichbare Genauigkeit ist stark von der Durchführungsqualität<br />
abhängig und wird tendenziell überschätzt. Zahlreich sind die möglichen Fehlerquellen<br />
und auch die Referenzprofile der verschiedenen Datenbanken zeigen z. T. deutlich<br />
unterschiedliche Kontinuumsverläufe. Bei zweckmässiger und exakter Durchführung<br />
bietet das Verfahren jedoch eine gute Annäherung an das theoretische Originalprofil ,<br />
welches aber durch die individuelle, interstellare Rötung des untersuchten Sterns<br />
belastet erscheint. Dieser Effekt erlaubt, unter selektiver Ausschaltung der atmosphärischen<br />
und instrumentellen Einflüsse, eine Bestimmung des effektiven Balmer-Dekrements<br />
gemäss Kap. 20 und somit auch der interstellaren Extinktion gemäss Kap. 21. Mindestens<br />
theoretisch, könnten so auch noch grössere Schwankungen in der Kontinuumsstrahlung<br />
nachgewiesen oder die Effektivtemperatur gem. Kap. 18.3 abgeschätzt werden.
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