Tutorial VSPEC IRIS 5.3 - UrsusMajor

Das Aufbereiten und Auswerten von Spektralprofilen 1 

Das Aufbereiten und Auswerten von 

Spektralprofilen mit den wichtigsten 

IRIS und Vspec Funktionen 

Mit dem DADOS Spaltspektrografen 

und der Meade DSI II Kamera 

Richard Walker, CH-8911 Rifferswil, November 2010 

Version 5.3 

© richiwalker@bluewin.ch


Inhalt 

1 Einleitung ...................................................................................................................... 3 

2 Aufbereiten eines einzelnen Spektralbildes mit IRIS ............................................... 5 

3 Stacking mehrerer Spektralstreifen mit IRIS ............................................................ 7 

4 Rohspektrum erstellen mit Vspec .............................................................................. 9 

5 Lineares kalibrieren mit bekannten Spektrallinien ................................................ 10 

6 Nichtlineares kalibrieren mit bekannten Linien...................................................... 11 

7 Kalibrieren mit der Eichlampe .................................................................................. 12 

8 Formatieren des kalibrierten Spektrums ................................................................. 14 

9 Das Zusammensetzen überlappender Spektralprofile .......................................... 15 

10 Normieren der Intensität auf einen Kontinuumsabschnitt .................................... 16 

11 Normieren der Intensität auf den Kontinuumspeak ............................................... 17 

12 Normieren der Intensität auf den Kontinuumsverlauf ........................................... 18 

13 Relative radiometrische Fluxkalibration mit Vspec ................................................ 20 

14 Absolute radiometrische Fluxkalibration mit Vspec .............................................. 24 

15 Quantitative Informationen aus dem Spektralprofil ............................................... 25 

16 Bemerkungen zu den Werten FWHM und EW........................................................ 26 

17 Bemerkungen und Hinweise zur Linienidentifikation ............................................ 29 

18 Radialgeschwindigkeitsmessung mit Dopplerspektroskopie ............................... 31 

19 Profildarstellung mit der Dopplergeschwindigkeit ................................................ 35 

20 Profil von der Doppler-bedingten Verschiebung bereinigen ................................. 36 

21 Bestimmen des systematischen Messfehlers ........................................................ 37 

22 Rotationsgeschwindigkeitsmessung mit Dopplerspektroskopie ......................... 38 

23 Expansionsgeschwindigkeitsmessung .................................................................... 47 

24 Spektroskopische Doppelsterne .............................................................................. 48 

25 Kalibrierlinien ............................................................................................................. 55 

26 Literatur und Internet ................................................................................................ 58


1 Einleitung 

Special thanks to Valérie Desnoux and Christian Buil for writing these fine programs 

and providing them as a freeware. A real door opener to the world of spectroscopy for 

a fast growing number of interested amateur astronomers around the globe! 

Dieses Dokument zeigt mögliche Wege zur Auswertung von Spektralprofilen mit vorgängig 

aufbereiteten Aufnahmen im fits3p mono Format mit der Meade Autostar 

Software (3.2.3). Die Freeware IRIS 5.55 wird zur Aufbereitung des Spektralstreifens 

verwendet und Vspec 3.6.1 zur Generierung und Auswertung des Spektralprofils. 

Dieses Skript bildet die praxisbezogene Ergänzung zur Schrift „Beitrag zur Spektroskopie 

für Astroamateure“ [7], welche vorwiegend auf theoretische Aspekte fokussiert 

ist. Damit beide Schriften eigenständig bleiben sind einige Textstellen redundant 

enthalten. 

Eigene Spektren wurden mit dem DADOS Spaltspektrografen von Baader Planetarium 

gewonnen. Die Meade DSI II (color) Kamera wurde hier verwendet, weil sie gerade 

zur Verfügung stand, eine bequeme, automatisierte Bildaufbereitung gestattet und 

der IR Filter einfach entfernbar ist – dies im Bewusstsein, dass es hier bessere Lösungen 

gibt. Auf die Erstellung eines „Flat“ wird hier verzichtet. Sowohl IRIS wie 

Vspec laufen unter Windows Vista und –Xp, in den Sprachen Französisch oder Englisch. 

Bei beiden Programmen führen mehrere Wege zu vergleichbaren Ergebnissen. 

In dieser Hinsicht wurde versucht, die Genauigkeit der Kalibrierung nach Möglichkeit 

zu optimieren – und nicht zuletzt auch verfälschende Einflüsse infolge der Bildbearbeitung 

zu minimieren. Es empfiehlt sich, während den Aufnahmen eine allfällige Internetverbindung 

temporär zu unterbrechen und den Virenscanner zu deaktivieren! 

Bemerkungen zu IRIS: 

Die Freeware IRIS wurde von Christian Buil als astronomisches Bildverarbeitungsprogramm 

konzipiert, mit einer Spezialsparte zur Aufbereitung von Spektren – nicht zu 

verwechseln mit einer gleichnamigen, professionellen Bildbearbeitungssoftware für 

die Mac Computer. Viele Eingaben erfolgen „konventionell“ über Menupunkte in der 

Titelleiste. Einige Schritte zur Aufbereitung des Spektralstreifens müssen jedoch, für 

heutige Windows Nutzer etwas gewöhnungsbedürftig, über sog. „Commands“ mit 

korrekter Syntax über eine Konsole eingegeben werden. 

Das Aufrufen dieser Konsole erfolgt mit dem Icon . Jede Command Zeile muss mit 

> beginnen und am Ende mit Enter bestätigt werden. Da IRIS in der aktuellen Version 

5.55 keinen close oder clear Befehl kennt, muss das Programm vor dem Laden eines 

neuen Bildes jeweils neu gestartet werden, sonst kann hin und wieder eine fehlerhafte 

Darstellung oder Programmfunktion resultieren. Unter Files/Settings/Working path 

muss unbedingt ein Default Pfad für das Working Directory definiert sein. Entspricht 

dieser Pfad nicht einem real existierenden auf dem Computer, werden diverse IRIS 

Commands, ohne jegliche Fehlermeldung, schlicht nicht ausgeführt! Manual und 

Download Adressen siehe [35], [36]. 

Bemerkungen zu Visual Spec (Vspec): 

Die Freeware Vspec (Visual Spec) wurde von Valerie Desnoux zur Aufbereitung und 

Auswertung von Spektralstreifen konzipiert. Die hier beschriebenen Abläufe können


alle konventionell über Menupunkte in der Titelleiste aufgerufen werden. Vspec verfügt 

aber, wie IRIS, ebenfalls über einen Konsolen-Mode. Die meisten und gleichzeitig 

wichtigsten Anwendungen laufen sehr stabil, einige wenige können gelegentlich auch 

mal abstürzen. Die in Vspec implementierten Tools verwenden für die Wellenlänge 

die Einheit Angström [Å]. Falls diese Tools keine Anwendung finden, können die 

Spektren auch in beliebigen anderen Einheiten z.B. [nm] oder [eV] kalibriert werden. 

Bemerkungen zum DADOS Spaltspektrografen: 

Der DADOS Spaltspektrograf, geliefert von Baader 

Planetarium, wurde von Mitarbeitern des 

Max-Planck Institutes für Extraterrestrische Physik 

entwickelt. Er ist als einfacher, robuster und 

sauber verarbeiteter Spaltspektrograf mit einem 

relativ grossen Gesamtbeugungswinkel von 90° 

konzipiert, sowie mit einer Kollimator- und Objektivoptik 

bestückt. Er kann mit zwei verschiedenen 

Reflexionsgittern (200- und 900L/mm) 

und drei verschiedenen Spaltbreiten 25, 35 und 

50μm betrieben werden. Das Gerät kann über 

Anschlussadapter 

Teleskop 

Spaltbeleuchtung 

Spalt 

Nachführokular 

Objektiv 

Kollimator 

einen gängigen 2“ Anschluss direkt an mechanisch stabil montierte Teleskope angeschlossen 

werden. 

Das Gewicht des Spektrografen, inklusive der Kamera, bildet eine beachtliche Zusatzbelastung 

für die Teleskopmontierung. Angepasst an das Design von Teleskop und 

Montierung sollten Befestigungslösungen gesucht werden, welche das auf die Montierung 

wirkende, zusätzliche Kragmoment minimieren. Das folgende Bild zeigt den 

DADOS Spektrografen an der eher „mässig stabilen“, azimutalen Montierung des Celestron 

Nexstar 8i. In diesem Fall macht es Sinn, den Spektrografenspalt so auszurichten, 

dass die Azimutsteuerung ungefähr senkrecht zur Spaltrichtung wirkt. Dies ermöglicht 

feinere Korrekturen der Nachführung als mit der Elevationssteuerung. Zwischen 

Zenitprisma und Spektrograf ist hier ein Adapter aus Schichtholz geschaltet, 

welcher die Kalibrierlampe aufnimmt (konstruiert von Sepp Schibli,Zürich). 

Gitter 

träger


2 Aufbereiten eines einzelnen Spektralbildes mit IRIS 

Vorbemerkung: Im Interesse einer präzisen Kalibrierung müssen für das Lampenspektrum 

genau die gleichen Aufbereitungsschritte mit exakt den gleichen Parametern 

durchgeführt werden, wie beim zu kalibrierenden Spektrum (Y-Werte der Spektralstreifenlage 

sowie des aufgespannten Markierrahmens allenfalls notieren)! 

1. fits3p File im mono Mode ab DSI II Kamera (singleshot modus) ins IRIS Programm 

laden mit „file/load“. Dateityp muss zuerst, obwohl bereits auf einem fits Format 

stehend (*.fit), auf die zweite Zeile fits File (*.fts) gesetzt werden! 

Anmerkung: Das per Default von IRIS angezeigte „fit“ Format weicht von demjenigen 

der DSI II Kamera ab. Die bearbeiteten Bilder werden aber später in diesem „fit“ 

Format gespeichert und weiterbearbeitet. Sie können dann aber von der Meade Autostar 

Software nicht mehr gelesen werden (was jedoch keine Rolle spielt). 

2. Sollte das geladene Bild zu kurz belichtet sein, mit oberem Threshold Regler im Popup 

Menu etwas aufhellen (hat auf das Endergebnis keinen Einfluss). In der rechten 

unteren Bildschirmecke kann die Pixelintensität der Cursorposition abgelesen werden. 

Als gut auswertbar haben sich maximale Intensitäten im Bereich von I = ca. 

15‘000–25‘000 erwiesen (Meade DSI II und IRIS 5.55). 

3. Um allfällig verbliebene Hotpixel im Streifenbereich mit dem Cursor einen Rahmen 

aufspannen und mit dem Command >max 1 entfernen. 

4. Sky Background vom Spektralbild subtrahieren mit dem Command >l_sky2. Es folgt 

die Aufforderung im Output Fenster „select 4 points“. Auf einer vertikalen Linie je 

zwei Punkte ober- und unterhalb in gutem Abstand zum Spektralstreifen anklicken. 

Mit der Markierung des 4. Punktes erfolgt sofort die Subtraktion. 

Sollte das Bild jetzt schlecht sichtbar sein, wiederum mit oberem Threshold Regler 

meist etwas aufhellen (hat auf das Endergebnis keinen Einfluss). Sind Teile des 

Spektrums überbelichtet (übersättigt) erfolgt eine Warnmeldung (level> 32767). 

Anmerkung: Die folgenden Schritte 5. bis 8. können übersprungen werden, wenn 

idealerweise die Kamera vorgängig so montiert wird, dass der Spektralstreifen bereits 

horizontal verläuft und der blaue, kurzwellige Teil des Spektrums links liegt. 

5. Spektralstreifen mit dem Command >mirrory so spiegeln, dass gegen links die Wellenlänge 

abnimmt (blauer Teil). 

6. Schiefstellung des Spektralstreifens im Bild messen mit dem Command >l_ori. Vorgängig 

muss dazu aber ein grösserer Abschnitt des Spektralstreifens mit dem Cursor 

eingerahmt werden. Im Outputfenster erscheint nun unter anderem der zu korrigierende 

Winkelbetrag („Angle“). 

7. Spektralstreifen um den ermittelten Korrekturbetrag (Wert von Angle inklusive Vorzeichen 

eingeben) horizontal drehen mit dem command: >rot [x] [y] [angle]. Alterna-


tiv ist dies auch mit dem Menupunkt „Geometry/Rotate“ machbar. X und Y sind die 

Bildkoordinaten des gewünschten Drehpunktes. 

8. Sollten die Spektrallinien nun noch stark von der Senkrechten abweichen, kann mit 

dem Command >l_slant zuerst die Abweichung von der Vertikalen gemessen werden 

(zuerst Rechteck über markanter Linie aufspannen). Anschliessend mit 

>slant [X] [angle] korrigieren. Als X-Wert ungefähr X-Koordinate der Bildmitte, für 

Angle den gemessenen Wert der Winkelabweichung eingeben. Dieser Schritt kann 

einen negativen Einfluss auf die Kalibrierpräzision ausüben und bei mässiger Schiefstellung 

vermieden werden, wenn in den folgenden Schritten nur ein schmaler Streifen 

des Spektrums ausgewertet wird – für das Objekt- und Kalibrierspektrum auf 

exakt gleicher Höhe (Y Werte am unteren rechten Bildschirmrand beachten!) 

9. Falls eine ganze Serie, derart aufbereiteter, gleicher Spektralaufnahmen des Objektes 

vorliegt, kann diese gemäss folgendem Kap. 3 mit „Stacking“ weiterbearbeitet 

werden. Falls nur eine Aufnahme existiert, weiterfahren mit dem nächsten Schritt 9. 

10. „Binning“ des Streifens – d.h. Vspec mittelt die Helligkeitsverteilung jeder vertikalen 

Pixelreihe des Spektralstreifens und verbreitert das Ergebnis auf einen 20 Pixel breiten 

Streifen mit dem Command >l_add [line1] [line2] (I ist hier der Kleinbuchstabe 

von L!). Zusätzlich optimiert IRIS den Kontrast, indem es bei unterbelichteten Spektren 

den hellsten Punkt im Streifen von Grau auf Weiss setzt (


3 Stacking mehrerer Spektralstreifen mit IRIS 

Vorbemerkungen: Ähnlich zur Astrofotografie wird hier eine Serie qualitativ guter 

Spektralaufnahmen eines Objektes gestackt. Dadurch werden zufällige Abweichungen 

in den Spektralprofilen ausgeglichen. Diese werden aufgenommen mit identischem 

Geräte Setup, im exakt gleichen Wellenlängenbereich und mit derselben 

Spaltbreite. Sie sind aufbereitet worden gemäss Kap. 2, Schritte 1 – 3 (resp.1 – 7). 

Damit kann auch das Signal-Rauschverhältnis SNR etwas verbessert werden. 

Alternativ zu Schritt 4 in Kap. 2 bietet IRIS ein abgekürztes Verfahren, welches bei 

umfangreichen Sets von Spektren den Skybackground bequem in einem Arbeitsgang 

abziehen lässt – mit dem Befehl „Spectro/Remove the sky of a sequence of 2D 

spectra“. Die in Schritt 4, Kap. 2 mit Cursor markierten vier Punkte, müssen hier in der 

Eingabemaske mit ihren Y-Werten eingegeben werden. Die Anforderungen an das Datenformat 

können sinngemäss von den folgenden Schritten 2 und 6 übernommen 

werden. Als „Output sequence“ werden die aufbereiteten, durchnumerierten Files im 

Folder abgespeichert, welche hier dann ab Schritt 3 gestackt werden können. 

Falls DSI II Aufnahmen im fits3p Format vorliegen, müssen leider zuerst alle Bilder 

einzeln im IRIS geladen und dann jedes im Format *.fit abgespeichert werden. In diesem 

Fall hat es sich als sinnvoll erwiesen, in diesem Arbeitsschritt auch gleichzeitig 

noch den Skybackground zu subtrahieren und die Qualität zu kontrollieren. 

1. Die qualitativ vorselektionierten (!!) Spektralstreifen zur Weiterbearbeitung in den Folder 

kopieren, der unter File/Settings als „Working path“ definiert worden ist. 

2. Diese Arbeitsfiles umbenennen (Rename), und von 1 bis n durchnumerieren, z.B. castor1, 

castor2, castor3. Die Numerierung muss zwingend mit 1 beginnen und es darf 

keine Zwischennummer fehlen! Falls nachträglich noch eine Aufnahme gelöscht wird, 

muss die ganze Serie neu durchnumeriert werden. 

3. Erste Aufnahme der Serie (z.B. castor1) mit „file/load“ ins IRIS Programm laden. 

4. Spektren von quasi punktförmigen Lichtquellen erzeugen relativ dünne Spektralfäden. 

Mit dem Cursor einen Rahmen über den gesamten Bereich aufspannen in dem sich 

die Spektralstreifen der einzelnen Aufnahmen verteilen. Wichtig: exakt den gleichen 

Markierbereich (Y-Werte) anschliessend für die Kalibrierspektren verwenden! Infolge 

unterschiedlicher Auflösung sollten nur Spektren gestackt werden, welche von einer 

einzigen Spaltbreite stammen. 

Spektralfäden 

Rahmen


Spektren von flächigen Lichtquellen (Tageslicht, Mond, Eichlampe etc.) erzeugen mit 

dem DADOS Spektrografen drei übereinanderliegende, hohe Spektralbänder .In solchen 

Fällen muss ein dünner, „sauberer“ Streifen innerhalb des gewünschten Bandes 

markiert werden, entsprechend den Spaltbreiten 25, 35, oder 50 μm. Wichtig: für Objekt- 

und Kalibrierspektren auf exakt gleicher Höhe (Y-Werte)! 

Spektralband 50μm Spalt 



Rahmen 

5. Den Stacking Prozess starten mit „Spectro/Composite of a sequence of spectra“. 

6. Im Popup Feld unter „Input Sequence“ den Filenamen ohne die Laufnummer eingeben 

(z.B. castor). Unter „Output Sequence“ muss ein anderer Name eingegeben werden 

(z.B. castor aufbereit). Im Feld „Number“ wird die Anzahl der zu stackenden Aufnahmen 

eingegeben (z.B. 3). Abschliessend mit Ok bestätigen. 

7. Im als „Working Path“ definierten Folder wird nun umgehend die „Output Sequence“, 

d.h. die automatisch gebinnten, 20 Pixel hohen Spektralstreifen (z.B. castor aufbereit1 

– n) als Zwischenergebnis für die Profilgenerierung gespeichert. Diese files 

werden für diese Anwendung nicht weiter benötigt und können deshalb später gelöscht 

werden. Das hier interessierende, gestackte Spektrum erscheint unmittelbar 

nach der Befehlsausführung als neuer Streifen auf dem Bildschirm – etwas verwirrend 

aber nicht unter einem neuen Namen, sondern unter demjenigen des höchst 

numerierten, und von Iris gebinnten und abgespeicherten Einzelspektrums (z.B. castor 

aufbereit3). Dies kann auch leicht übersehen werden, da sich bei der Befehlsausführung 

auf dem Bildschirm optisch nur wenig ändert. Deshalb muss dieser unauffällig 

gestackte Spektralstreifen dann sofort unter neuem Namen gesichert werden. 

8. In vielen Fällen muss nun noch der obere Threshold - Regler auf Rechtsanschlag, der 

untere auf Linksanschlag gestellt werden, um das Spektrum korrekt sichtbar zu machen. 

9. Spektrum sinngemäss weiterverarbeiten ab Schritt 11 in Kap. 2.


4 Rohspektrum erstellen mit Vspec 

1. Im Vspec Programm mit „Open Image“ den mit IRIS aufbereiteten Spektralstreifen 

wählen, Dateinamentyp auf „fits files“ setzen. Der Default Typ ist auf pic files gesetzt, 

unter Options/References/Working directory daher auf Fit wechseln!) 

2. Auf dem Spektralbild kann allenfalls mit gehaltener linker Maustaste in vertikaler 

Richtung die Helligkeit justiert werden (ist nach der IRIS Aufbereitung meist aber 

nicht notwendig). 

3. Falls das Spektrum als schmaler „ Faden“ vorliegt und nicht im IRIS bearbeitet und 

gebinnt wurde, Icon Display reference binning zone anklicken und mit der linken 

Maustaste zuerst den roten Rahmen um den Spektralfaden verschieben und dessen 

Höhe an die Fadenbreite anpassen. 

4. Mit dem Icon „Object Binning“ das Spektralprofil erstellen 

Beispiel Beteigeuze: 

5. Rohspektrum abspeichern mit „save as“ z.B. unter der Notation Datum/Objekt/Gitter 

6. Weiter fortfahren mit einem der folgend beschriebenen Kalibrierverfahren


5 Lineares kalibrieren mit bekannten Spektrallinien 

Vorbemerkung: Das Rohspektrum ab DADOS Spektrograf verläuft geringfügig nichtlinear. 

Es wird mit diesem vereinfachten Verfahren als Näherung linear kalibriert. Dies 

ist für qualitative Zwecke und für kurze Wellenlängenbereiche tolerierbar. 

1. Im Vspec Programm mit dem Menue „Open Profile“ das Rohspektrum laden 

2. Unter Spectrometry/Calibration 2 lines setzen 

3. Popup Info: „No reference serie, do you want…“ mit Ja bestätigen 

Die folgenden Schritte 4. bis 8. können übersprungen werden, wenn mit Klick und 

Drag die zwei Linienprofile symmetrisch zum Kurvenminimum (oder Maximum) markiert 

und die bekannten Kalibrierwellenlängen, direkt eingetippt und mit Enter bestätigt 

werden. 

4. Unter Options/preferences/references Kalibrier- Wellenlängen in Angström [Å] für 

Line 1 und Line 2 eintragen 

5. Mit Klick und Drag identifizierte Line 1 im Bereich des Kurvenminimums (oder Maximums) 

markieren. Gewählte Wellenlänge erscheint im Popup Fenster 

6. Rechte Maustaste drücken und Line 1 wählen 

7. Dito mit Line 2 verfahren 

8. Rechte Maustaste drücken und im Popup „calibrate“ anklicken 

9. Im selben Popup kann nach dem Kalibrieren des Profils mit „label“ eine markierte 

Spektrallinie automatisch mit der Wellenlänge beschriftet werden 

10. Gelbes Quadrat am rechten Rahmenrand anklicken. Es erscheinen die skalierten X- 

und Y- Achsen. Formatierung siehe Kap. 9. 

11. Abspeichern z.B. mit der Notation Datum/Objekt/Gitter/Kalibrationsart 

Typische auffällige Kalibrierlinien (Abhängig vom Spektraltyp des Sterns) 

Hα = 6562.82 Å, Hβ = 4861.33 Å, Hγ = 4340.47 Å 

Hδ = 4101.74 Å Hε = 3970.07 Å, H8 = 3889.05, H9 = 3835.38, Mg l = 5167, 

Fe l = 5270 Å, Na I 5890/96 Å, 

CH = 4300 Å ,Ca II = 3934/3968 Å


6 Nichtlineares kalibrieren mit bekannten Linien 

Vorbemerkung: Das DADOS Rohspektrum verläuft bezüglich der Wellenlänge geringfügig 

nichtlinear. Mit diesem Verfahren wird dieser Eigenschaft Rechnung getragen. 

Diese Methode ist absolut obligatorisch, falls mit einem Prisma spektroskopiert wird! 

1. Im Vspec Programm mit dem Menue „Open Profile“ das Rohspektrum laden 

2. Unter Spectrometry/Calibration mutilpe lines wählen 

3. Im Popupmenu unter „Degré“ den Grad des Kalibrierpolynoms wählen. Der Defaultwert 

ist 3 und sollte um 1 niedriger sein als die ausgewertete Zahl der Kalibrierlinien. 

Der „Degré“ (max. 4) wird aber automatisch angepasst. 

Die folgenden Schritte 4. bis 7. können übersprungen werden, wenn mit Klick und 

Drag alle Linienprofile symmetrisch zu ihrem Kurvenminimum (oder Maximum) markiert 

und die bekannten Kalibrierwellenlängen (z.B. der Neonserie), direkt eingetippt 

und mit Enter bestätigt werden. 

4. Unter Tools/Elements wählen 

5. Falls mit Balmer Wasserstofflinien kalibriert werden soll, im unteren Fenster „Elements“ 

des Popupmenus H ankreuzen und die „Sort“ Schaltfläche anklicken. Im 

Fenster werden jetzt nur noch die Wasserstofflinien angezeigt. Mit anderen Kalibrierlinien 

anderes Sortierkriterium wählen oder durch scrollen aus der Gesamtliste 

auswählen. 

6. Erstes Linienprofil mit Klick und Drag markieren, entsprechende Wellenlänge der Linie 

in der „Lambda“ Kolonne anklicken und Enter drücken – dieser Wert wird dadurch 

in die „Non linear calibration“ Liste übertragen. 

7. Punkt 6 für sämtliche Kalibrierlinien wiederholen 

8. „Calcul“ Taste anklicken 

Anmerkung: Keinesfalls jetzt zusätzlich noch „Apply Eq“ drücken, sonst wird die Kalibrierung 

garantiert fehlerhaft!! 

Mit Mausklick auf „Calcul“ wird umgehend das Kalibrierpolynom berechnet und damit 

das Spektrum gleichzeitig nichtlinear kalibriert. Zusätzlich zeigt eine Grafik den 

Verlauf des Polynoms. Dessen Koeffizienten werden unter „Interpolation“ angezeigt. 

Nicht plausible Eingaben werden mit „Value is not consistant“ oder „Inflection“ quittiert 

(unbrauchbare Kurvenform mit Wendepunkt oder Maximum/Minimum innerhalb 

des Verlaufs). Der betroffene Eichpunkt wird in der Liste markiert und kann da 

noch korrigiert (übertippt) werden. Diese Gleichung kann nun allenfalls zur Wiederverwendung 

mit „Save“ abgespeichert werden, für den Fall, dass wiederholt in exakt 

demselben Wellenlängenbereich und mit identischem Spektrografen-Setup kalibriert 

werden soll. Dazu muss dann mit „Load“ die Formel wieder geladen und der Kalibriervorgang 

(ausschliesslich jetzt!!) mit der Taste „Apply Eq“ (Apply equation) gestartet 

werden. 

9. Dialogbox schliessen mit „close“ 


und Y- Achsen. Formatierung siehe Kap. 9. 

11. Das Ergebnis durch klicken auf bekannte Spektrallinien in der Grafik überprüfen. 

12. Abspeichern z.B. mit der Notation Datum/Objekt/Gitter/Kalibration


7 Kalibrieren mit der Eichlampe 

Vorbemerkungen: Das Kalibrieren mit der Eichlampe lohnt sich vorwiegend für hochauflösende 

Spektren (DADOS: 900L/mm Gitter), oder für wellenlängenabhängige Absolutwertmessungen, 

z.B. der Dopplershift. Es ist ebenfalls nützlich bei unbekannten 

und linienarmen Spektren. Sehr wichtig: Beim Objekt- und Eichlinienspektrum muss 

der aufgenommene Wellenlängenbereich absolut identisch sein, d.h. zwischen Objekt- 

und Eichlinienaufnahmen sollte am gesamten Gerätesetup mechanisch nichts 

verstellt werden! Bei Amateuren sind zur Eichung Neonlampen beliebt. Sie sind billig, 

leicht erhältlich und erzeugen einen dichten, gut dokumentierten Emissionslinienraster 

im Bereich von ca. 8000 – 5800 Å. Im Grün- und Blaubereich des Spektrums liefern 

sie aber nur wenige und vergleichsweise sehr schwache Linien. In diesem Bereich 

müssen entweder professionelle Eichquellen verwendet werden, oder z.B. Energiesparlampen, 

welche hier, dank ihres Gehaltes an Argon (Ar) und Quecksilber (Hg), 

einige intensive Emissionslinien mit bekannter Wellenlänge erzeugen (Kap. 26). 

Bei hohen Präzisionsanforderungen, z.B. für Radialgeschwindigkeitsmessungen (Kap. 

18), sollten sämtliche verfügbaren Eichlinien innerhalb des Bereiches mit einbezogen 

und nichtlinear mit „Calibration multiple lines“ (Kap. 7) kalibriert werden. Die zu vermessende 

Linie darf dabei keinesfalls am Rand, ausserhalb der Eichlinienschar liegen! 

Beim DADOS Spektrografen hat sich folgendes Vorgehen bewährt: Zuerst der Apparatur 

(Spektrograf, Teleskop, Kamera) eine ca. 45-minütige Anpassung an die Umgebungstemperatur 

gewähren (speziell wichtig im Winter). Dann mit dem 900L/mm Gitter 

eine Fünferserie Eichlinien, gefolgt von einer 10-er Serie Objektspektren und abschliessend 

nochmals eine Fünferserie Eichlinien aufnehmen. Die Eichlinien- und Objektspektrenserie 

wird dann je separat auf der exakt gleichen Höhe (Y- Werte des 

Markierrahmens) gestackt und mit den Ergebnisprofilen schliesslich eine nicht lineare 

Kalibration durchgeführt. 

Das so kalibrierte Profil dient dann schliesslich zur exakten Linienvermessung (Kap. 

18). Falls es die Präzision der Teleskopnachführung nicht erlaubt, die gesamte Objektspektrenserie 

ungefähr auf demselben Punkt des Spaltes aufzunehmen, hat sich 

für die Aufnahmen der Messreihe folgender Kompromiss bewährt: 

– Eine Auswahl guter Aufnahmen ohne Stacking einzeln binnen (Kap. 2, Schritt 9). 

Bei der vergleichsweise hohen Intensität der Hα-Linie ist dies auch vertretbar. 

– Die gebinnten Streifen individuell mit der Eichlampen-Serie kalibrieren, gestackt 

exakt auf der Höhe des Binningbereiches des entsprechenden Objektspektrums. 

Die Eichlampe benötigt einige Sekunden Aufwärmzeit 

um die spezifizierten Wellenlängen zu erreichen! Ihre 

Position bezüglich der Spaltebene hat einen deutlichen 

Einfluss auf die Kalibrierung. Bei der Montage vor dem 

Teleskop muss sie in der Spaltebene des Spektrografen 

liegen, sonst resultiert ein massiver, systematischer 

Eichfehler! Am einfachsten ist dies bei Refraktoren, d.h. 

genau zentrisch montiert vor der Öffnung. Bei Cassegrain- 

und Newton Teleskopen erfolgt dies unmittelbar 

neben dem Sekundär- resp. Fangspiegel in der


Spaltebene. Die Ausrichtung dieser Ebene bezüglich der Teleskopachsen wird durch 

die Montageart des Spektrografen beeinflusst. Sie wird am einfachsten durch das Beobachten 

einer vertikalen Gebäudekante oder eines Mastes auf dem Spaltblech ermittelt. 

Trotz dieser Massnahmen, und selbst bei Spektrografen mit eingebauter Kalibrierlampe 

wird in den meisten Fällen ein mehr oder weniger grosser, systematischer, 

d.h. reproduzierbarer Messfehler vorliegen, welcher gemäss Kap. 21 ermittelt werden 

kann. Im Bild oben sind zwei Neonlampen an einem Aluprofil, unter- und oberhalb des 

Sekundärspiegels montiert. Ein solches Set kann auch während der Aufnahme des 

Objektspektrums am Teleskop belassen werden. Bei hellen Objekten muss während 

der Aufnahme des Lampenspektrums die Teleskopöffnung abgedeckt werden. 

1. Im Vspec Programm mit dem Menu „Open Profile“ unkalibriertes Rohspektrum laden 

2. Den mit IRIS aufbereiteten Spektralstreifen der Kalibrierlampe laden mit dem Menu 

„Open Image“. Wichtig: Er muss im IRIS Programm mit exakt den gleichen Schritten 

und Parametern aufbereitet worden sein wie das Spektralprofil! 

3. Das Icon Reference Binning anklicken. Das Lampenspektrum erscheint nun 

überlagert im Spektralprofil. Wichtig: Das Lampenspektrum keinesfalls überbelichten 

(d.h. keine übersättigte Linien mit oben abgeflachten Peaks). 

4. Anhand gut verteilter Spektrallinien der Kalibrierlampe calibration 2 lines oder multiple 

lines durchführen (Kap. 6 und 7). Während der Kalibrierung mit calibration multiple 

lines bleibt die Überlagerung der Profile bestehen, bei calibration 2 lines ist 

jetzt nur noch das Lampenspektrum Ref1 sichtbar. Die Wellenlängen der auffälligsten 

Neonlinien können in Kap. 26 nachgeschlagen werden. 

5. Die so erzeugte Kalibrierung des Lampenspektrums überträgt sich unmittelbar auf 

das Spektralprofil (Intensity). 

6. Gelbes Quadrat am rechten Rahmenrand anklicken. Es erscheinen die skalierten 

X- und Y Achsen. Formatierung siehe Kap. 9. 

7. Kalibriertes Spektralprofil (Intensity) des Objektes speichern z.B. mit der Notation 

Datum /Objekt/ Gitter/Kalibration. 

Anmerkungen: 

– Bei der „calibration multiple lines“ wird das noch sichtbar verbliebene Lampenspektrum 

(Ref 1) nicht mit abgespeichert und muss daher vorgängig auch nicht 

gelöscht werden 

– Alternativ zu diesem Vorgehen findet man auch die Möglichkeit, zur Eichung das 

vorgängig kalibrierte Lampenspektrum mit copy/paste in das Spektralprofil zu kopieren. 

Dies funktioniert aber nur korrekt bei der linearen Kalibrierung. Bei der 

nichtlinearen (calibration multiple lines) wird das Rohspektrum so zwar auch kalibriert, 

fälschlicherweise aber ohne den nichtlinearen Verlauf zu übernehmen! 

– Die Belichtung des Spektrums hat einen deutlichen Einfluss auf die Kalibriergenauigkeit. 

Es darf weder stark unter- noch überbelichtet sein. Sehr helle Fixsterne, 

wie z.B. Arcturus und Altair, müssen oft minim defokussiert werden um den 

Streifen auf mindestens 10 Pixel zu verbreitern. Zu schmale Streifen, kombiniert 

mit reichlicher Belichtungszeit (I >25‘000), können beim Binning Prozess (IRIS) 

wellenförmige Artefakte im Kontinuumsverlauf erzeugen, welche die Messgenauigkeit 

der Funktion „Gaussian fit“ deutlich beeinflussen können (DADOS + DSI II 

Kamera).


8 Formatieren des kalibrierten Spektrums 


und Y- Achsen. 

2. Doppelklick auf Diagrammfläche. 

Axis X: Haken bei Auto entfernen und z.B. Tick auf 2 und Nb Ticks auf 50 setzen. Ev. 

noch mit X min und X max den darzustellenden Bereich auf der X Achse einstellen. 

Axis Y: Mit Hi threshold und Lo threshold den gewünschten vertikalen Darstellungsbereich 

der Kurve einstellen. Falls mehrere Profile geöffnet sind und diese Anpassung 

für alle Serien gelten soll, muss „Apply to all Windows“ markiert werden. Haken 

bei Auto entfernen und Tick z.B. auf 5000 und Nb Ticks auf 5 setzen. Y- Achse 

allenfalls gar nicht anzeigen (d.h. „Display Y-axis“ nicht markieren). 

3. Spektralkurve („Intensity“) anklicken (oder im Fenster anwählen) und Kurvenfarbe 

mit dem Menu in der Titelleiste wählen (z.B. Blue) 

4. Mit Format/background colour ev. Flächenfarbe des Diagramms anpassen 

5. Unter Format/Line kann die Linienstärke auf 1 oder 2 gesetzt werden. 

6. Spektralklasse des Sterns nachschlagen (z.B. unter Tools/Spectraltype oder mit 

Winstars, Redshift etc.). Details und Voraussetzungen siehe Kap. 13, Schritt 2. 

7. Unter „Tools/Library“ möglichst ähnlichen Spektraltyp wählen. Passendes dat.file im 

oberen Fensterteil mit Klick und Drag ins Bild verschieben. Die Referenzkurve erscheint, 

der Kalibrierung entsprechend, positioniert und überlagert zum gewonnen 

Spektrum. Dies dient gleichzeitig als willkommene Plausibilitäts- und grobe Kalibrierungskontrolle 

für das gewonnene Spektrum! 

8. Referenzkurve anklicken und Farbe bestimmen (z.B. Cyan). 

9. Mit „Axis Y/high threshold“ Lage und gewünschten Vertikalausschlag der Referenzkurve 

einstellen. Alternativ dazu Pfeiltasten am rechten Bildschirmrand bedienen. 

10. Mit file/Export bmp, kalibriertes und konfiguriertes Spektralschema als bmp file abspeichern 

und dann ev. in (speicherplatzsparendes) jpeg file wandeln, z.B. mit der 

Notation Datum/Objekt/Gitter/Wellenlängenbereich. Anschliessend weiter bearbeiten/beschriften 

etc. 

Achtung: Im Vspec Programm wird mit „save as“ nur die Kalibrierung gespeichert. 

Die Formatierungen (d.h. Checkpunkte 1 – 9) gehen verloren!! 

11. Entsprechend dem Spektralkurvenverlauf kann noch ein synthetisch erzeugtes, 

Spektralbild erzeugt werden (Bitmap Bild). Dieses kann z.B. zur späteren Kommentierung 

des Spektrums oder als Ergänzung zum Spektralprofil verwendet werden. 

Die Helligkeit dieses synthetischen Spektralbildes reagiert sensitiv auf die Lage des 

Profils bezüglich der Y-Achse. 

– Tools/Synthesis anwählen (Spektralstreifen erscheint in Schwarzweiss) 

– Farbdarstellung: rechter Mausklick auf den Spektralstreifen und „colorer“ klicken 

– Exportieren als Bitmap mit „exporter“, abspeichern z.B. mit der Notation 

Datum /Objekt/Gitter/Synthesis und dann ev. in (speicherplatzsparendes) jpg file 

wandeln. Kontrast/Farben müssen dann z.B. mit Photoshop meistens noch etwas 

intensiviert werden.


9 Das Zusammensetzen überlappender Spektralprofile 

Vorbemerkungen: Die vorliegende Beschreibung basiert auf der Version 3.7.7 und ersetzt 

die in früheren Ausgaben noch beschriebene Zusammensetzung von Spektralstreifen 

mit überlappendem Wellenlängenbereich im IRIS (ehemals Kapitel 4). Die im 

Test verwendeten Profile wurden in der gleichen Session mit unterschiedlichen Gitterstellungen 

aufgenommen. Die Aufnahmen sind mit Iris aufbereitet und die Profile 

mit Vspec erzeugt und nicht linear kalibriert worden. 

1. Die beiden kalibrierten Profile (.spc) im Vspec öffnen. 

2. Unter „Operations“ den Befehl „Join“ anwählen 

3. Es erscheint ein Pop up (Selection) mit File Explorer und blauem Anzeigefenster 

4. Auf die beiden Folder doppelklicken, sodass die „intensity“ files angezeigt werden. 

5. Die beiden „intensity“ files anklicken. Die entsprechenden Profile werden im blauen 

Fenster rot angezeigt. 

6. Mit Ok bestätigen. Es erscheint ein neues Fenster mit dem zusammengesetzten Profil 

(grün) unter dem Namen „NewSpc-0“ und kann so abgespeichert werden. 

Dieses Verfahren ist relativ heikel. Falls die Meldung „The two series do not supperpose“ 

erscheint, kann die Zusammensetzung mit verändertem Überlappungsbereich 

neu versucht werden (z.B. mit „crop profile“).


10 Normieren der Intensität auf einen Kontinuumsabschnitt 

Area Normalisation 

Vorbemerkungen: Die Kontinuumsintensität


4. Mit Operations/Normalize - oder durch drücken des Normalize Icons die 

Normierung des Spektrums auf die mittlere Intensität des gewählten Referenzabschnittes 

einleiten. Die Skalierung der Y-Achse wird sofort angepasst, die Form des 

Spektrums bleibt erwartungsgemäss unverändert. (Ab Vspec 3.60 erscheint das 

normierte Profil neu als separate Kurve). 

5. Die so normierten Spektren können schliesslich zum Vergleich mit copy/paste in 

ein Diagramm kopiert und so überlagert dargestellt werden. Vspec ermöglicht auch 

die Erstellung einer animierten „Filmsequenz“. 

Anmerkungen: 

– Die Normierung eines Spektrums auf verschiedene Referenzabschnitte führt auch 

zu unterschiedlichen Skalierungen der Y-Achse. 

– Die Normierung von Spektren auf gleiche Referenzabschnitte, jedoch mit Profilen 

unterschiedlicher Wellenlängengrenzen führt ebenso zu unterschiedlichen Skalierungen 

der Y-Achse. 

– Sequentielles Normieren auf unterschiedliche Referenzabschnitte führt bei Wiederholung 

auf einem früheren Abschnitt auch wieder zur gleichen Skalierung der Y- 

Achse! Dies bedeutet, dass ein bereits normiertes Spektrum später für eine neue 

Anwendung auf einen neuen Referenzabschnitt umnormiert werden kann. 

– Eine bereits durchgeführte Formatierung des Profils gemäss Kap. 9, hat auf die 

Normierung der Y-Achsen Skalierung keinen Einfluss. 

11 Normieren der Intensität auf den Kontinuumspeak 

Peak Normalisation 

Vorbemerkung: 

In speziellen Fällen kann es darstellungsmässig sinnvoll sein, die maximale Peak- 

Intensität des Kontinuumverlaufes


12 Normieren der Intensität auf den Kontinuumsverlauf 

Vorbemerkung:, 

Entfernen des Intensitätsverlaufs aus dem Spektralprofil mittels Division durch den 

eigenen Kontinuumsverlauf („Flachdarstellung“). 

1. Kalibriertes Spektralprofil öffnen 

2. Kontinuumsverlauf aus der aktiven „Intensity“ Kurve durch Eliminieren der Spektrallinien 

gewinnen: 

– Radiometry/Compute Continuum wählen 

– Auf der neu erschienenen Toolbar das Icon für Punktbearbeitung drücken 

– Die Umrisse der nun orange erscheinenden Kurve mit dem Cursor punktweise 

anklicken, wobei Spektrallinien ausgelassen werden müssen! Ein Kreuz kann jeweils 

nur dann gesetzt werden, wenn das Handsymbol des Cursors auf die Pfeildarstellung 

wechselt. 

– Execute Icon auf der Toolbar drücken 

– Sollte die nun „orange“ erscheinende, geglättete Kurve noch zu „sprunghaft“ verlaufen 

muss sie mit dem Popup Regler weiter geglättet werden. Um einen sichtbaren 

Effekt zu erzielen, muss im unteren Fenster, je nach Kurvenverlauf von einer 

zweistelligen bis zu maximal einer fünfstelligen Zahl (z.B. 10‘000) eingegeben 

und ev. sogar noch das Feld x10 angekreuzt werden. Wenn die Kurve etwa 

im Rahmen des Beispiels verläuft, OK Taste drücken. 

Diese neue Kurve trägt die Bezeichnung „Fit Intensity“


3. Spektralprofil „Intensity“ durch Kontinuumsverlauf „Fit Intensity“ dividieren: 

– Sämtliche Profile im Fenster löschen mit dem Icon „Erase“ (links neben dem 

Eingabefenster der Kurvenfarben) 

– „Intensity“ Profil anwählen (Kurve anklicken oder Eingabefenster am linken Rand) 

– Im Menue Operations/Divide Profile wählen 

– Im Popupfenster „Fit Intensity“ als Divisor aktivieren 

– Mit OK bestätigen. Das flache, vom Kontinuumsverlauf bereinigte Profil, erscheint 

nun grün unter dem Namen „Division“. 

– Profil allenfalls mit dem Icon „Crop profile“ auf den gewünschten Bereich 

stutzen: Zuerst mit Klick und Drag den gewünschten Bereich aufspannen, dann 

das Crop profile Icon drücken. 

Ausschnitt aus dem Siriusspektrum (200L/mm Gitter): 

4. Abspeichern des bereinigten Profils: 

– „Replace“ Icon drücken 

– „Intensité“ markieren 

– Mit OK bestätigen 

– Das bereinigte Profil erscheint nun neu unter dem Namen „Intensity“ und kann 

unter geändertem Namen abgespeichert werden.


13 Relative radiometrische Fluxkalibration mit Vspec 

Vorbemerkung: 

– Korrektur der gerätespezifischen und atmosphärischen Einflüsse auf den Kontinuumsverlauf 

eines kalibrierten Spektralprofils durch Angleichen an das synthetische 

Planckprofil eines Spektraltyp-ähnlichen Standardsterns 

– Generieren einer sog. CCD Responsekurve 

– Bestimmung der sog. Plancktemperatur (entspricht sehr grob der Photosphärentemperatur 

eines Sterns) 

1. Kalibriertes Rohspektrum („Intensity“) im Vspec öffnen 

2. Falls noch unbekannt, Spektraltyp des Sterns bestimmen z.B. mit Winstars, Redshift, 

SIMBAD [25] oder Vspec unter Tools/ Spectraltype. Diese Funktion erfordert, 

dass die Makroausführung im Excel unter Excel-Optionen erlaubt wird. Eingabeformat 

ist die abgekürzte „Bayer Nummer“ z.B. für Rigel betori (Beta Orionis), für Beteigeuze 

alpori (Alpha Orionis) oder alternativ mit der „Flamsteed Nummer“ z.B. 

58ori. Im Root Directory des Vspec Programms kann dazu auch das Excelfile 

brscat2 (Bright Stars Catalogue) direkt geöffnet werden. 

3. Unter Tools/Library/ Standardprofil laden, welches der Spektralklasse des untersuchten 

Sterns möglichst nahe kommt. Passendes dat.file im oberen Fensterteil mit 

Klick und Drag ins Profilfenster verschieben und das Profil des Standardsterns erscheint 

sofort überlagert im Fenster, benannt nach dem Spektraltyp (z.B. m1iii.dat). 

4. Isolieren des Standardprofils: 

– Sämtliche Profile aus dem Fenster löschen mit dem Icon „Erase“ (links neben 

dem Eingabefenster der Kurvenfarben) 

– Standardprofil anwählen (z.B. m1iii.dat) über Eingabefenster am linken Rand 

5. Bei „ruhigem“ Kurvenverlauf kann nun die Glättung des Standardprofils mit Operations/Spline 

Filter versucht werden. Bei unbefriedigendem Ergebnis muss dies, etwas 

aufwendiger, mit den folgenden Punkten 6 und 7 durchgeführt werden. 

6. Glätten des Standardprofils durch Eliminieren der Spektrallinien: 


– Auf der neu erscheinenden Toolbar das Icon für Punktbearbeitung drücken 

– Die Umrisse des nun Orange erscheinenden Standardprofils mit dem Cursor 

punktweise anklicken, wobei Spektrallinien ausgelassen werden müssen! Ein 

Kreuz kann jeweils nur dann gesetzt werden, wenn das Handsymbol des Cursors 

auf die Pfeildarstellung wechselt. 

– Execute Icon auf der Toolbar drücken


7. Sollte das nun orange erscheinende, geglättete Standardspektrum noch zu 

„sprunghaft“ verlaufen muss es mit dem Popup Regler geglättet werden. Für die 

Glättung der „ruhig“ verlaufenden Standardprofile reicht dazu meist die Eingabe einer 

ca. zweistelligen Zahl (z.B. 20) in das untere Fenster. Wenn die Kurve etwa im 

Rahmen des Beispiels verläuft, OK Taste drücken. 

Dieses neue Profil trägt die Bezeichnung „Fit.“Spektralklasse“.dat“(z.B. Fit.m1iii.dat) 

8. Rohspektrum „Intensity“ durch geglättetes Standardspektrum dividieren: 



– Geglättetes Standardspektrum „Fit.“Spektralklasse“.dat anwählen (über das Eingabefenster) 

– Rohspektrum „Intensity“ anwählen (über das Eingabefenster) 

– „Operations/Divide Profile by a Profile“ wählen 

– Im Selection Fenster „Fit.Spektralklasse.dat“ als Divisor aktivieren (z.B. 

Fit.m1iii.dat) 

– mit OK bestätigen. 

Eine neue Kurve erscheint in Olivgrün mit dem Namen „Division“ 

9. Diese „Division“ Kurve muss nun wiederum geglättet werden, um dann die sog. 

CCD Responsekurve zu erhalten. Isolieren der „Division“ Kurve: 



– „Division“ Kurve anwählen über Eingabefenster am linken Rand 

10. Bei „ruhigem“ Kurvenverlauf kann nun die Glättung der „Division“ Kurve wieder mit 

Operations/Spline Filter versucht werden. Bei unbefriedigendem Ergebnis muss 

dies auch hier, etwas aufwendiger, mit den folgenden Punkten 11 und 12 durchgeführt 

werden. 

11. Glätten der „Division“ Kurve durch Eliminieren der Spektrallinien: 


– Auf der neu erschienen Toolbar das Icon für Punktbearbeitung drücken 

– Die Umrisse der nun Orange erscheinenden Kurve mit dem Cursor 

punktweise anklicken, wobei Spektrallinien ausgelassen werden müssen! Ein 

Kreuz kann jeweils nur dann gesetzt werden, wenn das Handsymbol des Cursors 

auf die Pfeildarstellung wechselt.


– Execute Icon auf der Toolbar drücken 

12. Sollte die nun orange erscheinende, CCD Responsekurve mit dem Namen 

„Fit.Division“ noch zu „sprunghaft“ verlaufen, muss sie mit dem Popup Regler geglättet 

werden. Für die Glättung dieses Profils muss nun meist bis zu einer ca. fünfstelligen 

Zahl (z.B. 10‘000) in das untere Fenster eingegeben und ev. sogar das 

Feld x10 angekreuzt werden. Wenn die Kurve etwa im Rahmen des Beispiels verläuft, 

OK Taste drücken. 

13. Mit der Division des „Intensity“ Rohprofils durch die CCD Response Kurve „Fit Division“ 

werden im folgenden Schritt die fehlerhaften Einflüsse u.a. durch den ungleichmässigen 

Empfindlichkeitsverlauf des CCD Chips und die verfälschende Filterwirkung 

der Erdatmosphäre aus dem Rohprofil eliminiert: 



– CCD Responsekurve „Fit Division“ anwählen (über das Eingabefenster) 

– Rohspektrum „Intensity“ anwählen 

– Operations/Divide Profile by Profile wählen 

– Im Selection Fenster „Fit Division“ als Divisor aktivieren 

– Mit OK bestätigen. Das radiometrisch korrigierte Profil erscheint nun grün mit 

dem Namen „Division“. 

– Ev. Profil mit Icon „crop profile“ noch auf den gewünschten Bereich stutzen.


14. Abspeichern des radiometrisch korrigierten Profils: 

– „Replace“ Icon drücken 

– „Intensité“ markieren 

– Mit OK bestätigen. Das radiometrisch korrigierte Profil erscheint nun Blau unter 

dem Namen „Intensity“. und kann jetzt unter anderem Namen abgespeichert 

werden. 

Anmerkung: Das oft empfohlene Abspeichern der CCD Responsekurven lohnt sich 

kaum, da sie nicht „universell“, sondern nur für Sterne ähnlicher Spektralklasse, und 

Spektren gleichen Wellenlängenbereichs verwendet werden können. Ein simpler Versuch 

zeigt, dass sich Responsekurven drastisch unterscheiden, welche z.B. an heissen 

B- und kühlen M-Klasse Sternen gewonnen wurden! 

15. Bestimmung der Plancktemperatur: 

An der Steigung dieses relativ fluxkalibrierten, neuen „Intensity“ Profils kann nun 

noch die „Plancktemperatur“ abgelesen werden: 

– Radiometry/Planck wählen 

– Im Popup-Temperaturfenster geschätzte Atmosphärentemperatur (Photosphäre) 

des Sterns eingeben. Wert iterativ verändern bis die eingeblendete Kurve (z.B. 

P_3200) ungefähr parallel zum Kontinuum der radiometrisch korrigierten verläuft. 

Anmerkung: Der Wert dieser „Temperaturmessung“ ist rein didaktischer Natur. Eigentlich 

erfolgt sie am Kontinuumsverlauf des importierten Standardprofiles und könnte 

ebenso gut ohne die Überlagerung des selbst spektroskopierten Sterns erfolgen. Deutlich 

mehr Sinn macht zu beobachten, wie sich die Intensitätsmaxima der unkorrigierten 

Rohspektren in Abhängigkeit der Spektralklasse (Temperatur) verlagern (Wiensches 

Verschiebungsgesetz).


14 Absolute radiometrische Fluxkalibration mit Vspec 

Vspec bietet prinzipiell die Möglichkeit, in grober Näherung eine sog. „absolute“ Fluxkalibration 

durchzuführen. d.h. der Intensitätsverlauf (Y-Werte) des Profils wäre dann 

nicht mehr relativ, sondern absolut in physikalischen Einheiten geeicht. Diese Funktion 

ist im Online Manual und diversen Tutorials jedoch nur fragmentarisch beschrieben. 

So entsprechen einige Menubezeichnungen nicht denjenigen des gleichzeitig 

angebotenen Software Release. Vergeblich sucht man auch nach der Einheit in welcher 

die Intensität geeicht wird. Normalerweise ist dies [erg s -1 cm -2 Å -1 ]. Tests haben 

gezeigt, dass hohe sechsstellige Zahlen resultieren, welche in der Grössenordnung 

inkonsistent zu Literaturwerten sind. Einige der getesteten Programmabläufe zeigten 

sich zudem anfällig auf Abstürze. Ein detaillierter Beschrieb, wird allenfalls folgen, 

falls in einem zukünftigen Release Anpassungen folgen werden. 

Dies ist allerdings kein schwerwiegendes Problem, da sich das sehr aufwendige Verfahren 

sowieso nur in seltenen Fällen d.h. bei sehr „spezifischen“ Fragestellungen 

lohnen würde. Selbst in professionellen, wissenschaftlichen Publikationen findet man 

nur selten absolut fluxkalibrierte Spektren. Im Vspec Programm sind unter „Radiometry“ 

zwei Menupunkte ausschliesslich für die absolute Fluxkalibration vorgesehen: 

– „Compute flux of a reference star …“ enthält 24 der über 130 fluxkalibrierten 

Spektren von Standardsternen aus dem Pickles Atlas. Diese Funktion dividiert automatisch 

das aktive Spektrum „Intensity“ durch das fluxkalibrierte Profil des angewählten 

Standardsternes und generiert so eine fluxkalibrierte CCD Responsekurve 

namens „RepInstru“. 

– „Compute absolute flux…“ Dividiert die aktive „Intensity“ Kurve des zu kalibrierenden 

Sterns durch die oben generierte Repinstru Responsekurve (im gleichen 

Fenster). Gleichzeitig wird, unter zusätzlicher Berücksichtigung der Belichtungszeit 

der Spektralaufnahme, das Profil des zu untersuchenden Sterns unter dem 

Namen „En_Flux“ kalibriert. Die Belichtungszeit muss dazu beim Generieren des 

Rohprofils aus dem file header automatisch ins Vspec Programm übertragen 

worden sein (nachträgliche, manuelle Eingabe unmöglich).


15 Quantitative Informationen aus dem Spektralprofil 

Vorbemerkung: 

Gewinnung quantitativer Informationen aus dem kalibrierten und normierten Spektralprofil 

1. Mit Klick und Drag gesamten Profilabschnitt der gewünschten Linie überstreichen 

2. Mit rechter Maustaste Popup Menu aufrufen. Kann alternativ auch über Spectrometry/Computation 

Preferences aufgerufen werden (neigt jedoch zu Abstürzen). 

3. Computation anklicken 

4. Gewünschte Messwerte im Popupfeld ankreuzen 

5. OK drücken 

6. Die Anzeige der Resultate erfolgt im blauen Anzeigefenster u.a.: 

– SNR: Signal Noise Ratio, Signal Rauschverhältnis des Spektralprofils – je grösser 

desto besser 

– FWMH: Full Width at Half Maximum Height, Linienbreite bei halber Maximalintensität 

In englischsprachigen Publikationen gebräuchlich ist die Reihenfolge


16 Bemerkungen zu den Werten FWHM und EW 

Dies sind die beiden astrophysikalisch wichtigsten Werte, welche für eine bestimmte 

Spektrallinie aus dem Profilverlauf herausgerechnet werden können. Sie spielen in 

vielen spektralanalytischen Abhandlungen eine tragende Rolle. Basierend auf Keith 

Robinson [2], hier noch einige Erläuterungen. 

16.1


Verbreitet wird vorgeschlagen,

Das Aufbereiten und Auswerten von Spektralprofilen 28


17 Bemerkungen und Hinweise zur Linienidentifikation 

Vorbemerkungen 

Um das Potential eines Spektrografen auch sinnvoll nutzen zu können, sollte mindestens 

ein Teil der Spektrallinien einigermassen zuverlässig identifiziert werden können. 

Bei Spektralklassen, wo die Wasserstoff Balmerserie dominiert, ist dies sehr einfach 

(z.B. Sirius und Wega). Diese markanten Linien, mit ihren genau bekannten Wellenlängen, 

können auch direkt zur Kalibrierung des Spektrums gemäss Kap. 6 und 7 verwendet 

werden. Bei Spektren anderer Spektralklassen, wo dünne Metallinien oder 

molekulare Absorptionsbänder vorherrschen, ist jedoch zusätzliches Wissen und Erfahrung 

gefordert. Einige Informationen hierzu liefert mein Skript „Beitrag zur Spektroskopie 

für Astroamateure“ [7]. Vorteilhaft in solchen Fällen ist ein mittels Eichlampe 

absolut wellenlängenkalibriertes Spektrum (Kap. 8). Weiter ein Spektralatlas mit repräsentativen 

und nach Spektralklassen geordneten und kommentierten Spektralprofilen 

[8] – [19]. Zudem muss das Profil von einer allfälligen Dopplerverschiebung bezüglich 

der Wellenlänge bereinigt sein (Kap. 20). 

Leider wird dieses wichtige Thema in der gegenwärtig erhältlichen, fast ausschliesslich 

englischsprachigen Fachliteratur, sehr „stiefmütterlich“ behandelt. Hilfreich für 

die enorm spannende und lehrreiche „Detektivarbeit“ der Linienidentifikation ist noch 

James Kaler, Stars and their Spectra. Leider sind die kommentierten Spektraltafeln in 

meiner englischen Ausgabe nur in schlecht aufgelösten Schwarzweiss Bildern wiedergegeben. 

Die meisten dort verwendeten Spektren entstammen dem längst vergriffenen 

Standardwerk von Morgan, Keenan, Kellman (1943). Diese können jetzt aber 

zum grossen Teil, und hochaufgelöst eingescannt, vom Internet geladen werden [8]. 

Kap. 27 zeigt noch weitere Infoquellen mit kommentierten Spektren. 

Das Vspec „Elements“ Tool zur Linienidentifikation 

Vspec bietet unter „Tools/Elements“ ein leistungsfähiges Hilfsmittel in Form einer Tabelle. 

Für die Identifikation stellarer Spektrallinien muss aber zuerst das Feld „Line“ 

von „element“ auf „lineident“ gewechselt werden. Die „element“ Option ist nur für die 

Analyse terrestrischer Lichtquellen geeignet. Es erscheint nun eine Liste von möglichen 

Spektrallinien, geordnet nach Wellenlänge und ergänzt mit dem Ionisierungszustand 

des Elementes sowie der relativen Intensität. Klickt man auf eine beliebige Stelle 

des Profils, wird die nächstgelegene Spektrallinie in der Tabelle markiert. Umgekehrt 

verschiebt ein Klick auf eine Tabellenzeile die vertikale Markierlinie im Profilfenster 

auf die entsprechende Wellenlänge. 

Gefahren der Fehlinterpretation 

Der Raster dieser gespeicherten Linien ist stellenweise so dicht, dass einer bestimmten 

Cursorposition meistens mehrere Spektrallinien zugeordnet werden könnten. Dieses 

Dilemma lässt sich nur mit Erfahrung und zusätzlichen Kenntnissen überwinden. 

Entscheidend ist dabei die Information, welche Elemente in einem bestimmten Ionisierungszustand 

bei der vorliegenden Spektralklasse, und der damit verbundenen 

„Atmosphärentemperatur“ überhaupt als Spektrallinien in Frage kommen. Das folgende 

einfache Diagramm ist dazu enorm hilfreich und bewahrt mindestens vor groben 

Fehlinterpretationen. Es zeigt, bei welchen Spektralklassen, resp. Temperaturbereichen, 

die wichtigsten „linienbildenden“ Elemente mit ihren unterschiedlichen Ionisie-


rungszuständen erscheinen können. Eindrücklich ist zu sehen, wie z.B. die Wasserstofflinien 

der Balmerserie als einzige, wenn auch in stark unterschiedlicher Intensität, 

bei fast sämtlichen Spektralklassen sichtbar bleiben. Weiter wird hier auch klar, 

dass die Photosphäre der Sonne (Spektraltyp G2V) einige Tausend °K zu kühl ist, um 

im normalerweise zugänglichen Spektrum die neutrale Heliumlinie He I in Absorption 

erscheinen zu lassen. Dies wird auch bei der Durchsicht eines hochauflösenden 

Spektralatlanten der Sonne bestätigt [14], [15]. Helium wurde auf der Sonne als berühmte 

„D3 Emissionslinie“ erst im sog. Flashspektrum während der totalen Sonnenfinsternis 

von 1868 bei 5874.9 Å (587.49 nm) entdeckt. D3 wurde sie deshalb genannt, 

weil sie unmittelbar neben den Fraunhofer Linien D1 und D2 liegt (Natrium 

Doppellinie). 

Vergleich des Rohspektrums mit synthetischem Spektrum ähnlicher Spektralklasse 

Zur Erleichterung der Kalibrierung (ohne Eichlampe) eines Sternspektrums mit bekannter 

Spektralklasse kann im Vspec das dat-file eines kalibrierten synthetischen 

Vergleichsspektrums geladen werden. Dazu muss im „file/open profile“ Dialogfenster 

der file type in der „Format“ box auf „.dat“ gesetzt werden. Diese Spektren können unter 

c:/Program files/vspec/LibSpec gefunden werden. Vorsicht: Diese Library files 

dürfen keinesfalls nachher als „geändert“ wieder abgespeichert werden! 

Vspec Tool zur Linienidentifikation mit synthetischen Elementlinien 

1. Unter Tools/Elements die Element Dialogbox aufrufen 

2. Im unteren Fenster „Elements“ das gewünschte Element ankreuzen 

3. Zuerst „Sort“ dann „Export“ Taste anklicken. Überlagert zum Spektralprofil erscheint 

nun ein synthetisches Spektrum mit den Linien des angewählten Elementes.


18 Radialgeschwindigkeitsmessung mit Dopplerspektroskopie 

Vorbemerkungen: Durch das Messen der Doppler-bedingten Verschiebung von Spektrallinien 

kann die radiale Bewegungskomponente eines Objektes berechnet werden, 

welche genau in der Sichtlinie zum spektrografierten Himmelsobjekt ausgerichtet ist. 

Eine detaillierte Einführung in dieses Thema bietet [7]. Dieses Tutorial konzentriert 

sich auch in diesem Kap. auf praktische Aspekte, d.h. hier: 

– Die Extraktion der Wellenlängendifferenz ∆


1. Das kalibrierte Profil im Vspec mit „File/Open Profile“ laden 

2. Mit Klick und Drag einen grosszügigen, aber nicht zu starken Zoombereich um die 

zu vermessende Linie aufspannen und mit dem Lupen-Icon aktivieren. 

3. Mit Klick und Drag den Messbereich um das gezoomte Linienprofil aufspannen – 

Wichtig: unter Einbezug der seitlichen „Wings“! [7] Kap. 7.1 

4. Den Messvorgang mit „Spectrometry/Gaussian Fit“ auslösen. Es erscheint neu in 

brauner Farbe die Gaussmodellierung des Spektralprofils. Bild links korrekter Verlauf, 

Bild rechts fehlerhafter Verlauf, meistens infolge ungeeigneter Bereichsmarkierung 

(z.B. ohne Einbezug der „Wings“), oder die Profilform weicht stark von der 

„Glockenform“ ab. 

Gleichzeitig erscheint auf einer blauen Popup Tafel die gesuchte Wellenlänge des 

Profils unter „Bary“ (Barycenter), zusammen mit dem


6. Berechnen der topozentrischen Radialgeschwindigkeit mit der konventionellen 

Dopplerformel {7}. Spätestens ab ca. vierstelligen Radialgeschwindigkeitswerten 

[km/s] sollte jedoch die relativistische Dopplerformel {8} angewendet werden, 

welche die Effekte der Speziellen Relativitätstheorie (SRT) berücksichtigt:


bung des Emissions- gegenüber dem blauverschobenen Absorptionsteil der Hα-Linie. 

Die Messung dieses Differenzbetrages bleibt unabhängig vom Bezugssystem. 

Praktisches Beispiel 

Die folgende Tabelle zeigt mit Dados und Meade DSI II gemessene Radialgeschwindigkeiten 

von Fixsternen unterschiedlicher Spektralklassen. Vermessen wurde jeweils 

die Hα Linie anhand mindestens 10 gestackter Spektralaufnahmen. Die Kalibration 

erfolgte mit 10 gestackten Neonspektren, aufgenommen je 5x vor und 5x nach der 

Objektspektren Serie. Diese Daten wurden in lediglich einer bis maximal zwei Messserien 

gewonnen. Die Sonne wurde in drei Serien vermessen und der resultierende 

Differenzbetrag als „Geräteoffset“ verwendet. Dieser beträgt hier 7.77 km/s. 

In diesem Set bewegt sich die Abweichung von den Literaturwerten (CDS/ Simbad) im 

Bereich von ca. ± 6 km/s. Mit einer optimalen Kamera und einer grösseren Zahl gemittelter 

Messreihen, müsste sich die Genauigkeit noch steigern lassen. 

Übersicht der heliozentrischen Radialgeschwindigkeiten Vr Hel - vermessen 

mit dem DADOS Spektrografen und Neon Eichlampen 

Objekt 

Spektralklasse 

Heliozentr. korrig. 

Messwerte Vr Hel 

[km/s] 

Korrektur 

Geräteoffset 

Bereinigte 

Vr Hel 

Vr Hel gemäss 

CDS/SIMBAD 

Abweichung 

Sonne G2V -7.77 7.77 0 

Altair A7V -31.72 7.77 -23.95 -26.1 2.15 

Arcturus K1.5 III -14.72 7.77 -6.95 -5.2 -1.75 

Caph F2IV 2.14 7.77 9.91 11.3 -1.39 

40 Hercules G0IV -83.84 7.77 -76.07 -69.9 -6.17 

Antares M1.5Iab-b -5.29 7.77 2.48 -3.4 5.88 

27 Ophiuchus K2III -63.03 7.77 -55.26 -55.86 0.6


19 Profildarstellung mit der Dopplergeschwindigkeit 

Für die Darstellung von Fixstern-Rotationsgeschwindigkeiten und Radialgeschwindigkeitsvariationen 

in Doppelsternsystemen kann es Sinn machen, die X-Achse im Bereich 

des zu vermessenden Profils statt in Wellenlänge [Å] umgerechnet in Dopplergeschwindigkeit 

[km/s] zu skalieren. In Kapitel 24.2 wird dieses Verfahren an einem 

Beispiel praktisch demonstriert. 

1. Wellenlängenkalibriertes Profil mit „file/open profile“ ins Vspec laden. 

2. Gelbes Quadrat am rechten Rahmenrand anklicken. Es erscheinen die skalierten 

X- und Y- Achsen. 

3. Mit Klick und Drag gewünschten Zoombereich um die zu vermessende Linie aufspannen 

und mit dem Lupen-Icon aktivieren. 

4. Dargestellter Bereich der Y -Achse so einschränken, dass der Intensitätsverlauf 

der Linie einen Grossteil der Diagrammhöhe ausfüllt. Doppelklick auf die Diagrammfläche 

oder Format/Graphic wählen. In der Rubrik „Axis Y“ den „Hi threshold“- 

und „Low threshold“ Wert entsprechend anpassen. 

5. In der Rubrik „Axis X“, die Doppler Box aktivieren. Das Kästchen „Auto“ deaktivieren 

und Nb Ticks typischerweise auf 5 und Tick auf 100 setzen. 

6. Im „Lambda“- Feld die zentrale Wellenlänge


20 Profil von der Doppler-bedingten Verschiebung bereinigen 

Vorbemerkungen: Für bestimmte Zwecke ist es erforderlich, die Doppler-bedingte 

Verschiebung des Spektralprofils zu eliminieren, z.B. für die Erstellung eines Spektralatlanten, 

falls dort nicht das Spektrum des spezifischen Sterns, sondern die Profildarstellung 

seiner Spektralklasse im Vordergrund steht. Eine weitere Anwendung ist in 

Kap. 24.2 Schritt 3 zu sehen, wo das Bewegungsmuster eines spektroskopischen 

Doppelsterns, anhand der Verschiebung der Hα-Linie dargestellt wird. Generell existieren 

zwei mögliche Varianten. Diese Verfahren sind nur auf Spektren anwendbar, 

welche mit der Eichlampe gemäss Kap. 8 bez. der Wellenlänge absolut kalibriert wurden 

und erst dadurch überhaupt mit einer Dopplerverschiebung behaftet sein können. 

Variante 1: 

Falls gemäss Kap. 18, Schritte 1 – 6, die topozentrische Radialgeschwindigkeit


21 Bestimmen des systematischen Messfehlers 

Für Präzisionsmessungen der Radialgeschwindigkeit


22 Rotationsgeschwindigkeitsmessung mit Dopplerspektroskopie 

Durch die Messung der Doppler-bedingten Radialgeschwindigkeitsdifferenz 

∆


Fokalbild der Sonne auf dem Spaltblech zu gross, resp. der DADOS Spalt viel zu kurz 

um den ganzen Sonnenäquator abzudecken. Erforderlich ist hier die Aufnahme zweier 

getrennter Spektren, je am Ost- und Westrand der Sonne. 

Prinzipiell kann dieses Verfahren auch zur Bestimmung 

der projizierten Rotationsgeschwindigkeit in den Randbereichen 

einer Galaxie angewendet werden. Dies funktioniert 

allerdings nur bei Objekten, welche wir nahezu 

von der Kante (Edge On) sehen, z.B. M31, M101 und 

M104 (Sombrero). Bei Face On Galaxien, wie M51 

(Whirlpool), können wir lediglich die Radialgeschwindigkeit 

gemäss Kap. 18 messen. 

Bei der Berechnung der Rotationsgeschwindigkeit ist zu beachten, dass die Radialgeschwindigkeitsdifferenz 

∆


22.2 Die Rotationsgeschwindigkeit


– O-, B- sowie frühe A–Klassen: auswerten von Linien im Bereich um 4500 Å: 

– Mittlere B- bis frühe F–Klassen: mehrere Fe II- und Ti II Linien, sowie 

He I 4471 und Mg II 4481.2. 

– O-, frühe B- und Be–Klassen: He I 4026 (S), Si IV 4089, He I 4388, 

He I 4470/71 (S,B), He II 4200 (S), He II 4542 (S), He II 4686, Al III, N II 

2. Den so gewonnenen


Praktisches Beispiel: 

Gegeben ist eine Einzelaufnahme der Hα Emissionslinie des Be- Sternes δ scorpii vom 

18.8.09, 2035 UTC, gewonnen mit DADOS 900L/mm Gitter und ausgewertet mit 

Vspec. Das Spektrum ist normiert auf das Kontinuumsniveau


Der Verlauf der Rotationsgeschwindigkeit auf der Scheibe 

Unter der Annahme dass die Scheibenrotation kinematisch den Keplergesetzen 

gehorcht, tritt die höchste effektive Radialgeschwindigkeit


Gemäss Miroshnichenko [51] und Hanuschik [53] ist mit abnehmendem Scheibenradius


nem Doppelsternsystem in Kap. 24.2 beschrieben und kann hier, sinngemäss angepasst, 

angewendet werden. Dies gilt auch für die Bestimmung von


4. Korrekturkurve „intensity.z“ anwählen und „Spectrometry/Gaussian Fit“ am Linienprofil 

durchführen. Der erforderliche Markierbereich entspricht hier ungefähr dem 

gesamten dargestellten Abschnitt! Falls statt der Gaussanpassung „intensity.z 

Gauss“ ein horizontaler Strich erscheint, ist wahrscheinlich der Markierbereich bei 

Schritt 2 falsch gesetzt worden. 

5. Nun kann auf der Popup Tafel der FWHM-Wert abgelesen und am Profil „intensity.z 

Gauss“ noch der EW- Wert bestimmt werden. 

6. Zusammenstellen der Messwerte


23 Expansionsgeschwindigkeitsmessung 

23.1 Ausdehnungsgeschwindigkeit einer Sternhülle 

Sog. P Cygni Profile entstehen immer durch expandierende 

Materie, ein weitverbreitetes Phänomen, welches 

bei verschiedenen Objekt- und Spektralklassen zu sehen 

ist. Der namensgebende Vertreter, P Cygni im Sternbild 

Schwan, ist ein instabiler Überriese der Spektralklasse 

B2 Ia mit einer expandierenden Sternhülle. Er wird detailliert 

in [7] Kap. 5.5 vorgestellt, als Beispiel für gemischte 

Absorptions- und Emissionsspektren. Die Expansionsbewegung 

verursacht kräftige Emissionslinien mit 

jeweils blau versetzten Absorptionssenken, die typischen 

sog. P Cygni Profile. Die Berechnung der Expansionsgeschwindigkeit 

der Sternhülle erfolgt mit der Dopplerformel 

(Kap. 18):


24 Spektroskopische Doppelsterne 

In [7] Kap.17 ist eine detaillierte Einführung in das Thema zu finden. Hier folgt eine verkürzte 

Version mit dem Fokus auf praktische Aspekte. 

Die Komponenten eines Doppelsternsystems kreisen mit variablen Geschwindigkeiten


24.1 Auswirkungen des Doppelsternorbits auf das Spektrum 

Die Dopplerverschiebung, infolge der Radialgeschwindigkeiten


Infolge der Radialbewegung des gesamten Sternsystems


24.2 Vorgehensbeschrieb für ein SB 1 System 

Im Amateurbereich existieren Projektgruppen, deren Mitglieder über längere Zeiträume 

individuell Spektren eines bestimmten Objektes aufnehmen, auswerten und die gemessenen 

Radialgeschwindigkeitswerte einem Koordinator übermitteln. Dieser überträgt diese 

Werte in ein Geschwindigkeits-Zeitdiagramm und berechnet eine gemittelte Geschwindigkeitskurve, 

meistens mit Softwareunterstützung, z.B. Excel [76] [77]. Dies ist ein Vorgehen 

wie es bei der photometrischen oder visuellen Veränderlichenbeobachtung seit langem 

praktiziert wird. Dabei werden keine Kalenderdaten, sondern das in der Astronomie übliche 

Julianische Datum angewendet. Diese Verfahren zu beschreiben würde den Rahmen dieses 

Skripts sprengen. Hier folgt das grobe Vorgehen für eigene Versuche, mit dem bescheidenen 

Anspruch zu verstehen, wie dieser relativ aufwendige Prozess, im Falle eines SB1– 

Systems, praktisch abgewickelt werden kann. Der theoretische Hintergrund zu den einzelnen 

Schritten kann in [7] Kap. 17.4 nachgelesen werden. 

1. Eine Serie von Spektren aufnehmen, möglichst im Tagesabstand (bei sehr kurzen 

Umlaufszeiten noch kürzer). Dauer der Serie deutlich länger als nur über einen vollen 

Umlauf – je nach Genauigkeitsanspruch sogar mehrere Umläufe. 

2. Präzisionskalibrierung der Spektren gemäss Kap. 8 und 18 

3. Die Wellenlänge des Verschiebungsnullpunktes


10. Mit Klick und Drag den gewünschten Zoombereich um die darzustellende und zu 

vermessende Linie aufspannen und mit dem Lupen-Icon aktivieren. 

11. Dargestellter Bereich der Y -Achse so stark einschränken, dass der Intensitätsverlauf 

der Linien einen Grossteil der Diagrammhöhe ausfüllt. 

– Doppelklick auf die Diagrammfläche oder Format/Graphic wählen. 

– In der Rubrik „Axis Y“ den „Hi threshold“- und „Low threshold“ Wert entsprechend 

anpassen. Dabei muss man sich an der gerade aktiven Serie orientieren. 

Anschliessend noch „applied all series“ markieren. 

– Mit „Apply“ bestätigen. 

12. Nochmals Doppelklick auf die Diagrammfläche oder Format/Graphic wählen. 

– In der Rubrik „Axis X“, die Doppler Box aktivieren. 

– Das Kästchen „Auto“ deaktivieren und „Nb Ticks“ typischerweise auf 5 und 

Tick auf 100 (ev. auch auf 50 oder 20) setzen. 

– Im „Lambda“- Feld die zentrale Wellenlänge


19. Aus dem Kurvenverlauf die Umlaufperiode


Bestimmung der Bahnradien

25 Kalibrierlinien 

25.1 Spektrallinien der Neonlampe 


25.2 Spektrum der Osram Sunlux Energiesparlampe 


25.3 Spektrum der Xenon Strobotube 27 WS Bausatz Velleman K2601 

3952.54 Ce? 

4080 Ce? 

4193.8 Ce? 

Xe 

4384.43 Cs? 

Xe 4988.77 

Xe 4971.71 

Xe 5028.28 

4501.52 Cs? 

4525.31 La? 

Xe 5080.62 

Linien ohne Wellenlängenangabe 

sind für die Kalibration 

ungeeignet 

Xe 4734.15 

Xe 4673.7 

4624.9 Ce? 

Xe 4807.02 

Xe 5125.7 

Xe 4843.29 

Xe 4828.04 

Xe 5191.37 

Xe 5261.95 

Xe 5292.22 


Xe 5372.39 

Xe 5339.33 

Xe 5472.61 

Xe 5460.39 

Xe 5438.96 

Xe 5419.15 

Xe 5531.07 

Xe 5616.67 

Xe 6182.42 

Xe 5667.56 

Xe 5699.61 

Xe 6318.06 

Xe 6469.7 

Xe 5751.03 

Xe 5824.8 

Xe 6827.32 

Xe 6728.01 

Xe 6668.92 

Xe 6595.01 

Xe 6882.16 

Xe 5893.29 

Xe 5875.02 

Xe 6976.18 

Xe 5934.17 

Xe 7119.6 

Xe 5976.46 

Xe 7284.34 

Xe 6051.15 

Xe 6036.2 

Xe 7393.79 

Xe 6097.59 

Xe 7642.02 

Xe 6182.42 

Xe 7887.4 

Xe 7967.34 

Xe 8061.34 

©Richard Walker 2010/07


26 Literatur und Internet 

Literatur: 

[1] James Kaler: Stars and their Spectra 

[2] Keith Robinson: Spectroscopy, The Key to the stars 

[3] Stephen F. Tonkin: Practical Amateur Spectroscopy 

Internet Links: 

Verfasser: 

[7] Richard Walker, Beitrag zur Spektroskopie für Astroamateure 

http://www.ursusmajor.ch/astrospektroskopie/richard-walkers-page/index.html Unter dieser Homepage 

ist alternativ ein Tutorial von Urs Flückiger zu finden, mit stärkerem Gewicht auf der Bildbearbeitung. 

[7a] Richard Walker, Spektralatlas für Astroamateure, Download analog [7]. 

Spektralatlanten und kommentierte Spektren: 

[8] An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification, Morgan, Keenan, Kellman 

(1943): http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ASS_Atlas/frames.html 

Hier lohnt es sich, zusätzlich zum Kommentar im pdf Format, auch die einzelnen Spektraltafeln als 

hochaufgelöste Bilder herunterzuladen! 

[9] Digital Spectral Classification Atlas von R.O. Gray: 

http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html 

[10] Moderate-resolution spectral standards from lambda 5600 to lambda 9000 von Allen, L. E. & 

Strom, K. M: http://adsabs.harvard.edu/full/1995AJ....109.1379A 

[11] An atlas of low-resolution near-infrared spectra of normal stars 

Torres Dodgen, Ana V., Bruce Weaver: 

http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..693T 

[12] Christian Buil: Vega Spectrum Atlas, a full commented spectrum 

http://astrosurf.com/buil/us/vatlas/vatlas.htm 

[13] Paolo Valisa, Osservatorio Astronomico Schiaparelli, Varese. Zahlreiche, sehr gut und verständlich 

kommentierte, detailreiche Spektren verschiedenster Himmelsobjekte 

http://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/spettrien.htm 

[14] Hochaufgelöstes, kommentiertes Sonnenspektrum bei Bass2000 

http://bass2000.obspm.fr/download/solar_spect.pdf 

[15] Lunettes Jean Roesch (Pic du Midi), praktisch vollständig kommentiertes, hochaufgelöstes Sonnenspektrum, 

gewonnen auf dem Jungfraujoch (Université de Genève): 

http://ljr.bagn.obs-mip.fr/observing/spectrum/index.html 

[16] Caltech: Spektralatlas für extragalaktische Objekte 

http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/catalogs.html 

[17] UCM: Librerias de espectros estelares 

http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html 

[18] Diverse Lampenspektren: 

http://ioannis.virtualcomposer2000.com/spectroscope/index.html


[19] Spectra of fluorescent light bulbs: 

http://ledmuseum.home.att.net/spectra7.htm 

Datenbanken 

[25] CDS Strassbourg: SIMBAD Astonomical Database mit den wichtigsten Daten zu Astroobjekten 

wie Fixsterne, Galaxien, Sternhaufen etc. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ 

[26] NASA Extragalactic Database (NED) mit den wichtigsten Daten, Spektren, Bilder etc. zu Galaxien 

und Quasaren http://nedwww.ipac.caltech.edu/ 

[27] The SAO/NASA Astrophysics Data System, Datenbank astrophysikalischer Paper 

http://adsabs.harvard.edu/index.html 

[28] NIST Atomic Spectra Database: 

http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/lines_form.html 

Vspec und IRIS: 

[35] Webpage von Christian Buil (Autor von IRIS) 

http://www.astrosurf.com/buil/ 

[36] Webpage von Valerie Désnoux (Autorin von Vspec) 

http://astrosurf.com/vdesnoux/ 

Paper zur stellaren Rotationsgeschwindigkeit: 

[40] F. Fekel: Rotational Velocities of B, A, and Early‐F Narrow‐lined Stars (2003) 

NASA Astrophysics Data System http://www.adsabs.harvard.edu/ 

[41] F. Fekel: Rotational Velocities of Late Type Stars (1997) 

NASA Astrophysics Data System http://www.adsabs.harvard.edu/ 

[42] R. W. Hanuschik: Stellar V sin i and Optical Emission Line Widths in Be Stars, 1989 Astronomisches 

Institut Universität Bochum. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1989Ap%26SS.161...61H 

[43] R. Soria: The Optical Counterpart of the X-ray Transient RX J0117.6-7330, Siding Spring Observatory, 

Coonabarabran, Australia http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1999PASA...16..147S 

[44] Christian Buil: Characterization of the Line Profile 

http://www.astrosurf.com/~buil/us/spe2/hresol7.htm 

Paper und Präsentationen zu Be Sternen 

[50] A. Miroshnichenko: Spectra of the Brightest Be stars and Objects Description, University of 

North Carolina, www.astrospectroscopy.de/Heidelbergtagung/Miroshnichenko2.ppt 

[51] A. Miroshnichenko: Summary of Experiences from Observations of the Be-binary δ Sco, University 

of North Carolina, www.astrospectroscopy.de/Heidelbergtagung/Miroshnichenko1.ppt 

[52] A. Miroshnichenko et al.: Properties of the δ Scorpii Circumstellar Disk from Continuum Modeling, 

University of North Carolina, http://libres.uncg.edu/ir/uncg/f/A_Miroshnichenko_Properties_2006.pdf 

[53] Reinhard W. Hanuschik: High resolution emissionline spectroscopy of Be Stars, I. Evidence for a 

two-component structure of the Hα emitting enveloppe, Astronomisches Institut Universität Bochum. 

http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1986A%26A...166..185H 

[54] S. Stefl et al. :V/R Variations of Binary Be Stars , ESO 2007 

http://www.arc.hokkai-s-u.ac.jp/~okazaki/Meetings/sapporo/361-0274.pdf 

[55] R. Soria: The Optical Counterpart of the X-ray Transient RX J0117.6-7330, Siding Spring Observatory, 

Coonabarabran, Australia http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1999PASA...16..147S


[56] E. Pollmann: Spektroskopische Beobachtungen der Hα- und der HeI6678-Emission am Doppelsternsystem 

δ Scorpii, http://www.bav-astro.de/rb/rb2009-3/151.pdf 

[57] D. K. Ojha & S. C. Joshi: On the Shell Star Pleione (BU Tauri), 1991, Uttar Pradesh State Observatory, 

Manora Peak, http://www.ias.ac.in/jarch/jaa/12/213-223.pdf 

Paper zu Novae 

[60] Donn Starkey, Photometry, Spectroscopy, and Classification of Nova V475 Scuti, JAAVSO Volume 

34, 2005 http://www.aavso.org/publications/ejaavso/v34n1/36.pdf 

Paper/Praktika zu Spektroskopischen Doppelsternen 

[65] Juergen Weiprecht, Beobachtungsmethoden und Klassifikation von Doppelsternen, 2002, Praktikum 

Uni Jena http://www.astro.uni-jena.de/Teaching/Praktikum/pra2002/node155.html und 

http://www.astro.uni-jena.de/Teaching/Praktikum/pra2002/node156.html 

[66] Praktikum Uni Nürnberg-Erlangen, Die Masse eines Neutronensterns, 

http://pulsar.sternwarte.uni-erlangen.de/wilms/teach/intro/haus7_solution.pdf 

[67] Leifi, Uni München, Spektroskopische Doppelsterne, visuelle Doppelsterne: 

http://leifi.physik.uni-muenchen.de/web_ph12/materialseiten/m12_astronomie.htm 

[68] Southwest Research Institute Boulder, Eclipsing Binary Star Parameters, 

http://binaries.boulder.swri.edu/atlas/ 

[69] Diablo Valley College, Analyzing Binary Star Data, 

http://voyager.dvc.edu/faculty/kcastle/Analyzing%20Binary%20Star%20Dat4.htm#Introduction 

[70] Kiepenheuer Institut für Sonnenphysik: Einführung in die Astronomie und Astrophysik Kap. 2.5 

Zustandsdiagramme, http://www3.kis.uni-freiburg.de/~ovdluhe/Vorlesungen/E2_2/einf_2_Pt2.html 

[71] Dept. Physics & Astronomy University of Tennessee, Spectroscopic Binaries 

http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html 

[72] Peterson et al. The Spectroscopic Orbit of β scorpii A, 1979, Astronomical Society of the Pacific, 

http://adsabs.harvard.edu/abs/1979PASP...91...87P 

[73] Uni Freiburg: Einführung in die Astronomie und Astrophysik, 2.5 Zustandsdiagramme 

http://www3.kis.uni-freiburg.de/~ovdluhe/Lehre/Einfuehrung/Einf_2_3-5.pdf 

[74] Uni Heidelberg: Vorlesung Lektion 8: Doppelsterne und Binäre Pulsare, 

http://www.lsw.uni-heidelberg.de/users/mcamenzi/API_Lect8.pdf 

[75] Vorlesung TLS Tautenburg: Einiges über junge Sterne, 

http://www.tls-tautenburg.de/research/eike/vorles/entstehung_sterneEG04.pdf 

[76] Vorlesung University of Pennsylvania: Introduction to Least Squares Fit (with Excel) 

http://dept.physics.upenn.edu/~uglabs/Least-squares-fitting-with-Excel.pdf 

[77 ] Wikiversity: Least squares/Calculation using Excel: 

http://en.wikiversity.org/wiki/Least_squares/Calculation_using_Excel 

Vereine/Gruppen: 

[90] VdS, Fachgruppe Spektroskopie, mit einer Fülle sehr nützlicher Publikationen 

http://spektroskopie.fg-vds.de/ 

[91] ARAS, Astronomical Ring for Access to Spectroscopy 

http://www.astrosurf.com/aras/ 

[92] CAOS, Club of Amateurs in Optical Spectroscopy 

http://www.eso.org/projects/caos/


Private Homepages: 

[100] Homepage Urs Flückiger 

http://www.ursusmajor.ch/ 

[101] Homepage John A. Blackwell, Amerikanischer Astronom und Amateurfunker W1JAB 

http://www.regulusastro.com/ 

Allgemeine Astro-Info: 

[115] Verein Astroinfo, Service für astronomische Informationen www.astronomie.info 

[116] Lexikon Astronomie Wissen, Andreas Müller, TU München 

http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/ 

Spektrografen: 

[120] Manual DADOS Spaltspektrograf: 

http://www.baader-planetarium.de/DADOS/download/DADOS_manual_deutsch.pdf 

[121] User Guide Lhires III Spektrograf 

http://pagesperso-orange.fr/shelyak/en/forms/DC0004A%20-%20Lhires%20III%20User%20Guide%20-%20English.pdf

Tutorial VSPEC IRIS 5.3 - UrsusMajor

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