Tutorial VSPEC IRIS 5.3 - UrsusMajor

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Das Aufbereiten und Auswerten von Spektralprofilen 12 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
Das Aufbereiten und Auswerten von Spektralprofilen 13 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).
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Seite 11: Das Aufbereiten und Auswerten von S
Seite 55 und 56: 25 Kalibrierlinien 25.1 Spektrallin
Seite 57 und 58: 25.3 Spektrum der Xenon Strobotube
Seite 61: Das Aufbereiten und Auswerten von S

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