sp. til spektro freaks

[Mogens.BildsøeDeltager Nova]

Hejsa,

har nu øvet mig et par uger eller 3 med min spektrograf, og selvom der stadig er mange problemer
der skal løses (manglende rutine, et dårligt guide kamera, fokus problemer, et
sært spejlbillede af teleskopets åbning + sekundær på guide-frames o.s.v.
o.s.v.), har det været en sand fornøjelse. At inddrage denne vinkel på
amatørastronomien kan kun anbefales. Fokus og
billedkvalitet på guide frames er ikke helt i top. Specielt ses et
“Ghost-image” af objektet, som vist på nedenstående guide-kamera billede:

Desuden har
jeg markeret en svag stjerne øverst til højre, som er ude af fous, og som viser
en lang koma-lignende udtværing. De små lyse punkter er ikke stjerner, men hot
pixels.

Med det
anvendte guide kamera (8 år gl Qcam) er det kun muligt at nå ca. mag 8-9 på
guide frames, og jeg har derfor investeret i et Lodestar X2; dog uden held med
at få det installeret på min gamle XP maskine (selvom det er oplyst, at denne
kombination også kan spille sammen). Jeg har p.t. opgivet og må nok vente, til
finanserne igen er på fode m.h.b. på indkøb af en win 10 maskine!

På trods af
disse problemer, og selv med et beskedent udstyr, ser Alpy ud til bare at
fungere. Med SBIG st-402 opnår jeg en dispersion på ca. 4.5 Å / pix. Ikke nok
til at udnytte ALPY’s fulde potentiale (R = 600 ved 6500 Å)), men dog tæt på.

Indledningsvis
har jeg forsøgt at bestemme spredningen af spektrenes emissions/absorptions linjer
forårsaget af mit set-up (“instrumental broadening”), fordi linjernes
FWHM altid skal korrigeres herfor før de
benyttes i andre beregninger. Jeg har forsøgt at sjusse ved forskellige metoder,
dels ved at regne “baglæns” på spektre med kendte korrigerede FWHM,
og dels ved at måle FWHM på kalibreringsspektrets (et lysstofrør) smalleste
linjer. Jeg kommer så frem til en mindste FWHM på ca. 10-15 Å!! Men lyder det
rimeligt givet en dispersion på ca. 4.5 Å/pix? Er der en autoriseret måde,
hvorpå instrumentspredningen kan beregnes baseret på empiriske data?

Et
eksempel på brug af FWHM korrigeret for
instrument spredning: Her anvendt på et dark- og sky korrigeret spektrum af
Gamma Cas, en hurtig roterende Be stjerne i Cassiopeia omgivet en ligeledes
roterende skive. Baseret på den instument korrigerede FWHM for H-alfa emission (FWHM korrigeret = 10.2 –> 467
km/s), kan skivens rotationshastighed (v sin i) estimeres: ca. 365 km/s (metode 1 p. 59), eller ca. 300 km/s (metode 2 p.59 ff.). Jeg har her
korrrigeret for instrument spredning = 10 Å, men som skrevet er denne værdi kun
et upræcist sjus. Jeg har ikke
umiddelbart fundet referencer vedr. skivens rotationshastighed, men for selve
stjernen opgives v sin i til 432 km/s. Har desuden læst (husker ikke hvor), at
i = ca. 40-45 grader –> v = ca. 500 km/s?? Er nu ret
overbevist om, at dette er et overestimat, som jo nemt ku’ antage lavere
værdier ved at benytte større instrument spredning. Så please korriger mig,
hvis i har en autoriseret ref. til skivens rotationshastighed?

Spektrum af Gamma Cas

Profil af Gamma Cas: Sort:
Instrument respons korrigeret profil. Blå: Profil normeret m.h.t. kontinuum. Brun: Syntetisk ref. spektrum
(spektraltype B5VIe). Data inf.: Spektrograf: Alpy;
Kamera: SBIG St-402; Ekspo: 10 x 7 s.; Dispersion: 4.8 Å/pix.

Viser desuden lige et par hurtige forsøg på
“integrated” spektrum:

Her et
spektrum af den centrale del af kernen i M15. Med amatørudstyr kan dette område i i kugleformede hobe kun sjældent
opløse i enkelt stjerner, og af erfaring ved jeg, at med den benyttede
eksponeringstid når jeg ikke hovedseriestjerner, men kun røde kæmper og varmere
stjerner på horisontalgrenen. Spektrets profil viser stor lighed med K stjerner,
her sammenlignet med en K1 II profil. Fra hobens HR diagramm ved vi , at den tillige
indeholder en del stjerner på horisontalgrenen, så mon ikke en længere eksponering
+ et mere detaljeret kig på spektrets
sammensætning kan vise dette?

De lyse
emissioner fra gadebelysningen samt atmosfærens mørke H2O – og O2 bånd ses
tydeligt, men disse korrigeres jo bort ved subtraktion af sky spektret.

Spektrum af M15

Profil af spektrum af kernen i M15:
Blåt: Instrument respons korrigeret mod K1 II ref profil . Grøn: K1 II ref.
profil. Data inf.: Spektrograf: Alpy;
Kamera: SBIG St-402; Ekspo: 7 x 5 min; Dispersion: 4.8 Å/pix.

M31: Som vist
ovenfor, men af kernen i M31: Rå-spektrum uden dark- og sky kalibrering og jo,
ved godt at der skal indsamles mange flere fotoner. Men det er bare en øvelse
og forsøg på at kopiere Christian Bruil’s målinger HER. Til
sammenligning er vist profilen af Aldebaran (K5 III). Den store lighed antyder,
at stjerner i dette område er røde (og
således kølige) stjerner- som Buil skriver i det viste link “...The Messier 31 central region spectrum
match more with Aldebaran spectrum. Clearly, this part of the galaxy contain red cool objects (stellar
population I)…”

Og igen, de
lyse emissioner fra gadebelysningen samt atmosfærens mørke H2O – og O2 bånd ses
tydeligt.

spektrum af kernen i M31.

Profil af spektrum af kernen i M31:
Rød: K5 III ref. stjerne. Blå: Profil af kernen i M31 uden Instrument respons
korrektion. Data inf.: Spektrograf: Alpy;
Kamera: SBIG St-402; Ekspo: 4 x 10 min; Dispersion: 4.8 Å/pix.

---

Hilsen Mogens B.

[nightskyDeltager Neutron star]

Har ikke adgang til mine bøger, men jeg vil mene det er helt ok at bruge en meget smal linje
som mål for FWHM instrument response. Har ikke hørt om officielle metoder ud over at man
måler.

Rotationshastighden på Gamma Cas? Kender kun til at man måler variationer for udvalgte linjer.
Ernst Pollman har lavet en del på Ha linjen på Gamma Cas

[Forfatter]

Indlæg