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Prisma

Spektroskopisch interessante Objekte mit Amateur-Spektrographen beobachtet Ernst Pollmann Arbeitsgemeinschaft ASPA A ktive SP ektroskopie in der A stronomie http://www.astrospectroscopy.de

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Presentation Transcript

  1. Spektroskopisch interessante Objekte mit Amateur-Spektrographen beobachtet Ernst Pollmann Arbeitsgemeinschaft ASPAAktive SPektroskopie in der Astronomie http://www.astrospectroscopy.de Tagung der VdS-FG-Sonne 18.5.2012 Bremen

  2. Der klassische Objektiv-Primenspektrograph Kleinbild-Kamera Sternlicht Prisma Kleinbild-Teleobjektiv 1

  3. 30° Prisma im Tubus Spiegelobjektiv Typ Maksutov f=1000mm Dispersion Hγ - Hδ 64 Å/mm CCD-Kamera (CCD14SC) 2

  4. 3

  5. Objektivprismenspektrograph Newton 120/690 mit 45°- Prisma BK 2 4

  6. Prisma Objektiv- Prismen-Spektrograph im Tubus eines NewtonTeleskops f = 700 mm 1:10 30° Kronglas-Prisma montiert im Tubus Dispersion Hβ-Hε 104 Å/mm 5

  7. Prismenspektrograph-Ansatz im Teleskopfokus Spaltloser Spektrographenansatz Spaltloser Spektrograph der Sternwarte Leipzig (1936) 6

  8. Prismen-Spektrograph- Ansatz SPG 25 (Lichtenknecker Optics) im Fokus eines SC Teleskops 1:10 Dispersion Hδ - Hε 146 Angstr./mm 7

  9. Spektraltypen O-F H β HeI Hγ Hδ Hε HeI 4861 4472 4340 4102 3970 3819 ζOri 0 9,5 I b γ Ori B2 III α Leo B7 IV α CrB A0 V δ Leo A4 V α Per F5 I b CaII H10 3934 3750 8

  10. Spektraltypen F-M Hβ G-Band HεCa II 4861 4315 3970 3934 γCyg F8 I b αAur G0 III α Boo K2 III α Tau K5 III α Ori M2 I ab o Cet M7 III e TiO TiO TiO Hγ Hδ 5167 4955 4761 4340 4102 9

  11. Leuchtkraft-Klassifikation anhand der Linienbreite Hβ Hγ Hδ Hε Ca II αLyr (Wega) αCyg (Deneb) 10

  12. Veränderungen im Spektrum von Mira (ο Cet) Titanoxid-Banden Hγ Ca I HδCa II 5167 4955 4761 4227 3968 3934 Tage vor (-) bzw. nach (+) Helligkeitsmaximum - 27 -5 + 23 + 35 11

  13. Intensitätsverlauf der TiO-Absorptionen synchron zum Helligkeitsverlauf 0,7 0,7 0,6 0,6 TiO 4955 Å relative Intensität der TiO-Banden 0,5 0,5 V Helligkeit 0,4 0,4 0,3 0,3 TiO 4761 Å TiO 5167 Å 0,2 0,2 12

  14. Spektrum des Ringnebels (M 57) [ O III ] 5007 4995 [ O II ] 3728 [ Ne III ] 3869 13

  15. Planetarische Nebel He I O III Hβ Hγ Hδ Hε NeIII OII NGC 6543 NGC 7662 HeII 4686 14

  16. Wolf-Rayet-Sterne WR 133 WN5 + O9 WR 134 WN6 WR 136 WN6 WR 138 WN5 + B WR 137 WC 7 pd +O9 WC 8 WR 135 WR 137 WC 7 pd +O9 WR 140 WC 7 pd +O4-5 15

  17. Das Bedeckungssternsytem β LyraeÄnderung des Spektrums im Bedeckungszyklus Hδ HeI Hε He I Ca II Hζ 4102 4026 3970 3968 3934 3889 Tage nach Hauptminimum 0,5 1 6,5 9,9 11 12,8 16

  18. β Lyr phasenabhängige Profilvariation der Hα- und He6678 Emission Hα He 6678 17

  19. Prinzipieller Aufbau eines Spalt-Spektrographen 18

  20. Die Littrow-Konfiguration 19

  21. Der Littrow-Spektrograph LHIRES an einem C14 Schmidt-Cassegrain-Teleskop Hier in der Arbeitsstern-warte der VdS-Köln 20

  22. Der Czerny-Turner-Aufbau Er unterscheidet sich vom Littrow-Aufbau dadurch, dass er mit zwei Spiegel arbeitet. Das bietet wesentlich mehr Flexibilität in konstruktiver Hinsicht. Die direkte Reflexion von Eingang zu Ausgang ist nicht möglich. Die beiden Spiegel können unterschiedlich groß sein 21

  23. Der Spektrograph DADOS von Baader 22

  24. Hα-Beobachtungen am Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen (LBV-Stern) P Cygni 23

  25. 24 Der Leuchtkräftige Blaue Veränderliche P Cyg 1

  26. Spektrum von P Cygni Hα HeI 6678 25

  27. Sternwind um P Cygni Beobachter Das Linienprofil im Spektrum von P Cygni 26

  28. Zeitverhalten der Hα-Emissionsstärke (Äquivalentbreite) 27 25

  29. Hauptperiode 1211 d Phasenplot Perioden Analyse der Hα-Emission 28

  30. 29

  31. Monitoring des intinsischen Hα-Strahlungsflusses 30

  32. Hα-Beobachtungen am DoppelsternsystemVV Cephei 31

  33. 3 VV Cephei 4,9 mag 1 32

  34. 33

  35. Der Orbit des Be-Sterns + Gasscheibe führt zur Bedeckung durch den M-Überriesen Dauer der Bedeckung: 673 TagePeriode: 20,4 Jahre M2Iab Supergiant 2-3 Solar masses 1600 Solar radii Letzte Bedeckung: Juni/1996 – August/1998 34

  36. CCD-Rohspektrum von VV Cep Hα TiI 6360 CrI 5785 CaI 6161-6170 atm. O2 7640 Intst. NaI 5889-5895 35

  37. 36

  38. Rotierende Wasserstoff-Gasscheibe und ihr heißer Be-Stern mit 8 Sonnenmassen Rot verschoben blauverscoben Beobachter 37

  39. V/R- Zeitverhalten 38

  40. V/R-Periode 1100 Tage 39

  41. Zeitverhalten der Hα-Emission seit 1996 bis heute Bedeckung 1997-99 40

  42. Hα-Beobachtungen am Doppelsternsystem ζ Tauri 41

  43. 42

  44. 44 43

  45. Zeitliche Entwicklung des Ha-Profils 44

  46. Hα Emissionsstärke (EW) von ζ Tau since 1975 bis heute 45

  47. Development of a rotating one-armed density wave by disturbed orbits Due to a radial disturbance the gas particles of the disk are moving on excentric Kepler-orbits This leads to V/R-variations V/R of Hα show the same period as the radial velocies Period duration = 1500 d 46

  48. Hα V/R-ratio The residuals of the left panel, folded with P = 69.3 d and the respective sine fit. Shown are 1.4 cycles for clarification, i.e. 40% of the points are redundant. The measured values vs. Julian date (open symbols) and the sine wave with P = 1471 d (plus signs). 47

  49. Hα-Beobachtungen Be-Stern γ Cas 48

  50. Das berühmte Doppelsternsystem γ Cas 49

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