Reduktion von Sternspektren

1. Reduktion von Sternspektren Bei der Bearbeitung und Auswertung von Sternspektren ist zu beachten, dass jeder Detektor (ob CCD oder Film) und jeder Spektrograph (ob Gitter, Prisma usw.) seine eigenen Charakteristiken besitzt, die im Verlauf der Datenreduktion berücksichtigt und korrigiert werden müssen

2. α Cygni Eigenes Spektrum Wahres Spektrum

3. Das Sternspektrum erscheint auf dem CCD als schmaler Strich. Dieser Spektralfaden enthält leider nicht nur das Signal vom Stern. Das CCD selber hinterlässt seine Spuren im Rohbild, auch das Teleskop und vor allem der Spektrograph beeinflussen den Intensitätsverlauf des Spektrums.

4. Eigenes Spektrum wahres Spektrum Instrum. Funktion : = Wahres Spektrum = Instrum. Funktion / Eigenes Spektrum

5. Das Rohbild, so wie es vom CCD kommt, ist geprägt von: 1. Dunkelstrom 2. Rauschen 3. CCD-Flat-Field (lokale Empfindlichkeitsunterschiede) 4. Vignettierungen 5. spektralen Empfindlichkeitsfunktion 6. Streulicht im Spektrographen 7. wellenlängenabhängiger Effizienz des Spektrographen 8. Licht vom Himmelshintergrund 9. Sternsignal

6. Dunkelstrom … kann ermittelt werden aus einem Mittelwert aus mehreren (4-6) Dunkelstromaufnahmen, die mit der gleichen Belichtungszeit und der gleichen CCD-Temperatur wie das Sternspektrum aufgenommen wurden. Rauschen Jede CCD-Aufnahme enthält zusätzlich zum erwünschten Signal auch noch Rauschen. Dieses Rauschen kann etwas zurückgedrängt werden, wenn man Einzelbilder mittelt. Bei der Addition von N Aufnahmen steigt die Signalstärke um den Faktor N, das Rauschen aber nur um √N. Im gemittelten Bild wird also das Rauschen vermindert. CCD-Flatfield Mit dem CCD-Flatfield werden die lokalen Empfindlichkeitsunterschiede einzelner Pixel des CCD herausgerechnet. Dazu fertigen wir ein Flatfield des CCD an. Der Chip wird dabei ohne jede Optik gleichmäßig beleuchtet. Das CCD-Flatfield muss wieder ein sehr rauscharmer Mittelwert von mehreren Einzelaufnahmen sein, damit es wirklich die unterschiedlichen Pixelempfindlichkeiten repräsentiert. Wenn man einmal so ein rauscharmes CCD-Flatfield erzeugt hat, kann man es über einen längeren Zeitraum verwenden.

7. Der Himmelshintergrund Die Linien des Nachthimmels verlaufen nicht nur im Bereich neben dem Sternspektrum, sondern auch über dieses hinweg. Ohne Korrektur würden somit dort Linien vorgetäuscht werden, die gar nicht vom Stern herrühren.

8. Bevor wir also das eindimensionale Spektrum erzeugen, werden Streulicht und Himmelshintergrund entfernt. Gute Resultate werden schon mit einer einfachen Methode erzielt. In den Flächen oberhalb und unterhalb des Spektrums bestimmt man den Mittelwert der Pixelintensitäten und zieht diesen von allen Pixeln des Spektrums ab. Der Median ist dazu noch besser geeignet als das gewöhnliche arithmetische Mittel, weil beim Median einzelne Pixel mit stark abweichenden Werten (z. B. Cosmics) schwächer gewichtet werden

9. Um nun ein eindimensionales Spektrum zu erzeugen, könnte man einfach die Zeile mit der höchsten Intensität extrahieren. Besser ist jedoch, über mehrere Pixelzeilen zu mitteln oder dies einfach aufzuaddieren. Damit unterdrückt man wirksam das Rauschen, weil Informationen aus einem größeren Bereich des Spektrums verwendet werden. Das Ergebnis einer solchen Extraktion ist in der Abbildung gezeigt.

10. Spektrum Himmel Subtraktion: Spektrum - Himmel

11. Wenn man nun nach Abzug des Himmelshintergrundes ein eindimensionales Spektrum erhalten hat, muss der Kontinuumsverlauf gefittet werden. • Achtung: • die Absorptionslinien mancher Sterne haben sehr breite Flügel, besonders die bei Sternen mit hohen Schwerebeschleunigungen • (z. B. Weiße Zwerge), man darf daher nicht zu sehr in der Nähe dieser Spektrallinien den Verlauf des Kontinuums festmachen. • Gewöhnlich bestimmt man per Mausklick interaktiv den Verlauf des Kontinuums im Spektrum. Das ist in linienarmen Spektren sicher leichter, als im linienreichen Spektren

12. Spektrumscan Pseudokontinuum Normierung = Spektrumscan/Pseudokontinuum

13. 4000 4250 4500 4750 5000 3750 5250 5500 Wellenlänge [Ǻ] Kontinuumnormiertes Spektrum alle Intensitäten des Kontinuums (außerhalb der Absorptionslinien) liegen auf oder in der Nähe des Wertes 1.

14. Spektrenreduktion und Wellenlängenkalibration Addition einer Spektrenserie zum Summenspektrum Programme: IRIS / GIOTTO o.a. Scannung des Summenspektrums Programme: VSPEC/IRIS / MAXIM-DL o.a. Scannung des Neon-Spektrums Programme: VSPEC/IRIS / MAXIM-DL o.a. Ermittlung der Dispersionskonstanten im Neonspektrum y=a+bx; a=Nullpunkt; b=Dispersion Programme: VSPEC/IRIS / EXCEL o.a. Spektren-Kalibration mit a & b Programme: VSPEC/IRIS / EXCEL o.a. 1

15. Spektrenaddition zum Summenspektrum Anwendung des Programmes GIOTTO 2

16. Anwendung des Programmes GIOTTO 3

17. Scannung des Summenspektrums Scannung des Neon-Kalibrationsspektrums Anwendung des Programmes MAXIM-DL

18. Anwendung des Programmes MAXIM-DL Summenspektrum Scannung des Summen-Spektrums 5

19. Anwendung des Programmes MAXIM-DL Scannung des Neon-Spektrums 6

20. NEON-SPEKTRUM Pollmann-Spektrograph: Dispersion = 0,2448 Ǻ/Pix NEON-SPEKTRUM DADOS: Dispersion = 4.726 Ǻ/Pixel (G. Müller) 7

21. Pollmann-Spektrograph DADOS-Spektrograph 8

22. Dispersion 4,726 Ǻ/Pixel Dispersion 0,2448 Ǻ/Pixel 9

23. Spektrennormierung mit DOS-Programm MK32 Beseitigung des Pseudokontinuums 10

24. Wellenlängenskaliertes Summenspektrum 11