Die neueste Entwicklung ist ein Littrow-Spektrograph hoher Auflösung (größer

als 100.000) mittels zweifacher Gitterdispersion und langbrennweitigem Hohlspiegel.

Originalaufnahmen mit einer einfachen WebCam und sense-up Technologie.

Ausschnitt des Sonnenspektrums bei 6300 Angström mit einer spektralen Gegenüber-

stellung des westlichen und östlichen Randes am Sonnenäquator. Bei einer äquatorialen

Drehgeschwindigkeit von 2 km/s kommt es am Westrand zu einer geringfügigen Rot- und

am Ostrand zu einer Blauverschiebung der Absorptionslinien. Als Referenz dienen die

atmosphärischen Sauerstofflinien, deren Positionen unverändert bleiben (Balthasar 1982).

Ihnen gegenüber sind die Eisenlinien am Westrand ins Rote und am Ostrand ins Blaue

verschoben. Diese Verschiebung beträgt (um 6000 Angström) jeweils lediglich 0,04 

Angström, was zu einem Versatz von 0,08  Angström der Eisenlinien zwischen West

und Ost führt. Dieser geringfügige Unterschied läßt sich mit dem neuen Spektrogra-

phen eindrucksvoll demonstrieren.

. Die Wellenlängenangaben sind der Second Revision of Rowland's 

Preliminary Table of Solar Wavelengths Monograph 61 National Bureau of Standards

1966 ( 2.RRT ) entnommen. 

Sonnenspektren in diversen Auflösungen gibt es hier  und inklusiv Sonnenflecken hier. 

Das Sonnenspektrum von 3900 bis 6900 Ångström.

Aufgenommen mit einer Mini Square Camera JMF-N511W (1/3" Sony ICX811 Chip in

Schwarz-Weiß-Einstellung) mit Sense-Up-Technologie von Variovision.

Der Vergleich mit einer besseren Kamera (Watec 120n etwa) zeigt die Probleme

auf, welche man bekommt, wenn mit teuren Kameras gearbeitet wird.

Diese verfügen (wie auch normale Webcams) über Deckgläser vor dem Chip,

die einerseits als Schutz dienen, andererseits aber auch UV und IR abblocken -

aber kaum entfernbar sind. Der geringe Luftspalt zwischen diesen Abdeckungen

und dem Chip führt zu "Interferenzen an dünnen Schichten", die bei Ölfilmen 

 "Newton'sche Ringe" genannt werden und in Fabry-Perot-Anordnungen sogar gewollt

sind; und bei Hochauflösungen bilden sie unvermeidbare Schrägstreifen, wie unten

deutlich zu sehen ist. Diese Interferenzen werden um so ausgeprägter je

 monochromatischer (entsprechend hochauflösender) das Strahlenbündel wird.

{Bei den Profis in den Großsternwarten werden diese Mehrfachinterferenzen (auch

Fringes genannt) durch Einbringung keilförmig geschliffener Gläser entfernt.

Diese äußerst kostspielige Vorgehensweise ist für derartige Klientel kein Problem,

da ihre Finanzierung durch die öffentliche Hand (Universitäten und nationale sowie

internationale Institute) und nicht aus privaten Schatullen erfolgt.}

Bei den billigen Webcams kann man als Amateur mit angemessener Vorsicht die Block-

filter entfernen und vermeidet somit diese Störungen. UV und IR führen nicht zu

Bildverschlechterungen, da beide im spektralen Modus ausgeblendet werden.

Gewiß, gewiß !!!  Im Gegensatz zu teuren Kameras sind mit dieser "Sparversion" 

zunächst nur sehr unsichere Analysen (bis zu 50% Unsicherheit) der Äquivalentbreiten

und Flügelstärken von Linien möglich. Die Ermittlung der Apparatefunktion

(van de Hulst)  zur entsprechenden Korrektur der Linienprofile ist kompliziert,

denn die verwendete Kamera (Gamma-Einstellung 0,20) hat beileibe keine lineare

Schwärzungskurve und die Einkoppelung des Sonnenlichtes erfolgte durch einen 6

Meter langen Lichtleiter. Beides zusammen verfälscht die Kontraste der Linienkontu-

ren und macht die Komplexität einer entsprechenden Korrektur aus.

 Eine erste Annäherung zum tatsächlichen Profil der Absorptionslinien erhält man

infolge einer Anhebung des Kontrastes durch Gamma-Korrektur mit 1,25 (ImageJ).

Mit kostenlosen (Iris und VisualSpec) und kostenpflichtigen Programmen

(https:// w³.rspec-astro.com) lassen sich dann auch eindimensionale Absorptions-

spektren generieren. Sie verlangen Fits-Spektren, die mit dem Konversionsprogramm

Spesoft  erstellt werden können.

Untersuchungen zum Apparateprofil mit Graukeilen und -filtern bekannter Schwär-

zung sind im Gange und werden auch hier veröffentlicht werden.

Auf den Kamerachip entfallen ca. 8 Ångström -  im Blauen mehr, im Roten weniger - 

und die Spektralstreifen von 25 Å sind durch Überlappung zusammengesetzt.

Öfter führt dieses Verfahren zu Helligkeitschwankungen des Kontinuums.

Wellenlängen sind der oben angeführten Rowland-Tabelle (2.RRT) entnommen.

(Einfachklick auf die Miniaturansichten führt zur vollen Auflösung.)

           3900-3925       3925-3950

           3950-3975            3975-4000

           4000-4025      4025-4050

           4050-4075   4075-4100

            4100-4125       4125-4150

            4150-4175               4175-4200

           4200-4225        4225-4250

           4250-4275        4275-4300

           4300-4325          4325-4350

           4350-4375          4375-4400

           4400-4425          4425-4450

           4450-4475         4475-4500

           4500-4525        4525-4550

           4550-4575        4575-4600

           4600-4625       4625-4650

           4650-4675       4675-4700  

           4700-4725       4725-4750

           4750-4775       4775-4800

           4800-4825        4825-4850

           4850-4875        4875-4900

           4900-4925       4925-4950

           4950-4975       4975-5000

           5000-5025       5025-5050

           5050-5075       5075-5100

           5100-5125        5125-5150 

           5150-5175        5175-5200

           5200-5225     5225-5250

           5250-5275     5275-5300

           5300-5325     5325-5350

           5350-5375     5375-5400

           5400-5425      5425-5450

           5450-5475        5475-5500

           5500-5525          5525-5550

           5550-5575       5575-5600

           5600-5625       5625-5650

           5650-5675       5675-5700

           5700-5725       5725-5750

           5750-5775 5775-5800

           5800-5825 5825-5850

           5850-5875 5875-5900

           5900-5925 5925-5950

           5950-5975 5975-6000

           6000-6025 6025-6050

           6050-6075 6075-6100

           6100-6125  6125-6150

           6150-6175  6175-6200

           6200-6225 6225-6250

           6250-6275 6275-6300

           6300-6325 6325-6350

           6350-6375 6375-6400

           6400-6425 6425-6450

           6450-6475  6475-6500

           6500-6525 6525-6450

           6550-6575 6575-6600

           6600-6625 6625-6650

           6650-6675  6675-6700

           6700-6625 6725-6750

           6750-6775  6775-6800

           6800-6825 6825-6850

           6850-6875  6875-6900

 Zusammenstellung als pdf-Datei

Nachfolgend ein Beispiel für die Brauchbarkeit der Spektren zur Bestimmung der

 Äquivalentbreiten (EW) und Flügelstärken von Absorptionsprofilen. Für erstere entneh-

men wir Daten aus einer Arbeit von Mulders (Seite 302) und vergleichen sie mit Rech-

nungen, die aus den Anwendungen von Vspec und Rspec gewonnen werden. Da Rspec 

die EW nur mit zwei Stellen hinter dem Komma angibt, haben wir hier die Kalibrierung

der Wellenlängenskalen mit dem Faktor 10 versehen (also 55657,15 Angström statt 

5565,715; die sich daraus ergebenden EW-Werte wieder durch 10 dividiert führt

zu den gängigen dreistelligen Milli-Angström). 

Wir beschränken uns auf EW-Werte bis 500 mÅ, denn bei den starken Linien

(etwa H und K von CaII, Magnesium-Triplett, Na-Dublett, Balmerlinien sowie starken

 Eisenlinien wie etwa bei 4404,761 Å) wird es mit der Extrapolation zum Kontinuum und

der Löschung überlagernder Linien sehr schwierig und führt zu erheblichen Unter-

schätzungen. 

In obiger Tabelle sind alle Äquivalentbreiten zusammengefaßt. Die Wellenlängen sind

 gegenüber Mulders der 2.RRT angepaßt (lediglich Änderungen an der dritten Kommastelle) .

Gegenüberstellung von Vspec und Rspec

Vspec Spektroskopie Programm

Rspec Spektroskopie Programm mit Faktor 10 erweiterten Wellenlängen

Lineare Korrelation der Äquivalentbreiten - Abszisse Mulders, Ordinate Vspec resp. Rspec(rot)

Die Graphik macht deutlich, dass mit Rspec eine bedeutend bessere lineare Korrelation

(Bestimmtheitsgrad und Korrelation fast gleich 1) als bei Vspec erreicht wird. 

Die Bedeutung von Flügelstärken liegt in der Analyse des Gasdruckes von Sternatmos-

phären (Voigt führte 1949 den Begriff Flügelstärke ein, Weidemann 1954, van't Veer 1961)

und ihrer Beziehung zur Äquivalentbreite (Minnaert,  1935 Seite 50).

Zur Berechnung von Flügelstärken nehmen wir als Beispiel die Na-D2-Linie.

Nach einer Gamma-Korrektur der originalen CCD-Aufnahme von 1,25 und der Über-

tragung eines Spektralstreifens entlang der D2-Linie in eine Excel-Matrix mittels

Vspec kommen wir nach einigen Rechnungen zu folgendem Ergebnis:

Bezüglich der Details zur Ermittlung von Flügelstärken sei auf die Arbeiten von

Minnaert,  Houtgast,  Priester  und die "Bibel" der Sternphysik von Unsöld

(Pkysik der Sternatmosphären 1955, Seiten 245 und 448) verwiesen. 

Für die Natrium D2-Linie sind dort (Minnaert Seite 50, Houtgast Seite 69, Priester

Seite 246) C-Werte um 0,09 angegeben, was mit unseren 0,09 des blauen Flügels

übereinstimmt. Die Unsymmetrie der Linie führt bei uns zu einem geringeren Wert

(0,06) im roten  Flügel.

Damit ist der Einsatz obiger Spektren für analytische Zwecke zufriedenstellend

und zunächst überraschend angesichts der Tatsache, dass sie mit einer Webkamera

zustande kamen.

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