Heute will ich die Frage behandeln, wie man Spektrogramme kalibrieren und zum photometrischen Messen verwenden kann. Ich verwende einen Blaze-Filter der Firma Shelyak Instruments und nehme die Spektren mit einer Atik CCD-Kamera auf.

Auf der Aufnahme mit dem Balze-Filter befindet sich immer der betroffene Stern und daneben ein Spektrum. Man muss da aufpassen, da es Spektren höherer Ordnung sowohl links als auch rechts von dem Stern gibt. Das hellste ist das Spektrum Nullter Ordnung und das ist dem Sternabbild am nächsten. Unten findet Ihr ein Bild mit dem Spektrum von beta Pegasi. Man erkennt sehr schön die verschiedenen Absorptionslinien, welche durch chemische Elemente des Sterns hervorgerufen werden.

Das praktische ist, dass die Verteilung der Wellenlängen im Spektrum und damit auf dem CCD-Chip linear ist. Das bedeutet, dass wenn man eine Wellenlänge identifiziert hat, kann man sämtliche Positionen im Spektrum jeweils einer anderen Wellenlänge zuordnen. Man muss nur eine Referenz-Wellenlänge haben.

Ich habe mich für das atmosphärische A-Band bei 7.594 A entschieden. Das kommt durch eine Absorption von Sauerstoff in der Atmosphäre zustande. Ich habe meinem Programm „astronomic workbench“ eine Funktion hinzugefügt, mit der man ein Spektrogramm kalibrieren kann. Den Screenshot findet Ihr unten. Ich verwende zum Kalibrieren ein Spektrum von eta UMa.

Die gelbe, senkrechte Linie in der Funktionskurve bezeichnet die oben genannte Wellenlänge. Die anderen Kurven beziehen sich auf die photometrischen Farben U, B, V, R und I, um die es mir bei meinem Projekt geht. Spektroskopische Messungen mit einem so kleinen Spektrum sind nur bedingt möglich, da die Auflösung gegenüber einem mit einem Spektrografen gewonnenen Spektrum so gering ist. Auf einem Pixel des Fotos tummeln sich einfach zu viele Elemente mit samt ihrer Wellenlängen. Ich habe mal einen Teil der Element des Sterns beta Pegasi für die Wellenläge 4.929 A aufgelistet (s.u.). Eines der gezeigten Elemente muss es sein.

Elemente mit zugehörigen Wellenlängen:
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- Wavelength: 4.928,290 | Element: CoI
- Wavelength: 4.928,342 | Element: TiI
- Wavelength: 4.928,620 | Element: V II
- Wavelength: 4.928,680 | Element: V II
- Wavelength: 4.928,895 | Element: TiI
- Wavelength: 4.928,900 | Element: CrIII
- Wavelength: 4.930,040 | Element: FeI
- Wavelength: 4.930,183 | Element: CrI
- Wavelength: 4.930,331 | Element: FeI
- Wavelength: 4.930,500 | Element: FeIII
- Wavelength: 4.930,821 | Element: NiI
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Und damit zeigt sich dann die Grenze eines Balze-Filters. Ich verfolge jedoch ein anderes Ziel, nämlich ein Spektrum des Balze-Filters für die Photometrie zu verwenden. Ob mir das gelingt, werde ich Euch berichten.