Bilder vom Aufbau der Jugendsternwarte in Weisbach

 

Sternwarten-Info

 

SWR4 - Reportage

zur Planung einer Sternwarte

31. August 2012

 

SWR4 - Reportage

zum Betrieb der Sternwarte

August 2015

 

Stern-

gucker

Binau

 

Am 3. August

 fotografierte die

Teleobjektiv-Kamera

 der Raumsonde

 Rosetta dieses

 faszinierende Bild

vom Kometen

 67P/Tschurjumow-

Gerasimenko.

 mehr -

Sonneneruption.JPG (4714 Byte)

Sonneneruption

21. Oktober 2013

 

Moose überleben Klimakatastrophen.

Seit mehr als 400 Millionen Jahren wachsen Moose auf der Erde. In dieser Zeit haben sie viele Klimakatastrophen überstanden.

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Willkommen bei Julagu
 

Sonnenspektrum

 update:   21-Aug-19 14:41

 

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. 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 Spektrographen 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.

(wird laufend ergänzt)

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 4000-4025 Skala.JPG (35371 Byte)     4025-4050 4025-4050 Skala.JPG (32514 Byte)

           4050-4075 4050-4075 Skala.JPG (34257 Byte)  4075-4100 4075-4100 Skala.JPG (35478 Byte)

            4100-4125 4100-4125 Skala.JPG (36054 Byte)      4125-4150 4125-4150 Skala.JPG (36871 Byte)

            4150-4175 4150-4175 Skala.JPG (32664 Byte)              4175-4200 4175-4200 Skala.JPG (35757 Byte)

           4200-4225 4200-4225 Skala.JPG (37201 Byte)       4225-4250 4225-4250 Skala.JPG (35616 Byte)

           4250-4275 4250-4275 Skala.JPG (38353 Byte)       4275-4300 4275-4300 Skala.JPG (34850 Byte)

           4300-4325 4300-4325 Skala.JPG (34436 Byte)         4325-4350 4325-4350 Skala.JPG (36806 Byte)

           4350-4375 4350-4375 Skala.JPG (29074 Byte)         4375-4400 4375-4400 Skala.JPG (30170 Byte)

           4400-4425 4400-4425 Skala.JPG (26691 Byte)         4425-4450 4425-4450 Skala.JPG (27986 Byte)

           4450-4475 4450-4475 Skala.JPG (29366 Byte)        4475-4500 4475-4500 Skala.JPG (30090 Byte)

           4500-4525 4500-4525 Skala.JPG (27799 Byte)       4525-4550 4525-4550 Skala.JPG (31204 Byte)

           4550-4575 4550-4575 Skala.JPG (28871 Byte)       4575-4600 4575-4600 Skala.JPG (30837 Byte)

           4600-4625 4600-4625 Skala.JPG (28900 Byte)      4625-4650 4625-4650 Skala.JPG (29049 Byte)

           4650-4675 4650-4675 Skala.JPG (31097 Byte)      4675-4700 4675-4700 Skala.JPG (29422 Byte) 

           4700-4725 4700-4725 Skala.JPG (29679 Byte)      4725-4750 4725-4750 Skala.JPG (29847 Byte)

           4750-4775 4750-4775 Skala.JPG (29886 Byte)      4775-4800 4775-4800 Skala.JPG (30380 Byte)

           4800-4825 4800-4825 Skala.JPG (31120 Byte)       4825-4850 4825-4850 Skala.JPG (31026 Byte)

           4850-4875 4850-4875 Skala.JPG (28966 Byte)       4875-4900 4875-4900 Skala.JPG (27917 Byte)

           4900-4925 4900-4925 Skala.JPG (33257 Byte)      4925-4950 4925-4950 Skala.JPG (35126 Byte)

           4950-4975 4950-4975 Skala.JPG (33886 Byte)      4975-5000 4975-5000 Skala.JPG (34312 Byte)

           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. 

         

Lambda Mulders Vspec Rspec Lambda Mulders Vspec Rspec Lambda Mulders Vspec Rspec Lambda Mulders Vspec Rspec
4415,135 405 382 415 4501,280 151 117 153 5154,077 86 38 88 5213,353 6 4 2
4442,349 181 133 197 4502,221 52 33 62 5155,132 50 33 64 5214,616 12 13 25
4443,812 155 100 124 4504,838 41 38 38 5155,771 83 65 82 5215,188 156 59 122
4447,728 181 122 159 4508,689 13 12 26 5159,065 82 34 58 5216,283 135 53 139
4456,333 49 11 64 4509,742 35 28 43 5162,281 190 107 167 5217,396 115 75 125
4456,627 75 34 69 4511,900 45 35 40 5165,415 111 35 115 5218,209 57 37 67
4457,043 32 28 45 4514,343 88 73 85 5166,284 137 79 110 5221,763 24 16 29
4459,755 42 41 34 4516,272 16 11 21 5171,610 164 101 172 5223,190 26 18 32
4461,660 136 73 114 4516,661 20 11 17 5173,749 70 36 69 5225,534 68 49 52
4465,814 31 25 39 4517,154 30 19 33   5229,860 123 67 121
4466,940 59 33 71 4517,534 68 52 69   5223,952 323 185 337
4468,500 140 106 152 4528,032 61 29 57   5234,630 92 45 99
4470,138 53 25 60 4518,344 48 22 50    

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 (Minnaert1935 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

MinnaertHoutgastPriester  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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JuLaGu - hello

 

 

Planetenwanderung

In den Sommermonaten bietet die Jugendsternwarte jeden Mittwochabend eine Planentenwanderung an

 

     

     

geogr. Länge:  9,06°

geogr. Breite: 49,26°

Höhe (NN)    : 550m