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Spektroskopisch interessante Objekte mit Amateur-Spektrographen beobachtet Ernst Pollmann Arbeitsgemeinschaft ASPA Aktive SPektroskopie in der Astronomie.

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Präsentation zum Thema: "Spektroskopisch interessante Objekte mit Amateur-Spektrographen beobachtet Ernst Pollmann Arbeitsgemeinschaft ASPA Aktive SPektroskopie in der Astronomie."—  Präsentation transkript:

1 Spektroskopisch interessante Objekte mit Amateur-Spektrographen beobachtet Ernst Pollmann Arbeitsgemeinschaft ASPA Aktive SPektroskopie in der Astronomie Tagung der VdS-FG-Sonne Bremen

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

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

4 4 3

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

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

8 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 ζ Ori 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 H β HeI Hγ Hδ Hε HeI CaII H

10 10 Spektraltypen F-M α Aur G0 III α Boo K2 III α Tau K5 III α Ori M2 I ab γ Cyg F8 I b o Cet M7 III e Hβ G-Band Hε Ca II TiO TiO TiO Hγ Hδ

11 11 Leuchtkraft-Klassifikation anhand der Linienbreite Hβ Hγ Hδ Hε Ca II α Lyr (Wega) α Cyg (Deneb) 10

12 Veränderungen im Spektrum von Mira (ο Cet) Titanoxid-Banden Hγ Ca I Hδ Ca II Tage vor (-) bzw. nach (+) Helligkeitsmaximum

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

14 Spektrum des Ringnebels (M 57) [ O III ] [ O II ] 3728 [ Ne III ]

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

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

17 ,8 9,9 0,5 1 6,5 Hδ HeI Hε He I Ca II Hζ Das Bedeckungssternsytem β Lyrae Änderung des Spektrums im Bedeckungszyklus Tage nach Hauptminimum 16

18 18 β Lyr phasenabhängige Profilvariation der Hα- und He6678 Emission HαHαHe

19 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 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 23 Der Spektrograph DADOS von Baader 22

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

25 1 Der Leuchtkräftige Blaue Veränderliche P Cyg 24

26 HαHα HeI 6678 Spektrum von P Cygni 25

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

28 Zeitverhalten der Hα-Emissionsstärke (Äquivalentbreite) 25 27

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

30 29

31 Monitoring des intinsischen Hα-Strahlungsflusses 30

32 Hα-Beobachtungen am Doppelsternsystem VV Cephei 31

33 3 VV Cephei 4,9 mag 1 32

34 33

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

36 CCD-Rohspektrum von VV Cep atm. O HαHα CrI 5785 Intst. NaI CaI TiI

37 36

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

39 V/R- Zeitverhalten 38

40 V/R-Periode 1100 Tage 39

41 41 Zeitverhalten der Hα-Emission seit 1996 bis heute Bedeckung

42 Hα-Beobachtungen am Doppelsternsystem ζ Tauri 41

43 42

44 44 43

45 45 Zeitliche Entwicklung des H -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 The measured values vs. Julian date (open symbols) and the sine wave with P = 1471 d (plus signs). 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. 47

49 Hα-Beobachtungen Be-Stern γ Cas 48

50 Das berühmte Doppelsternsystem γ Cas 49

51 50

52 51

53 52

54 53

55 54

56 55

57 56

58 thanks for attention


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