Unterschiede

Hier werden die Unterschiede zwischen zwei Versionen angezeigt.

--- de:praktikum:sternspektren [2024/12/05 14:14] – [Parameter] rhainich
+++ de:praktikum:sternspektren [2024/12/10 11:00] (aktuell) – rhainich
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 ====== N1 - Sternspektren verschiedener Spektraltypen (DADOS) ======
-<WRAP center round important 60%>
+<WRAP center round info 60%>
-Dieses Anleitung wird aufgrund der Umstellung auf das Gitter mit 900 Linien/mm und der Umstellung auf eine erweiterte Auswertesoftware überarbeitet. DADOS ist jedoch voll funktionsfähig und einsatzbereit. Bei der Auswertung werden die Betreuer bei einigen Schritten behilflich sein, die sich geringfügig von der aktuellen Version dieser Anleitung unterscheiden.
+Die vorliegende Anleitung wird im Zuge der Umstellung auf eine erweiterte Auswertungssoftware zur Zeit überarbeitet. Die Anleitung ist jedoch derzeit vollständig. Sie kann ohne weiteres für die Auswertung der Daten verwendet werden. Nur wenn irgendwo "transition" oder "transition_version" auftaucht, bitte nicht wundern.
 </WRAP>
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 Ziel des Versuches ist es eine Übersicht der Spektren verschiedener Spektraltypen zu gewinnen. Hierfür sollen anhand einer zur Verfügung gestellten Liste von Sternen (Koordinaten und scheinbare Magnituden) vier Sterne spektroskopiert werden, die während der Nacht gut zu beobachten sind. Die so gewonnenen Spektren gilt es dann anhand der Linien im Spektrum sowie der Form des Kontinuums einem Spektraltyp zuzuordnen.
-/*
-Ziel des Versuches ist es eine Übersicht der Spektren verschiedener Spektraltypen zu gewinnen. Dazu sollte von jedem Spektraltyp (O, B, A, F, G, K, M, Spezialfälle nach Absprache) ein gut beobachtbarer Stern ($m_\mathrm{V} \le 9\,$mag) ausgewählt und spektroskopiert werden, um ihn danach anhand der Linien im Spektrum einem Spektraltyp zuzuordnen. Zur Suche nach geeigneten Sternen kann u.a. [[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/|Simbad]] genutzt werden - eine Hilfe zur Parametersuche von Simbad gibt es [[de:etc:simbad|hier]].
-*/
 ===== Beobachtung =====
-Der Versuch erfordert Nachtbeobachtungen am OST der Uni Potsdam. Der Versuchshintergrund und die Technik zur Aufnahme der Spektren wird im Rahmen von Vorträgen im Praktikumsseminar vorbesprochen. Eine Liste mit geeigneten Objekten wird von den Betreuern zur Verfügung gestellt.
+Der Versuch erfordert Nachtbeobachtungen am OST der Uni Potsdam. Der Versuchshintergrund und die Technik zur Aufnahme der Spektren wird im Rahmen von Vorträgen im Praktikumsseminar besprochen. Gegenwärtig wird der //DADOS// mit einem Gitter von 900 Linien/mm in Kombination mit dem //QHY 268M// eingesetzt. Eine Liste mit geeigneten Objekten wird von den Betreuern zur Verfügung gestellt.
 **Beachte:** Folgende Aufnahmen müssen für //jeden// Stern gemacht werden:
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   * Kalibrationsspektren mit einer diskreten Lichtquelle
   * Kalibrationsspektren mit einer kontinuierlichen Lichtquelle
-  * Darkframes für die Sternspektren und die kontinuierlichen Kalibrationsspektren
+  * Darkframes
 Die Kalibrationsaufnahmen werden später benötigt, um von einer Pixelskala auf Wellenlängen umzurechnen bzw. um Geräteartefakte herauszurechnen.
-/*
-==== Ansehen der Bilder ====
-Eine Bedienungsanleitung für WRplot erhält man auf dem prakt-Account mit dem Kommando ''manwrplot''. Ausführen der Skripte geschieht durch das Kommando
-  wrplot dateiname.plot
-Dabei wird das Ergebnis direkt als Fenster auf dem Bildschirm ausgegeben. Dies ist für Kontrollzwecke
-oder Schnellansichten sehr praktisch. Mit der Option \INTERACTIVE stehen sogar zusätzliche Buttons
-für direkte Bildschirmauswertung zur Verfügung, unter anderem zum Definieren eines Kontinuums oder
-dem Ausmessen von Äquivalentbreiten.
-Die Endresultate einer Auswertung werden in der Regel als Bild (z.B. im Praktikumsprotokoll oder auf
-einem Poster) benötigt. Hierfür kann man die Plotausgabe (ohne Interactive-Funktionen) als PS-Datei
-speichern lassen. Mittels
-  wrps dateiname[.plot]
-wird eine Datei namens ''dateiname.ps'' im aktuellen Arbeitsverzeichnis erzeugt. (Achtung: Eine existierende
-PS-Datei wird ggf. überschrieben. Wer also mit demselben Skript mehrere Bilder erzeugen will, sollte die
-PS-Datei jeweils vor dem n¨achten Skriptaufruf umbenennen.)
-WRPlot-Skripte brechen nach dem ersten Auffinden des Schlüsselwortes ''END'' ab. Ein vorzeitiges Einfügen
-von ''END'' kann damit zur Fehlersuche (Debuggen) verwendet werden.
-In den WRplot-Skripts angegebene Dateinamen (z.B. auf die FITS-Dateien mit unseren Aufnahmen)
-können auch einen (absoluten oder relativen) Pfad beinhalten. In dem hier vorgeführten Beispiel liegen
-die benutzten FITS-Dateien alle im gegenwärtigen Arbeitsverzeichnis. Konkret sind dies folgende fünf
-Dateien:
-| Sternspektrum | castor-120s.FIT |
-| CCD-Dunkelstrom | dark kuppel.FIT |
-| Kont. Spektrum zur Fringeskorrektur (roter Wellenlängenbereich) | fringes_rote_lampe_dome.FIT |
-| Kont. Spektrum zur Fringeskorrektur (blauer Wellenlängenbereich) | fringes_rote_lampe_dome2.FIT |
-| Linienspektrum zur Wellenlängenkalibration | wavecal_schwarze_lampe_kupel.FIT |
-*/
 ===== Datenauswertung =====
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 In dem Skript müssen folgende Variablen gesetzt werden:
-<code>
+<code Python>
 ###
 #   Path to the directories with the images
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 Zusätzlich sollte noch die Variable ''trim_image'' auf **False** gesetzt werden.
 ==== Spektrumauswahl ====
 Es gibt verschiedene Tools, um die im FITS-Format abgelegten zweidimensionalen Aufnahmen zu betrachten. Beispielsweise //ds9//, dass im Terminal gestartet werden kann
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 Das zugehörige Skript heißt **2_findcaliblines.py**. In dieser Datei muss man mit einem Editor seiner Wahl (z.B. //Kate//) nur den Zeilenbereich editieren, in dem das Kalibrationsspektrum zu finden ist (''specRegionStart'' und ''specRegionEnd''; kann derselbe sein, aus dem man das Sternspektrum extrahieren will) und einen Zeilenbereich, der **außerhalb der Spalte** liegt (''bgRegionStart'', ''bgRegionEnd''):
-   # name of the file with the wavelength calibration spectrum
+<code Python>
-   calibFileName   = "calib_wave.FIT"
+#   Region (rows on the image) containing the calibration spectrum
+specRegionStart = 476
-   # region (rows on the image) containing the calibration spectrum
+specRegionEnd = 487
-   specRegionStart = 495
-   specRegionEnd   = 600
+#   Background region (rows on the image) -> need to be outside of the slits
+bgRegionStart = 815
-   # background region (rows on the image), which needs to be outside of the slits
+bgRegionEnd = 870
-   bgRegionStart   = 0
+</code>
-   bgRegionEnd     = 200
 Die Kalibration beruht darauf, dass Neon- und Argonlinien identifiziert werden. Die stärksten Linien, welche zu erwarten sind, sind in der folgenden Grafik identifiziert.
+[{{ :ost:spektrograph:spectra:dados_calib_900lines_ne-ar.jpg?direct&800 | Neon- und Argonemissionslinienspektrum mit entsprechenden Linienidentifikation}}]
+++++ Alte Hg- & Ar-Kalibration |
 [{{ :ost:spektrograph:spectra:calib_lines_dados.jpg?direct&800 | Quecksilber- und Argonemissionslinienspektrum mit entsprechenden Linienidentifikation}}]
+++++
 ===Ausführen des Skriptes ===
 Nun kann das Skript ausgeführt werden:
-   python 1_findcaliblines.py
+   python 2_findcaliblines.py
+Nach dem Ausführen des Skripts erscheint folgendes Fenster, in dem das Emissionslinienspektrum von Neon und Argon dargestellt ist und alle durch das Skript identifizierten Linien mit einem roten Kreis markiert sind. In diesem Fenster müssen nun alle Emissionslinien markiert werden, deren Wellenlänge bekannt ist. Dabei ist das obere Beispielspektrum mit den identifizierten Linien sehr hilfreich. Das Skript gibt die möglichen Linien vor, so dass jeweils nur die entsprechenden roten Kreise durch einen Linksklick markiert werden müssen. Die Wellenlänge der aktuellen Linie wird oben im jeweiligen Fenster rot angezeigt. Sollte die Wellenlänge einer Linie angezeigt werden, die nicht mit einem roten Kreis markiert ist, kann diese mit einem Rechtsklick übersprungen werden. Erfolgreich markierte Linien erscheinen dann blau und die entsprechende Wellenlänge wird neben den Emissionspeak geschrieben (siehe unten). Für eine erfolgreiche Wellenlängenkalibrierung müssen mindestens vier Linien markiert werden. Wenn alle möglichen Linien markiert sind, kann der Vorgang durch Drücken der "Q"-Taste auf der Tastatur abgeschlossen werden.
-Nach dem Ausführen des Skriptes erscheint folgendes Fester, auf dem das Quecksilber- und Argonemissionslinienspektrum dargestellt ist und alle Linien, die durch das Skript identifiziert wurden mit einem roten Kreis markiert sind. Nun müssen in diesem Fenster alle Emissionslinien markiert werden, für die die Wellenlänge bekannt ist. Hierfür ist das obere Beispielspektrum mit den identifizierten Linien sehr hilfreich. Das Skript gibt die möglichen Linien vor, sodass jeweils nur die entsprechenden roten Kreise durch einen Linksklick markiert werden müssen. Die Wellenlänge der aktuellen Linie ist in rot oben in dem jeweiligen Fenster zusehen. Sollte die Wellenlänge einer Linie angezeigt werden, die nicht mit einem roten Kreis markiert ist, kann diese durch einen Rechtsklick übersprungen werden. Erfolgreich markierte Linien erscheinen dann blau und die entsprechende Wellenlänge wird neben den Emissionspeak geschrieben (siehe unten). Es müssen wenigsten vier Linien markiert werden um eine erfolgreiche Wellenlängenkalibration zu ermöglichen. Wenn alle möglichen Linien markiert sind kann dieser Prozess mittels drücken der ''Q-Taste'' auf der Tastatur abgeschlossen werden.
+<WRAP group>
+<WRAP half column>
+[{{ :ost:spektrograph:dados:dados_calib_ne-ar_lines_detected.png | Kalibrationsplot ohne markierte Linien}}]
+</WRAP>
+<WRAP half column>
+[{{ :ost:spektrograph:dados:dados_calib_ne-ar_lines_marked.png | Kalibrationsplot mit sieben markierten Linien }}]
+</WRAP>
+</WRAP>
+++++ Alte Hg- & Ar-Kalibration |
 <WRAP group>
 <WRAP half column>
@@ Zeile 151: / Zeile 131: @@
 </WRAP>
 </WRAP>
+++++
+/*
 ++++ Fehleroutput |
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 Dieser kann getrost ignoriert werden, da er keinen Einfluss auf das Kalibratiosresultat hat.
 ++++
+*/
 Anschließend wird von dem Skript die Kalibrationskurve geplotted (siehe unten). Eine Erfolgreiche Kalibration erkennt man daran, dass die Kalibrationskurve nahezu linear ist.
+[{{ :ost:spektrograph:dados:dados_calib_wave_pixel_relation.png?direct&400 |Kalibrationskurve für den DADOS-Spektrographen }}]
+++++ Alte Hg- & Ar-Kalibration |
 [{{ :ost:spektrograph:dados:calibration_fit_dados.jpg?direct&400 |Kalibrationskurve für den DADOS-Spektrographen }}]
+++++
 Von dem Skript werden standardmäßig folgende Dateien erstellt:
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 === Funktionsprinzip ===
-Nach der Bestimmung der Kalibrationskurve kann nun das eigentliche Sternspektrum ausgewertet werden. Zunächst wird das Darkframe des Sternspektrums abgezogen. Dann wird das Spektrum durch das Flatfield geteilt und schließlich die Wellenlängenkalibatrion durchgeführt. Außerdem besteht die Möglichkeit im Spektrum identifizierte Spektrallinien zu kennzeichnen.
+Nach der Bestimmung der Wellenlängen-Pixel-Zuordnung kann nun das eigentliche Sternspektrum ausgewertet werden. Standardmäßig wird das Spektrum durch das Flatfield geteilt und anschließend die Wellenlängenkalibrierung durchgeführt. Zusätzlich besteht die Möglichkeit, das Spektrum zu normieren und die im Spektrum identifizierten Spektrallinien zu markieren.
 === Parameter ===
-Das zugehöriges Skript heißt ''2_extractspectrum.py''. In dieser Datei werden viele Parameter ganz analog zu den obigen Skript gesetzt. Die Parametersektion kann beispielsweise so aussehen:
+Das zugehöriges Skript heißt ''3_extractspectrum.py''. In dieser Datei werden einige Parameter ganz analog zu den obigen Skript gesetzt. Die Parametersektion kann beispielsweise so aussehen:
-   ### science spectrum file ###
+<code Python>
-   # file with stellar spectrum
+#   Name of the object
-   science        =  'star.FIT'
+object_name: str = "star"
-   # directory of the darkframe for the stellar spectrum
-   darkframe_dir  =  'darks/??s/'
-   # flatfield directory
-   flatfield_dir  =  'flats/'
-   # directory of the darkframe for the flats
-   flatdark_dir   =  'darks/??s/'
-   ### Data that should be extracted  ###
-   # region containing the science spectrum
-   specRegionStart = 495
-   specRegionEnd   = 590
-   # sky background region (inside the slit)
-   bgSkyStart   = 96
-   bgSkyEnd     = 104
-   ### Plot range ###
-   # set the variables to '?' for an automatic resizing
-   lambdamin = '?'
-   lambdamax = '?'
-   #lambdamin = 3500.
-   #lambdamax = 5000.
+###
+#   Extraction regions
+#
+#   Region containing the science spectrum
+spec_region_start: int = 759
+spec_region_end: int = 772
-Zu diesen Parametern sei angemerkt:
+#   Sky background region (inside the slit)
-  * Über die Variablen ''specRegionStart'' und ''specRegionEnd'' werden die CCD-Zeilen definiert, die das Spektrum enthalten und die ausgelesen werden.
+background_sky_start: int = 710
-  * Der Himmelshintergrund soll noch abgezogen werden. Dafür muss ein Bereich ausgewählt, der **innerhalb vom Spalt** liegt, aber **kein Spektrum** enthält. Wenn möglich, sollen die gleiche Zeilenanzahl wie beim Spektrum verwendet werden. Also (specRegionStart - specRegionEnd) = (bgSkyStart - bgSkyEnd).
+background_sky_end: int = 730
-  * Mittels der Option ''lambdamin'' und ''lambdamax'' kann der Plotbereich eingeschränkt werden. Werden in diese Variablen ''?'' geschrieben, dann wird der Plotbereich automatisch festgelegt.
-++++ Zusätzliche Parameter |
+###
+#   Plot range
+#
+#   Set the variables to '?' for an automatic resizing
+lambda_min: str | float = '?'
+lambda_max: str | float = '?'
+flux_min: str | float = '?'
+flux_max: str | float = '?'
-**Auswertungsmethode:**
+###
-Die Variable ''mode'' steuert, die Auswertungsmethode. Bei der Methode //mean// wird über alle extrahierten Zeilen aus dem CCD-Bild gemittelt. Bei //median// wird der Median gebildet. Diese Methode ist sollte standardmäßig ausgewählt werden.
+#   Normalization ?
-   ### Image reduction mode ###
+#   Possibilities: True or False
-   #mode = 'mean'
+#
-   mode = 'median'
+normalize: bool = False
+</code>
-**Linienidentifikation:**
+Unter ''object_name'' kann der Name des beobachteten Sterns angegeben werden. Die Variablen ''spec_region_start'' und ''spec_region_end'' definieren die Zeilen des Kamerachips, die das Spektrum enthalten und ausgelesen werden sollen. Vom Sternspektrum muss noch der Himmelshintergrund subtrahiert werden. Dazu muss eine Region ausgewählt werden, die **innerhalb des Spalts** liegt, aber **kein Spektrum** enthält. Dieser Bereich wird durch die Variablen ''background_sky_start'' und ''background_sky_end'' definiert. Mit den Optionen ''lambda_min'' und ''lambda_max'' sowie ''flux_min'' und ''flux_max'' kann der Plotbereicha auf der X- bzw. Y-Achse eingeschränkt werden. Wird in diese Variablen ''?'' geschrieben, so wird der Plotbereich automatisch festgelegt.
-Die Linienidentifikation kann über den Parameter ''plotident'' an oder abgeschaltet werden:
-   ### Idents ###
-   # plot idents yes or no
-   plotident = 'yes'
-   #plotident = 'no'
-Die Datei mit den gefundenen Spektrallinien, welche standardmäßig einfach ''absorption_lines'' heißt, wird zum Ausführen des Skriptes nicht zwingend gebraucht. In diesem Fall wird der Variable ''lineFile'' einfach nur ein leerer String zugewiesen oder alternativ ein Pfad zu einer leeren Datei übergeben:
-   #File containing line identifications
-   lineFile = ""
-   # oder
-   lineFile = "Ordner/leere_datei.dat"
-Siehe unten für eine Erklärung wie die Linienidentifikation für die einzelnen Sterne individuell angepasst werden kann.
-** Dateinamen:**
-Des Weiteren besteht die Möglichkeit die Namen der Outputdateien sowie des für die Wellenlängenkalibrierung benötigten Kalibrationsfiles aus dem ersten Schritt der Datenreduktion individuell anzupassen.
-/*
-* Zwischen den Spalten?????
-   # background region (outside the slit)
-   bgRegionStart   = 0
-   bgRegionEnd     = 200
-*/
-++++
 === Ausführen des Skriptes ===
 Analog zu oben wird das Skript mittels:
-   python 2_extractspectrum.py
+   python 3_extractspectrum.py
-ausgeführt. Dabei werden in den Standardeinstellungen folgende Dateien erstellt:
+ausgeführt. Standardmäßig werden folgende Dateien erzeugt:
-  * ''stern_spectrum.dat'' - mit dem tabellierten Spektrum
-  * ''stern_spectrum.pdf'' - mit dem geplotetem Spektrum
-  * ''flatfield.pdf''      - mit dem geplotetem Flatfield (bitte an das Protokoll anhängen)
+  * ''spectrum_panels_{object_name}.pdf'' - mit dem Spektrum in mehreren Panels (Zoom-Version)
+  * ''spectrum_total_{object_name}.pdf'' - mit dem Spektrum dargestellt in einem einzigen Panel
+  * ''{object_name}_spectrum_total.dat'' - mit dem Spektrum in Tabellenform
+  * ''{object_name}_spectrum_total.csv'' - mit dem tabellierten Spektrum im CSV-Format
 === Identifizieren der Spektrallienien ===
-Es besteht die Möglichkeit im Spektrum gefundenen Linien im Spektrumsplot einzuzeichnen. In der Datei ''absorption_lines'' im Skriptverzeichnis sind einige wichtige Linien aufgelistet. Allerdings **enthält diese Datei nicht alle Spektralllinien**, die in den vielen unterschiedlichen Sternen auftreten, die wir beobachten. **Daher ist es nötig nach zusätzlichen Spektralllinien und deren Übergängen** z.B. in der  [[http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/index.html|NIST-Datenback]] **zu suchen**. Eine [[de:praktikum:nist|Anleitung]] hierfür haben wir natürlich auch. Darüber hinaus ist es empfohlen, für jeden Stern eine individuelle Datei mit Linienidenifikationen zu erstellen. Um Linien im Plot zu kennzeichnen, überträgt man die relevanten Wellenlängen und Elemente/Ionen in die separate Datei, deren Inhalt dann wie folgt aussehen könnte (Wellenlänge in Å | Ident):
+Es besteht die Möglichkeit im Spektrum gefundenen Linien im Spektrumsplot einzuzeichnen. Die **Ionen**, die über die Linienidentifikationen identifiziert werden sollen, **müssen in der Variable "ions" angeben werden**. **Geschieht dies nicht werden keine Linienidentifikationen dargestellt!** Das Skript liest hierfür die Linieninformationen aus der Datei ''atomic_lines.tsv''. **Da diese Datei aber nur eine Auswahl an Spektrallinien**, enthält, die in den vielen unterschiedlichen Sternen auftreten, **ist es nötig nach zusätzlichen Spektralllinien** und deren Übergängen z.B. in der  [[http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/index.html|NIST-Datenbank]] **zu suchen.** Wie bereits erwähnt haben wie für diese Datenbank auch eine [[de:praktikum:nist|Bedienungsanleitung]]. Die so bestimmten Linieninformationen müssen dann in die Variable ''manual_lines'' eingetragen werden.
-.052	HI
+Die folgenden Optionen müssen in dem //Python//-Skript gesetzt werden:
-.075	HI
-.38	HI
-.88	HI
-.33	5811.98	CIV
-Wie im letzten Eintrag zu sehen ist, können auch Ionen mit Multipletübergängen dargestellt werden. **Linien, die nicht im Stern wieder gefunden werden, sind aus der entsprechenden Datei zu entfernen.**
+|< 100% - >|
+^ Variable ^ Beschreibung  ^
-Hat man diese Datei für ein Spektrum erstellt, kann der dazugehörige Pfad nun in der Parametersektion gesetzt werden. Beispielsweise
+| ''radial_velocity'' | Gemessene Radialgeschwindigkeit in km/s (ohne baryzentrische Korrektur) |
+| ''ions'' | Ionen für die Linienidentifikation eingezeichnet werden sollen |
-   #File containing line identifications
+| ''manual_lines'' | Mittels dieser Variable können selbständig weitere Linienidentifikation hinzugefügt werden. Es muss hierbei jeweils ein Identifikationsstring wie z.B. "HeI", die Wellenlänge und der Ausrichtungsparameter ("center", "left" oder "right") gesetzt werden. |
-   lineFile   = "directory/line_list_for_starname.dat"
+| ''percentage_line_flux_must_be_below_continuum'' | Diese Variable bestimmt, wie tief Linien im Vergleich zum Kontinuum eingesenkt sein müssen, sodass Linienidentifikation für die entsprechenden Linien dargestellt werden. Je höher dieser Wert, desto weniger Linienidentifikation werden dargestellt, da dann nur um so stärke Linien dieses Kriterium erfüllen. **Hinweis:** Ist die Radialgeschwindigkeit falsch und hier ein Wert größer Null gesetzt, dann funktioniert die Linienidentifikation oft nicht. Daher sollte diese Variable auf Null gesetzt werden, falls die Radialgeschwindigkeit unbekannt ist. |
-Dann kann das Skript erneut ausgeführt werden und im Plot sollten die Linien benannt sein.
-/*
-Zusätzliche Specktrallinien können z.B. mit Hilfe der [[http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/index.html|NIST Datenbank]] identifiziert werden.
-Weitere Übergänge können mit Hilfe der [[de:praktikum:nist|NIST Datenbank]] gefunden werden.
-*/
 ===== Protokoll =====
+Es ist ein üblicher Praktikumsbericht anzufertigen. Allgemeine Hinweise zum Aufbau und Inhalt von Praktikumsberichten können [[https://polaris.astro.physik.uni-potsdam.de/wiki/doku.php?id=de:praktikum:protocol|hier]] eingesehen werden.
-Ein ueblicher Praktikumsbericht ist anzufertigen. Allemeine Hinweise zum Schreiben von Praktkumsberichten zum Thema Struktur und Inhalt koennen [[https://polaris.astro.physik.uni-potsdam.de/wiki/doku.php?id=de:praktikum:protocol|hier]] eingesehen werden.
+Der Überblick über den theoretischen Hintergrund des Praktikums beinhaltet eine Beschreibung der Entstehung von Sternspektren, der verschiedenen Spektraltypen und deren Eigenschaften.
-Die Uebersicht ueber den theoretischen Hintergrund fuer diesen Versuch beinhaltet eine Beschreibung der Entstehung von Sternspektren, den verschiedenen Spektraltypen und deren Charakteristiken und das Konzept hinter der Messung von Radialgeschwindigkeiten.
-In den Methoden sollen die Ablaeufe der Beobachtung beschrieben werden und die anschliessende Reduktion der Daten. Dazu gehoert eine allgemeine Beschreibung der unternommenen Schritte, moeglichen Abweichungen von Standardprozedere und einer Auflistung alle gesetzten Parameter. Alle im Zuge der Datenreduktion anfallenden Grafiken sollen im Bericht vorhanden sein, koennen aber in den Appendix ausgelagert werden.
+Die Methoden beschreiben den Beobachtungsablauf und die anschließende Datenreduktion. Dies beinhaltet eine allgemeine Beschreibung der durchgeführten Schritte, eventuelle Abweichungen vom Standardverfahren und eine Auflistung aller eingestellten Parameter. Alle im Zuge der Datenreduktion erstellten Grafiken sollten im Bericht enthalten sein, können aber auch in den Anhang ausgelagert werden.
-Der Resultateabschnitt des Reports praesentiert und beschreibt die reduzierten Spektren (ein paar signifikante Ordnungen im Text, der Rest kann in den Appendix).
+Im Ergebnisteil des Berichts werden die reduzierten Spektren dargestellt und beschrieben.
-Die Analyse beinhaltet die Bestimmung des Spektraltyps fuer die einzelnen Sterne basieren auf den Charakteristiken, die im theoretischen Hintergrund gelistet sind.
+Die Analyse beinhaltet die Bestimmung des Spektraltyps für jeden Stern, basierend auf den Eigenschaften, die im theoretischen Hintergrund aufgelistet sind.
-Abschliessend, diskutiere die Ergebnisse und bringe sie in den groesseren Zusammenhang. Dazu zaehlt z.B. ein Literaturvergleich wo moeglich. Weiterhin soll eine Diskussion moeglicher Fehlerquellen gemacht werden. Gibt es in euren Daten Inkonsistenzen oder Abweichungen vom Erwarteten? Oder gibt es Strukturen und Auffaelligkeiten in den Spektren die ihr nicht erklaeren koennt? Beschreibe moegliche Loesungen und Erklaerungen fuer die gefundenen Probleme.
+Abschließend werden die Ergebnisse diskutiert und in einen größeren Zusammenhang gestellt. Dazu gehört z.B. ein Literaturvergleich, wo dies möglich ist. Es sollte auch eine Diskussion über die möglichen Fehlerquellen geführt werden. Gibt es Inkonsistenzen in den Daten oder Abweichungen vom Erwarteten? Oder gibt es Strukturen und Auffälligkeiten in den Spektren, die sich nicht erklären lassen? Beschreibt mögliche Lösungen und Erklärungen für die gefundenen Probleme.
-//**Anmerkung:** Diese {{en:labcourse:n1:abb85karttunen_en.pdf|Grafik}} [1] kann hilfreich sein fuer eine erste Klassifizierung der Spektren. Desweiteren koennen die Spektren auch mit einem {{en:labcourse:n1:atlas.pdf|Spektralatlas}} verglichen werden. Die [[http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html | NIST web page]] erlaubt es explizit nach Spektrallinien zu suchen. Auf dieser [[https://www.handprint.com/ASTRO/specclass.html|Website]] gibt es eine gute Anleitung zum Klassifizieren von Sternspektren.//
+//**Anmerkung:** Diese {{en:labcourse:n1:abb85karttunen_en.pdf|Grafik}} [1] kann hilfreich sein für eine erste Klassifizierung der Spektren. Des weiteren können die Spektren auch mit einem {{en:labcourse:n1:atlas.pdf|Spektralatlas}} verglichen werden. Die [[http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html | NIST web page]] erlaubt es explizit nach Spektrallinien zu suchen. Auf dieser [[https://www.handprint.com/ASTRO/specclass.html|Website]] gibt es eine gute Anleitung zum Klassifizieren von Sternspektren.//
-//**Anmerkung:** Die Plots der individuellem Ordnungen der Spektren sind sehr speicherintensiv und gewoehlich zu gross fuer einen Emailanhang. Ihr koennt den Report in den [[https://boxup.uni-potsdam.de/index.php/login|Universitaetseigenen Cloud Service (BoxUP)]] hochladen und uns den Link zusenden, oder aber den Dateipfad zu den Plots wenn ihr sie auf dem Praktikumsrechner gespeichert habt.//
+//**Anmerkung:** Die Plots der individuellem Ordnungen der Spektren sind sehr speicherintensiv und gewöhnlich zu gross für einen Emailanhang. Ihr könnt den Report in den [[https://boxup.uni-potsdam.de/index.php/login|Universitaetseigenen Cloud Service (BoxUP)]] hochladen und uns den Link zusenden, oder aber den Dateipfad zu den Plots wenn ihr sie auf dem Praktikumsrechner gespeichert habt.//
 [1] [[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1959elas.book.....S/abstract|Struve, O. (1959): Elementary Astronomy (Oxford University Press, New York) p. 259]]