Unterschiede

Hier werden die Unterschiede zwischen zwei Versionen angezeigt.

--- de:praktikum:sternspektren [2024/12/06 09:08] – [Identifizieren der Spektrallienien] 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.
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-==== 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''):
-<code>
+<code Python>
 #   Region (rows on the image) containing the calibration spectrum
 specRegionStart = 476
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 [{{ :ost:spektrograph:spectra:calib_lines_dados.jpg?direct&800 | Quecksilber- und Argonemissionslinienspektrum mit entsprechenden Linienidentifikation}}]
 ++++
 ===Ausführen des Skriptes ===
 Nun kann das Skript ausgeführt werden:
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 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:
-<code>
+<code Python>
 #   Name of the object
 object_name: str = "star"
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 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.
-/*
-++++ Zusätzliche Parameter |
-**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.
-   ### Image reduction mode ###
-   #mode = 'mean'
-   mode = 'median'
-**Linienidentifikation:**
-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.
-++++
-*/
 === Ausführen des Skriptes ===
 Analog zu oben wird das Skript mittels:
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 ===== 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]]