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--- de:praktikum:sternspektren [2024/12/06 09:38] – [N1 - Sternspektren verschiedener Spektraltypen (DADOS)] rhainich
+++ de:praktikum:sternspektren [2024/12/10 11:00] (aktuell) – rhainich
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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.
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-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]].
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 ===== 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.
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-++++ 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: