Erfahrungen mit dem Star Analyser und dem Samyang 135 mm, f/2 Objektiv

Als Kamera diente die ASI 294 MC Pro.

1. Filterschublade oder Objektivgitter?

Angefangen habe ich mit dem SA200 in der Filterschublade, 2,5 cm vor dem Sensor. Das obere Bild zeigt ein Spektrum von Rigel mit starken Farbfehlern bei Offenblende.
Die Mittellinie des Spektrums ist aber durchaus brauchbar.

Das mittlere Bild zeigt ein Spektrum von Wega mit dem SA200 in der Filterschublade und dem Objektiv abgeblendet auf f/4.
Das untere Bild zeigt ein Spektrum von Wega mit dem SA100 vor dem Objektiv bei Offenblende.

Trotz des Wechsels von SA200 auf SA100 ist das Spektrum wegen des viel größeren Abstands zum Sensor etwa dreimal länger als vorher.
Das Spektrum ist nun auch deutlich farbreiner und schärfer.

2. Die Orientierung des Gitters

Je farbreiner und schärfer das Spektrum ist, desto wichtiger wird es das Spektrum so waagerecht wie möglich auf dem Sensor zu plazieren.

Wegaspektrum mit SA200 als Objektivgitter an f = 35 mm, zweifach vergrößert

Der Drehwinkel beträgt hier nur etwa acht Grad, aber es sind zahlreiche "Treppenstufen" sichtbar, die bei der Drehung in die Horizontale Artefakte erzeugen.
Selbst bei einem Drehwinkel von nur einem Grad wird ein 600 Pixel langes Spektrum um 10 Pixel an einem Ende nach oben oder unten verschoben und
es entstehen 10 Treppenstufen.
Das Gewinde der Star Analyser hat nur einen Durchmesser von etwa 25 mm. Ein Grad Drehung bedeutet da eine Drehung des Gewindes um nur 0,2 mm!

3. Debayern

Alle Bilder wurden im Superpixel-Modus debayert. Dabei werden die vier Pixel der Bayermatrix zu einem RGB-Pixel zusammengefaßt und die Auflösung
sinkt auf die Hälfte.

4. Instrumental Response

Der variable Teil des "Instrumental Response" wird durch den wechselnden Zustand der Atmosphäre verursacht. Der Himmelshintergrund wird auf die
Spektren addiert und verfälscht sie. Das kann durch eine einfache Subtraktion korrigiert werden. Aufwendiger ist die Berücksichtigung der variablen
Extinktion.
Hier "Relative Flux Calibration of Low Resolution Spectra (“Correcting for Instrument Response”)" wird das Problem ausführlich beschrieben und eine
Lösung gezeigt: Wenn man außer dem Zielobjekt unter denselben Bedingungen einen Stern mit bekanntem Referenzspektrum aufnimmt und daraus
den "Response" bestimmt, dann kann man das Spektrum des Zielobjekts durch diesen "Response" dividieren. Damit sind dann die atmosphärischen
Einflüsse auf mein Spektrum (so gut es geht) beseitigt.

5. Das Spektrum 2. Ordnung

Es zeigt sich, dass die oben beschriebene Lösung im langwelligen Teil des Spektrums nicht funktioniert. Ab etwa 7500 Å wird das langwellige Spektrum 1. Ordnung
mit dem kurzwelligen Spektrum 2. Ordnung überlagert. Das Zielspektrum enthält am roten Ende das blaue Spektrum 2. Ordnung, das aber im Referenzspektrum
nicht enthalten ist. Bei der Division des Zielspektrums durch das Referenzspektrum ist deshalb der "Instrumental Response "am roten Ende des Spektrums ungültig.

Ein vollständiges Spektrum 1. Ordnung, das nicht vom Spektrum 2. Ordnung überlagert ist, läßt sich durch die Kombination zweier Aufnahmen erreichen. Die erste
Aufnahme wird ohne Filter gemacht, die zweite (gleich lange) Aufnahme geschieht durch einen IR-Passfilter, der nur Wellenlängen größer als 6850 Å durchläßt. Damit
nicht nachfokussiert werden muß, sollte die erste Aufnahme durch einen passenden Klarglasfilter gemacht werden. Nach dem Binning der beiden Aufnahmen kann
man dann in den Tabellen der Intensitäten (über x) die Werte der zweiten Tabelle in die erste Tabelle übernehmen.

Für die Korrektur eines aufgenommenen Spektrums sind demnach zwei weitere Aufnahmen nötig.