Beeindruckende Spektren der neuen Nova im Delphin | Astronomie.de - Der Treffpunkt für Astronomie

Beeindruckende Spektren der neuen Nova im Delphin

JDF

Mitglied
Habe mich auch mal an dem Spektrum versucht und gleich mal ein paar Fragen dazu:

Link zur Grafik: http://jdfoerster.de/astronomie/aag/nova.jpg

Aufgenommen mit einem Staranalyzer und einer Basler ace.
(Ich bitte zu verzeihen, dass die Normierung noch nicht so richtig passt.)

Bei so einem Spektrum fällt es ja schwer die richtigen Linien zur Kalibration zu finden, da durch die herrlichen P Cygni Profile die Bandenlage verschoben ist. Auch die Eisen-Linien eigenen sich nicht.

Ggfs. kann man also mit Atmosphärischen Linien kalibrieren.
Auf der rechten Seite des Spektrums ist das A-Band des molekularen Wasserstoffs zu sehen, natürlich hier nur als einzelne breite Bande, da die Auflösung nicht ausreicht, um mehr aufzulösen. Leider habe ich nirgends einen verlässlichen Wert gefunden wo bei der niedrigen Auflösung der Peak der Bande genau sitzt. Man sagt ja sonst ~761 nm, das gilt aber nur für den prominenten Teil des A-Bands. 761,5 nm erscheinen mir hier richtiger für die Peaklage. Woraus kann ich den korrekten Wert ermitteln/berechnen? Welche weiteren atmosphärischen Banden (Wasser?) kann man sonst noch zur Kalibration des Spektrums hier nutzen?

Man sieht außerdem deutlich, dass die P-Cygni Struktur mit steigender Wellenlänge an den Wasserstofflinien zunimmt und ich bin mir nicht sicher woran das liegt. Meine Überlegung ist, dass dies indirekt die Temperatur des Plasmas reflektiert, da Übergänge niedrigerer Energie noch auftreten, aber die Wahrscheinlichkeit für energiereichere Übergänge geringer ist, da das Plasma nicht mehr heiß genug ist. In den Anfängen der Nova müsste man also erstmal sehr wenig Emissionsfeatures gesehen haben, da der Wasserstoff vollständig ionisiert war, und im Laufe des Abkühlens müsste man eine Veränderung der Intensitätsverhältnisse zwischen den Wasserstoffemissionslinien sehen, bis diese im Zuge weiteren Abkühlens allgemein schwächer werden.

Ich würde mich über eine gemeinsame Überlegung und Diskussion hierzu freuen.
Das untere Spektrum wurde übrigens anhand der Sauerstoffmoleküllinie bei geschätzten 761,5 nm und der H-delta Linie, die hier offenbar kein P-Cygni Profil zeigt, kalibriert.

Viele Grüße,
Jan-David
 

Ernst_Pollmann

Mitglied
Jan-David,
zunächst einmal meine Hochachtung zu diesem gelungenen Spektrumscan. Die Nova ist in der Tat z. Zt. ein willkommenes Objekt für den niedrigdispersiven Star-Analyser.
Wegen seinem weitgehend linearen Dispersionsverhalten und der geringen spektralen Auflösung können durchaus zur Kalibration die Emissionen des Wasserstoffs Hbeta (486,1 nm) und Halpha (656,3 nm) sowie das starke A-Band (759.4-768.4 nm) des atmosphärischen Sauerstoffs (nicht des molekularen Wasserstoffs) verwendet werden.
Außerdem finden sich in deinem Spektrum (wenn auch nur schwach) das B-Band des atmosph. O2 bei 686.7-694.4 und das atmosph. a-Band des Wasserdampfs bei 716.8-739.4. Beides kannst du zusätzlich zur Kalibration verwenden.

Die P-Cygni-Absorptionskomponenten repräsentieren den Betrag an absorbierender Gasmasse, die sich direkt zwischen Nova und dem Beobachter auf dessen Sichtlinie befindet und auf selbigen zufliegt (und deshalb blauverschoben ist). Dabei haben die ganz außen liegenden Gase (etwa die Halpha-Absorption)den höchsten Massenanteil und somit auch die stärksten Absorptionstiefe.

Wenn dich das Nova-Geschehen weiter interessiert, empfehle ich dir unbedingt ein Besuch auf der Webseite unseres international aktiven ARAS-Forums, auf dem du die Chronologie der bisherigen Amateurbeobachtungen verfolgen kannst:

http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=5&t=682&p=2657#p2657

Dort findest du viel wissenswertes zum derzeitigen Stand der Amateurbeobachtungen (auch über Kalibration von STA-Spektren), die erfreulicherweise von einem professionellen Nova-Experten kommentiert sind.

Ernst Pollmann
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TorstenHansen

Mitglied
Hallo Jan-David,

erstmal Glückwunsch zum gelungenen Resultat.

Mit welchem Programm hast Du denn ausgewertet?

Zitat von JDF:
...
Bei so einem Spektrum fällt es ja schwer die richtigen Linien zur Kalibration zu finden, da durch die herrlichen P Cygni Profile die Bandenlage verschoben ist. Auch die Eisen-Linien eigenen sich nicht.

Ggfs. kann man also mit Atmosphärischen Linien kalibrieren.

...
Die atmosphärischen Banden wären mir viel zu ungenau; so unpräzise arbeitet der Staranalyser, trotz niedriger Auflösung, nun doch nicht.

Zur Kalibrierung (Wellenlängen- und Reponsekalibrierung) von Staranalyserspektren verwende ich immer einen Stern mit gut sichtbaren H-Linien. Beide Spektren, Kalibrier- und Zielspektrum, nehme ich grundsätzlich mit 0-ter Ordnung auf, um sie nachher genau übereinanderlegen zu können. Danach ist die Wellenlängenkalibrierung in vspec leicht, da dort dann beide Spektren geladen werden können und mit dem Kalibrierspektrum das Zielspektrum wellenlängenkalibriert werden kann.

Ich habe das mal für ein englischsprachiges Forum in einem Bild zusammengefasst. Man sieht in den beiden unteren Rohspektren, dass die 0-ten Ordnungen jeweils genau übereinanderliegen. Dazu musste das Zielspektrum entsprechend verschoben werden (roter Pfeil; diese Prozedur erledige ich mit fitswork).


Originalgröße: http://www.aau.telebus.de/Ver_7/user/Torsten_Hansen/Spektren5/20100323alporicalibrationinvspecw.jpg


Link zur Grafik: http://www.aau.telebus.de/Ver_7/user/Torsten_Hansen/Spektren5/20100323alporicalibrationinvspecw.jpg

Jetzt wirst du evtl. fragen, warum dieser Aufwand?

Sterne, wie im Bildbeispiel, die keine schön sichtbaren H-Linien zeigen, lassen sich einfach nicht sinnvoll wellenlängenkalibrieren!
Im Falle der Nova tritt dieses Problem natürlich nicht auf; da kann man getrost die H-Linien im Blauen, die H-Beta-Emission und die H-ALpha-Emission benutzen.

Ein weiterer Punkt zur Benutzung eines Kalibrierspektrums, ist die Response-Kalibrierung, die instrumentelle Einflüsse eliminiert. Wenn man dies ebenfalls am Zielspektrum durchführt, erhält man so eine Art "wahren" Verlauf des Spektrums, bereinigt um alle äußeren Einflüsse (sofern der Kalibrierstern auf etwa gleicher Höhe wie der Zielstern gestanden ist).


Als Beispiel, ein Novaspektrum vom 15.08.13, das auf die beschriebene Art ausgewertet wurde.


Link zur Grafik: http://www.aau.telebus.de/Ver_7/user/Torsten_Hansen/20130816NovaDel/20130815NovaDelStAnresponsew.jpg



Zum Vergleich das Rohspektrum, in dem die spektrale
Empfindlichkeit der Kamera deutlich zu sehen ist.

Link zur Grafik: http://www.aau.telebus.de/Ver_7/user/Torsten_Hansen/20130816NovaDel/20130815NovaDelStAnw.jpg



Viele Grüße,
Torsten
 
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JDF

Mitglied
Lieber Ernst, lieber Torsten,

vielen Dank für die ausführlichen Schilderungen.
Ich möchte gerne meine Fragen etwas präzisieren:

@Ernst:

Selbstverständlich war das ein Verschreiber mit dem A-Band des Wasserstoffs, es ist natürlich der molekulare Sauerstoff!

Der Forenbeitrag war bekannt und ich verfolge das auch mit Spannung.

Du gibst ja für die atmosphärisch hervorgerufenen Strukturen im Spektrum Bereiche an, da es sich um sehr breite Banden handelt, jedoch verschmiert bei mir die Feinstruktur der Banden natürlich zu einem Gesamtabsorptionspeak. Wo das Minimum dieses Absorptionspeaks liegt würde mich interessieren, da ich ja nicht mit einem Bereich kalibrieren kann, sondern nur mit scharfen Maxima bzw. Minima.

Der Mechanismus der Entstehung von P Cygni Profilen ist mir klar. Woher die Absorptionstiefe stammt ist mir auch bewusst, was mich aber interessiert ist die variable Emissionsstärke der unterschiedlichen Wasserstofflinien. Vielleicht habe ich mich da nicht ganz deutlich ausgedrückt.

@Torsten:

Da hast Du mich jetzt erwischt, natürlich habe ich auch einen zweiten Stern aufgenommen, den ich zur Kalibration verwenden kann und tue. Mich interessiert aber das Vorgehen wenn man eben kein Vergleichsspektrum hat (bei mir war es Altair, was nicht ganz ideal ist wie ich auch schon gelesen habe), deshalb hatte ich das nicht erwähnt und auch nur das flussnormierte Spektrum gepostet.

H-alpha, beta... Emission eignen sich meiner Meinung nach nicht zur Kalibration solcher P Cygni Spektren, da der Emissionspeak ja der von der vorgelagerten blauverschobenen Absorptionsbande beschnittene Teil ist und daher rotverschoben aussieht. Man kann daher nicht einfach das Maximum als Nulllage ansehen. Dies sieht man auch in diesem Artikel recht schön:
http://www.ifa.hawaii.edu/~kud/windsfromhotstars/hotwinds.html

Wie eine Response-Kalibrierung aussieht ist mir bekannt, das habe ich auch gemacht, hier aber nicht veröffentlicht, da das mit meinen Fragen nix zu tun hatte. Wenn Du mal auf die VDS-Fachgruppenseite schaust, wirst Du in den Schülerseiten auch einen Aufsatz von mir finden, wo ich das Verfahren auf der Basis von VSpec auf Schülerniveau beschreibe. Lang ists her. ;-)

Die Auswertung erfolgte teilweise im altbekannten VSpec, ich bin dann aber zur Weiterverarbeitung in Origin gegangen.

Ich hoffe ihr könnt mir auch weiter so kompetent antworten und wir finden noch ein paar Lösungen auf meine oben gestellten Fragen.

Viele Grüße,
Jan-David


Edit:

Hier mal auf die Schnelle Altair und Nova, kalibriert, um die H-alpha Region. Ich denke es ist deutlich auf was ich hinaus will:
Link zur Grafik: http://jdfoerster.de/astronomie/aag/halpha_nova_altair.png
 
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JDF

Mitglied
Auch diese Personen
http://spektroskopieforum.vdsastro.de
sahen sich offenbar dem selben Problem gegenüber. Im Fall von P Cygni scheint die Verschiebung des Emissionsmaximums tatsächlich nicht so erheblich zu sein, bei unserer Nova allerdings schon, was zu durchaus deutlich fehlerhaften Berechnungen der Expansionsgeschwindigkeit der Hülle führt. Ich denke damit wäre diese eine Frage geklärt, über Ergänzungen freue ich mich natürlich dennoch.

Viele Grüße,
Jan-David
 

Ernst_Pollmann

Mitglied
Jan-David,
deine etwas anspruchsvollere Kalibration von STA-Spektren ist durchaus gerechtfertigt, wenngleich man von diesem "Spektrographen" nicht zu viel erwarten sollte.
Zur Sache:
1) beigefügt findest du unten eine Abbildung zu den tellurischen Absorptionen aus dem Spektralatlas meines Kollegen Richard Walker. Darin ist gut zu erkennen, wo die Absorptionsminima dieser drei typischen Banden liegen. Diese Minima-Wellenlängen angewandt auf dein Spektrum führen zu einer deutlich genaueren Kalibration.

2) richtig ist, dass man im vorliegenden Fall (trotz STA) die H2-Emissionen nicht zur Feinkalibration verwenden kann.
Die unten beigefügte zweite Abb. zeigt mein LHIRES-Halpha-Spektrum vom 16.8. und darin deutlich die enorme Rotverschiebung der Halpha-Maximumwellenlänge (Ruhewellenlänge = 6562.8A).

Damit begrenzt sich eine halbwegs zuverlässige Kalibration lediglich auf den Bereich der tellurischen Banden, wenn ansonsten keine Referenzlinien eines Kalibrationsspektrums vorliegen.
D. h. mit anderen Worten, dein Wunsch nach Berechnung von Expansionsgeschwindigkeiten kann mit diesem Spektrum nur in "sehr bescheidenem Umfang" realisiert werden.

Was die H2-Emissionsvariabilität betrifft, so ist zu sagen, dass man bei den verschiedenen Linien sozusagen in unterschiedliche Tiefen der explodierten Sternhülle hineinschaut und dort somit auch differierende, quantitative Strahlungsbeiträge antrifft. Was sich derzeit innerhalb dieser expandierenden Hülle abspielt, beschreiben anschaulich die begleitenden Beobachtungskommentare des Nova-Experten Steve Shore im oben bereits genannten ARAS-Forum. Ich wiederhole noch einmal eindringlich: wenn dich dazu Details interessieren, besuche dieses Forum und du wirst staunen!!

Ernst Pollmann
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TorstenHansen

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Hallo,

hier noch eine Ergänzung von mir mit einem Spektrum vom 16.08.2013 (17.08.2013, MESZ)

Link zur Grafik: http://www.aau.telebus.de/Ver_7/user/Torsten_Hansen/20130816NovaDel/20130816NovaDelStAnw.jpg


Die obere Grafik im Bild gibt gewissermaßen das "wahre" Spektrum wieder, da die Daten um Instrumenten- und atmosphärische Einflüsse korrigiert wurden. Das untere Spektrum zeigt die Normierung auf das Pseudokontinuum.

Weiterhin sei noch ein Versuch zur Bestimmung der Expansionsgeschwindigkeit der Sternhülle angefügt, der sich an die in dieser Quelle ( http://www.ursusmajor.ch/downloads/beitrag-zur-spektroskopie--8.7.pdf ) auf der S. 75 geschilderte Methode anlehnt und ein P-Cygni-Profil voraussetzt. Im Hinblick auf die niedrige Auflösung des Staranalysers, erscheint mir diese Vorgehensweiseals praktikabel.

Hiernach werden nun die Wellenlängen der Extrempunkte der Absorption und Emission der P-Cygni-Profil zeigenden Linien bestimmt und deren Differenz gebildet. Dies ist im Spektrum oben an 2 Stellen sehr leicht möglich. Danach wird die Differenz in der Formel

v = ( delta Lambda / Lambda ) * c

weiterverarbeitet.

Mit dem Programm vspec erhalte ich folgende Ergebnisse:

H-Beta: delta Lambda = 4838 Ang - 4863 Ang = -25 Ang
H-Alpha: delta Lambda = 6534 Ang - 6567 Ang = -33 Ang

H-Beta : v = ( -25 Ang / 4861 Ang ) * 300000 km/s = -1543 km/s
H-Alpha: v = ( -33 Ang / 6563 Ang ) * 300000 km/s = -1508 km/s

Mittelwert aus beiden: v = -1526 km/s


Der ermittelte Wert ist gegenüber den Ergebnissen mit hochauflösenden Spektrographen (vgl. ARAS-Forum) um etwa 160 km/s zu hoch.


Viele Grüße,
Torsten
 

JDF

Mitglied
Hallo Ernst, vielen Dank, das war sehr hilfreich!

Besonders Punkt 1) hat mich weitergebracht, soetwas suchte ich. Gibts das eventuell noch etwas größer? Man kann leider kaum etwas entziffern, auch nicht beim Klick darauf.

Natürlich ist der verwendete "Spektrograph" kein Präzisionsinstrument, aber man kann doch exemplarisch korrekte wissenschaftliche Auswertungen durchführen und wenn dann das Ergebnis nicht passt kann man sich zumindest nicht den Vorwurf machen bei der Auswertung geschludert zu haben. ;-)

Zum Glück habe ich ja noch Referenzspektren anderer Sterne, die ich zur Kalibration heranziehen kann und demnach ist eine Berechnung der Expansionsgeschwindigkeit zwar nicht unglaublich präzise, aber doch machbar und mit einer berechneten Standardabweichung versehen auch wissenschaftlich verwertbar.

Es ist wirklich sehr spannend was sich da momentan bei Nova Delphini tut und wie sich die Linien in kürzester Zeit verändern hinsichtlich Lage und Intensität.

Zu 2) und damit auch zu Torstens letztem Beitrag möchte ich aus dem ARAS-Forenbeitrag Steve Shore zitieren, der schreibt:
"The terminal velocity of the line profile is an absolute thing, relative to the rest wavelength, not the separation of maximum and minimum (you see that described, too often, in the older photographic literature)."

Selbst mit einem Staranalyzer ist die Differenz zwischen H-alpha Zentralwellenlänge und Emissionspeak deutlich messbar, demnach kann man nicht einfach argumentieren, dass das im Rahmen der Messungenauigkeit/des Auflösungsvermögens irgendwie vertretbar ist einfach diese Näherung zu machen. Dass es natürlich vielfach so beschrieben wurde und durchgeführt wird stimmt zwar, macht die Sache aber nicht richtiger.

Vielleicht sollten wir daher gemeinsam überlegen wie wir in diesem konkreten Fall eine korrekte Auswertung angehen können, um untereinander vergleichbare und plausible Ergebnisse zu erhalten.

Das können wir jedoch auch gerne im entsprechenden VdS Forum bequatschen, da das hier wohl zu weit führt und sich dort ggfs. auch mehr Leute tummeln, die sich an den Überlegungen beteiligen.

Viele Grüße,
Jan-David
 

TorstenHansen

Mitglied
Hallo Jan-David,

Zitat von JDF:
...
Zu 2) und damit auch zu Torstens letztem Beitrag möchte ich aus dem ARAS-Forenbeitrag Steve Shore zitieren, der schreibt:
"The terminal velocity of the line profile is an absolute thing, relative to the rest wavelength, not the separation of maximum and minimum (you see that described, too often, in the older photographic literature)."

Selbst mit einem Staranalyzer ist die Differenz zwischen H-alpha Zentralwellenlänge und Emissionspeak deutlich messbar, demnach kann man nicht einfach argumentieren, dass das im Rahmen der Messungenauigkeit/des Auflösungsvermögens irgendwie vertretbar ist einfach diese Näherung zu machen. Dass es natürlich vielfach so beschrieben wurde und durchgeführt wird stimmt zwar, macht die Sache aber nicht richtiger.
...
Danke für den Hinweis!
Das habe ich offenbar übersehen!
Somit geben die von mir oben berechneten Geschwindigkeiten vermutlich die tatsächlichen Verhältnisse nicht korrekt wieder!


Viele Grüße,
Torsten
 
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JDF

Mitglied
Zitat von TorstenHansen:
Somit geben die von mir oben berechneten Geschwindigkeiten vermutlich die tatsächlichen Verhältnisse nicht korrekt wieder!
Keine Bange, meine Werte machen bislang auch keinen Sinn, denn wir wollen ja die "terminal velocity" und nicht unbedingt die wahrscheinlichste Geschwindigkeit ermitteln... daher wird es noch deutlich komplexer werden.

Grüße,
Jan-David
 

Ernst_Pollmann

Mitglied
Jan-David,
es freut mich, dass dir die hier geführte Besprechung was gebracht hat.
Gerne bin ich natürlich bereit, auch weiterhin Fragen zum Thema hier zu diskutieren. Nimm es bitte nicht persönlich, doch an einer Diskussion im von dir genannt deutschen Forum bin ich nicht interessiert.
Wie das aktuelle (dein) Beispiel zeigt, ist sehr wohl auch dieses Board hier bei Astronomie.de eine geeignete Plattform, Fragen rund um die Spektroskopie zu erörtern. Darüberhinaus ist der Kreis an spektroskopisch interessierten Lesern hier ungleich größer.

Zurück zum Thema:
Ich weis nicht ob es wirklich sinnvoll ist, die von dir angestoßenen Fragen zur Kalibration des STA experimentell noch weiter zu treiben. Es könnte nämlich sein, dass der niedrigdispersive Spektrograph ALPY von SHELIAK (du wirst davon gehört haben) derartige Bemühungen sehr bald überflüssig macht angesichts seiner großen Beliebtheit in der Szene.
Zum Schluss noch eine Darstellung der aktuellen spektralen Veränderungen der Nova, hochaufgelöst im Halpha-Bereich.
Die Diskussionen dazu finden im (auch von professioneller Seite angesehenen) und von mir bevorzugten ARAS-Forum statt.
Was den Spektralatlas von R. Walker betrifft, so ist dieser auf der gleichen Webseite zu finden, die Torsten oben genannt hat.

Ernst Pollmann
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TorstenHansen

Mitglied
Hallo Ernst,

leider ist die Abbildung etwas klein, ich habe sie aber schon etwas größer an anderer Stelle gesehen.

Ich hätte eine Frage zum Plot der letzten Nacht. Die einzelnen schwarzen Graphen entsprechen, so vermute ich, unterschiedlichen Zeiträumen. Könntest Du da noch etwas zu sagen (Belichtungszeiten)?


Viele Grüße,
Torsten
 
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blue_scape

Mitglied
Vermute ich richtig, dass die Absorptionslinien im P-Cygni-Profil aufgrund der Abkühlung der Gashülle verschwunden sind? Durch ihre Expansion lichtete sich quasi der Feuerball, so dass das Absorptionsmerkmal verschwand und nur das Emissionsspektrum erhalten blieb.
 

JDF

Mitglied
Zusätzlich zum von Ernst genannten Effekt nimmt die Dichte der expandierenden Gashülle ab, sodass wir schlichtweg durch immer weniger Gas schauen, das absorbieren kann. Beide Effekte überlagern sich.
 

Ernst_Pollmann

Mitglied
... also mit der abnehmenden Dichte wäre ich vorsichtig.
Gegenwärtig beobachten wir nämlich eine ununterbrochene Zunahme der Halpha-Emissivität, die ein Indikator dafür sein könnte, dass weiterhin Material in die expandierende Wolke eingebracht wird.

E. P.
 

JDF

Mitglied
Meinst Du da wird wirklich noch Material eingebracht? Ich vermute eher, dass die Opazität der Gashüllen abnimmt und die Emssion dadurch immer stärker freigelegt wird. Genauer werden wir es wohl erst in einiger Zeit wissen.

Grüße,
Jan-David
 

blue_scape

Mitglied
Vielleicht ginge ja auch beides. Normalerweise beginnt die Pseudo-Photosphäre in der "Early Decline"-Phase wieder zu schrumpfen. Wenn aber tatsächlich noch langsamerer Wasserstoff in diesem Hüllenbereich nachgeliefert wird, könnte das doch den Anstieg in Emission erklären.
 

JDF

Mitglied
Wir werden sehen. In jedem Fall ist das ganze Spektakel sehr spannend. Ja, auf Steve Shores Kommentar warte ich auch mit Spannung.
 

JDF

Mitglied
Schön eingefangen!
Sebastian, hast Du in den vergangenen Tagen mal in Dein Mailpostfach reingeschaut. ;-)

Viele Grüße,
Jan-David
 

blue_scape

Mitglied
Hallo Sebastian,

die farbige Komponente gefällt mir sehr. Ist sehr hilfreich für diejenigen, die nicht so mit Angström und den Nanometern der Grafiken vertraut sind.
 

Sebastian_Heß

Mitglied
Hallo

Freut mich, dass es gefällt. Habe extra ein kleines Skript für diese Darstellung geschrieben. :) Das kann aber sicherlich noch optimiert werden. @Jan-David: Ich melde mich bei Dir ...

Grüße,
Sebastian
 
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