Probleme mit Instrumentenfunktion | Astronomie.de - Der Treffpunkt für Astronomie

Probleme mit Instrumentenfunktion

Emissionsnebel

Mitglied
Hallo zusammen!
Ich bin gerade dabei, die Instrumentenfunktion für mein Set-up zu bestimmen und habe da ein Problem. Das Prinzip ist klar, wurde mir ja auch schon mal in einem anderen Thread erklärt und ich hab mir noch ein Tutorial auf der VisualSpec Website dazu angeschaut. Nach dem ich ein Spektrum von Wega durch das Referenzspektrum eines A0 V Sterns geteilt habe und die Kurve dann angepasst habe, erhalte ich meine Instrumentenfunktion:
Instrumentenfunktion.JPG

Zum Überprüfen habe ich mein aufgenommenes Wega Spektrum (blau) durch diese Kurve geteilt und erhalte damit ein korrigiertes Spektrum (grün), dass sehr gut zum Referenzspektrum (lila) passt.

Wega korrigiert.JPG


Aber jetzt zum Problem. Wenn ich einen anderen Stern nehme, passt die Instrumentenfunktion nicht mehr. Wega ist ein A0 V Stern, da passt sie sehr gut. Für einen B8 V Stern wie Algol passt sie auch noch gut. Aber je weiter der Stern von der Spektralklasse von Wega entfernt ist, umso falscher werden die Ergebnisse. Hier zum Beispiel ein K3 II Stern. Blau=aufgenommenes Spektrum, Grün="korrigiertes" Spektrum und lila=Referenzspektrum
Gamma Aquilae 'korrigiert'.JPG

Die Instrumentenfunktion hat das Spektrum eher noch stärker verfälscht als verbessert!

Ich hab auch schon probiert eine Instrumentenfunktion über einen anderen Stern zu erstellen. Gleiches Ergebnis: Je weiter man sich vom Spektraltyp entfernt, umso größer werden die Fehler.

Was kann ich da machen? Wo liegt die Ursache für das Problem?

CS
Kalle
 

Ernst_Pollmann

Mitglied
Kalle,
ich würde ja gerne mit dir hier die Fragen zur IF erörtern. Könntest du mir deine beiden Spektren (Vega und Referenz) als 1D-fits File zuschicken?
Ernst
 

Emissionsnebel

Mitglied
Hallo Ernst,
danke schön, dass mach ich gerne!
...aber wie erstellt man denn ein 1D-fits File? Wenn ich das Bild als fits abspeichere und in VSpec öffnen möchte, dann kommt die Fehlermeldung "Fits Format with more than 2 plans: unreadable". Klingt nicht nach 1D.

Viele Grüße
Kalle
 

Ernst_Pollmann

Mitglied
Kalle,
wenn du mit VSpec das 2d-Spektrumsbild dargestellt und gescannt bzw. die Scannung erzeugt hast, musst du diese Scannung (und nur diese) als fit-File speichern. Dieses File kann dann weiter bearbeitet werden.
Ernst
 

Emissionsnebel

Mitglied
Hallo Ernst,
ok, ich hoffe ich habe das jetzt richtig verstanden. Aber fit-Files kann man hier leider nicht hochladen..."The uploaded file does not have an allowed extension. The following extensions are allowed: .pdf, .png, .jpg, .jpeg, .jpe, .gif, .ssc, .eps, .mp4, .mp3, .mov, .mpeg, .txt, .log, .m4v, .mp4v, .mpg, .ogv, .webm, .ogg, .wav"
 

Ernst_Pollmann

Mitglied
Kalle,
danke für die Zusendung der Spektren.
Folgende Vorgehensweise führt zum flußkalibrierten Wega-Spektrum (siehe beigefügte Abb.):
Zusammenfassung.png

Bild 1:
Wega neu skalieren entspr. relevantem Spektralbereich
Bild 2:
Wega neu skaliert
Bild 3:
Referenzspektrum im gleichen Bereich skaliert wie Bild 2
Bild 4:
Division von 2/3 = Instrumentenfunktion
Bild 5:
IF mit VSpec Splinefunktion geglättet
Bild 6:
Division 2/5 = flux normiertes Wega-Spektrum

Beste Grüße,
Ernst
 

Michael_Haardt

Mitglied
Sorry wenn ich hier reinspringe, aber ich befasse mich gerade in einem anderen Kontext mit Spektroskopie und es gibt kaum praktische Erfahrungen dazu im Web, aber mehr Fehlermöglichkeiten, als auf den ersten Blick offensichtlich.

Ernst: Soll die Glättung neben dem Rauschen den Einfluss der verschiedenen Bandbreite von Instrument und Referenzspektrum eliminieren? Man sieht deutlich, dass das Referenzspektrum eine höhere Bandbreite hatte. Die Instrumentenfunktion bestimmt nur die spektrale Nichtlinearität, aber nicht die Bandbreite. Gibt es ein übliches Maß dafür?

Kalle: Was ist das für ein Spektrometer? Die Instrumentenfunktion sieht für einen linearen monochromen Bildsensor seltsam aus.

Generell ist es empfehlenswert, die Y-Achse zu beschriften. Sensoren und viele Spektrometer liefern ADU/DN, also unskalierte Werte, die nach Dunkelbildabzug linear zur Anzahl der Photonen sind. Viele Referenzspektren sind hingegen Energiespektren und die Energie eines Photons hängt von der Wellenlänge ab. Wenn man die Instrumentenfunktion benutzt, um DN in Energie umzuwandeln, dann ist das zwar im Prinzip nicht falsch, liefert aber unerwartete Instrumentenfunktionen, weil neben der Quanteneffizienz die Energie pro Photon in der Funktion enthalten ist. Der Bandbreiteneinfluss wird möglicherweise verfälscht, aber da bin ich mir immer noch nicht ganz sicher, weil mir nicht klar ist, was die beschränkte Bandbreite eines realen Spektrometers mit einem Linienspektrum anstellt (das spektrale Äquivalent zur PSF).

Zu meinem Entsetzen lernte ich jüngst, dass es eher preisgünstige Spektrometer am Markt gibt, die eine USB-Kamera als Sensor benutzen und aufgrund von Softwarefehlern in der Intensität nicht kalibrierbar sind, weil die Intensität für eine Wellenlänge nicht linear wiedergegeben wird.

Michael
 

Ernst_Pollmann

Mitglied
Ernst: Soll die Glättung neben dem Rauschen den Einfluss der verschiedenen Bandbreite von Instrument und Referenzspektrum eliminieren? Man sieht deutlich, dass das Referenzspektrum eine höhere Bandbreite hatte. Die Instrumentenfunktion bestimmt nur die spektrale Nichtlinearität, aber nicht die Bandbreite. Gibt es ein übliches Maß dafür?
... die Glättung dient eher dazu, im flux-normierten Spektrum das Signal/Rausch-Verhältnis nicht noch unnötig zu verschlechtern. Was die Beschriftung der Ordinate betrifft, hast du prinzipiell recht, ist aber im vorliegen Fall nicht von Bedeutung, da es sich ohnehin um relative Einheiten handelt.

Ernst
 

Emissionsnebel

Mitglied
Hallo Ernst,

danke für die Erklärung, aber das Komische ist ja, dass ich das genau so gemacht habe... Und wenn du dir das aller erste Bild dieses Threads anschaust, da habe ich ja die ermittelte Instrumentenfunktion gezeigt. Und die sieht identisch zu Bild 5 von dir aus. Und wenn ich mein Wega Spektrum dadurch teile erhalte ich auch ein Spektrum, das deinem Bild 6 entspricht. Das Problem ist aber, dass diese Instrumentenfunktion für andere Sterne falsche Ergebnisse liefert. Bei Sternen, die vom Spektraltyp weit entfernt sind (M oder K zum Beispiel) sogar noch viel schlechtere Spektren als die nicht-korrigierten.

Viele Grüße
Kalle
 

Ernst_Pollmann

Mitglied
Das Problem ist aber, dass diese Instrumentenfunktion für andere Sterne falsche Ergebnisse liefert.
Kalle,
die IF ist selbstverständlich nur "gültig" für
  • den Zeitpunkt der Wega-Aufnahme
  • Objekte gleicher Zenithdistanz
  • weitgehend gleiche Beschaffenheit der irdischen Atmosphäre
  • weitgehend gleiche Lufttemperatur z.Zt. der Wega-Aufnahme
  • gleiches instr. Equipment
Sind diese Bedingungen nicht erfüllt, führt die Anwendung obiger IF an anderen Objekten zu nicht zutreffenden Kontinuumsverläufen.

Ernst
 

Michael_Haardt

Mitglied
Ok, das erklärt vielleicht die Delle bei 540 nm. Die Addition der Farbkanäle ergibt immer etwas wellige Funktionen, aber die Farbfilter sind abgesehen von etwas SNR-Verlust kein Nachteil.

Ich gehe zwar davon aus, aber bist Du sicher, dass Du das raw Bild linear kodiert weiter verarbeitest? Im Zweifelsfall einfach eine Belichtungsserie mit jeweils steigender Belichtungszeit pro Bild machen und die Spektren sollten jeweils die gleichermaßen steigende Intensität haben, solange noch kein Farbkanal gesättigt wird. 8 oder 16 bit sagen nichts über die Kodierung aus. Sollte der Dunkelbildabzug nicht stimmen, dann fällt das ebenfalls auf. Trägt man die Helligkeit einer Wellenlänge über der Belichtungszeit auf, dann muss sich eine Gerade ergeben, die durch den Ursprung verläuft. Das ist bei neuen Kameras immer mein erster Test, bei dem ich schon oft Überraschungen erlebte. Man könnte auch die Spektren der Zeiten nach Dunkelbildabzug durcheinander teilen und sollte dann jeweils eine horizontale Linie bekommen, die der Belichtungszeit entspricht. Photometrie ist ziemlich abstrakt und die Ergebnisse sind nur mit Zwischenschritten zu prüfen.

Ich bin mit dem Gitter nicht vertraut: Wird es in kurzer Distanz vor dem Sensor ohne weitere Optik danach eingesetzt? In dem Fall sollten Stern und Spektrum immer an der gleichen Stelle des Sensors in der gleichen Orientierung liegen, damit das Spektrum immer im gleichen Winkel auf die Mikrolinsen trifft. Dank der Mikrolinsen sackt die Empfindlichkeit über den Strahlwinkel zwar nicht so stark weg wie ohne, aber ein deutlicher Einfluss ist da. Fotoobjektive bilden in relativ senkrechten Strahlenbündeln ab.

Der Hinweis auf die Luftmasse und -beschaffenheit ist ein guter Punkt! Wenn man die QE des Sensors von Photonen auf Energieflussdichte umrechnet (400 nm hat nur halb soviele Photonen wie 800 nm bei gleicher Energie), bleibt zur Instrumentenfunktion nur noch Optik und Luftmasse übrig. So sollte man herausbekommen, wo die Probleme liegen. Natürlich muss man wissen, wie die Software aus einem Bild das Spektrum berechnet (einfache Addition der Pixel aller Farben einer Wellenlänge oder etwas Anderes).

Michael
 
Zuletzt bearbeitet:

Emissionsnebel

Mitglied
Danke für eure Antworten!

Vorgestern war es wunderbar klar, also hab ich das nochmal ausprobiert: Ein Spektrum eines B5 Sterns aufgenommen und direkt da nach, mit gleichen Einstellungen ein Spektrum eines K3 Sterns in gleicher Höhe aufgenommen.
die IF ist selbstverständlich nur "gültig" für
  • den Zeitpunkt der Wega-Aufnahme
  • Objekte gleicher Zenithdistanz
  • weitgehend gleiche Beschaffenheit der irdischen Atmosphäre
  • weitgehend gleiche Lufttemperatur z.Zt. der Wega-Aufnahme
  • gleiches instr. Equipment
Das dürfte damit alles erfüllt sein.

Instrumentenfunktion am B-Stern ermittelt:
Instrumentenfunktion ß Tau.JPG

Dann das aufgenommene Spektrum des B-Sterns (Blau) zum Überprüfen durch die IF geteilt und das korrigierte Spektrum (grün) erhalten:
ß Tau + Korrektur.JPG

Soweit so gut, genauso wie die bisherigen Versuche mit Wega. Jetzt der Moment der Wahrheit und das Spektrum des K-Sterns (Blau) durch die IF geteilt und das "korrigierte" Spektrum (grün) erhalten:
Aldebaran + Korrektur.JPG

Das passt leider gar nicht. Gleiches Problem wie am Anfang, also der Grund warum ich den Thread aufgemacht habe.

Habt ihr noch irgendwelche Ideen woran das liegt?

Leicht frustrierte Grüße
Kalle
 

Michael_Haardt

Mitglied
Wenn Du Bilder für die Spektrometrie machst und die Belichtungszeit veränderst (z.B. zwei mal jeweils halbieren und zwei mal jeweils verdoppeln), verändert sich Helligkeit des Hintergrunds dann in gleicher Weise? Die Sterne werden natürlich schnell überbelichtet, aber die kann man ja ignorieren. Man sieht das gut, wenn man die Belichtungzeit in einem Diagramm in X aufträgt und die durchschnittliche Helligkeit der nicht überbelichteten Teile auf Y: Das Ergebnis muss eine Gerade durch den Ursprung sein.

Wenn das nicht so ist, stimmt etwas mit der Vorverarbeitung der Bilder nicht und das führt dann zu einer falschen Instrumentenfunktion, die nur für Spektren funktioniert, die ähnlich hell und ähnlich verteilt wie das Bild sind, mit dem die Instrumentenfunktion erzeugt wurde.

So etwas passiert, wenn man das raw z.B. nicht linear, sondern sRGB kodiert in ein 16 Bit Bild umwandelt oder wenn der Dunkelbildabzug nicht stimmt.

Michael
 
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