Наивные вопросы про спектроскопию

[nolv]

Задам наивный вопрос:

Бумажные книги купить можно прямо на сайте издательства (по ссылкам) или на amazon.com

По поводу книг на русском - они есть, но написаны для студентов ВУЗов в 60-х - 80-х годах. В этих книгах излагается теория и описываются профессиональное оборудование для спектроскопии. Конечно эти книги местами устарели (например на пленку уже никто не снимает), но содержат массу полезной информации.
Зарубежные книги для любителей делают упор на практику, человек не погружаясь в теорию может быстро снять и обработать спектрограммы. Кроме того, там описывается как преодолеть неизбежные технические и организационные сложности, что сильно помогает. Ну и про съемку на ССD и компьютерную обработку спектрограмм в наших книгах не прочитаешь.
На английском надо учиться читать, к сожалению в нашей стране еще очень долго не будут писаться/переводиться подобные книги. А может больше никогда не будут.

Из книг, мне показалась интересной еще: Spectroscopic Instrumentation Fundamentals and Guidelines for Astronomers. Изложение более подробное и строгое.
Мне не до конца понятно для кого конкретно книга: для начинающих любителей сложновата, для профессионалов, наверное, простая. Описывают и любительские спектрографы и обработку в MIDAS. Возможно для продвинутых любителей.
Там раскрываются некоторые тонкости, которые в книжках по любительской спектроскопии если и упоминаются, то вскользь.

[krussh]

к сожалению в нашей стране еще очень долго не будут писаться/переводиться подобные книги

хотя IRAF и не в чести у наших любителей, но может быть будет полезно
Обработка длиннощелевых спектров в IRAF - Методическое пособие по обработке спектров полученных на спектрографе низкого разрешения с длинной щелью

http://astro.ins.urfu.ru/dataproc

[voiserg]

Бумажные книги купить можно прямо на сайте издательства (по ссылкам) или на amazon.com

Значит, все-таки купить.
Для забугорного астролюбителя 60$ наверное не проблема ....

Ну и про съемку на ССD и компьютерную обработку спектрограмм в наших книгах не прочитаешь.

Кстати, про компьютерную обработку спектрограмм - что посоветуете "на халяву" ?
Я снимаю на Canon 350D.
"Курс молодого бойца" по обработке фото (складывание с дарками, флетами и биасами) освоил на IRIS.
Но лично мне при обработке спектров это  не помогает даже при предварительной подготовке спектрограммы - ДО выделения кропа спектра, бининга и получения профиля интенсивности.
Дело в том,  что  на основе дифрешетки 150х150, 600 линий на мм, я соорудил спектроскоп большого разрешения (90000) и с большим масштабом дисперсии (0,14 Ангстрем на пиксель 6,4 мкм) в надежде научиться определять скорость звезд.
На моем пока еще не совершенном альт-азимутальном "столе"  спектрограммы  одна от другой довольно сильно отличаются, поэтому при суммировании результат становится только хуже, чем по отдельности.

Насчет обработки именно спектра (бининг крпа и т.д.) вообще затык - в "штатном режиме" IRIS упорно выдает сплошную белую полосу.
Насколько я понял, дело в разрядности яркости и переполнении при бининге, но побороть это в"штатном режиме" не смог - пришлось пойти на хитрости
http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=31484.msg540989#msg540989

Пробовал работать и в "свободно распространяемой" Visual Spec - она вообще почти сразу "затыкается".

Просматривая  примеры удачных обработок спектрограмм, сложилось впечатление, что нормально работает только лицензионно-покупная R-spec - но против ее покупки все та же "жаба" в кармане с дырой от уже сделанных покупок.

Если добавить проблемы с альт-азимутальным ведением - то пока спасает только то, что удается получать видимые даже глазом, не вооруженным компьютерными технологиями, дуплеты натрия на нескольких ярких подопытных звездах (Арктур, Альдебаран, Капелла, Бетельгейзе)

[nolv]

Кстати, про компьютерную обработку спектрограмм - что посоветуете "на халяву" ?

Я пользуюсь BASS: https://uk.groups.yahoo.com/neo/groups/astrobodger/links/all
Прочитал в какой-то книжке для любителей сравнение разных программ для обработки и BASS мне на тот момент показался оптимальным.
Естественно я тоже начал с попытки снять Солнце в Hα, и естественно нифига не получилось 
В процессе выяснения причин перешел к настольному варианту, правильной калибровке, точной юстировке и пр. Постепенно устранял все недостатки. Сейчас уже ...дцатая конструкция, результат вроде удовлетворительный по определению длины волны. По потоку (интенсивности) пока результат меня не устраивает. Ну и все это собрано на столе, а надо навесить на телескоп, так что процесс продолжается.

Я Вам тоже советую сначала получить нормальные спектры от калибровочных источников и потренироваться в их обработке. От яркой калибровочной лампы можно обрабатывать одиночники, хотя при обработке суммы кадров точность сильно растет. Астрофотографы используют программное выравнивание в специальном софте, в BASS тоже такая функция есть.
Но это не для перфекционистов. Мой метод - тщательной юстировкой, устранением люфтов и гнутия добиться точного совпадения кадров спектрограмм  ну может на пару пикселей вручную подвинуть. Это конечно на столе, на трубе все сложнее.

[voiserg]

Я пользуюсь BASS: https://uk.groups.yahoo.com/neo/groups/astrobodger/links/all

Спасибо, попробую.

Естественно я тоже начал с попытки снять Солнце в Hα, и естественно нифига не получилось 

А Я как раз с Солнца и не начинал - слишком яркое и большое для бесщелевого спектроскопа (по своим соображениям принципиально занимаюсь только бесщелевым).
Впрочем, 18 сентября, когда Луна была совсем "на излете", удалось от ее узкого серпа получить намек на какую-то желтую линию излучения в ее спектре (вернее в отраженном Луной спектре Солнца).
Тогда же прямо над Луной Венера висела.
ВОт от Венеры получил вполне отчетливый дуплет натрия и ту же желтую эмиссию

[voiserg]

...перешел к настольному варианту, правильной калибровке, точной юстировке и пр. Постепенно устранял все недостатки. Сейчас уже ...дцатая конструкция, результат вроде удовлетворительный по определению длины волны.

А я к настольному варианту перешел после своего зимне-весеннего Тиранозавра на EQ3
http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=42154.0

Перед этим были потуги с призмой и дифпленкой Edmond optics
http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=41869.0

Ну и все это собрано на столе, а надо навесить на телескоп, так что процесс продолжается.

А я думаю, что навешивать на EQ-монти не нужно - никому не докажешь, что "эффекты" не от того, что детали плавают при разном наклоне инструмента.

Я Вам тоже советую сначала получить нормальные спектры от калибровочных источников и потренироваться в их обработке.

Да уж куда нормальнее...
Корифеи на Астрополисе поначалу даже растерялись в недоумении, когда увидели такую деталировку спектров,

 думали что это "артефакт"
http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=42154.msg547027#msg547027
- хорошо хоть потом коллегиально разобрались
http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=42154.40
Но для предотвращения последующих упреков я перешел на "стол", хотя охочие "забить гвоздь" все равно не переводятся

[voiserg]

Астрофотографы используют программное выравнивание в специальном софте, в BASS тоже такая функция есть.
Но это не для перфекционистов. Мой метод - тщательной юстировкой, устранением люфтов и гнутия добиться точного совпадения кадров спектрограмм  ну может на пару пикселей вручную подвинуть.

+100!
Я не перфекционист (поэтому не даю ближнее фото моей потертой жизнью дифрешетки  от древнего монохроматора), но "выравнивание" мне тоже не подходит, потому что "охочусь" за скоростью звезд и для этого на одном фото мне нужен и спектр и изображение звезды (на спектро-языке нулевой порядок спектра) - а хочется еще и калибровочный спектр туда же втулить.
Получается как на тришкином кафтане - если совместить изображения звезды то расплываются линии спектра 

[nolv]

Лампа с аргоновым наполнением, вытащена из стартера для люминесцентных ламп. В зависимости от производителя и марки в стартерах бывают лампы: Ar, Ne+Xe, Ne+Ar+He, встречаются лампы с яркими линиями водорода. Стартеры продаются в магазинах электротоваров, на строительных рынках и т.д. Цена за штуку 10-20 рублей.
Светят ярко, площадь разряда большая.
Думаю вопрос с источниками линейчатого спектра для калибровки закрыт, радиолампы не понадобились.

[krussh]

Думаю вопрос с источниками линейчатого спектра для калибровки закрыт

Только если для каждой лампы будет атлас.

[voiserg]

Думаю вопрос с источниками линейчатого спектра для калибровки закрыт

Только если для каждой лампы будет атлас.

Вот здесь есть атлас , но не указано, для какой именно He-Ne-Ar лампы он сделан.
http://astro.ins.urfu.ru/1.2-meter/anna
http://astro.ins.urfu.ru/sites/default/files/he_ne_ar_atlas.pdf
Так что по умолчанию и при желании его можно применить к любой лампе, где есть указанные газы. 
А при другом желании - нельзя. 

Кстати, калибровка калибровке рознь - смотря с какой целью делаются спектроскопические наблюдения.
Если с целью спектральной классификации звезд - это одно дело, здесь достаточно среднего или даже низкого разрешения, щель при калибровке может быть широкая и т.п., но желательно получить большой диапазон - от (ультра)синего до (инфра)красного.
А в моем случае - для определения скорости звезд - все наоборот:
- для скорости от 10 км/с разрешение должно быть не менее 30000 и масштаб дисперсии порядка 0,1 Ангстрем на пиксель,
- можно привязаться к одной-единственной линии, если она заведомо присутствует в спектре наблюдаемых звезд (как я привязываюсь к дублету натрия в спектре звезд класса KIII и подобных)
- калибратор должен давать изображение этой линии с соответствующим высоким разрешением.

В связи с этим, какое-то непонятно малое разрешение указано для спектроскопа ANNA Коуровской обсерватории - всего 600 при решетке 300 линий/мм.  Может быть они один нолик пропустили и у них 6000 (как на дифрешетках SpectrAnalyser) ? - хотя для меня этого мало .
К тому же,  не указан  масштаб дисперсии, а по предоставленным на сайте обсерватории данным это не могу определить.
И дублета натрия у них вообще нет (что не удивительно для лампы He-Ne-Ar).

Для спектроскопа высокого разрешения UFES тоже есть атлас, но вообще не указано, на каких источниках он получен.
http://astro.ins.urfu.ru/1.2-meter/ufes
http://astro.ins.urfu.ru/sites/default/files/ufes_thar_atlas.pdf
Есть интересующие меня линии 5889,9 и 5896,3 , но вторая как-то не очень влазит в дублет (обычно в паре с 5889,9 указывают 5895,9, расстояние 6А).
Разрешение указано - 30000 - а масштаба дисперсии опять нет и как его посчитать для эшеле-решетки я не знаю.

[krussh]

Вот здесь есть атлас , но не указано, для какой именно He-Ne-Ar лампы он сделан.

СГ3С.

Так что по умолчанию и при желании его можно применить к любой лампе, где есть указанные газы

не совсем так) интенсивность линий сильно зависит от конкретной лампы. Даже от конкретного экземпляра.

- для скорости от 10 км/с разрешение должно быть не менее 30000 и масштаб дисперсии порядка 0,1 Ангстрем на пиксель,

достаточно 100км/пиксель при хорошем С/Ш. Лучше, конечно, иметь запас по разрешению.

можно привязаться к одной-единственной линии, если она заведомо присутствует в спектре наблюдаемых звезд

можно. но лучше построить дисперсионную функцию и пользоваться многими линиями.

калибратор должен давать изображение этой линии с соответствующим высоким разрешением.

спектрограф. что такое калибратор?

В связи с этим, какое-то непонятно малое разрешение указано для спектроскопа ANNA Коуровской обсерватории - всего 600 при решетке 300 линий/мм.

дано спектральное разрешение (дельта лямбда/лямбда) с учетом ширины инструментального контура. Спектральное разрешение слабо зависит от периода решетки.

К тому же,  не указан  масштаб дисперсии, а по предоставленным на сайте обсерватории данным это не могу определить.

Спектральное разрешение более информативно)

но вообще не указано, на каких источниках он получен.

торий-аргон.

Есть интересующие меня линии 5889,9 и 5896,3 , но вторая как-то не очень влазит в дублет

Не удивительно. Это линии тория.

Разрешение указано - 30000 - а масштаба дисперсии опять нет

опять же, спектральное разрешение как отношение ширины инструментального профиля к длине волны.
линейная дисперсия для эшелле сильно зависит от спектрального порядка.

[voiserg]

Я тут новичек, и насколько я понял из адреса (Екатеринбург)  и конструктивности ответов krussh - Вы специалист, имеющий непосредственное отношение к Коуровской обсерватории и бсуждаемым инструменам.
Если так - то это очень хорошо !
Надеюсь, Вы поможете мне решить проблемы, трудные для новичка.

Сначала проблемы теоретические.
Насколько я понял при прочтении раздела спектроскопии "Курса практической астрофизики" Мартынова , спектроскоп характеризюют два основных и в большой мере независимых друг от друга параметра:
1 - масштаб дисперсии= угловое (или как-то выраженное линейное) расстояние (а) соответствующей линии спектра от изображения источника (спектра нулевого порядка) отнесенное к (абсолютной) частоте этой линии (или обратная этому величина).
Понятно, что масштаб дисперсии определяет(ся) и расстояние(м) между двумя линиями на спектре.
Эта характеристика в угловой мере (а) формально определяется периодом решетки h соотношением
Sin(a)=Lambda/h

2 - разрешение = дельта лямбда/лямбда (или обратная величина) - эта безразмерная величина показывает, удастся ли разделить (разрешить) две близко расположенные линии спектра (например, пару линий в том же дублете натрия).
При этом предполагается, что  лямбда - некоторая средняя для двух близких линий.
Разрешение действительно не зависит от периода решетки и определяется ее размерами (общим количеством линий) - тем, что Вы назвали "с учетом ширины инструментального контура" ?
Но эта характеристика не показывает, какое расстояние на кадре будет между этими разделенными линиями - для этого нужно знать масштаб дисперсии, о котором я спрашивал.

Вы же пишете, что разрешение "более информативно", по умолчанию подразумевая, что оно может заменить масштаб дисперсии и из разрешения как-то можно определить масштаб дисперсии ?

Если так, то может быть Вы напишете, какая именно "ширина инструментального контура" в спектроскопе ANNA ? - по моим прикидкам разрешение 600 на решетке 300 линий на мм получается при ее ширине 2 мм - это очень мало, поэтому и удивился.
И какой все-таки масштаб дисперсии в Ангстрем на пиксель получается на спектроскопах ANNA и UFES ? - мне как заинтересованному новичку не хочется теряться в догадках.

[voiserg]

Теперь проблемы практические.

   

Вот здесь есть атлас , но не указано, для какой именно He-Ne-Ar лампы он сделан.

СГ3С.

   

но вообще не указано, на каких источниках он получен.

торий-аргон.

А тип лампы какой ?
Вы ведь сами написали:

интенсивность линий сильно зависит от конкретной лампы. Даже от конкретного экземпляра.

Я готов поверить Вам на слово, но хотел бы видеть это на сайте обсерватории в описани инструментов - как в официальном первоисточнике информации. Или там это есть - а я пропустил по невнимательности ?

 

  калибратор должен давать изображение этой линии с соответствующим высоким разрешением.

спектрограф. что такое калибратор?

Калибратором я называю устройство, дающее калибровочный спектр для сектрографа.

Например, сейчас для меня калибратор - это натриевый прожектор на далеком столбе.
Он позволяет мне не заморачиваться со щелью  (ведь у меня спектроскоп бесщелевой) и коллиматором.
Но с другой стороны, нужно иметь возможность наблюдать этот прожектор, что не всегда возможно для моего астро-блиндажа (потому что веду наблюдения не с площадки под крышей или куполом, а из окон) - и хочется иметь качественный калибратор прямо на моем поворотном столе или хотя бы рядом с ним.

    Есть интересующие меня линии 5889,9 и 5896,3 , но вторая как-то не очень влазит в дублет

Не удивительно. Это линии тория.

Но удивительно, что одна линия дублета натрия есть, а второй не видно.

   

- для скорости от 10 км/с разрешение должно быть не менее 30000 и масштаб дисперсии порядка 0,1 Ангстрем на пиксель,

достаточно 100км/пиксель при хорошем С/Ш. Лучше, конечно, иметь запас по разрешению.

А здесь я не понял, как получена эта характеристика "100км/пиксель" ?
Какому масштабу дисперсии она соответствует ? - 2 Ангстрема на пиксель ?
И при этом работать "с субпиксельной точностью " ?
Можете указать, где, когда и какие конкретно скорости получены ТАКИМ методом для наблюдаемых мной Капеллы, Альдебарана, Бетельгейзе и Альфы Овна ?

[krussh]

линейная дисперсия (А/мм, например) зависит от угловой дисперсии решетки (призмы) и фокусного расстояния камеры спектрографа. Увеличивая фокусное расстояние мы уменьшаем  линейную дисперсию. Но это не приводит к появлению новых деталей в спектре, так как ширина изображения линий так же увеличивается.
Спектральное разрешение в этом случае лучше характеризует способность прибора показывать детали в спектре.
При этом знать расстояние между линиями в мм или пикселях не так важно. Ведь в конечном итоге спектр это интенсивность от длины волны.
Линейную дисперсию можно примерно оценить из спектрального разрешения. Пусть ширина инструментального контура 3 пикселя а спектральное разрешение 600 на длине волны 6000А. Тогда 3 пикселя = 6000/600 = 10А. Если хочется в мм, то нужно знать размер пикселя камеры.

Спектральное разрешение спектрографа почти никак не связано со спектральным разрешением решетки.

Ширина инструментального контура для Anna 2 пикселя, что вообще то плохо. Лучше бы ~3.

Еще одна особенность линейной дисперсии - она может значительно меняться по спектру. Для Anna средняя (после линеаризации) дисперсия 10.33А/пиксель при размере пикселя 24мкм.
Для UFES линейная дисперсия меняется от 0.067 А/пикс до 0.034А/пикс для разных эшелле порядков спектра. При этом спектральное разрешение одинаковое во всех порядках и составляет 15000 или 30000 для толстого и тонкого фибера соответственно. Ширина фибера определяет ширину инструментального контура = ширину спектральных деталей.

Лампа в Anna: СГ3С, газонаполненный стабилитрон, о ней упоминалось раньше в этой ветке.
Лампа UFES: Photron P858Aб http://www.photronlamp.com/products/astronomical-calibration-lamps/p858a-thorium-argon.html, сам ее покупал)
Могу добавить имя лампы в описание. Но лучше прочитать вот это: https://www.sao.ru/Doc-k8/Science/Public/Bulletin/Vol69/N4/p527.pdf там есть и тип лампы и много полезного.

Оок. С калибратором понял. Это главная проблема бесщелевых приборов. Измерять лучевые скорости на них весьма сложно. Советую использовать теллурические линии в спектре для калибровки.

Это линии тория) Th 5886.5314 Th 5888.5841 Th 5889.9531 Th 5891.4510 Th 5895.2818 Th 5896.3631 Th 5899.8441

100км/пикс позволяет определить положение линии с точностью 10 км/с  = 1/10 пикселя.
100км/пикс примерно 2А/пикс в районе Halpha. Далее работаем с "субпиксельной" точностью.

Для Альдебарана на UFES мы получали точность ~250м/с, что соответствует примерно 1/10 пикселя. И это до системы термостабилизации прибора.
Сейчас во время отладки стандартное отклонение скоростей для хороших линий ~50-30м/с.

 

[Piter_Korn]

Может кому либо пригодится. Есть и расчеты в EXEL.

http://www.astrosurf.com/buil/spectrographs.htm#The LHIRES III Exposure Time Calculator

[voiserg]

Спасибо за подробные ответы.

линейная дисперсия (А/мм, например) зависит от угловой дисперсии решетки (призмы) и фокусного расстояния камеры спектрографа. Увеличивая фокусное расстояние мы уменьшаем  линейную дисперсию. Но это не приводит к появлению новых деталей в спектре, так как ширина изображения линий так же увеличивается.
Спектральное разрешение в этом случае лучше характеризует способность прибора показывать детали в спектре.

То есть из двух спектров с одинаковым масштабом дисперсии более детальный (информативный) тот у которого разрешение больше.
Это понятно.
Не понятно вот это:

Пусть ширина инструментального контура 3 пикселя а спектральное разрешение 600 на длине волны 6000А. Тогда 3 пикселя = 6000/600 = 10А. Если хочется в мм, то нужно знать размер пикселя камеры.

Спектральное разрешение спектрографа почти никак не связано со спектральным разрешением решетки.

Ширина инструментального контура для Anna 2 пикселя, что вообще то плохо. Лучше бы ~3.

В "Курсе практической астрофизики" Мартынова в параграфе "Разрешающая сила дифракционного спектрографа" есть разрешение решетки - как общее количество линий в ее световом поле.
Это же разрешение и я имел в виду, когда заявлял свои 90000=600*150,  можно посчитать и по апертуре телескопов 600*100=60000.
Но у Мартынова  нет "разрешения спектрографа" в Вашем смысле , а также терминов "ширина инструментального контура" и "фибер" (насколько я понял, это спецтермин для эшеле).
 - что это, где прочитать ?

Или для этого тоже нужно читать  "англоязычные источники" ?

Советую использовать теллурические линии в спектре для калибровки.

Это линии тория) Th 5886.5314 Th 5888.5841 Th 5889.9531 Th 5891.4510 Th 5895.2818 Th 5896.3631 Th 5899.8441
...
Для Альдебарана на UFES мы получали точность ~250м/с, что соответствует примерно 1/10 пикселя.

Использую те линии, которые вижу на кадрах.
Но может быть я вижу две теллурические линии а не дублет натрия, как думал ? - как это определить "на глаз" ?
Понятно, что можно определить тщательным обмером качественного спектра, но у меня пока только такие





Первый от натриевого прожектора IP65, лампа OSRAM VIALOX NAV(SON) - 1 , 250W.
Ниже спектр от Альдебарана.

А у Вас на UFES какой спектр Альдебарана получился в этой оранжевой части ? - хотелось бы посмотреть такое фото.

Кстати, правильно ли я понимаю, что в каталогах лучевая скорость  + для удаляющихся звезд ( у Альдебарана +53,8 км/с), а - для приближающихся (-14,6 км/с для Альфы Овна) ?
Или наоборот ?

[krussh]

В Курсе практической астрофизики" Мартынова есть разрешение решетки - как общее количество линий в ее поле.
Это же разрешение и я имел в виду, когда заявлял свои 90000=600*150.
Но у Мартынова  нет "разрешения спектрографа" в Вашем смысле , а также терминов "ширина инструментального контура" и "файбер" (или я пропустил ?).
 - что это, где прочитать ?

Да, я там и понял, что Вы имели в виду разрешение решетки. Без подробностей, но с картинками и на русском это есть только у Леши Моисеева.
https://relay.sao.ru/hq/moisav/lectures/Scorpio_lect_2.pdf
Если коротко, то инструментальный контур (ширина инструментального контура) - характеристика прибора, ширина изображения бесконечно узкой спектральной линии. Можно измерить как в пикселях, так и в мм. Соответственно, можно измерить и в длинах волн = дельта лямбда.
Спектральное разрешение - так же характеристика прибора. Измеряется как ширина инструментального контура на длине волны лямбда к самой длине волны = дельта лямбда / лямбда. Можно выразить в единицах лучевой скорости.
Фибер = fiber = оптоволокно. Оптические волокна используются в спектроскопии для связи телескопа и спектрографа. Это позволяет установить спектрограф неподвижно в термостабильном помещении.

А у Вас на UFES какой спектр Альдебарана получился в этой оранжевой части ? - хотелось бы посмотреть такое фото.

Мне сложно понять что именно на Вашем изображении. Смущает, что нулевой порядок не на оси дисперсии. Попробуйте получить спектр лампы из сетевого фильтра, там неон-аргоновое наполнение. Можно будет попробовать построить дисперсионную функцию.
Альдебарана под рукой нет. Вот ссылки на спектры Полярной с UFES: http://optlab.kourovka.ru/krussh/.
Polaris_180_02_CRR.fit. Это эшелле спектр с минимальной обработкой.
Polaris_180_02_CRR_SLR_ec_WCS.fit - экстрагированный спектр. Каждая строка - один порядок эшелле.

[nolv]

Это же разрешение и я имел в виду, когда заявлял свои 90000=600*150,  можно посчитать и по апертуре телескопов 600*100=60000.

Приблизительно разрешение спектрографа с объективной решеткой можно оценить подставив характеристики решетки, телескопа и камеры в этот файлик (вкладка Ojective).

Что конкретно и как считается описано на стр 22-32 книги Ken M. Harrison "Grating spectroscopes and How to Use Them"

[voiserg]

Если коротко, то инструментальный контур (ширина инструментального контура) - характеристика прибора, ширина изображения бесконечно узкой спектральной линии. Можно измерить как в пикселях, так и в мм. Соответственно, можно измерить и в длинах волн = дельта лямбда.
Спектральное разрешение - так же характеристика прибора. Измеряется как ширина инструментального контура на длине волны лямбда к самой длине волны = дельта лямбда / лямбда. Можно выразить в единицах лучевой скорости.
Фибер = fiber = оптоволокно.
 

ПОнял, спасибо.
Похоже на аналог диаметра пятна от точечного источника (звезды) в телескопе - но и там это довольно абстрактная или расплывчатая величина.
Здесь же не понятно, где эту "бесконечно узкую спектральную линию" взять на практике и какая при этом связь вот с этим определением:

Ширина фибера определяет ширину инструментального контура = ширину спектральных деталей.

?
Ладно, ссылку на теорчасть Вы дали, спасибо, попробую осмыслить.

Оптические волокна используются в спектроскопии для связи телескопа и спектрографа. Это позволяет установить спектрограф неподвижно в термостабильном помещении.

Мне на такую оптосвязь рассчитывать не приходится, поэтому "термостабилизируюсь" в помещении, а наблюдение веду через полированное оконное стекло.
 Хотя меня за это били еще при наблюдении аберрации приполярных звезд
http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=39330.msg511582#msg511582
но другого практически приемлемого для меня варианта не нахожу.

Мне сложно понять что именно на Вашем изображении. Смущает, что нулевой порядок не на оси дисперсии.

Нулевой порядок не на оси дисперсии потому, что получен он в телескопе и на кадре не от дифрешетки, а от зеркальца, установленного ПЕРЕД дифрешеткой - как раз для того, чтобы наблюдать изображение звезды рядом с отслеживаемой линией спектра и вести нужный отсчет для изменений по Доплеру.
Консрукцию своего спектроскопа подробнее описал на Астрополисе
http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=43091.msg562993#msg562993

Попробуйте получить спектр лампы из сетевого фильтра, там неон-аргоновое наполнение. Можно будет попробовать построить дисперсионную функцию.

Так в том и дело, что пока не могу сделать "подручного калибратора" с достаточно малой "шириной инструментального контура" - поэтому пользуюсь далекими фонарями.
Для моей решетки в комплекте с МТО F750 мм и Кеноном 350 дисперсию уже определяли спецы на Астрополисе по натриевой и неоновой лампам
http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=42154.40
То же самое осталось и сейчас в одном канале, а в другом - самодельный Ньютон D100 F500 с таким же Кеноном 350.

Альдебарана под рукой нет. Вот ссылки на спектры Полярной с UFES: http://optlab.kourovka.ru/krussh/.
Polaris_180_02_CRR.fit. Это эшелле спектр с минимальной обработкой.
Polaris_180_02_CRR_SLR_ec_WCS.fit - экстрагированный спектр. Каждая строка - один порядок эшелле.

Спасибо.
Я как раз перешел к наблюдениям Полярной.
Если бы еще разобраться, где тут интересующая меня оранжевая полоса...
Интуиция и небольшой практический опыт подсказывают, что вот эта чуть выше середины.
Здесь линии натрия или тория ?

[voiserg]

Приблизительно разрешение спектрографа с объективной решеткой можно оценить подставив характеристики решетки, телескопа и камеры в этот файлик (вкладка Ojective).

Спасибо, что за меня потрудились (Вашу "распечатку" прилагаю).
Я эту прогу от SpectrAnaliser давно знаю.
Жаль, что там дисперсия называется разрешением (resolution) - это сбивает с толку.
Теоретически для дисперсии там получается почти те же 0,14 А/пиксель, что мне посчитали на Астрополисе ( и я сам).
Теоретическое разрешение тоже 60000.
А вот остальные "разрешения" я не совсем понимаю, но на своих фото ясно вижу, что между линиями поглощения дублета натрия (или аналогичными линиями тория ?) отстоящими друг от друга на 6 Ангстрем, укладывается 42-44 пикселя, и еще туда несколько линий поместилось бы, если бы были.