Einleitung

Um Sternenspektren zu vereinheitlichen bzw. generell um Spektren astronomischer Objekte vergleichbar zu machen ist es notwendig sowohl atmosphärische Einflüsse als auch instrumentelle Eigenarten zu korrigieren. Manchmal möchte man aber auch einfach nur Wissen ob eine Kamera geeignet ist ein Himmelsobjekt abzulichten. In beiden Fällen ist es hilfreich die spektrale Empfindlichkeit der Kamera zu kennen. Ist diese nicht literaturbekannt kann diese auch relativ einfachem Wege bestimmt werden.

Theorie

Für die folgenden Betrachtungen gehe ich davon aus dass das gemessene Sonnenspektrum I(λ) mit Hilfe eines Referenzsonnenspektrums ohne Atmosphäreneinwirkung I₀(λ), der Transmission der Atmosphäre T_A(λ) sowie mit den Charakteristiken der benutzten Optik T_O(λ), des Spektrometers T_S(λ) und der Kamera S(λ) modelliert werden kann

$$ I(\lambda) = I_0(\lambda) \; T_A(\lambda) \; T_O(\lambda) \; T_S(\lambda) \; S(\lambda) \ .$$

Die wesentlichen optischen Elemente des genutzten LHires III Spektrometers neben dem Spalt sind ein Gitter (hier mit 150 Linien/mm) und je 2 Spiegel und Linsen. Da jede der zwei Linsen des LHires III bedingt durch den Aufbau je 2 mal passiert wird ergibt sich mit Transmission der Linsen T_L(λ) und der Effektivität des benutzten Gitters T_G(λ)

$$ T_S(\lambda) = T_L(\lambda)^4 \; T_G(\lambda) \ .$$

Und da der Term für die Charakteristik der Optik T_O(λ) entfällt, solange ich auf eine vorgelagerte Optik verzichte, bleibt

$$ S^*(\lambda) = \frac{I(\lambda)}{I_0(\lambda) \; T_A(\lambda) \; T_L(\lambda)^4 \; T_G(\lambda)} \ .$$

Die Daten für das Referenzspektrum der Sonne ohne Atmosphäreneinwirkung I₀(λ) und für die Transmission der Atmosphäre T_A(λ) stehen online zur Verfügung.

So bleibt letztendlich zur Bestimmung der spektralen Empfindlichkeit der Kamera nur noch das Aufnehmen eines Sonnenspektrums I(λ).

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