Základné spracovanie spektroskopických pozorovaní

• Prvý krok pri spracovaní je totožný ako pri fotografickej alebo CCD fotometrii

• Pri fotografických spektrách sa robí digitalizácia spektra mikrodenzitometrom, ak je možné súčasne digitalizovať porovnávacie spektrá aj spektrum premennej hviezdy hovoríme o viackanálovom denzitometri, v prípade jednokanálového denzitometra je treba zabrániť vplyvu teplotnej rozťažnosti

• Identifikujeme čiary porovnávacieho spektra na základe atlasu, kde sú presné vlnové dĺžky a ekvivalentné šírky (alebo sily oscilátora) čiar namerané v laboratóriu, používajú sa atlasy: Revised Multiplet Table (Moore, 1954), Ultraviolet Multiplet Table (Moore, 1950,1952,1962), existujú aj atlasy zakázaných a polo-zakázaných čiar, niekedy pomôže aj slnečné spektrum, ktoré je veľmi spoľahlivo premerané a sú uvedené aj EQW čiar

• Okrem porovnávacích hviezd sa sníma aj spektrum oblohy, ktoré sa potom odčítava od meraného spektra

• Kalibrácia poloha-vlnová dĺžka, pri mriežkových spektrografoch sa používa polynomiálna aproximácia, pri hranolových hyperbolická:

  
  

  $$x - x_0 = \frac{H}{\lambda - \lambda_0}$$ (14)

  
  

  Kalibráciu poloha - vlnová dĺžka je možné testovať aj pomocou telurických čiar

• Rektifikácia - normovanie úrovne kontinua na jednotku, je to nevyhnutné pre meranie ekvivalentných šírok spektrálnych čiar, vyberajú sa miesta kontinua hviezdy, kde nie je veľké množstvo čiar - line blanketing

• Oprava vlnových dĺžok o pohyb pozorovateľa voči Slnku, keďže radiálne rýchlosti vzťahujeme na Slnko

• Ďalším spracovaním môže byť napríklad fourierovská filtrácia spektra - odstránenie vysokofrekvenčných šumov zo spektra, odstránenie inštrumentálneho profilu - veľmi dôležité pri detailnej analýze profilov čiar

• Pri periodických sústavách alebo pulzujúcich premenných hviezdach sa často spectra tzv. stackujú t.j. ukladajú nad seba, pričom y-ová os zodpovedá orbitálnej fáze, tak je možné zistiť dodatočné emisie v určitých fázach

• Pri dvojhviezdach so slabšou sekundárnou zložkou je možné primárnu zložku odpočítať a iteratívnym spôsobom určovať poloamplitúdu zmien radiálnej rýchlosti

  1.

  Denná rotácia pozorovateľa okolo osi Zeme

  
  

  $$V_{d} = V_{rov} \cos \varphi \cos \delta,$$ (15)

  
  

  kde $\varphi$ je zemepisná šírka, $\delta$ je deklinácia objektu a V_rov je obvodová rotačná rýchlosť Zeme na rovníku V_rov = 0,47 km s^-1

  2.

  Ročný obeh Zeme okolo Slnka, je nutné počítať s excentricitou dráhy Zeme okolo Slnka e = 0.01674, potom platí:

  
  

  $$V_{rok} = -cos \beta \{29.76 \sin (\lambda_{\odot} - \lambda) - 0.50 \sin (\omega - \lambda)\},$$ (16)

  
  

  kde $\beta$ je ekliptikálna šírka hviezdy, $\lambda$ je ekliptikálna dĺžka hviezdy, $\lambda_{\odot}$ je ekliptikálna dĺžka Slnka, $\omega$ je dĺžka perihélia Zeme, prvý člen zodpovedá kruhovému pohybu okolo Slnka, druhý člen je vyvolaný excentricitou, v praxi sa používajú štandardné balíčky (MIDAS, IRAF) zahrňajúce aj barycentrickú opravu na pohyb ťažiska Zeme okolo Mesiaca