Anhang A

Wir schlagen die folgende Verfahrensweise vor: Zuerst setzen Sie den Y Bereich auf 0. bis 1. Er soll für den ganzen Versuch so bleiben.

  Schritt 1 DEL 1-50

        		   RESTORE D ¯  (steht für `Dwarfs')

        		   @PLOT n1 n2 n3 n4

wobei n1, n2, n3, n4 Puffernummern sind (ausgesucht mit SL). Mit @PLOT alle Sterne anschauen, um einen Überblick zu gewinnen. Beobachten Sie wie das Fluß maximum sich verschiebt. Wiederholen Sie dieses mit File STARS statt D. Hoffentlich haben Sie jetzt schon eine grobe Idee ob die Programmsterne heiß oder kühl sind. Notieren Sie sich dieses.

  Schritt 2 DEL 1-50

        		   TZONE 0

        		   XR 3800 4500

        		   RESTORE STARS

        		   für n = 1, 20

        		       PM n

und benutzen Sie das vorhandene Diagramm (Abb. 1), um eine grobe Abschätzung der Spektralklassen aller 20 Sterne zu erhalten. Die folgenden Wellenlängen könnten von Nützen sein: HÅ; HÅ; HÅ; HÅ Ca H und K = 3968Å, bzw. 3934Å.

  Schritt 3 ¯

          		   für n = 1, 20

          		  @DISP n file1 file2 file3

          		  oder

          		  @COMP puffer1 puffer2

wobei file1, 2, 3 beliebige einzelne Files aus der vorhandenen Liste sind (O6.5_III und O8.5_III als O65_III bzw. O85_III angeben). Weil Sie einen Spektraltyp aus dem letzten Schritt schon haben, brauchen Sie nur den besten Fit in diesem Bereich auszusuchen, d. h. falls Sie dem Stern einen Typ (vorläufig) G zugeteilt haben, wären nur ähnliche Spektraltypen von Interesse z.B. G0 V, G4 V, G0 III, G2 III, G1 I usw. Sie sollten dann den Ihrer Meinung nach besten Typ notieren.

Letztlich ein paar allgemeine Bemerkungen. Normalerweise genügt XR 3800 4500. Nicht eindeutige Bestimmungen können durch die Wahl eines anderen Bereichs verbessert werden. Die in der Anhang aufgelisteten Klassifikationskriterien sollten bei allen Sternen qualitativ zur Anwendung kommen. Ein quantitativer Vergleich etwa der Verhältnisse der Liniensenkungen je zweier Linien in einem Programmstern und einem Vergleichsstern ist nur in schwierigen Fällen erforderlich. Die folgende Prozedur leistet das Gewünschte:

Mit RESTORE, DEL und SL suchen Sie die gewünschten Spektren heraus.

  TZONE 0

          PM n ¯  (finden Sie n mit SL)

          YV  		 (Aufpassen, sehen Sie die Beschreibung von  YV nach)

       		  Kontinuum Wert gibt 

       		  Linienzentrum Wert gibt 

       		  bilden Sie das Verhältnis  und vergleichen  Sie die
		  Werte der Standardsterne mit den Programmsternen

Sie sollten diesen letzten Schritt nur machen, wenn Sie noch Zeit haben!!!

Files sind vorhanden:

Die Programmsterne

STARS (alle auf einmal) oder einzeln mit

  1  2  3  4  5  6  7  8  9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20

Die Vergleichssterne

D (Zwerge); G (Riesen); S (Überriesen) oder einzeln als

O5_V          O7_V          O9_V
O65_III       O85_III
O8_I          

B0_V          B3_V          B6_V          B8_V
B1_III        B3_III        B5_III        B7_III        B9_III
B3_I          B7_I
         
A1_V          A3_V          A6_V          A8_V
A3_III        A8_III
A1_I          A4_I          A7_I         

F0_V          F3_V          F5_V          F7_V          F9_V
F0_III        F4_III        F6_III        F8_III
F2_I          F4_I          F7_I    

G0_V          G2_V          G4_V          G7_V          G9_V
G0_III        G2_III        G4_III        G7_III        G9_III             
G1_I          G5_I
        
K0_V          K5_V
K0_III        K2_III        K4_III
K0_I          K5_I   

M0_V          M5_V
M3_III        M5_III
M1_I