Analyse der galaktischen Stichprobe

Bestimmen Sie nun aus der NV und CIV Linie Endgeschwindigkeit $v_{\infty}$ und, soweit möglich, $\beta,\,k_o,\alpha$ für die im Anhang aufgeführten O-Sterne (bis auf die Sterne HD 93128 und HD 18409, für die wir keine Beobachtungen haben. Die in der Tabelle angegebenen Endgeschwindigkeiten dieser Sterne, die wir für die H$_{\rm \alpha}$-Analyse benötigen, wurde über den Spektraltyp geschätzt.)

Falls Sie zu dem Schlußgelangen, daß$\beta$ nicht abgeschätzt werden kann, verwenden Sie $\beta = 1.0$ für Überriesen und $\beta = 0.8$ sonst. Bei gesättigten Linien versuchen Sie zumindest, eine Untergrenze für k_o zu bestimmen.

Das zu verwendende Fitprogramm ist wiederum ``uv'', und wird hier folgendermaßen aufgerufen:

uv,'sternname','xxx'

wobei `sternname' der Name des Sterns und `xxx' (wiederum in Anführungszeichen) die file-Nummer der entsprechenden Beobachtung ist (siehe Tabelle 1). Nachdem Sie einen zufriedenstellenden Fit erzeugt haben, geben Sie nach Aufforderung ``HARDCOPY?'' nun den Wert ``1'' (ja) ein. Ein druckaufbereitetes file mit den beiden Linien wird dann unter ``catout/sternname_uv.ps'' erzeugt. Vergessen Sie nicht, die endgültig abgeleiteten Parameter zu protokollieren!

Tip: Bestimmen Sie als erstes $v_{\infty}$. Verwenden Sie als Startwerte ${\rm log}\,k_o = 1$ und $\alpha = 0$. Erst nachdem Sie $v_{\infty}$für beide Profile bestimmt haben, sollten Sie mit einer Variation der anderen Parameter beginnen. Beachten Sie allerdings: Bei nicht-gesättigten Profilen müssen $v_{\infty},\,k_o$ und $\alpha$ parallel gefittet werden!

Anmerkung: Einige Profile lassen sich auch bei größter Anstrengung im Bereich des blauen Anstiegs zum Kontinuum NICHT fitten. Versuchen Sie hier nur, Grenzwerte zu ermitteln und konzentrieren Sie sich auf den Außenbereich des Windes. Die Ursache für die Problematik wird im Praktikum besprochen.