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Das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK


Karl-Heinz Mantel
 
Universitäts-Sternwarte München, Deutschland
 


Inhalt

  • Einführung
  • Die Eingangskanäle
  • Der Doppel-Prismenspektrograph
  • Der Detektor
  • Das Reduktionsverfahren
  • Bayerischer Staatspreis für MEKASPEK
  • Beobachtungen mit MEKASPEK
  • Kataklysmische Veränderliche- IP Pegasus
  • Kometen - Shoemaker-Levy 9
  • Flaresterne - EV Lacertius, EQ Pegasus
  • Flickering - SS Cygnus
  • Veröffentlichungen

  • Einführung


    Zur Untersuchung schnell veränderlicher Sterne wurde in den Jahren 1989 bis 1993 im Rahmen eines Forschungsprojekts der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG-Kz. Ba867/2-1, Ba867/2-2) das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK an der Universitäts-Sternwarte München entwickelt und gebaut. Dieses Instrument erlaubt die spektral aufgelöste Messung von Helligkeitsveränderungen auf sehr kurzen Zeitskalen mit hoher Präzession und ist damit zur Untersuchung schnell veränderlicher Phänomene, wie sie z.B. bei Zwergnova-Ausbrüchen, in Flares, bei Bedeckungen von engen Doppelsternen, sowie bei periodischen und stochastischen Helligkeitsänderungen (z.B. Flickering) auftreten besonders gut geeignet.

    Die erreichbare Genauigkeit bodengebundener, optischer Helligkeitsmessungen erfordert zum einen eine genaue Kenntnis der aktuellen atmosphärischen Extinktion, sowie eine möglichst exakte Transformation der instrumentellen Helligkeitsmessungen in ein photometrisches Standardsystem. MEKASPEK wurde deshalb speziell so gebaut, dass eine möglichst genaue Bestimmung der aktuellen atmosphärischen Extinktion und eine exakte Transformation in verschiedene photometrische Standardsysteme möglich ist. Gleichzeitig wurde versucht eine möglichst hohe Zeit- und Spektralauflösung zu erzielen. Abbildung 1 zeigt das Instrument im schematischen Überblick.

    Abb. 1: Das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK im schematischen Überblick.

    Vier Lichtleiterbündel, die in der Fokalebene des Teleskops rechnergesteuert positioniert werden können, leiten die Signale von vier verschiedenen Objekten in einen Prismenspektrographen. Dort wird das Licht spektral zerlegt und auf die Photokathode eines zweidimensionalen, photonenzählenden Detektors (MEPSICRON) abgebildet. Ein VME-Bus Rechnersystem wird zur Registrierung der Messdaten verwendet. Zur Auswahl der Objekte und zur automatischen Nachführung des Teleskops während der Beobachtung wird eine CCD-Kamera mit Bildverstärker benutzt.


    Die Eingangskanäle


    Mit Hilfe von 4 Lichtleiterbündeln wird das Licht von vier verschiedenen Objekten (in der Regel ausgewählter Programmstern, 2 Vergleichssterne und Himmelshintergrund) aus der Fokalebene des Teleskops zu einem Doppel-Prismenspektrographen geleitet. Die Verwendung von Lichtleiterbündel dient folgenden Zwecken:

    Jedes Lichtleiterbündel besitzt am Eingang eine Lichtleiteroptik bestehend aus einer Eintrittsblende (Durchmesser 2mm) und einer sog. Fabry-Linse (Durchmesser 3mm, Brennweite 6mm), die das Licht des Objekts auf das kreisförmige Lichtleiterbündel (Durchmesser 0.2mm) abbildet. Der Ausgang des Lichtleiterbündels hat eine rechteckige Form und ist damit optimal an den Eingangsspalt des Spektrographen (Breite 0.04mm) angepasst. Die Positionierung der einzelnen Lichtleiterbündel erfolgt rechnergesteuert über vier Positioniereinheiten mit einer Genauigkeit von +-20um. Die Größe der Eintrittsblende kann zwischen 0.6 und 2.0 mm variiert und damit optimal an die aktuellen atmosphärischen Seeingbedingungen angepasst werden. Abbildung 2 zeigt eine Positioniereinheit mit montiertem Lichtleiterbündel.


     
    Abb. 2: Positioniereinheit mit montiertem Lichtleiterbündel.


    Der Doppel-Prismenspektrograph


    Die vier Lichtleiterbündel bilden den rechteckigen Eingangsspalt des Doppel-Prismenspektrographen. Abbildung 3 zeigt den geöffneten Spektrographen. Zur Erzielung einer möglichst hohen Effizienz wird das Licht der 4 Quellen mit Hilfe eines dichroitischen Filters (Kantenfilter) in einen blauen und roten Spektralbereich zerlegt. Beide Spektralbereiche werden getrennt durch jeweils ein für diesen Spektralbereich optimiertes Prisma spektral zerlegt. Ein zweites dichroitisches Filter zusammen mit der Kameraoptik bildet die Spektren des blauen und roten Spektralbereichs der vier Eingangskanäle auf den zweidimensionalen Detektor ab. Mit diesem Aufbau ergibt sich eine gleichbleibend hohe Effizienz von mehr als 65% über den gesamten optischen Spektralbereich von 370-900 nm bei einer spektralen Auflösung von dlambda/lambda=50.

    Abb. 3: Doppel-Prismenspektrograph. Am linken oberen Bildrand die Kollimatoroptik, in der Mitte sind die beiden Prismen für den roten (oben) und blauen (unten) Spektralbereich sichtbar, links und rechts daneben die beiden dichroitischen Filter, am rechten unteren Bildrand die Kameraoptik. Unterhalb des linken dichroitischen Filters ist innen am Gehäuse ein Spiegel zur Umlenkung des blauen Spektralbereichs angebracht.


    Der Detektor


    Zur Registrierung der Spektren der 4 Lichtquellen wird ein zweidimensionaler, photonenzählender Detektor (MEPSICRON) verwendet. Die Spektren werden auf die Photokathode des Detektors abgebildet und erzeugen dort über den Photoeffekt Elektronen. Mit Hilfe einer Kaskade von 5 Mikrokanalplatten entsteht aus jedem einzelnen Elektron eine Elektronenwolke, die auf eine Widerstandsanode fällt. Eine Auswerte-Elektronik bestimmt den Schwerpunkt der Ladungsverteilung auf der Widerstandsanode und damit die Position des registrierten Photons. Damit können bis zu 100000 Photonen pro Sekunde gemessen werden. Zur Vermeidung von thermischen Rauschen wird der Detektor mit Hilfe von Peltier-Elementen auf -20 Grad Celsius gekühlt. Die durch die Auswerte-Elektronik bestimmten Positionen der gemessenen Photonen (d.h. die gemessenen Spektren) werden über einen VME-Bus Rechner mit Echtzeitbetriebssystem gespeichert. Insgesamt können damit von den vier Eingangskanälen bis zu 100 Spektren pro Sekunde gemessen werden.

    Abb. 4: Zweidimensionaler, photonenzählender Detektor MEPSICRON. In der Mitte des Bildes die Detektorröhre mit der Photokathode (vorne) auf der die Spektren der Objekte abgebildet werden. Rechts das Detektorgehäuse mit eingebauter Peltierkühlung. Links Vorverstärker und Auswerte-Elektronik.


    Das Reduktionsverfahren


    Photometrische Helligkeitsmessungen durch die Atmosphäre sind immer durch die atmosphärische Extinktion beeinflußt, die erratische Helligkeitsänderungen - auch auf kurzen Zeitskalen - hervorruft. Zur Ermittlung der intrinsischen Helligkeitsveränderungen eines Objekts muss deshalb der Einfluß der Erdatmosphäre erfasst werden. Dies geschieht bei MEKASPEK durch die simultane Messung des Objekts zusammen mit einem oder zweier benachbarter Vergleichssterne konstanter Helligkeit und des Himmelshintergrundes in Kombination mit einem speziellen Auswerteverfahren.

    In erster Nährung beeinflußen Änderungen in der atmosphärischen Extinktion Objekt und Vergleichstern(e) gleichermaßen. Darüber hinaus hinterlassen sie auch charakteristische Spuren im Himmelshintergrund und können dadurch von instrumentellen oder intrinischen Helligkeitsschwankungen (z.B. Mondauf- bzw. -untergang) unterschieden werden.

    Bei der Reduktion der Messungen wird zunächst der simultan gemessene Himmelshintergrund von Objekt- und Vergleichssternmessungen subtrahiert. Anschließend werden die Messdaten des Objekts durch die des Vergleichssterns dividiert. Abbildung 5 zeigt dazu ein Beispiel: von oben nach unten sind die simultanen Messungen von Objekt, Vergleichsstern und Himmelshintergrund dargestellt, ganz unten im Bild sind die Messungen des Objekts nach dem Reduktionsverfahren zu sehen. Deutlich sind erratischen Schwankungen, hervorgerufen durch Variationen in der atmosphärischen Extinktion, in der gemessenen Helligkeit von Vergleichsstern und Himmelshintergrund zu sehen. Die reduzierten Messungen des Objekts zeigen, dass sich diese Einflüße nahezu vollständig eliminieren lassen und damit die intrinsische Variation des Objekts sichtbar wird. Die Variationen der atmosphärischen Extinktion machen sich in den reduzierten Daten lediglich durch ein verstärktes Rauschen bemerkbar. Damit können auf Grund der simultanen Messung und des speziellen Auswerteverfahrens Objektmessungen selbst unter stark variablen atmosphärischen Bedingungen durchgeführt werden.




    Abb. 5: Das Auswerteverfahren. Von oben nach unten sind die simultanen Messungen von Objekt, Vergleichsstern und Himmelshintergrund zusammengefasst in einem Farbbereich dargestellt. Ganz unten sind die reduzierten Messungen dies Objekts zu sehen.


    Bayerischer Staatspreis für MEKASPEK



    Im Rahmen der Sonderschau ``EXEMPLA 1995 - Das Handwerk und die Metropolen'' beteiligte sich die Universitäts-Sternwarte München an der 47. Internationalen Handwerksmesse vom 11.-19.3.95 in München. Auf einem Ausstellungsstand wurden sowohl historische, als auch moderne high-tech Instrumente der bodengebundenen Astronomie gezeigt. Für die beiden Beobachtungsinstrumente MEKASPEK und MONICA, die in den Jahren 1989-1993 im Rahmen von Doktorarbeiten an der Universitäts-Sternwarte München entwickelt und gebaut wurden, wurde der Universitäts-Sternwarte München der Staatspreis der Bayerischen Staatsregierung für ``hervorragende Leistungen auf der internationalen Handwerksmesse München'' verliehen.


    Beobachtungen mit MEKASPEK


    Das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK wurde im Rahmen von verschiedenen Forschungsprojekten bisher sowohl am institutseigenen 80cm Teleskop (Abb. 6) auf dem Wendelstein in den Bayerischen Voralpen als auch an den verschiedenen Teleskopen (1.23m, 2.2m (Abb. 7) und 3.5m) des Max-Planck-Instituts für Astronomie auf dem Calar Alto in Südspanien sowie am 2.2m Teleskop der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile eingesetzt.

    Abb. 6: Das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK am 80cm Teleskop der Universitäts-Sternwarte München auf dem Wendelstein in den Bayerischen Voralpen.

    Abb. 7: Das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK montiert am 2.2m Teleskop des Max-Planck-Instituts für Astronomie auf dem Calar Alto in Südspanien. Das Instrument befindet sich innerhalb des grünen Montagerahmens.


    Kataklysmische Veränderliche - IP Pegasus


    Im Jahr 1990 wurde an der Universitäts-Sternwarte München eine Langzeit-Beobachtung des kataklysmischen Veränderlichen IP Pegasus gestartet. Dazu wurden über einen Zeitraum von 6 Jahren Messungen am institutseigenen 80cm Teleskop auf dem Wendelstein, sowie am 2.2m und 3.5m Teleskop des Max-Planck-Instituts für Astronomie auf dem Calar Alto in Südspanien durchgeführt. Ziel des Programms war es den Verlauf eines Zwergnova-Helligkeitsausbruches zu studieren und nach typischen Langzeit-Veränderungen zu suchen.

    Kataklysmische Veränderliche sind enge Doppelsterne bestehend aus einem Weißen Zwerg und einem späten Hauptreihenstern mit Massenaustausch. Die enge, gravitative Bindung und die Kompaktheit des Weißen Zwerges führen zu einem Materiestrom vom Hauptreihenstern zum Weißen Zwerg. Auf Grund von Drehimpulserhaltung fällt dieser jedoch nicht direkt auf den Weißen Zwerg, sondern wird in einer Akkretionsscheibe akkumuliert. An der Stelle, an der der Materiestrom auf die Akkretionsscheibe auftrifft wird die Materie aufgeheizt, es bildet sich der sogenannte Heiße Fleck, der sich in den Messdaten durch einen charakteristischen Helligkeitsanstieg bemerkbar macht.

    Wird in der Akkretionsscheibe durch die einströmende Materie eine kritischen Dichte und Temperatur überschritten, so strömt ein Teil der Materie nach innen auf den Weißen Zwerg; dabei wird potentielle Energie in Form von Strahlung frei, ein sog. Zwergnova-Ausbruch wird beobachtet.

    Der kataklysmische Veränderliche IP Pegasus zeigt alle 3.8h eine Bedeckung der Akkretionsscheibe und des Weißen Zwerges durch den Begleitstern. Diese Bedeckung kann benutzt werden um Schwankungen in der Bahnperiode des Systems zu untersuchen. Eine Analyse der Langzeitbeobachtungen zeigt eine Variation der Bahnperiode des Systems mit einer Periode von 4.7 Jahren. Eine solche Veränderung kann durch einen dunklen Begleiter in diesem Doppelsternsystem hervorgerufen werden. Eine Analyse zeigte, dass ein solcher Begleiter eine Masse zwischen 0.08 und 0.16 Sonnenmassen besitzen müßte. Abbildung 8 zeigt oben die Lichtkurve des kataklysmischen Veränderlichen, darunter die gemessenen Periodenänderungen über einen Zeitraum von 6 Jahren.
     

    Abb. 8: Lichtkurve des kataklysmischen Veränderlichen IP Pegasus (oben). Darunter ist die periodische Änderung der Bahnperiode über eine Zeitlauf von 6 Jahren dargestellt.


    Flickering - SS Cygni

    Im September 1992 wurde der kataklysmische Veränderliche SS Cygni mit MEKASPEK am 80cm Teleskop auf dem Wendelstein beobachtet. Ziel dieser Beobachtung war es erratische Helligkeitsveränderungen, sog. Flickering auf kurzen Zeitskalen zu untersuchen. Mit Hilfe der spektralen Auflösung von MEKASPEK war es möglich diese Untersuchung nicht nur in einem Farbbereich, sondern spektral aufgelöst in bestimmten Wellenlängen durchzuführen. Dazu wurden sowohl von den Wasserstoffemissionslinien als auch vom benachbarten Kontinuum Lichtkurven mit einer Zeitauflösung von 2 Sekunden erstellt (siehe Abbildung 9). Beim Vergleich der Messdaten zeigte sich, dass Flickering überwiegend im Kontinuum auftritt. Da die Kontinuumsstrahlung überwiegend in der Nähe des Weißen Zwerges und im Bereich des Heißen Flecks entsteht, konnte damit der Ursprung von Flickering festgelegt werden.
     
     

    Abb. 9: Simultan aufgenommene Lichtkurven der H-alpha Emissionslinie (oben) und des benachbarten Kontinuums (unten) des Kataklysmischen Veränderlichen SS Cyg. Deutlich ist zu sehen, dass die erratischen Helligkeitsvariationen überwiegend im Kontinuum auftreten.


    Kometen - Shoemaker-Levy 9


    Im Juli 1996 schlugen die Bruchstücke des Kometen Shoemaker-Levy 9 auf Jupiter ein. Die Einschläge selbst fanden auf der der Erde abgewandten Seite statt, waren also von bodengebundenen und erdnahen Beobachtungsstationen aus nicht direkt zu beobachten. Auf Grund der zu erwarteten freigesetzten Energie eines einzelnen Einschlags in der Größenordnung von 10e23 - 10e25 erg/s bestand die Hoffnung eine Reflexion des Einschlagblitzes auf den inneren Jupitermonden zu beobachten. Während des Einschlags des Bruchstückes L wurde am 2.2m Teleskop des Max-Planck-Instituts für Astronomie auf dem Calar Alto in Südspanien mit MEKASPEK zeitlich hochaufgeloeste Spektrophotometrie des Jupitermondes Europa durchgeführt.

    Abbildung 10 zeigt die Lichtkurve von Europa während des Einschlags von Bruchstück L des Kometen Shoemaker-Levy 9 auf Jupiter mit einer Zeitauflösung von 0.5 Sekunden in den Johnson Farbbereichen B, V und R. Der Zeitpunkt des Einschlags auf Jupiter ist durch einen Pfeil markiert. Die Beobachtungsdaten zeigen zur Zeit des Einschlags des Bruchstücks L einen kurzzeitigen Anstieg in der Intensität, der allerdings innerhalb des Rauschpegels liegt, sodass eine eindeutige Identifizierung leider nicht möglich ist.

    Abb. 10: Lichtkurve des Jupitermondes Europa während des Einschlags von Bruchstück L des Kometen Shoemaker-Levy 9 auf Jupiter.


    Flaresterne - EV Lacerta, EQ Pegasus


    In Zusammenarbeit mit dem Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching bei München wurden Flaresterne im Röntgenlicht und optischen Spektralbereich untersucht. Flaresterne zeigen irreguläre Helligkeitsausbrüche auf kurzen Zeitskalen mit Anstiegszeiten im (Sub-)Sekundenbereich und Abklingzeiten von Minuten bis Stunden. Flares entstehen in den äußeren Schichten der Atmosphäre eines Sterns auf Grund von Veränderungen des Magnetfeldes. In der Folge werden hochenergetische Partikel (Protonen und Elektronen) beschleunigt und in untere Bereiche der Atmosphäre gelenkt. Dort wird die kinetische Energie in Form von Strahlung freigesetzt.

    Um diesen Prozeß genauer zu studieren, wurde im Januar 1992 eine simultane Beobachtungskampagne von mehreren Flaresterne initiert. Im Röntgenbereich wurde der ROSAT-Satellit, simultan dazu im optischen Spektralbereich MEKASPEK am 1.23m Teleskop des Max-Planck-Instituts für Astronomie auf dem Calar Alto und am 80cm Teleskop auf dem Wendelstein eingesetzt. Dabei konnten mehrere Flares simultan gemessen werden. Ein Vergleich der optischen Lichtkurve mit den Röntgendaten zeigte, dass in allen Fällen der optische Flare vor dem Röntgenflare auftritt. Es wurden Zeitverschiebungen von 1 bis 4 Minuten gemessen. Abbildung 11 zeigt für die Flaresterne EV Lac und EQ Peg die simultan gemessenen optischen und Röntgendaten, deutlich ist die Zeitverschiebung zu erkennen.

    Abb. 11: Lichtkurven im optischen Spektralbereich und im Röntgenlicht der Flaresterne EV Lac und EQ Peg aufgenommen mit MEKASPEK und ROSAT.


    Veröffentlichungen

     
    Im Rahmen des MEKASPEK Projekts entstanden folgende Veröffentlichungen:

    19
    Joergens,V., Mantel,K.H., Barwig,H., Fiedler,H., 1999:
    ``Reconstruction of emission sites in the dwarf nova EX Draconis'' [zipped PS-file 554500 bytes], Astron. Astrophys., (submitted).

    18
    Bobinger,A., Barwig,H., Fiedler,H., Mantel,K.H., Simic,D., Wolf,S., 1999:
    ``Double Dataset Eclipse Mapping of IP Peg'' [zipped PS-file 680465 bytes], Astron. Astrophys., (accepted).

    17
    Barwig,H., Mantel,K.H., Kiesewetter,S., 1998:
    ``Impact of Fiber Optics on Photometry - Design of two High-Speed Multichannel Instruments'' [zipped PS-file 451075 bytes], in Proc. of the meeting held in Puerto de la Cruz, Canary Islands, Spain, 2-4 December 1997 on ``Fiber Optics in Astronomy III'', eds. S.Arribas, E.Mediavilla, F.Watson, Astronomical Society of the Pacific, Conference Series, Vol. 152, 320.

    16
    Wolf,S., Barwig.H., Bobinger,A., Mantel,K.H., Simic,D., 1998:
    ``A comprehensive study of multi-emission sites in IP Peg'' [zipped PS-file 829417 bytes], Astron. Astrophys., 332, 984.

    15
    Simic,D., Barwig,H., Bobinger,A., Mantel,K.H., Wolf,S., 1998:
    ``Spectroscopic and spectrophotometric studies of V2301 Oph - I. The high accretion state'' zipped PS-file [886878 bytes], Astron. Astrophys., 329, 115.

    14
    Barwig,H., Mantel,K.H., 1997:
    ``Proposed high-speed optical spectrophotometry of the mutual events of the Galilean satellites of Jupiter'' [zipped PS-file 366902 bytes], in Proc. of the Catania workshop , Catania, Italy, February 1997, (in press).

    13
    Mantel,K.H., Fiedler,A., Böhnhardt,H., 1995:
    ``High-Speed Optical Spectro-Photometry of Jovian Satellites during impact L'' [zipped PS-file 80205 bytes], in Proc. of the ESO workshop ``European SL-9/Jupiter Workshop'', 13-19 February, Garching, FRG, eds. R.W.West, H.Böhnhardt, ESO conference and workshop publications, 52, 95.

    12
    Herbst,T.M., Böhnhardt,H., Hamilton,D.P., Ortiz-Moreno,J.L., Richichi,A., Birkle,K., Calamai,G., Fiedler,A., Mantel,K.H., Stecklum,B., Thiele,U., Nicholson,P.D., Kim,S.J., 1995:
    ``Review of the Calar Alto comet campaign'' [zipped PS-file 61700 bytes], in ``Highlights of Astronomy'', Vol. 10, 1994, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, 638.

    11
    Wolf,S., Mantel,K.H., 1994:
    ``Variable Star Observations with MEKASPEK'' [zipped PS-file 34347 bytes], in Astronomy Posters of the 22nd General Assembly of the IAU, 15-27 August 1994, Den Haag, The Netherlands, etd. H.van Woerden, 99.

    10
    Mantel,K.H., Barwig,H., 1994:
    ``Multichannel-Multicolour Photometry - experiences from a long term observing campaign'' [zipped PS-File 43948 bytes], in Proc. of the NATO Advanced Research Workshop on ``The Impact of Long-Term Monitoring on Variable Star Research'', November 1993, Ghent, Belgien, NATO ASI series C436, eds. C.Sterken, J.de Groot, 329.

    9
    Mantel,K.H., Barwig,H., Kiesewetter,S., 1993:
    ``MEKASPEK - a new generation photometer'', AG Abstract Series, 9, 14.

    8
    Mantel,K.H., 1993:
    ``Optimierte Mess- und Reduktionsverfahren der Mehrkanal-Photometrie'', Dissertation an der Universitäts-Sternwarte München.

    7
    Wolf,S., Mantel,K.H., Horne,K., Barwig,H., Schoembs,R., Bärnbantner,O., 1993:
    ``Period Variations in the Cataclysmic Variable IP Pegasi'' [zipped PS-File 479136 bytes], Astron. Astrophys. 273, 160.

    6
    Wolf,S., Mantel,K.H., Horne,K., Barwig,H., Schoembs,R., Bärnbantner,O., 1993:
    ``Period Variations in the Cataclysmic Variable IP Pegasi'', in Proc. of the 2nd Technion Haifa Conference ``Cataclysmic Variables and Related Physics'', Eilat, Israel, eds. O.Regev, G.Shaviv, Israel Physical Society, 334.

    5
    Mantel,K.H., Barwig,H., Kiesewetter,S., 1993:
    ``The MEKASPEK Project - a new step towards the utmost photometric accuracy'' [zipped PS-File 40713 bytes], in Proc. of the IAU Coll. 136 ``Stellar Photometry - Current Techniques and Future Developments'', Dublin, Ireland, eds. C.J.Butler, I.Elliott, Cambridge University Press, 172.

    4
    Kiesewetter,S., 1992:
    ``Ein Mehr-Kanal-Spektralphotometer'', Dissertation an der Universitäts-Sternwarte München.

    3
    Barwig,H., Grohrock,P., Kiesewetter,S., Mantel,K.H., 1991:
    ``The MEKASPEK Project: A powerful tool for variable star photometry'', AG Abstract Series, 6, 131.

    2
    Barwig,H., Grohrock,P., Kiesewetter,S., Mantel,K.H., 1989:
    ``Progress report on the 2nd generation multichannel photometer MEKASPEK'', AG Abstract Series, 2, 28.

    1
    Mantel,K.H., Barwig,H., Kiesewetter,S., 1988:
    ``Development of a four channel fiberoptic spectrophotometer'', in ``New Directions in Spectrophotometry'', etds. A.G.D.Philip, D.S.Hayes, S.J.Adelman, L.Davis Press, Schenectady, N.Y., USA, 283.



    Karl-Heinz Mantel ( Karl-Heinz.Mantel@physik.uni-muenchen.de)
    Letzte Änderung: Dienstag, 21.Juli 1999 10:55:38 MEZ