Präsentation: A. Ulrich
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Spektroskopie astronomischer Objekte bei mittlerer Wellenlängenauflösung Andreas Ulrich Spektroskopie Tagung 7.-9-Mai 2010 Hotel “Sonnenblick” Bebra Das Instrumentarium: Kompakte Gitterspektrografen Lichteingang mit Glasfaser Eintrittsspalt (Breite kann ausgewählt werden, hier 5µm) Auflösung ca. 0,5 nm (Siehe „Spektrum“ No. 36, Seite 1) Detektor: Si-CCD Detektor Auslese: USB-Anschluss Wellenlängenkalibrierung vom Hersteller Hier verwendete Geräte: Ocean Optics QE65000 (HR2000) QE65000: Rückseiten-verdünnter Detektor mit aktiver Kühlung Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 2 Die verwendeten Spektrometer Ocean Optics HR2000 Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 3 Strahlengang in den hier verwendeten „OCEAN OPTICS“ Spektrometern: http://www.oceanoptics.com/technical/USB4000operatinginstructions.pdf Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 4 Dimensions: 148.6 mm x 104.8 mm x 45.1 mm Weight: 570 grams Power Consumption: 95 mA @ 5 VDC Detector: Sony ILX511 linear CCD array Detector Range: 200-1100 nm Pixel size: 14 µm x 200 µm Optical bench: f/4, 101 mm focal length Gratings: Choose from 13 different gratings Pixel elements: 2048 Entrance Aperture: 5, 10, 25, 50, 100 or 200 µm wide slits or fiber (no slit) Order-sorting filters: Installed longpass and bandpas filters Stray Light: <0.05% at 600 nm; <0.10% at 435 nm 108 Slit Width (microns) Resolution (pixels) 5 1.5 10 2.0 25 2.5 50 4.2 100 8.0 200 15.3 400 25.2 Dynamic Range: 2x (system); 2000:1 for a single scan Fiber Optic Connector: SMA 905 to single-strand optical fiber 0.22 NA) Data Transfer Rate: Full scans into memory every 13 milliseconds Integration Time: 3 milliseconds to 65 seconds Operating Systems: Windows 98/ME/2000/XP, Mac OS X and Linux when using the USB interface on desktop or notebook PCs. Any 32-bit Windows operating system whenSpektroskopie using the serial port on desktop or notebook PCs. Andreas Ulrich, Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 5 Spektrale Ansprechfunktion HR2000: Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 6 QE 65000 Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 7 QE 65000 mit Abbildung der Benutzeroberfläche Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 8 Specifications QE65000hysical Dimensions: 182 mm x 110 mm x 47 mm Weight: 1.18 kg (without power supply)Detector Detector: Hamamatsu S7031-1006 Detector range: 200-1100 nm Pixels: 1 024 x 58 (1044 x 64 total pixels) Pixel size: 24.576 µm2 Pixel well dep.: 1000 KeSensitivity: ~0.065 counts / e- Quan. Eff. :90% peak; 65% at 250 nm Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 9 Spektrale Ansprechfunktion QE 65000: Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 10 Besonderheiten: Komplette Spektren werden mit einer Belichtung aufgenommen Automatischer Abzug eines Dunkelspektrums Mittelung über mehrere Spektren kann eingestellt werden Serien von Spektren können automatisch aufgenommen werden Mögliche Beobachtungsprogramme: Spektren des Mondlichtes (bei SuW eingereicht) Atmosphärische Absorption (Teil des Papiers zum Mondlicht) Spektren heller Sterne (Mit P. Schlatter bei “Spektrum” eingereicht) Mitte Rand Variation der Sonne Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 11 Vergleich der Spektren von Mond- und Sonnenlicht Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 12 γ - Cas (OHP workshop 2009) Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 13 Die Mitte – Rand Variation der Sonne “quick and dirty” Motivation: Die Mitte – Rand Variation ist jedem Astronomen bekannt, fällt im Alltag aber offenbar niemandem auf! Sonnenuntergang über Obninsk, Kaluga – Region, Rußland. Foto: Jochen Wieser Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 14 Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 15 Aus Zeiten, zu denen die Sonne noch Flecken hatte… (Mai 1982) Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 16 Es ist nicht die Vignettierung des Teleskops!!! Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 17 Messung mit dem Ocean Optics QE65000: Fest stehendes Teleskop Projektion der Sonne Die Faser “blickt” in das Sonnenbild Es wird eine automatische Serie von Spektren eingestellt D. h., eine Messung dauert nur ca. 2 Minuten Glasfaser Sonne Blende 200µm Ø Teleskop QE65000 Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 18 Der Aufbau: Spezialblende ☺ Teleskop (C5) Schirm Glasfaser Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 19 Die Sonne, Wellenlängen integriert Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 20 Der charakteristische Intensitätsverlauf im weissen Licht Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 21 Eine erste Messreihe am 10. April 2010 ab 10h40 6 Sonnendurchgänge, 2 näher betrachtet: Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 22 Vergleich skalierter Spektren Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 23 Vergleich der Intensität zweier Spektren am Rand mit einem Spektrum in der Mitte Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 24 Systematischer Gang Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 25 Datensatz mit größerer Streuung Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 26 Verhältnis Mitte / Rand obiger Datensatz Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 27 Betrachtung zum UV Bereich Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 28 Soll man im UV etwas “glauben” ? Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 29 Der “Ausreißer” Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 30 Zur Interpretation Die Mitte- Rand Variation ist wohl bekannt und wird in allen Einführungsbüchern zur Astronomie und Astrophysik diskutiert: Wellenlänge in Å d.h. 415,1 nm bis Spektrum 2,1028 µm A. Unsöld Der neue Kosmos Springer (1974) Seite 116 Mitte Rand Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 31 Der physikalische Hintergrund: ε Lichtemission aus einer Plasmaschicht Optische Tiefe: l τ = ∫ κ ( x ) dx I = ∫ ε dx e −κx ε = − e −κx κ Beobachter Plasmaschicht l 0 ε −κl ε I =− e + κ κ ε I = (1 −e −κl ) κ Grenzfälle: κl » 1: ε I→ κ Vgl. Kirchhoff ! κl «1: Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra I≈ ε (1 − (1 − κl )) κ I ≈εl 32 Versuch einer Grobauswertung: Annahme: Das Kontinuum repräsentiert zwei Schwarzkörperstrahler, einmal in der Mitte, einmal am Rand. B ( λ , T ) dλ = 2hc 2 λ 1 5 e hc kλ T dλ −1 Das Verhältnis zweier Temperaturen ergibt die Grundgleichung der strahlungsoptischen Temperaturbestimmung: ⎡ c2 B(λ , T1 ) ≈ exp ⎢ B(λ , T2 ) ⎣λ ⎛ 1 1 ⎞⎤ ⎜⎜ − ⎟⎟⎥ ⎝ T2 T1 ⎠⎦ c2 = 14420µmK (D. Hahn, J. Metzdorf, U. Schley und J. Verch; Siebenstellige Tabellen der Planck-Funktion für den sichtbaren Spektralbereich; Vieweg, Braunschweig 1964) Also: exp. Fit des Intensitätsverhältnisses in Abhängigkeit von 1/λ Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 33 ca. 1% ca. 10% des Sonnendurchmessers Das Ergebnis hängt stark vom Fitbereich ab, liegt aber in der richtigen Größenordnung (∆T etwa 800 K bis 1800 K). Die Umrechnung in eine radiale Temperaturverteilung ist hier ganz vernachläßigt! Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 34 Ausblick: Geplante Verbesserungen - Aufbau mit besser ausgerichteter Faser, Streulichtunterdrückung etc. - Messung mit Filtern - Untersuchen des Verhaltens der Fraunhoferlinien - Bezug zum Aufbau der Photosphäre Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 35 Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit ! Andreas Ulrich, Spektroskopie Tagung 7.-9. Mai 2010, Bebra 36