Spektralklassifikation - Schülerlabor Astronomie

Carl-Fuhlrott-Gymnasium
Jahrgangsstufe 12
2010/2011
Facharbeit Leistungskurs Physik
betreut von Michael Winkhaus und Bernd Koch
Spektralklassifikation
Die Facharbeit wurde im Rahmen eines dreiteiligen
Praktikums über Spektroskopie am Carl-Fuhlrott-Gymnasium
in der Zeit vom 27.11.2010 bis zum 03.05.2011 erstellt
Verfasser:
Benedikt Schneider (0202/ 47 35 98)
Abgabetermin:
3.5.2011
Inhaltsverzeichnis
Seite
1
2
3
Einleitung
ab 3
1.1
Begründung des Themas
3
1.2
Thematischer Schwerpunkt
4
1.3
Die Sternwarte und ihre Möglichkeiten
5-6
1.4
Aufbau des Teleskops
7-8
Spektralklassifikation
ab 9
2.1
Einführung in die Spektroskopie
9-12
2.2
Die heutige Spektralklassifikation und ihre Entstehung
13-16
2.3
Der DADOS-Spektrograph
17-18
2.4
Das Aufnehmen eines Spektrums
19-20
2.5
Das Bearbeiten von Spektren
21-23
2.6
Die Klassifikationsgruppen
24
2.6.1 O-Stern:
δ Ori (Orion)
25
2.6.2 Oe-Stern:
λ Ori (Orion)
26
2.6.3 B-Stern:
α Leo (Leo)
27
2.6.4 Be-Stern:
γ Cas (Cassiopeia)
28
2.6.5 A-Stern:
β Leo (Leo)
29
2.6.6 F-Stern
β Vir (Virgo)
30
2.6.7 G-Stern:
β Boo (Bootes)
31
2.6.8 K-Stern:
β Gem (Gemini)
32
2.6.9 M-Stern:
α Ori (Orion)
33-34
Zusammenfassung
ab 35
3.1
Zusammenfassung der Ergebnisse
35
3.2
Fazit
36-37
3.3
Abschlusserklärung
38
Literaturverzeichnis
39
Anhang
2
1 Einleitung
1.1 Begründung des Themas
Die Idee des Themas für die Facharbeit kam während der Teilnahme an einem
Spektroskopiekurs auf, der unter anderem von dem Lehrer des Leistungskurses
Physik Michael Winkhaus generiert und durchgeführt wurde. Dieser dreiteilige
Workshop beschäftigte sich im ersten Teil mit der Einführung in die Spektroskopie,
um einen Einstieg in das komplexe Thema zu ermöglichen. Der Titel dieses Kurses
hieß: „Was verrät uns das Licht von den Sternen?“ und wurde von Herrn Winkhaus
persönlich durchgeführt.
Der zweite Teil befasste sich mit der Bearbeitung, der Reduktion und der Auswertung
von Sternspektren. Der Dozent war dieses Mal Ernst Pollmann, der Leiter der
Fachgruppe ASPA zur „aktiven Spektroskopie“ und schon mehrere Jahrzehnte in der
Hobby-Spektroskopie tätig ist. Unterstützt wurde er dabei von Bernd Koch, der ein in
diesem Metier bekannter Astrofotograf ist.
Im letzten Teil wurde der praktische Umgang mit einem Spektrographen und der
Gewinnung der Spektren mit den Teleskopen der schuleigenen Astronomiestation
gelehrt. Abschließend wurden die selbst aufgenommenen Spektren in der gleichen
Weise bearbeitet und ausgewertet, wie es schon im zweiten Workshop gelernt
wurde. Auch hier leitete hauptsächlich Ernst Pollmann den Kurs mit Unterstützung
vom bereits erwähnten Astrofotografen Bernd Koch.
So entstand das Interesse, einmal selber Spektren aufzunehmen, zu reduzieren und
auszuwerten. Nach Absprache mit dem betreuenden Lehrer wurde dann auch das
konkrete Thema festgelegt. Ausgewählte Sterne sollten spektroskopiert und dann
klassifiziert werden.
Dieses Thema eignete sich hervorragend für eine Facharbeit, da ein komplexer
Sachverhalt die Theorie auf einem hohen Niveau mit einer nicht alltäglichen Praxis
verband. Außerdem bestand schon länger das Interesse, sich das Schülerlabor
Astronomie aus der Nähe anzuschauen und zu benutzen, da nicht viele die
Möglichkeit haben, eine derartige Einrichtung zu benutzen. Also war auch das
persönliche Interesse gesichert, das bekanntermaßen sehr wichtig für das Verfassen
einer solch umfangreichen Arbeit ist.
Im abschließenden Fazit werde ich dann zum Verlauf der Facharbeit Stellung
nehmen.
3
1.2 Thematischer Schwerpunkt
Zunächst folgen einige wichtige Anmerkungen zum Umfang der Facharbeit.
Die Spektroskopie ist ein komplexes Thema. Im normalen Lehrplan ist nicht das
komplette Thema vorgesehen; es wird auch nur in der 13. Klasse gelehrt. Daher
wäre es in dieser Facharbeit zu ausführlich, beispielsweise die Reduktion von
Spektren penibel zu beschreiben, deswegen wird im Anhang Material beigefügt, in
dem der Leser bei weiterem Interesse die Möglichkeit erhält, die genaue
Vorgehensweise zu verstehen, bzw. selber durchzuführen. Bei Rückfragen steht der
Verfasser der Facharbeit gerne zur Verfügung.
Im Hauptteil dieser Arbeit wird auch nur eine kleine Einführung in die Spektroskopie
gegeben und damit das nötige, weitere Fachwissen voraus gesetzt. Bei eventuell
fehlenden Kenntnissen sei an dieser Stelle auch auf den Anhang verwiesen.
Die Spektren der einzelnen Sterne wurden größtenteils selber aufgenommen; es sind
neben den jeweils 20 Bildern pro Serie meistens auch 20 Darkframes erstellt worden.
Die Funktion wird an anderer Stelle erklärt. Um den Zeitrahmen nicht zu sprengen,
wurde das Stacken und Reduzieren der Spektren von Bernd Koch vorgenommen.
Die fertigen Spektren mussten dann „nur“ noch kalibriert und klassifiziert werden.
Zusätzlich wurden dann Präsentationsansichten erstellt, damit die Ergebnisse
illustriert dargestellt werden können.
Die Klassifizierung einiger Sterne stellt also den thematischen Schwerpunkt dar.
4
1.3 Die Sternwarte und ihre Möglichkeiten
Als die Sternwarte 2009 von Michael Winkhaus eingeweiht wurde, entstand zwar
nicht die erste Sternwarte für Schüler, jedoch die erste Sternwarte mit einem
besonderen, in Europa einzigartigen Konzept zur Nutzung von mehreren
Schülergruppen gleichzeitig. In der Regel steht ein Teleskop zur Verfügung, an dem
eine Gruppe bestehend aus 2-3 Schülern an Projekten arbeiten kann.
An der Sternwarte des Carl-Fuhlrott-Gymnasiums
besteht die Möglichkeit, sechs einzelne Gruppen
unabhängig voneinander arbeiten zu lassen. Dies
geschieht mit Hilfe von sechs Teleskopstationen, die
mit völlig identischem Zubehör ausgestattet sind und
die aufgrund verschiedenster Teleskope, Okulare,
Abb. 1: Die Schülersternwarte
Kameras
und
weiterem
Zubehör
ein
weites
Spektrum in der
astronomischen Forschung bieten. Zusätzlich
besteht die Möglichkeit, ein siebtes, größeres
Teleskop zu nutzen, das komplett stationär in
einem
Nebenraum
der
Sternwartenhütte
aufgebaut ist. Nach Öffnen der Rolldachhütte
steht die Sternwarte nach einer Auskühlzeit von
einer Stunde für
Messungen zur
Abb. 2: Der 12,5-Zoll NewtonCassegrain
Verfügung.
Der 12,5-Zoll Newton-Cassegrain mit einem im
Newtonfokus
fest
installiertem
Selbstbau-
spektrographen wird über einen PC im benachbarten
Abb. 3: Die Materialwagen
Aufenthaltsraum angesteuert.
In diesem Raum
befindet sich neben den Abstellmöglichkeiten für die
Materialwagen, auf die anschließend eingegangen wird, eine gemütliche Sofaecke,
die zum Aufwärmen zwischen den Beobachtungszeiten dient.
Die Materialwagen haben sechs Schubladen, in denen sich alle Materialien befinden.
Durch die Rollen kann man den Rollwagen einfach zu „seiner“ Beobachtungsstation
rollen und hat alles benötigte Material direkt griffbereit. Ein ausgeklügeltes
Sicherungssystem verhindert dabei, dass sich die Schubladen während der Fahrt
5
öffnen. Auf den Wagen kann man zusätzlich das große Teleskop, einen
Spektrographen oder weiteres sperriges Zubehör laden, so dass zusätzliche Wege
erspart werden. Auf jedem noch so kleinen Zubehör stehen ein Buchstabe und eine
Nummer, durch die man den richtigen Platz in dem Wagen schnell ermitteln kann, so
bleibt die Einhaltung der Ordnung bestehen. Falls die Funktion eines Zubehörteiles
unklar sein sollte, oder der Aufbau Schwierigkeiten bereitet, hilft ein ausführliches
Anleitungsbuch. Nach einem Beobachtungsabend trägt man sich auch in ein
Nutzungsbuch ein, sodass die Nutzungszeiten und eventuelle Schäden vermerkt
werden können. So ist ein schnelles Austauschen der defekten Teile möglich und die
Station „verkommt“ nicht mit der Zeit.
Jedes
Teleskop
kann
durch
ein
spezielles
Netzwerksystem mit einem Computerraum, der
eine Etage tiefer liegt, verbunden werden, sodass
auch bei Kälte im Winter einem erfolgreichen und
warmen Beobachtungsabend nichts im Wege
steht. Gerade die erfahrenen Sternwartenbenutzer
wissen diesen Aufwand sicherlich zu schätzen.
In der untersten Etage des Schulgebäudes ist ein
Planetarium eingerichtet, das über verschiedenste
Schülerprojekte
zum
Bereich
Astronomie
informiert.
Doch die Sternwarte wurde nicht nur für die
Abb. 4: Die Beobachtungsinsel
Schüler der Schule gebaut. Zahlreiche weitere
Projekte, wie die Durchführung von Kursen für
die kleinen Sternengucker der JuniorUni, der Fortbildung von Physiklehrern in
Wuppertal und Umgebung und weiterer Nutzungsmöglichkeiten runden das Angebot
der Sternwarte ab.
Genaueres kann man aus den im Anhang angefügten Artikeln aus dem PhysikJournal und dem Magazin „Spektrum 41“ entnehmen. Bei weiteren Fragen steht auch
der Entwickler dieses Konzept, Michael Winkhaus, der den Bau der Sternwarte
überhaupt erst ermöglicht hat, zur Verfügung.
6
1.4 Aufbau des Teleskops an der Schülersternwarte am CFG
An dieser Stelle wird nun die Vorgehensweise beschrieben, wie das Teleskop
betriebsbereit aufgebaut wird, um die verschiedenen Sterne spektroskopieren zu
können. Dabei wird nur der Aufbau für die Zwecke der Facharbeit erläutert und nicht
allgemein die Möglichkeiten der Schülersternwarte. Weitere Informationen sind im
gesonderten Punkt "Die Schülersternwarte und ihre Möglichkeiten" (vgl. 1.3 Die
Sternwarte und ihre Möglichkeiten) aufgeführt.
Die Sternwarte befindet sich auf dem Dach des CarlFuhlrott-Gymnasiums. Dies erfordert eine Installation,
die einen schnellen Auf- und Abbau ermöglicht, um
nicht unnötig viel Zeit zu "verschwenden". Aus diesen
genannten
Gründen
sind
die
Säulen
und
Montierungen fest montiert. Sie verfügen über eine
Prismenschiene und eine Gegengewichtsstange für
die Gegengewichte, die individuell
werden
können.
Zusätzlich
befinden
angebracht
sich
die
Anschlüsse für die Steuerung und vier Steckdosen,
Abb. 5: Die Astro-Physics AP900-Montierung
die für die verschiedenen Gerätschaften genutzt
werden können, seitlich an der Säule. Für die Zeit
nach der Beobachtung werden Säule
und
Montierung
mit
einer
aktiv
belüfteten Haube abgedeckt, damit die
Technik auch im Winter störungsfrei
funktioniert.
Anschließend
wird
aus
dem
Materialwagen, der vorher schon aus
dem Sternwartengebäude geholt wurde,
das
Gegengewicht
entnommen
und
Abb. 6: Die Stromversorgung und die
Handsteuerung
samt Sicherungsschraube angebracht.
Auf der anderen Seite kann nun schon
das von uns verwendete Teleskop, ein Pentax 75 SDHF mit 500mm Brennweite
angebracht werden. Dazu benötigt man zusätzlich Hilfe, da einer das Teleskop in
Position halten und der andere die Befestigungsschrauben anziehen muss. Ist das
geschehen, kann schon das Handsteuergerät angebracht werden. Dazu benötigt
7
man das 12-Volt Netzteil, um die Handsteuerung mit Strom zu versorgen. Daran wird
die manuelle Steuerung angeschlossen. An den Pentax wird nun eine Verlängerung
angebracht, an die wiederum der DADOS-Spektrograph (Genauere Beschreibung
bei 2.3 Der DADOS-Spektrograph) aufgesteckt wird.
Nachdem die verschiedenen Aufsteckkappen,
die zum Schutz dienen, entfernt wurden, wird
die gewünschte Kamera, also in diesem Fall
die umgebaute EOS-450D oder die Schwarzweiß Kamera ALCCD 5.2 den DADOSSpektrographen angesetzt. Ein Okular (siehe
Abb. 16, Nr.11) wird in dem vom Fernrohr aus
gesehenen
ersten
Würfel
des
DADOS
eingesetzt, um den Spalt zu betrachten und
auf diesem einen Stern zu positionieren.
Danach wird die Kamera mit einem Notebook
verbunden, das auf einem extra Tisch steht.
Mit der Software "EOS Utility" kann
die
Kamera angesteuert werden. Dazu später
Abb. 7: Das aufgebaute Teleskop
mehr.
Zusätzlich wird noch ein Laptop aufgebaut, der später für die Nachführung benötigt
wird. Zum gleichen Zweck sollte man auch die Schwarz-weiß-Videokamera aus dem
Materialwagen holen und bereit legen, denn das anfangs angesteckte Okular wird
später durch die Kamera ersetzt.
Nun ist das Teleskop fertig aufgebaut und die Experimente können bei Dunkelheit
beginnen.
8
2.0 Spektralklassifikation
2.1 Einführung in die Spektroskopie
An dieser Stelle wird eine kleine Einführung in die Spektroskopie gegeben. Das
nötige Fachwissen stammt aus den Unterrichtsmaterialien, die bei dem ersten
Spektroskopiekurs verwendet wurden. Das erste Dokument „Teil 1 – Was ist Licht
und wie zerlegen wir es?“ wurde im Anhang angefügt.
Wie schon anfangs erwähnt, wäre es zu komplex, eine umfassende Einführung zu
schreiben. Deswegen wird nur grob erklärt, was sich hinter dem Begriff der
Spektroskopie verbirgt.
Wenn man sich mit der Spektroskopie beschäftigt, kommt man nicht darum herum,
sich erst einmal Gedanken über das Licht zu machen. Schon Isaac Newton erkannte
1666, dass weißes Licht sich aus verschiedenen Farben zusammensetzte. Heute
weiß man, dass Licht nicht immer unbedingt sichtbar sein muss. So unterscheidet
man zwischen „sichtbarem“ und „unsichtbarem Licht.“ Das menschliche Auge sieht
gerade mal nur einen Bruchteil des Spektrums vom Licht und zwar die Wellenlängen
von 380 bis 750 Nanometer. Wie man auf der Abbildung sehen kann, überwiegt der
Teil des „unsichtbaren Lichts“. Oberhalb vom sichtbaren Licht erstrecken sich die
Infrarot- und Wärmestrahlen sowie die Radiostrahlung. Unterhalb finden die
Ultravioletten-, die Röntgen- und die Gamma-Strahlen ihren Platz.
Abb. 8: Das elektromagnetische Spektrum von kurzwelliger Gammastrahlung bis langwelliger
Radiostrahlung
In der Spektroskopie interessieren nur der sichtbare Bereich und die Infrarotstrahlen,
da alle anderen Strahlen (mit Ausnahme der Radiostrahlen) von der Erdatmosphäre
absorbiert werden. Wir nehmen den sichtbaren Bereich als Farbband von einem
9
violett zu blau über grün und gelb bis hin zu rot wahr. Die genauen
Wellenlängenbereiche sind der Abbildung zu entnehmen.
In der Astronomie benötigt man nun dieses Farbband des Lichtes von verschiedenen
Sternen, um sie klassifizieren zu können. Deswegen muss das Licht aus dem Weltall
in seine Farbbestandteile zerlegt werden. Das Spektroskopieren kann auf zweierlei
Arten geschehen.
Der Prismenspektrograph zerlegt das
einfallende „Mischlicht“ in die einzelnen
Bestandteile. Dabei wird der blaue
Bereich des Lichtes beim Einfall in das
Prisma stärker gebrochen als der rote
Bereich. Auch beim Verlassen des
Prismas tritt dieses Phänomen erneut
auf. Das gebrochene Licht erscheint
nun auf der dahinterliegenden Wand
oder der angebrachten Kamera in dem
Abb. 9: Prismenspektrograph
gewünschten Farbband.
Der modernere Spektrograph nennt sich Gitterspektrograph. Dieser Spektrograph
wurde auch für die Aufnahmen der Spektren verwendet.
Im
Gegensatz
zu
dem
Prismenspektrographen macht
sich
der
Gitterspektrograph
statt der Lichtbrechung die
Lichtbeugung zu Nutze. Das
einfallende
Licht
parallele
Lichtbündel
wird
an
der
Abb. 10: Beugung am Einzelspalt
Spaltöffnung
gebeugt
und
erzeugt
im
Brennpunkt einer Sammellinse auf dem
Kamerasensor
Beugungsmuster
das
charakteristische
(Abb.10).
Ein
Gitterspektrograph besteht allerdings nicht
nur aus einem Spalt. Deswegen tritt das
10
Abb. 11: Bewegung und Interferenz am
Mehrfachspalt
Licht einer Wellenlänge parallel zueinander aus dem Spalt aus und wird, wie schon
oben erwähnt, wegen der
Linse auf einen Punkt gebündelt. Dort interferieren
(überlagern) sie sich konstruktiv und werden verstärkt, wenn der Gangunterschied
ein ganzzahliges Vielfaches der Wellenlänge ist. An den anderen Stellen zwischen
der konstruktiven Interferenz interferieren sie destruktiv, also ist dort weniger Licht zu
sehen. Die Leuchtkraft nimmt allerdings mit jeder Ordnung, die weiter entfernt von
der Mitte des Spaltes ist, ab. Man spricht von verschiedenen Ordnungen, die
aufwärts gezählt werden, je weiter sie von dem Spalt entfernt sind.
Die
0.
Ordnung
ist
das
Beugungsmaximum.
Die
1.
Ordnung
ist
das
1.
Nebenmaximum und so weiter.
Bei
dem
Transmissionsgitter
sogenannten
gibt
es
allerdings einen großen Nachteil.
Das komplette Licht teilt sich auf
Abb. 12: Die Ordnungen bei einem
Transmissionsgitter
die
verschiedenen
Ordnungen
auf, so dass die Spektren sehr dunkel
werden.
Deswegen
kommen
sogenannte
Blaze-
Reflexionsgitter zum Einsatz. Durch das
Sägezahn-ähnliche Profil kann der Winkel so
eingestellt werden, dass die Lichtstrahlen in
eine bestimmte Ordnung fallen, vorzugsweise
in die erste. So wird auch die erste Ordnung
mit genügend Licht versorgt.
Der
Unterschied
ist
in
Abb. 13: Das Blaze-Reflexionsgitter
der
folgenden
Abbildung deutlich zu erkennen. Zusätzlich sind die Verwendungszwecke der
verschiedenen Ordnungen aufgeführt.
11
Abb. 14: Ordnungsschema Blaze-Reflexionsgitter mit Anwendungsbeispielen
Je mehr Spalte in die Platte geschnitten sind, desto schärfer wird ein Spektrum. Im
DADOS-Spektrographen können Gitter mit 200 oder 900 Linien pro Millimeter
verwendet werden. In meiner Facharbeit kam nur das Gitter mit 900L/mm zum
Einsatz.
12
2.2 Die heutige Spektralklassifikation und ihre Entstehungsgeschichte
Das Wissen, dass für den nachfolgenden Unterpunkt erarbeitet wurde, stammt von
den Internetseiten http://www.gutekunst-astro-bio.de/Fuehrung/Objekbeschreibung/
Klassifikation.html und http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/lexdt_h.html.
Außerdem wurde das Dokument „Grobe Klassifikation von Sternspektren“, welches
im Anhang beigefügt wurde, verwendet.
Heutzutage klassifiziert man die meisten Sterne nach zwei Parametern. Einmal
unterteilt man sie in ihre Spektralklasse, die in O, B, A, F, G, K und M-Typen
unterteilt ist und zum anderen in ihre Leuchtkraftklasse 0-VII. Um genau verstehen zu
können, wie diese auf den ersten Blick willkürlich gewählte Einteilung zustande kam,
muss man den historischen Hintergrund der Entstehung der Spektralklassifikation
kennen lernen.
Bereits 1814 entdeckte Joseph von Fraunhofer bei einer seiner Beobachtungsnächte
dunkle Linien im Sonnenspektrum. Obwohl er damals nicht den Ursprung dieser
Absorptionslinien kannte, wurden sie nach ihm benannt und heißen nun die
Fraunhoferschen Linien. Heutzutage sind weit über 25000 Absorptionslinien
verschiedenster Elemente bekannt.
Die erste, systematische Klassifikation wurde 1880 von Edward Charles Pickering
und Annie Jump Cannon durchgeführt. Sie spektroskopierten dutzende Sterne Nacht
für Nacht mithilfe eines einfachen Prismas und nahmen sie fotografisch auf.
Anschließend wurden die Spektren auf Gemeinsamkeiten hin untersucht und in
Gruppen
eingeordnet,
die
alphabetisch der Reihe nach benannt
wurden.
Bemerkenswert ist die Geduld und die Ausdauer, die sie brauchten, um die vielen
Sterne zu erfassen. Ohne diese Arbeit wäre die moderne Spektralklassifikation nicht
möglich.
Nachdem nach und nach die physikalischen Zusammenhänge im Laufe der Zeit
klarer wurden, ordnete man die Sterngruppen. Sortiert man die wichtigsten Gruppen
nach ihrer Oberflächentemperatur, kommt folgende Reihenfolge zustande: O, B, A,
F, G, K, M. Der Merkspruch: „Oh Be A Fine Girl Kiss Me“ erleichtert das Einprägen
der Reihenfolge. Die weiteren Gruppen R, N, C und S spielen eine untergeordnete
Rolle, da diese für Riesensterne (AGB-Sterne) gelten, die gerade einmal 1% der
Sterne im Universum ausmachen. Diese Klassifikation bekam den Namen HarvardKlassifikation, da Pickering und Cannon ihre Arbeiten am Harvard College
Observatory durchführten.
13
Im Laufe der Zeit reichte die grobe Einteilung nicht mehr aus. Deswegen wurde den
Sternen an die Gruppe noch eine Zahl von eins bis neun angehängt, da häufig eine
Überschneidung der Merkmale zwischen den Gruppen auftaucht. So liegt F5
beispielsweise genau zwischen F0 und G0.
W. W. Morgan und P.C. Keenan fügten der Harvard-Klassifikation noch einen
weiteren Parameter zu. Da in der Harvard-Klassifizierung nicht die Leuchtkraft eines
Sternes berücksichtigt wurde, bekam jeder Stern eine römische Ziffer von 0-VII
hinzugefügt. Bei einer 0 handelt es sich um einen Hyperriesen, bei I um einen
Überriesen, bei II um einen hellen Riesen, bei II um einen normalen Riesen, bei IV
um einen Unterriesen, V bedeutet Hauptreihenstern, VI Unterzwerg und schließlich
VII ein Weißer Zwerg.
Später wurde noch an manche Sterne ein „e“ angehängt, um besonders auf die
eventuell stark ausgeprägten Emissionslinien hinzuweisen.
Als Beispiel bietet sich die Sonne an. Sie wird der Spektralklasse G2 zugeordnet, da
die Oberflächentemperatur um die 5000 Kelvin beträgt, die Balmerserie des
Wasserstoffs nur noch schlecht zu erkennen ist und die stärksten Linien Ca II K und
K sind. Die genaueren Merkmale würden das Beispiel zu unverständlich machen. Da
die Sonne ein Zwergstern ist, wird noch ein V angehängt. Deswegen erhält die
Sonne die Bezeichnung G2V.
Nun werden die Klassifizierungsgruppen einzeln in Unterpunkten behandelt. Dafür
wird
das
Spektrum
des
Sternes
kalibriert
und
anhand
der
auffälligen
Absorptionslinien in die jeweilige Gruppe eingeordnet. Die genaue Vorgehensweise
der Klassifizierung und die Merkmale der einzelnen Gruppen sind in den
Unterpunkten zu finden.
14
Nun folgt an dieser Stelle noch eine kurze, allgemeine Übersicht der Merkmale der
einzelnen Gruppen:
Typ
Klassifikationsmerkmal
O-Sterne
50.000K-25.000K
Aufgrund der hohen Oberflächentemperatur sind viele Elemente
ionisiert, also ist ein intensives, kontinuierliches Spektrum vorhanden.
Wenige Fraunhofer-Linien, schwach ausgeprägte Balmerserie.
B-Sterne
25.000K-10.000K
Ionisierungsgrad nimmt aufgrund der kühleren Oberflächentemperatur
ab, stärker ausgeprägte Balmerserie, sowie schwache Heliumlinien.
A-Sterne
10.000K-7.500K
Am markantesten tritt die Balmerserie auf, Ansatz von K-Linie. Des
Weiteren erkennt man Eisen- und Calciumlinien.
F-Sterne
7.500K-6.000K
Balmerserie
dominiert,
vermehrt
treten
sehr
schwache
Absorptionslinien auf. Die H- und K-Linien von Calcium werden stärker.
G-Sterne
6.000K-5.000K
Balmerserie ist fast nicht mehr zu erkennen, deutlich stärker
ausgeprägte H- und K-Linien des Calciums. Es treten zusätzlich bei
den sonnenähnlichen Spektren Metalllinien auf.
K-Sterne
5.000K-3.500K
H-
und
K-Linien
treten
am
stärksten
auf,
viele
schwache
Absorptionslinien. Auffällig ist auch das auftretende G-Band von
Kohlenwasserstoff.
M-Sterne
< 3.500K
Kühlste Sternengruppe. H- und K-Linie des Calciums sind sehr stark
ausgeprägt. G-Band zerfällt in viele Linien. Des Weiteren sind die
breiten Banden des Titanoxids markant.
15
Abb. 15: Beispielspektren verschiedener Klassifikationsgruppen
Dieses Schaubild dient zum visualisierten Vergleich mit den Merkmalen der
einzelnen Gruppen.
16
2.3 Der DADOS-Spektrograph
Während
der
Spektroskopienächte
wurde
durchgehend
mit
dem
DADOS
Spektrographen gearbeitet. Schon im zweiten Spektroskopie-Kurs wurde der
Umgang gelehrt und die Funktionsweise erklärt. An dieser Stelle wird nun das noch
einmal schriftlich festgehalten, damit der Leser nachvollziehen kann, was in den
„Würfeln“ vor sich geht.
Wenn man sich den DADOS einmal genau ansieht, besteht er im Prinzip aus zwei
Würfeln, die dem DADOS auch den Namen geben. Am oberen Teil des ersten
Würfels erkennt man eine 2“-Steckhülse (1), zum Anschluss an das Teleskop. Dort
gelangt das Licht in den Spektrographen hinein. Zusätzlich sind noch eine Öffnung
für
das
Nachführokular,
oder
später
die
Nachführkamera
(3),
und
eine
Mikrometerschraube für die Spaltbeleuchtung (2) vorhanden.
An dem unteren Würfel ist eine weitere Mikrometerschraube angebracht, die zum
Verstellen des Gitters dient (5). Mit dem Drehfokussier (7) wird das Spektrum scharf
gestellt. Das Spektrum kann mit einem Okular (14) betrachtet oder einer angesetzten
Kamera fotografiert werden.
Abb. 16: Der DADOS Spektrograph mit Beschreibung
Um allerdings die Funktionsweise des DADOS zu verstehen, muss man sich das
Innere der Würfel ansehen.
17
Das Lichtbündel tritt von links ein
und
wird
auf
den
Spalt
(S)
geworfen. Nun wird das Licht
einerseits auf das Nachführokular
gespiegelt (S) und andererseits
auf den Kollimator (K) gelenkt.
Dieser wirft das gebündelte Licht
auf das Gitter (G), welches nun
das gewünschte Spektrum erzeugt
Abb. 17: Lichtfluss DADOS-Spektrograph
und
zum
Objektiv
(O)
ablenkt. Durch dieses lässt sich das erzeugte Spektrum entweder fotografisch
festhalten oder einfach nur beobachten. Durch das Verstellen des Gitters mittels der
Mikrometerschraube verschiebt sich das Spektrum. Die in der Helligkeit verstellbare
LED dient zum Sichtbarmachen des dunklen Spaltes auf dem dunklen Himmel. Es ist
sehr wichtig, die LED nach der Positionierung des Sternes wieder auszuschalten, da
sie sich sonst auf das Spektrum auswirkt.
Das Standardgitter mit 200 L/mm kann gegen ein höher auflösendes Gitter mit 900
L/mm ausgetauscht werden. Diesen Vorgang zu beschreiben erachtet der Verfasser
als zu umfangreich, an dieser Stelle sei auf das Skript „Spektrographie mit dem
DADOS-Spektrographen“ von Bernd Koch verwiesen, in dem der Umbau präzise
geschildert wird.
18
2.4 Das Aufnehmen eines Spektrums
An dieser Stelle wird nun der komplexe Prozess beschrieben, der zur Erstellung
eines Spektrums führt.
Nachdem das Teleskop fertig aufgebaut wurde (vgl. 1.4 Aufbau eines Teleskops),
kann man nun mit dem Spektroskopieren beginnen.
Als erstes muss man die Teleskopsteuerung kalibrieren. Dazu löst man die
Schrauben an den Dreheinrichtungen des Teleskops und richtet sie möglichst genau
mit einer Libelle aus. Dann wird die Zeit der Laptops und der Handsteuerung mit
einer Funkuhr eingestellt. Das ist wichtig, damit die Steuerung die Position des
Sternes ausrechnen kann.
Im nächsten Schritt wird zum Einstellen des Spektrographen ein Referenzspektrum
mit Hilfe einer hellen externen Lichtquelle vor dem Teleskop erzeugt. Dazu peilt man
nicht etwa einen Stern an, sondern nimmt eine Energiesparlampe zur Hilfe, die in
einem Kasten, der eine 2“-Öffnung erhielt, eingebaut ist. Diese Konstruktion ist ein
Eigenbau, erfüllt aber dieselbe Funktion wie eine professionelle Kalibrierlampe. Nun
aktiviert man den „LifeView“ Modus der EOS450D und stellt das Spektrum mithilfe
des Drehfokussierers im gewünschten Wellenlängenbereich scharf. In der Regel war
das der grüne Wellenlängenbereich. Nachfolgend wird die Energiesparlampe wieder
abgenommen.
Jetzt ist die nächste Aufgabe, den zu spektroskopierenden Stern anzupeilen. Dies
geschieht mithilfe der Handsteuerung. Bei den bekanntesten Sternen braucht man
lediglich den Sternnamen aus einer Liste heraus zu suchen und schon fährt das
Teleskop in die Nähe des Sternes; hundertprozentig genau funktioniert das selten,
da es sehr aufwendig ist, die Teleskopsteuerung exakt zu justieren. Abweichungen
werden mit der Handsteuerung korrigiert. Ist der gewünschte Stern nicht in der Liste
enthalten, sucht man sich die Koordinaten aus einem Sternverzeichnis heraus und
gibt diese manuell ein. Das ist zwar etwas aufwändiger, aber beide Wege führen zum
Ziel.
Nachdem
der
Stern
am
Pentax
scharf
gestellt
wurde,
kann
das
Spektroskopieren beginnen.
Nun muss der Stern auf dem Spalt positioniert werden. Dazu schaltet man die
Spaltbeleuchtung des DADOS ein, damit der Spalt sichtbar wird. Der Stern wird dann
auf den Spalt bewegt, damit das Licht in den Gitterspektrographen einfallen kann.
Da sich der Stern leider die ganze Zeit langsam weiter bewegt, benötigen wir eine
Nachführkamera, damit der Stern während der Aufnahmen auf dem Spalt bleibt.
19
Es folgen ein paar Probeaufnahmen mit der EOS450D, um die optimale
Belichtungszeit und die ISO-Zahl zu ermitteln. Mit der Zeit bekommt man ein ganz
gutes Gefühl für das Einstellen dieser Werte, so dass es schnell weiter gehen kann.
Für die Auswertung eines Sternes empfiehlt es sich,
eine Spektrenserie mit 20 Bildern zu erstellen, da viele
unterschiedliche
Faktoren
die
Qualität
eines
Spektrums beeinflussen. Ein Faktor ist das genaue
Nachführen. Schnell ist es passiert, dass man nicht
aufmerksam ist und der Stern den Spalt verlässt.
Abb. 18: EOS 450D (mod.)
Nachdem man die Spektrenserie erstellt hat, kann mit
der Auswertung begonnen werden. Dies geschieht aber in den meisten Fällen erst
am nächsten Tag in einer wärmeren Umgebung.
Der Weg zum Spektrum
wurde
mit
modifizierten
der
EOS450D
beschrieben. Der originale
CANON-Filter
gegen
einen
ausgetauscht,
wurde
ACF-Filter
um
eine
optimale Transmission in
allen Wellenlängen
zu
Abb. 19: Transmissionskurve EOS 450D (mod.)
ermöglichen.
Allerdings
ist
die
EOS450D
nur
im
Wellenlängenbereich von 400nm bis 700nm empfindlich. Da aber gerade bei den
heißeren Sternen wichtig ist, auch den Ultraviolettbereich auszuwerten, reicht der
Chip der EOS Kamera nicht mehr aus.
Deswegen
wurde
Bilderserie
die
in
einer
zweiten
Schwarz-Weiß-Kamera
ALCCD 5.2 verwendet. Diese wiederum
nimmt aufgrund des kleinen Chips einen
noch kleineren Wellenlängenbereich auf.
Eine Kamera mit einem passenden Chip war
also nicht vorhanden.
Abb. 20: Transmissionskurve der
ALCCD 5.2 Kamera
20
2.5 Das Bearbeiten von Spektren
Das Bearbeiten eines Spektrums ist ein aufwändiger Prozess, bei dem es viel zu
beachten gibt. Eine genaue Anleitung gibt es hierbei leider nicht, weil sehr viele
Parameter die Vorgehensweise beeinflussen. Die nachfolgende Beschreibung passt
deswegen eigentlich nur auf das angegebene Spektrum, allerdings kann man sich so
die Arbeit besser vorstellen, die aufgebracht werden muss, um ein Spektrum sauber
zu bearbeiten. Nun wird der Prozess anhand der Spektrenserie von Alpha Leo
erläutert.
Die Spektrenserie umfasst 40 Bilder, wobei immer zwei identisch sind. Zusätzlich
wurden automatisch von der EOS 450D Darkframes aufgenommen, also
Dunkelbilder. Die Bilder unterscheiden sich lediglich in dem gespeicherten Format.
Die Formate CR2-Image und JPG sind so vorhanden. Diese Formate müssen jedoch
umgewandelt werden.
Mithilfe des Programms „Fitswork 4.41“ konvertiert man die CR2-Images in
monochrome Fitsbilder (32 Bit Fließkomma) um. Ist dies geschehen, verschiebt man
die 20 Bilder in einen gesonderten FITS-Ordner im Explorer.
Nun stackt man die Serie, das heißt, alle Spektren werden übereinandergelegt und
ein Durchschnittsbild errechnet. Diese speichert man unter dem Namen „resultcopy“
in den FITS-Ordner. Das hierzu benötigte Programm nennt sich „Giotto 2.12“.
Abb. 21: Gestacktes Spektrum von α Leo
21
Die Spektren wurden von der EOS 450D schräg aufgenommen, um ein möglichst
großes Spektrum von dem Stern anzufertigen. Dies ist aber später sehr umständlich,
deswegen dreht man den Spektralfaden mithilfe vom bekannten Programm
„Fitswork“, sodass er horizontal liegt. Zusätzlich wird der wichtige Bereich
ausgeschnitten, da man den aufgenommenen Himmel nicht benötigt.
Jetzt kann mit der Auswertung im Programm „Visual-Spec“ begonnen werden. Dazu
öffnet man das Summenspektrum, welches vorher erstellt wurde und erstellt einen
Scan, der die Lichthelligkeit in den entsprechenden Wellenlängenbereichen darstellt.
Schon hier erkennt man Ansätze der markanten Absorptionslinien, anhand derer
man später den Stern klassifizieren kann. In unserem Beispiel wäre das die
Balmerserie von Wasserstoff. Sichtbar werden also in dem Spektrum Hα, Hβ und Hγ.
Weiter geht es mit der Kalibrierung des Spektrums. Dazu sucht man sich die drei bis
vier markantesten Linien und die entsprechenden Wellenlängen aus einem
Spektralatlas heraus. Diese werden dann in dem Programm definiert, so dass das
Programm die Wellenlängen den einzelnen Absorptionslinien zuordnen kann. Ein
Klick auf „Calcul“ beendet den Vorgang.
Im nächsten Schritt wird das Spektrum vom Kontinuum befreit. Dazu erstellt man
manuell einen Kontinuumsverlauf, der dem Verlauf des Spektrums ähnelt. Die
Absorptionslinien werden dabei nicht beachtet. Jetzt muss man nur noch das
Spektrum durch die Kontinuumskurve dividieren und schon erhält man ein
horizontales Spektrum. Das Spektrum, genauer gesagt die vom Kontinuum befreite
Basislinie, wird jetzt noch auf den Wert „1“ normiert.
So erhält man das fertig bearbeite Spektrum, aus dem man nun die Merkmale für die
Klassifizierung ablesen kann.
Abb.
22:
Oben:
Synthetisches
Spektrum,
aus
dem
normierten
wellenlängenkalibrierten Scan (Mitte) erstellt. Unten: Kontinuumskurve
22
und
Man sollte zur besseren Präsentation noch einen farbigen Spektralfaden erstellen,
der parallel zu dem normierten Spektrum die Ergebnisse besser visualisiert.
Dazu reicht es, ein ausgewähltes farbiges Spektrum in „Fitswork 4.41“ zu öffnen, es
nach der oben beschriebenen Weise zu drehen, auszuschneiden und es danach in
„Photoshop CS3“ zu öffnen. Dort wird nur ein sehr schmaler Teil des Spektralfadens
ausgeschnitten und in Y-Richtung verbreitert. Man muss an dieser Stelle sehr darauf
aufpassen, dass angezeigte Absorptionslinien auch wirklich solche sind und nicht
schwarze Pixel darstellen, die nur gestreckt wurden. So erhält man den gewünschten
breiten Spektralfaden, der in die Präsentationsansicht eingebaut werden kann.
Abb. 23: Verbreiteter Spektralfaden des Sterns α Leo, dessen markanteste
Wellenlängen die Wasserstofflinien H-alpha, H-beta und H-gamma sind.
Daraus kann man nun die Präsentationsansicht zusammenfügen und beschriften, so
dass folgendes Ergebnis herauskommt:
Abb. 24: Normiertes und wellenlängenkalibriertes Spektrum
23
2.6 Die Klassifikationsgruppen:
Im Folgenden werden die Klassifikationsgruppen beschrieben und mit einem
Beispielstern näher erläutert. So wird die Einordnung in die jeweilige Gruppe besser
deutlich, da sie auch visualisiert werden kann. Die genannten Merkmale wurden aus
verschiedenen Quellen zusammengefügt, um eine möglichst breite Klassifikation zu
ermöglichen.
Die Präsentationsansichten zeigen jeweils den Namen des Sterns, das Farbspektrum
und den Spektralverlauf. Zusätzlich werden die markantesten Absorptionslinien extra
benannt. Die Daten über den verwendeten Spektrograph, die verwendeten
Programme etc. sind dem Informationstext unterhalb des Spektralverlaufs zu
entnehmen.
Das nachfolgende Wissen wurde dem Spektralatlas von Richard Walker (2010, S.
19-70), sowie der Anleitung zur Spektralklassifikation von dem Kiepenheuer-Institut
für Sonnenphysik (2003) entnommen.
24
2.6.1 O-Stern: δ Ori (Orion)
Begonnen wird mit dem O-Stern Delta Ori, dem vierthellsten Stern des Sternbilds
Orions.
Typisch für diese Klassifikationsgruppe sind die mittelstark ausgeprägte Balmerserie
von Wasserstoff und die auffällig wenigen Absorptionslinien. Außerdem sind noch ein
paar ionisierte Heliumlinien zu erkennen, die schwach ausgeprägt sind. Aufgrund der
hohen Oberflächentemperatur werden viele Elemente ionisiert und damit sozusagen
im Spektrum unsichtbar. So entsteht ein kontinuierliches Spektrum:
Abb. 25: Spektrum des Sternes δ Ori mit den markantesten Linien des Spektrums,
nämlich die Wasserstofflinien H-alpha, H-beta, H-gamma und H-delta
Anmerkungen zum vorliegenden Spektrum:
Es handelt sich um den O9.5II Stern Mintaka (δ Ori), dessen visuelle Helligkeit um
2.2 mag eingestuft wird. Außerdem ist Mintaka ein heller Riese.
Das kontinuierliche Spektrum wird lediglich durch die Balmerserie von Wasserstoff
durchbrochen. Die Hα Linie ist kaum sichtbar, da es sich um einen sehr heißen Stern
handelt, dessen Oberflächentemperatur circa 30.000 Kelvin
beträgt. Auch sind
deswegen wenig andere Elemente erkennbar, da sie alle ionisiert werden. Deswegen
sind lediglich die Hβ bis Hε Linien deutlich erkennbar.
25
2.6.2 Oe-Stern: λ Ori (Orion)
Neben der O-Gruppe wird an dieser Stelle noch ein Oe-Stern vorgestellt. Das „e“ in
der Bezeichnung steht für zusätzliche Emissionslinien im Spektrum.
Die mittelstark ausgeprägte Balmerserie tritt genau wie bei den anderen O-Sternen
auf. Das Spektrum ist aufgrund der schon genannten aufkommenden Emissionslinien
nicht mehr kontinuierlich, sondern wird von zahlreichen, sehr schwach auftretenden
Elementen durchzogen:
Abb. 26: Spektrum des Sternes λ Ori, gesondert markiert wird hier die Balmerserie von
Wasserstoff mit den H-alpha, H-beta und H-gamma Linien.
Anmerkungen zum vorliegenden Spektrum:
Hierbei handelt es sich um den 0e5III Stern λ Ori, dessen visuelle Helligkeit bei 3,49
mag eingestuft wird. Es handelt sich um einen normalen Riesen. Die OberflächenTemperatur beträgt circa 33.000K. Das von schwach ausgeprägten Emissionslinien
durchzogene Spektrum enthält die mittelstark auftretende Balmerserie von
Wasserstoff. Die Hα bis Hγ Linien sind gut erkennbar.
Nach genauerer Recherche kam die Frage auf, ob an dieser Stelle der richtige
Stern, der spektroskopiert werden sollte, gemeint war, da auf der Homepage
(http://de.wikipedia.org/wiki/Heka_%28Stern%29) der Doppelstern λ Ori in die O8
III Gruppe eingestuft wurde und nicht, wie oben beschrieben als 0e5III Stern.
Da Herr Winkhaus nicht erreichbar war und Herr Koch mir auch nicht
weiterhelfen konnte, kamen wir zu keinem Ergebnis.
26
2.6.3 B-Stern: α Leo (Leo)
B-Sterne sind nicht so heiß wie O-Sterne, deswegen nimmt der Ionisierungsgrad ab.
Die Balmer-Serie des Wasserstoffs nimmt in der Stärke zu. Die He I-Linien sind nicht
mehr zu erkennen, allerdings sind die He II-Linien immer noch vertreten. So entsteht
ein relativ ähnliches Spektrum wie bei den O-Sternen:
Abb. 27: Spektrum des B-Sterns α Leo mit den markantesten Linien des Spektrums;
die H-alpha, H-beta und H-gamma Linien von Wasserstoff.
Anmerkungen zum vorliegenden Spektrum:
Der B8V Stern α Leo gehört zu den „späten Typen“ der B-Sterne. Regulus ist ein
Hauptreihenstern. Die Oberflächentemperatur beträgt um die 12.000 K und ist damit
deutlich kühler als bei den O-Sternen. Die Balmerserie tritt mit den Hα bis Hγ Linien
deutlich auf. Des Weiteren kann man HeII-Linien erkennen, die aber eher schwach
ausgeprägt sind.
27
2.6.4 Be-Stern: γ Cas (Cassiopeiae)
An dieser Stelle wird nun noch einmal extra ein Be-Stern vorgestellt, da auch dort
zusätzliche Emissionslinien im sonst typischen B-Spektrum auftreten.
Abb. 28: Spektrum des Sterns γ Cas mit den gesondert aufgeführten Wasserstofflinien
H-alpha und H-beta.
Anmerkungen zum vorliegenden Spektrum:
Hier wurde auf eine professionelle bearbeitete Präsentationsansicht von Bernd Koch
zurückgegriffen, da diese besser als die eigene Ansicht verdeutlicht, weshalb es sich
um einen Be-Stern handelt. Der Be0V Stern ist ein Hauptreihenstern mit einer
visuellen Helligkeit von 2,2-2,5mag. Die Oberflächentemperatur ist mit 25.000 K ein
heißerer Stern aus der B-Serie. Besonders Hα und Hβ der Balmerserie von
Wasserstoff sind hier am markantesten ausgeprägt. Die vielen schwach auftretenden
Emissionslinien sind schwer definierbar.
Zur Vollständigkeit ist hier die eigene Präsentationsansicht abgebildet:
Abb. 29: Eigen bearbeitetes Spektrum des Sterns γ Cas, das die gleichen Merkmale
wie die des oben aufgeführten Spektrums enthält.
28
2.6.5 A-Stern: β Leo (Leo)
Die Balmer-Serie erreicht die maximale Stärke, somit sind die Wasserstofflinien am
stärksten ausgeprägt. Die Heliumlinien verschwinden vollständig, dafür erscheinen
aber bestimmte CaII Linien. Ab der Klassifikationsgruppe A6 ist die Ca II K Linie
stärker als Hγ. Teilweise treten auch MgII Absorptionslinien auf, allerdings nur sehr
schwach.
Das Spektrum sieht folgendermaßen aus:
Abb. 30: Spektrum des Sterns β Leo, mit den markanten Wasserstofflinien H-alpha, Hbeta und H-gamma und der Ca II K Linie.
Anmerkungen zum vorliegenden Spektrum:
Der A2V Stern β Leo ist ein „früher“ A Hauptreihenstern und der zweithellste Stern im
Sternbild Löwe. Die visuelle Helligkeit beträgt 2,23mag. Die Oberflächentemperatur
ist nicht mehr so heiß wie bei den vorherigen Sternen, denn sie beträgt 8.500 K. Die
Balmerserie ist am stärksten ausgeprägt. Die CA II K3934 Absorptionslinie ist neben
Hγ gut zu erkennen. Das gesamte Spektrum ist kontinuierlich und hat wenige
Absorptionslinien.
29
2.6.6 F-Stern β Vir (Virgo):
Bei den F-Sternen herrscht eine Oberflächentemperatur von circa 7.000-6.000K. So
gehören sie zu den eher kühleren Sternen. Die Balmerserie schwächt sich im
Gegensatz zu den A-Sternen wieder deutlich ab, dominiert aber noch. Die Ca II H
und K Linien werden stärker. Zusätzlich erscheint das G-Band, das aus
verschiedenen Metalllinien besteht. Auch an mehreren anderen Stellen treten nun
Absorptionslinien von neutralen Metallen auf. Man kann nun nicht mehr von einem
kontinuierlichen Spektrum sprechen, sondern das Spektrum enthält eine Vielzahl von
Absorptionslinien, die den Verlauf unterbrechen. Das Spektrum sieht so aus:
Abb. 31: Spektrum des Sterns β Vir mit den Wasserstofflinien H-alpha, H-beta und
H-gamma und den CA II H und K Linien.
Anmerkungen zum Spektrum:
Es handelt sich um F8V-Stern β Vir, den zweithellsten Stern im Sternbild Virgo. Die
Oberflächentemperatur beträgt circa 6.000 K. Die visuelle Helligkeit beträgt 3.8mag.
Die Balmerserie ist deutlich erkennbar, Hγ tritt am markantesten auf, Hβ noch
deutlich und Hα eher schwach. Die Ca II H und K Linien dominieren schon fast das
Spektrum. Des Weiteren säumen viele schwache Absorptionslinien das gesamte
Spektrum.
30
2.6.7 G-Stern: β Boo (Bootes)
Die G-Sterne ähneln unserer Sonne. Die Oberflächentemperatur beträgt um die
6.000K. Die Balmerserie ist kaum noch nennenswert, dagegen dominieren nun die
CA II H und K Linien das Spektrum. Auch das schon bei den F-Sternen auftretende
G-Band ist jetzt stärker ausgeprägt. Im blauen Bereich treten zusätzlich viele
mittelstarke Metalllinien auf, meistens von Eisen und Nickel. Auch im restlichen
Spektrum säumen viele Absorptionslinien den Verlauf. Besonderes Augenmerk sollte
auch auf die vielen dicht beieinander liegenden Linien im Bereich von circa 380nm
bis 390nm Welllängen gelegt werden. Das Spektrum sieht nun folgendermaßen aus:
Abb. 32: Spektrum des Sterns β Boo mit den aufgeführten markantesten H-alpha und
H-beta Linien des Wasserstoffs
Anmerkungen zum vorliegenden Spektrum:
Das Spektrum von G8III β Boo wird von den CA II H und K Linien bestimmt, die
jedoch sehr schlecht mit der EOS450 D aufzunehmen sind, da der Aufnahmebereich
im entscheidendem Bereich zu Ende geht. Die K Linie ist gut sichtbar, die H Linie
„fällt“ schon fast aus dem Spektrum heraus. Die Hα Linie ist noch leicht erkennbar,
andere Absorptionslinien sind schwer identifizierbar. Deutlich zu sehen sind
allerdings die vielen Linien, die das Spektrum säumen.
31
2.6.8 K-Stern: β Gem (Gemini)
Die Spektralklassifikation wird in der K-Gruppe nur von K0-K5 betrieben, die anderen
Typen sind ungebräuchlich. Die Oberflächentemperatur beträgt „nur“ noch um die
5.000K, ist somit nochmals kühler als die Sonne. Die Balmerserie verdient es nicht
mehr, genannt zu werden. Wie mittlerweile schon üblich dominieren die CA II H und
K Linien das Spektrum. Das G-Band tritt auf, wird aber ab K3 von der CA I Linie in
der Wellenlänge 4226A übertrumpft. Zusätzliche Linien, beispielsweise vom
Magnesium Triplett, werden allmählich durch die TiO Bande im Wellenlängenbereich
5180A ersetzt.
Abb. 33: Spektrum des Sterns β Gem. Extra genannt sind an dieser Stelle die Ca II H
und K Linien.
Anmerkungen zum vorliegenden Spektrum:
Der K0III Stern β Gem hat eine Oberflächentemperatur von 4.800 K. Es ist ein
normaler Riese. Wie oben genannt dominieren die CA II H und K Linien das
Spektrum, jedoch sind zahlreiche weitere Absorptionslinien stark genug, um sie
identifizieren zu können. So ist
beispielsweise
Triplet
um
das
die
Magnesium
Wellenlängen
5173A erkennbar. Die TiO Bande
um 5180A lässt sich ebenfalls
erahnen.
Abb. 34: Magnesium Triplet im K-Stern β Gem
32
2.6.9 M-Stern: α Ori (Orion)
Die M-Sterne sind die kühlsten Sterne, die Oberflächentemperatur beträgt gerade
einmal noch höchstens 3.500 K. Dadurch ist der Ionisierungsgrad der Elemente weit
möglichst gesunken. Daraus folgt das Aufkommen von vielen Absorptionslinien, die
sich in Banden durch das Spektrum ziehen. So auch das G-Band, das in mehrere
Linien zerfällt, oder die Banden von TiO, die in starker Ausbreitung das ganze
Spektrum säumen. Das kaum noch kontinuierliche Spektrum sieht folgend aus:
Abb. 35: Oben: Spektrum des Sterns α Ori mit vielen Absorptionslinien. Unten:
Normiertes Spektrum mit dem herausstehendem Magnesium Triplet und der Natrium
Doppellinie.
Anmerkungen zum vorliegenden Spektrum:
Auch an dieser Stelle musste auf ein Spektrum der Privatsammlung von Bernd Koch
zurückgegriffen werden, da das Spektroskopieren dieses zusätzlichen Sternes den
Zeitrahmen erneut gesprengt hätte. Es handelt sich um Beteigeuze, den hellsten
Stern im Sternbild Orion. Die Oberflächentemperatur beträgt nur noch 3.500 K. Die
zahlreichen Banden von TiO sind deutlich erkennbar. Auch das zerfallene G-Band
um 433nm Wellenlänge ist markant. Die unzähligen Absorptionslinien sind das
markanteste Merkmal des M1-2I Sterns. Der Stern zählt zu den Überriesen.
33
34
Abb. 36: Normiertes Spektrum des M-Sterns α Ori mit eingefügtem verbreiterten Spektralfaden. Besonders aufgeführt
sind das Magnesium Triplet, Die Fe I Linie, die Natrium Doppellinien und die Ca H und H-alpha Linie.
Bearbeitung: Benedikt Schneider
Spektralfaden. Die Wellenlängen stimmen nicht genau mit den Werten aus dem Spektralatlas überein.
An dieser Stelle folgt eine Abbildung mit einer genauen Benennung der markanten Wellenlängen und dem verbreiterten
3 Zusammenfassung
3.1 Zusammenfassung der Ergebnisse
Die Facharbeit begann mit einem dreiteiligen Spektroskopiekurs am Carl-FuhlrottGymnasium, in dem das nötige Fachwissen, das über den Physikunterricht hinaus
gebraucht wurde, erlernt wurde. Nach der Festlegung des Themas für die Facharbeit
wurden an drei Spektroskopieabenden an der Schülersternwarte die erforderlichen
Spektren aufgenommen. Aufgrund Zeitmangels konnten nicht alle gewünschten
Spektren aufgenommen werden, so dass teilweise Spektren aus dem privaten Archiv
von Bernd Koch verwendet wurden.
Nun konnte mit dem Schreiben der Facharbeit begonnen werden. Es wurden die
Sternwarte auf dem Dach des Carl-Fuhlrott-Gymnasiums, die verwendeten Kameras
und Spektrographen und der komplette Weg vom Aufbau des Teleskops bis hin zur
Bearbeitung eines Spektrums ausführlich beschrieben und mit Abbildungen
veranschaulicht. Auch der geschichtliche Hintergrund der Spektroskopie im
Allgemeinen und der Spektralklassifikation im Besonderen wurde erläutert, um dem
Leser die historische Entwicklung näher zu bringen.
Für die Präsentation der Spektren wurden sogenannte Präsentationsansichten
erstellt, auf denen die Spektralfäden, die Kontinuumskurven und die markantesten
Absorptionslinien untereinander angeordnet worden sind, um die Klassifizierung der
einzelnen Spektren zu verdeutlichen. In die Präsentationsansichten wurden die
eigens aufgenommenen und bearbeiteten Spektren eingebracht.
Zusätzlich zu den Hauptgruppen wurden noch zwei besondere Gruppen hinzugefügt,
die neben den Merkmalen der Hauptgruppen viele Absorptionslinien enthalten und
deswegen extra eingeordnet werden.
Betreut wurde die Facharbeit von dem Leistungskurslehrer für Physik Michael
Winkhaus und dem Astrofotografen Bernd Koch, die für die Beantwortung der Fragen
und das Betreuen der Spektroskopieabende verantwortlich zur Verfügung standen.
Die Forschung wurde mit einem Mitschüler des Leistungskurses durchgeführt. Mit
Tobias Rummelsberger wurden viele Diskussionen und ein Erfahrungsaustausch
geführt. Auch an den Spektroskopieabenden wurden die Spektren von uns beiden
aufgenommen. Die Verschriftlichung der Arbeit erfolgte danach aber getrennt.
Im Fazit folgt eine persönliche Stellungnahme des Verfassers über den Verlauf der
Facharbeit.
35
3.2 Fazit
An dieser Stelle wird nun ein Fazit aus der gesamten Facharbeit gezogen. Dazu
zählen auch der dreiteilige Spektroskopiekurs und die Spektroskopieabende an der
Schülersternwarte.
Wie schon in der Zusammenfassung der Ergebnisse geschrieben, war die
Spektroskopie totales Neuland für mich. Auch war mein Vorwissen über die
Astronomie relativ bescheiden. Deswegen musste viel Zeit in die Spektroskopiekurse
investiert werden, um das erforderliche Grundwissen zu erlangen. Diese waren
einerseits sehr interessant und unterhaltsam, da viele Mitschüler aus dem
Leistungskurs Physik, die gleichzeitig auch teilweise meine Freunde sind,
teilgenommen haben. Allerdings muss man sagen, dass es sich öfters auch mal in
die Länge gezogen hat. Im Nachhinein verstehe ich jetzt mehr von den
langgezogenen, abgehaltenen Diskussionen der erfahrenen Teilnehmer. Insgesamt
gesehen wurden die Kurse sehr erfolgreich von den Dozenten durchgeführt, so dass
kaum Fragen offen blieben.
Die zeitintensiven Beobachtungsnächte haben sehr viel Spaß gemacht, da nun
endlich „richtig“ praktisch gearbeitet wurde. Es war eine interessante Aufgabe, alle
Geräte richtig aufzubauen, hinterher im Blick zu behalten und mit dem Partner zu
kommunizieren, so dass ein qualitativ hochwertiges Spektrum erstellt werden konnte.
Auch dort muss ich zugeben, dass sich mein Fachwissen über Sternbilder und der
Bedienung von Teleskopen in Grenzen hielt. Das soll aber keinesfalls heißen, dass
das Interesse gefehlt hat. Es war erstaunlich, wie selbstverständlich man schon nach
kurzer Zeit mit den Fachbegriffen „Absorptionslinien“, „Spektrenreduzierung“, oder
„Spektralklassen“ umzugehen wusste. Auch stellte das Anpeilen eines Sternes und
das exakte Nachführen des Teleskops schon nach relativ kurzer Zeit kein großes
Problem mehr dar. Sicherlich ist dort mein Geschick, mich schon nach wenigen
Minuten mit neuer Technik erfolgreich auseinanderzusetzen, mit eingeflossen. Erste
größere Hürden traten dann bei der Bearbeitung der Spektrenserien auf. Bis ich mit
den verschiedenen Wellenlängen und den Merkmalen der Klassifikationsgruppen
sicher umzugehen wusste, dauerte es eine Menge Zeit und Nerven. Es war nicht
immer motivierend, erneut einen Versuch starten zu müssen, wenn mal wieder das
Programm abgestürzt war oder ein inakzeptables Ergebnis herauskam.
Außerdem wurden interessante Erfahrungen gemacht, die auch die Arbeit der
Schülersternwarte beeinflussen. Die EOS450D zum Beispiel eignet sich aufgrund
36
des fehlenden Ultraviolettenbereichs nicht für die exakte Klassifizierung der kühleren
Sterne, da dort die markantesten Absorptionslinien dieser Spektren auftreten. Da dort
die Schwarz-Weiß Kamera ALCCD 5.2 zum Einsatz kommt, müssen nun die
Spektren zusammengefügt werden, was sehr umständlich ist. Also wäre es sinnvoll,
eine Kamera mit größerem Chip für die Sternwarte anzuschaffen, um eine exakte
Spektralklassifikation zu ermöglichen. Solche Entdeckungen sind für die Sternwarte
sehr kostbar, um die Weiterentwicklung zu ermöglichen.
Nun möchte ich noch etwas zu der Betreuung und den zu Verfügung stehenden
Mitteln schreiben. Meines Erachtens kann ein Schüler kaum eine bessere Umgebung
finden, um eine Facharbeit der Stufe 12 zu schreiben. Die Sternwarte ermöglicht
vielseitige Anwendungen im Bereich der Astronomie. Es gab nie Platz- oder
Materialprobleme bei dem Spektroskopieren und das Material war immer einwandfrei
und am richtigen Platz. So wurde eine perfekte Arbeitsatmosphäre geschaffen, die
nur durch das frostige Wetter manchmal ein bisschen ungemütlich wurde.
Ich war sehr dankbar über die von Herrn Winkhaus angebotene, enge
Zusammenarbeit mit ihm und Herrn Koch, denn es traten immer wieder kleinere
Fragen über die formalen und inhaltlichen Aspekte auf, die schnell per Mail oder
persönlich geklärt wurden. Auch war es sehr praktisch, mit einem Partner an
demselben Thema zu arbeiten, es kam oft zu einem Erfahrungsaustausch, der bei
eventuellen Problemen oft weiterhalfen.
Nachdem ich nun fertig mit der Facharbeit geworden bin, kann ich nur ein sehr gutes
Fazit zu ziehen. Ich habe sehr viel in der Astronomie und der Spektroskopie dazu
gelernt, was sicherlich nicht unnützlich ist. Es hat mir sehr viel Spaß gemacht und ich
bin gespannt, welches Ergebnis meine Arbeit erzielen wird. Auch traf ich meines
Erachtens die richtige Entscheidung, in dem Fach Physik geschrieben zu haben, wo
man schon mal gerne 20 Seiten mehr als in anderen Fächern erforderlich schreibt.
Also bedanke ich mich abschließend für die gute Zusammenarbeit und hoffe, dass
diese Arbeit nicht in ein paar Wochen in einer staubigen Schublade verschwindet
und erst in ein paar Jahren wieder zum Vorschein kommt.
37
3.3 Abschlusserklärung
Hiermit versichere ich, dass ich diese Arbeit selbstständig angefertigt, keine anderen
als die von mir angegebenen Quellen und Hilfsmittel benutzt und die Stellen der
Facharbeit, die im Wortlaut oder dem Inhalt nach aus anderen Werken entnommen
wurden, in jedem einzelnen Fall mit genauer Quellenangabe kenntlich gemacht
habe.
Verwendete Informationen aus dem Internet sind der Arbeit als Ausdruck im Anhang
beigefügt.
Ich bin damit einverstanden, dass die von mir verfasste Facharbeit der schulinternen
Öffentlichkeit in der Bibliothek der Schule zugänglich gemacht wird.
38
Literaturverzeichnis:
I:
Kiepenheuer-Institut
für
Sonnenphysik:
Versuchsanleitung
zum
Astrophysikalischen
Praktikum. Grobe Klassifikation von Sternspektren. Version 14.04.2003 http://www.kis.unifreiburg.de/fileadmin/user_upload/kis/lehre/praktika/sternspecktren.pdf
II:
Koch, Bernd: Spektrographie mit dem DADOS-Spektrographen. Version 1.0. Erstellt für die
spektroskopische Arbeit mit dem DADOS-Spektrographen an der Schülersternwarte
III:
Walker, Richard: Spektralatlas für Astroamateure. Ein Führer durch die stellaren
Spektralklassen.
Version
1.4.
Dezember
2010
http://www.ursusmajor.ch/astrostepktroskopie/richard-walkers-page/index.html
IV:
Winkhaus, Michael: Eine Sternwarte als Bildungseinrichtung auch für die Sternspektroskopie.
Erschienen in Spektrum 41
V:
Winkhaus, Michael: Sterngucker gesucht. Eine Sternwarte wird zum „Schülerlabor
Astronomie“. Erschienen im Physik Journal 9 (2010) Nr. 8/9
VI:
Winkhaus, Michael: Was ist Licht und wie zerlegen wir es? Erstellt für den Spektroskopie
Kurs vom 27-28.11.2010 am Carl-Fuhlrott Gymnasium
Abbildungsverzeichnis:
Abbildungen 1-7:
Selbst aufgenommene Bilder von Benedikt Schneider
Abbildung 8-9:
Winkhaus, Michael: Was ist Licht und wie zerlegen wir es? Erstellt für den
Spektroskopie Kurs vom 27-28.11.2010 am Carl-Fuhlrott Gymnasium
Abbildungen 10-14:
Koch, Bernd: Spektroskopie mit dem DADOS-Spektrographen. Version 2.0.18.04.2011
Abbildung 15:
Kiepenheuer-Institut
für
Sonnenphysik:
Versuchsanleitung
zum
Astrophysikalischen Praktikum. Grobe Klassifikation von Sternspektren. Seite
3.
Version
14.04.2003
http://www.kis.uni-
freiburg.de/fileadmin/user_upload/kis/lehre/praktika/sternspektren.pdf
Abbildungen 16-17:
Koch, Bernd: Spektrographie mit dem DADOS-Spektrographen. Seiten 3 und
5. Version 1.0. Erstellt für die spektroskopische Arbeit mit dem DADOSSpektrographen an der Schülersternwarte
Abbildungen 18-20, 22, 28, 31, 35:
Privates Fotoarchiv Bernd Koch, bereitgestellt für die
Facharbeit
Abbildung 21, 23-27, 29-30, 32-34, 36: Privates Fotoarchiv von Benedikt Schneider
39