Spektroskopie für Einsteiger mit dem Baader

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Spektroskopie für Einsteiger mit dem Baader-Gitter
„Woher weiß man das eigentlich alles: wie heiß und schwer die Sterne sind, woraus sie bestehen usw.?
Da ist doch noch keiner gewesen und hat das alles gemessen!“ Ungläubiges Staunen schwingt in dieser Frage mit, die jeder wohl schon einmal so oder ähnlich gehört hat, der Interessenten durch sein
Fernrohr tieferen Einblick in das Universum gewährt hat. Seit es das Baader-Gitter gibt, läßt sich die
Antwort ohne großen Aufwand direkt am Fernrohr illustrieren.
Es ist die Strahlung – hier das sichtbare Licht –, die eine Fülle von Informationen über die Lichtquelle –
z.B. einen Stern – in verschlüsselter Form enthält. Mit einem Spektroskop wird diese Strahlung analysiert, d.h. nach Farben bzw. Wellenlängen sortiert abgebildet. Je nach Lichtquelle erscheint dabei ein
Muster aus hellen und dunklen Linien, die sogenannten Fraunhofer- oder Spektrallinien. Diese Linien
sind die Fingerabdrücke der chemischen Elemente, aus denen die Lichtquelle besteht, und der physikalischen Bedingungen, die dort herrschen. Seit den Zeiten von Fraunhofer, Kirchhoff und Bunsen hat die
Physik gelernt, diese im Spektrum verborgenen Informationen zu dechiffrieren. Und jeder kann diesen
Schlüssel bei seinen Beobachtungen anwenden und mit dem Baader-Gitter zum Beispiel einen
heißeren Hauptreihenstern wie Wega oder Sirius von einem kühleren Roten Riesenstern (z.B.
Beteigeuze oder Antares) unterscheiden. Das ist live erlebte Astrophysik!
Wie ein Spektrum entsteht
Spektren lassen sich auf zweierlei Weise erzeugen: Fällt weißes Licht (ein Gemisch verschiedener
Farben) auf ein Glasprisma, so wird der blaue Lichtanteil durch das Glas stärker gebrochen als der rote.
Auf einem Schirm hinter dem Prisma werden die verschiedenen Farben nicht alle auf den gleichen Fleck,
sondern zu einem farbigen Band auseinandergezogen abgebildet.
Dem optischen Gitter, das man sich als ein Nebeneinander von Spalten denken kann, liegt ein anderes
Funktionsprinzip zugrunde: Beim Durchgang von weißem Licht durch das Gitter entstehen an jeder
Gitterfurche („Spalt“) durch Beugung Elementarwellen. Die Elementarwellen verschiedener Gitterfurchen
überlagern sich wie Wellen an der Wasseroberfläche. Je nach Wellenlänge und Richtung verstärken sie
sich gegenseitig zu Maxima, bzw. löschen sich gegenseitig aus (Minima). Bei einem Gitter entstehen so
mehrere Spektren in – wie man sagt – verschiedenen Ordnungen.
Abbildung 1 zeigt den schematischen Versuchsaufbau, wie er im Allgemeinen zur Erzeugung eines
Spektrums verwendet wird. Das Licht passiert zunächst einen Spalt, der im Brennpunkt einer Sammellinse (Kollimator) steht. Nach dem Durchgang durch die Kollimatorlinse ist das Licht parallel und wird im
Prisma/Gitter nach Wellenlängen zerlegt. Dahinter übernimmt ein Objektiv die Abbildung des Spektrums.
Weitere Einzelheiten zur Funktionsweise eines Spektroskops/Spektrografen entnehme man den
einschlägigen Optik-Lehrbüchern.
Das Baader-Gitter
Das holographisch hergestellte Baader-Gitter hat 207 Linien/mm und ist in einer 1¼-Zoll und einer 2-ZollVariante erhältlich [1]. Es wird in Durchsicht (Transmission) betrieben.
Bei der Astrospektroskopie hat man es meist mit lichtschwachen Objekten zu tun; jedes Photon ist
kostbar. Die Furchen des Baader-Gitters sind daher so geformt, dass möglichst viel Licht in eine der beiden
ersten Ordnungen gelenkt wird (Blaze-Gitter). Diese erscheint so viel heller als die andere erste und als
die höheren Ordnungen. Im Folgenden beziehen wir uns nur auf diese erste geblazte Ordnung.
Spektroskopie mit dem Baader-Gitter ist bestechend einfach und relativ preiswert: Das Gitter wird wie
ein Filter in eine mitgelieferte Halterung oder direkt ins Okular eingeschraubt. Kein Spalt, kein zusätzlicher Kasten am Teleskop. Diesem großen Vorteil steht freilich ein gravierender Nachteil gegenüber: Da
das Gitter entgegen der Lehrbuchvorschrift nicht im parallelen Licht, sondern im konvergenten
Strahlengang in Fokusnähe betrieben wird, leidet das spektrale Auflösungsvermögen erheblich. Bei
meinen Versuchen mit relativ langbrennweitigen Schmidt-Cassegrain-Optiken (Spiegeldurchmesser
D=Brennweite/10, kurz f/10) konnte ich mit dem 1¼-Zoll-Gitter lediglich ein Auflösungsvermögen von
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etwa 25 Å erreichen, während der theoretische Wert bei rund 1 Å liegt. Bei lichtstärkeren Optiken
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Dieser Artikel erscheint im VdS-Journal für Astronomie 2002
ln der Spektroskopie ist es immer noch weit verbreitet, Wellenlängen in Ångström (Å) statt in der Sl-Einheit m anzugeben.
Es gilt: 1Å = 0,1nm = 10-10 m.
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(kleineren Werten von f/x) dürfte das erzielte Auflösungsvermögen noch schlechter sein.
Um die Qualität des Gitters zu testen, habe ich es in einem Versuchsaufbau wie in Abb.1 im parallelen
Licht verwendet. Ein Spalt aus Rasierklingen, ein Teleobjektiv als Kollimator und ein Fernglas als Objektiv dienten als weitere optische Komponenten. Zunächst beeindruckte im Sonnenspektrum bei
visueller Beobachtung die Fülle von Spektrallinien. Die beiden etwa 6 Å auseinanderliegenden Natriumlinien D1, und D2 erschienen ohne Schwierigkeiten getrennt. Das Gitter ist also qualitativ hochwertig,
zumindest wenn es sich um ein neueres aus der zweiten Generation handelt. Leider gelang es im
ersten Versuch nicht, die visuell beobachteten Details auch fotografisch zu dokumentieren (Abb.2a).
Visuelle Beobachtung von Sternspektren
Das Baader-Gitter macht aus einem durch die Teleskopoptik annähernd punktförmig abgebildeten
Stern in den verschiedenen Ordnungen farbige Spektralfäden. Der Spektralfaden der geblazten ersten
Ordnung ist dabei besonders hell. Spektrallinien werden erst sichtbar, wenn dieser Spektralfaden mit
Hilfe einer mitgelieferten und auf das Okular gesteckten Zylinderlinse aufgeweitet wird.
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Besonders dankbare Objekte für die visuelle Beobachtung sind helle Sterne mit auffälligen Spektren :
Sterne der Spektralklasse A, bei denen die Wasserstofflinien der Balmer-Serie ihre maximale Stärke
haben, sowie kühlere Riesensterne der Klassen K und M, deren Spektren durch Titanoxid (TiO)-Banden
dominiert werden. Auch die unterschiedliche Energieverteilung verschieden heißer Sterne fällt unmittelbar ins Auge. Bei den kühleren Sternen erscheint der rote Teil des Spektrums vergleichsweise heller als
der blaue; bei heißen Sternen ist es gerade umgekehrt.
Weitere spektrale Einzelheiten sind visuell meist nur schwer zu erkennen. Da die Anordnung spaltlos
ist, macht sich starke Luftunruhe (schlechtes Seeing) dadurch bemerkbar, dass die Spektrallinien bis
zur Unkenntlichkeit verschmieren können. Der fehlende Spalt läßt auch nur die Beobachtung von
punktförmigen Objekten zu. Ausnahme: Planetarische Nebel mit hoher Oberflächenhelligkeit, von
denen man im günstigsten Fall mehrere (evtl. überlappende) Bilder in verschiedenen Emissionslinien
sehen kann.
Die Grenzgröße für die visuelle Beobachtung von Sternspektren mit dem Baader-Gitter liegt nach meiner
Erfahrung bei etwa 2 mag in Kombination mit einem Teleskop von 20 cm Öffnung. Damit bieten sich
am ganzen Himmel rund 100 Sterne als Beobachtungsobjekte an.
Auch das Sonnenspektrum oder das Spektrum einer Gasentladungslampe (die meisten Straßenlampen
und Leuchtstoffröhren) kann mit dem Baader-Gitter ganz einfach und sogar ohne Teleskop betrachtet
werden: Am einen Ende einer Pappröhre, in der sonst Poster verschickt werden, bringt man einen engen
Spalt an (z.B. aus zwei 0,5 mm auseinanderstehenden Rasierklingen). Das Gitter befindet sich am
anderen Röhrenende in der Nähe des Auges (ohne Okular und weitere Optik). Richtet man dieses
„Papprohr-Spektroskop" auf eine helle Wolke, die das Sonnenlicht reflektiert und das Spektrum kaum
verändert (Vorsicht mit direktem Sonnenlicht!) oder eine Lampe, so werden viele für die jeweilige
Lichtquelle charakteristische Spektrallinien sichtbar. Noch mehr spektrale Details treten hervor wenn das
Gitter mit Zusatzoptik im parallelen Licht wie in Abb.1 verwendet wird – siehe oben. (Siehe dazu auch
Abb.2; die dort gezeigten Spektren wurden zwar im parallelen Licht aufgenommen, erreichen jedoch
nicht die visuell beobachtete Detailfülle.)
CCD-Spektrografie mit dem Baader-Gitter
Richtig interessant wird es, wenn man die Spektren auch aufnehmen kann. Wir haben Erfahrungen mit
dem Baader-Gitter in Kombination mit einer ST-7- und einer ST-8E-CCD- Kamera gemacht.
Der instrumentelle Aufbau ist wieder simpel: Das Gitter befindet sich in seiner Halterung kurz vor dem
Primärfokus des Teleskops. Die CCD-Kamera wird ohne Okular wie zu Fokalaufnahmen am Teleskop
angebracht. Die Zylinderlinse kommt hier nicht zum Einsatz; statt dessen wird das Gitter so orientiert,
dass der Spektralfaden genau in Deklinationsrichtung verläuft. Das Spektrum wird dann auf dem CCDChip dadurch aufgeweitet, dass die Nachführung in Rektaszension je nach Sternhelligkeit verlangsamt
oder ganz abgestellt wird. Der Chip einer ST-8-Kamera ist gerade so groß, dass ein Spektrum
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Man teilt Sternspektren aufgrund ihrer Charakteristika in Spektralklassen ein. Die Hauptklassen werden historisch bedingt mit den
Buchstaben OBAFGKM bezeichnet. Die Spektralklassen sind eine Sequenz abnehmender Temperatur: Die Klasse O enthält die
heißesten Sterne, während unter M kühle Sterne zusammengefaßt werden.
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vollständig Platz findet; beim nur halb so großen ST-7-Chip sind mindestens zwei Aufnahmen (roter und
blauer Teil mit Überlappungsbereich) nötig. Es kann im 2x2 Binningmodus der Kamera gearbeitet
werden, da die spektrale Auflösung wegen der Anordnung des Gitters im konvergenten Strahlengang
und wegen des Seeings reduziert ist.
Die Belichtungszeiten liegen je nach Sternhelligkeit bzw. Verbreiterungsgeschwindigkeit zwischen 30
Sekunden und mehreren Minuten. Für die Bildverarbeitung ist eine Verbreiterung auf mindestens 200
Pixel bei gutem Signal/Rausch-Verhältnis wünschenswert.
Die mit einer CCD-Kamera aufgenommenen Spektren zeigen schon am Bildschirm viel mehr
Einzelheiten als bei visueller Beobachtung. Hinzu kommt, dass die CCD-Kamera im roten und infraroten
Bereich bis 10 000 Å (1 µm) empfindlich ist und damit einen wichtigen Teil des Spektrum erschließt, der
der visuellen Beobachtung weitgehend verborgen ist (z.B. einige Linien der Paschen-Serie des
Wasserstoffs oder das infrarote Calcium-Triplett). Am blauen Ende des Spektrums ergibt sich durch
die Blaze-Charakteristik des Gitters und die spektrale Empfindlichkeit des CCD-Chips eine steile Flanke
in der Intensitätsverteilung. Um 4000 Å sind zwar noch einige Einzelheiten zu sehen (besonders mit der
relativ blauempfindlichen ST-8E), aber die von fotografischen Prismenspektren gewohnte Linienfülle im
Blauen bleibt verborgen.
CCD-Spektren haben den großen Vorteil, dass sie im Computer qualitativ und quantitativ bearbeitet
werden können. Dazu sind eine Reihe von leistungsfähigen und kostenlosen Programmen auf dem
Markt, von denen hier nur wenige genannt seien: Visual Spec [2] von Valerie Desnoux (auf Französisch
und Englisch erhältlich; läuft unter Windows), sowie die professionellen Bildverarbeitungspakete
MIDAS [3] und IRAF [4], die unter Unix/Linux natürlich auch die Auswertung von Spektren erlauben.
Typische Bildverarbeitungsschritte in der Spektroskopie sind neben der Dunkelstrom- und Hintergrundkorrektur die Mittelung der spektralen Information über die räumliche Bildkoordinate, die Wellenlängenkalibration, die Identifikation von Linien, die Umrechnung eines Spektrums in wahre relative oder gar absolute Intensitäten, die Bestimmung des Verlaufs des Kontinuums und die Vermessung von Linienbreiten.
Beispielspektren
Abbildung 3 zeigt 5 Spektren, die mit dem Baader-Gitter an einem Celestron 8 mit einer ST-8E-Kamera
aufgenommen wurden. Die Spektren sind nach Temperatur sortiert: oben steht der relativ heiße B-Stern
β Lyrae, unten der kühle Rote Riese Beteigeuze. Auffälligstes Merkmal aller Spektren ist das sogenannte A-Band bei 7600 Å, das durch Sauerstoff in der Erdatmosphäre hervorgerufen wird. Darüber hinaus
sind in den Spektren je nach Temperatur weitere charakteristische Linien zu erkennen, wie z.B. die
Balmer-Linien des Wasserstoffs bei Wega. Diese auffälligen spektralen Signaturen können zur Wellenlängenkalibration herangezogen werden. Wie bei einem Gitter zu erwarten, ist die Wellenlänge in jedem
Spektrum eine hinreichend lineare Funktion des Ortes in Richtung der Dispersion. Wegen der spaltlosen
Anordnung kann die Wellenlänge nicht mit einer Spektrallampe kalibriert werden.
In Abb.4 sind die Spektren von Abb.3 in einem Wellenlängen-Intensitätsdiagramm dargestellt. Einige
wichtige Linien sind markiert. In beiden Abbildungen fällt auf, wie sich das Intensitätsmaximum mit zunehmender Temperatur immer mehr in den blauen Teil des Spektrums verschiebt. Die hier gezeigten
Intensitäten sind allerdings noch nicht in wahre Intensitäten umgerechnet, sondern spiegeln noch die
spektrale Empfindlichkeitskurve des CCD-Chips und das Blaze-Verhalten des Gitters wider.
Anwendungen für das Baader-Gitter
Für welche Projekte eignet sich das Baader-Gitter? Schon aus den wenigen hier gezeigten Spektren
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wird deutlich, dass eine einfache Spektralklassifikation (ohne Leuchtkraftklassen ) in die üblicherweise
benutzten Harvard-Klassen OBAFGKM möglich ist. So hat der Autor aus ST-7-Aufnahmen einen kleinen
Spektralatlas [5] erstellt, in dem man die Änderungen spektraler Signaturen mit abnehmender
Temperatur sehr schön verfolgen kann. In einigen Fällen sind sogar Riesen- und Zwergsterne zu unterscheiden (vgl. z.B. die Spektren von Deneb und Sirius).
Auch die Spektren einiger heller Vertreter besonderer Sterntypen lassen sich mit dem Baader-Gitter
dokumentieren: Die hellere Komponente des visuellen Doppelsterns β Lyrae z.B. ist ein Bedeckungs4
Feinere Unterschiede in den Spektren von Vertretern der gleichen Hauptklasse erlauben die Unterscheidung zwischen Zwergsternen geringerer Leuchtkraft und leuchtkräftigen Riesensternen.
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veränderlicher, dessen eine Komponente von einer Akkretionsscheibe aus heißem Gas umgeben ist.
Dieses Gas macht sich durch Emissionslinien von Wasserstoff und Helium im Spektrum bemerkbar
(siehe Abb. 3 und 4), deren Stärke je nach Bedeckungsphase des Systems variiert. Weitere Beispiele für
lohnende Beobachtungsobjekte mit Besonderheiten im Spektrum sind Wolf-Rayet-Sterne, S-Sterne mit
Zirkoniumoxidbanden, veränderliche Sterne mit zeitlicher Änderung des Spektraltyps (z.B. Mira, R
Leonis) oder Sterne mit heißer Hülle, die u.a. H-α in Emission zeigen, wie z.B. γ Cassiopeiae und ξ
Tauri.
Die Anwendung des Baader-Gitters hat aber auch ihre Grenzen, wenn es ohne Spalt im konvergenten
Strahlengang verwendet wird. Wegen zu schlechter spektraler Auflösung und fehlender Vergleichslichtquelle können keine Radialgeschwindigkeiten gemessen werden.
Außergewöhnliche Linienprofile wie z.B. bei P-Cygni-Sternen werden nicht aufgelöst. In dichteren
Feldern der Milchstraße können wegen Überlappung kaum schwächere Sterne aufgenommen werden.
Hilfen für Spektroskopiker und solche, die es werden wollen
Neugierig geworden? Wollen auch Sie sich intensiver mit der Spektroskopie beschäftigen? Ein guter
Einstieg kann zum Beispiel das Buch Sterne und ihre Spektren von James B. Kaler sein [6]. Hier
werden die physikalischen Grundlagen und die Geschichte der Spektroskopie, sowie die wichtigsten
spektroskopischen Eigenschaften der Sterne allgemeinverständlich dargestellt. Wer Beratung und Kontakt
zu Gleichgesinnten möchte, ist bei der von Ernst Pollmann (Leverkusen) geleiteten VdS-Fachgruppe
Spektroskopie gut aufgehoben [7].
Fazit
Das Baader-Gitter ist ein kostengünstiges kleines Zusatzinstrument, das die einfache Beobachtung und
Fotografie von Sternspektren gestattet. Es ist vor allem pädagogisch sehr wertvoll: Neulinge können so
mit dem für die Astrophysik so überragend wichtigen Gebiet der Spektroskopie vertraut gemacht werden.
Selbst einfache „wissenschaftliche" Projekte sind mit dem Baader-Gitter zu machen. Wer dann tiefer in
die quantitative Spektroskopie einsteigen möchte kann überlegen, ob er sich einen kleinen Spektrografen
baut – evtl. sogar mit einem Baader-Gitter neuerer Generation als dispersivem Element.
[1] Baader Planetarium GmbH, Zur Sternwarte, 82291 Mammendorf, http://www.baader-planetarium.de
[2] Visual Spec (Verarbeitung digitaler Spektren unter Windows),
http://valerie.desnoux.free.fr/vspec/download.html
[3] MIDAS (Bildverarbeitung - auch Spektren - unter Unix/Linux), http://www.eso.org/projects/esomidas
[4] IRAF (Bildverarbeitung – auch Spektren – unter Unix/Linux): http://iraf.noao.edu
[5] Federspiel, M., 1997, Amateurspektroskopie mit dem Baader-Gitter und einer CCD-Kamera,
Mitteilungen/Rundbrief der VdS-Fachgruppe Spektroskopie Nr. 13
[6] Kaler, James B., 1994, Sterne und ihre Spektren, Spektrum Akademischer Verlag Heidelberg,
Berlin, Oxford
[7] Internetseite der VdS-Fachgruppe Spektroskopie: http://www.pollmann.ernst.org
Anschrift des Verfassers:
Dr. Martin Federspiel, Benzhauserstr. 21, 79232 March-Holzhausen
DOK: G\Prosp\Zubeh\BlazeGitter\EinsteigerSpektroskopie.doc
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Abb.3
Beispielspektren von Sternen verschiedener Temperatur, aufgenommen mit dem Baader-Gitter
und einer ST-8E-Kamera an einem Celestron 8. Auffälligstes Merkmal in allen Spektren ist das
A-Band bei 7600 Å, das durch Sauerstoff in der Erdatmosphäre hervorgerufen wird. Der heiße
Bedeckungsveränderliche β Lyrae (oben) zeigt Emissionslinien, die von einer Akkretionsscheibe um die eine Systemkomponente stammen, während bei Wega die Balmer-Serie des
Wasserstoffs in Absorption maximal ausgeprägt ist. Bei den kühlen Roten Riesensternen
Aldebaran und Beteigeuze dominieren Titanoxid-Banden das Spektrum.
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Abb.4
Die Spektren aus Abb.3 im Wellenlängen-Intensitäts-Diagramm. Einige wichtige Linien sind identifiziert.
Die Kurven geben nicht die wahre Intensitätsverteilung im Sternspektrum wieder, sondern enthalten
noch die spektrale Empfindlichkeitsfunktion der Kamera und die Blaze-Charakteristik des Gitters. Rechts
unter dem Spektraltyp ist die ungefähre Oberflächentemperatur des Sterns in Kelvin angegeben
(T [Kelvin] = T [°Celsius] + 273]).
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