Die Klassifikation von Sternspektren
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Carl-Fuhlrott-Gymnasium Jahrgangsstufe 12 Wuppertal Schuljahr 2010/2011 Facharbeit im Leistungskurs Physik Die Klassifikation von Sternspektren Verfasser: Tobias Rummelsberger (Tel. 0202/ 47 13 51) Abgabetermin: 03. Mai 2011 Inhaltsverzeichnis: 1 2 3 Einleitung 1.1 Begründung des Themas 1 1.2 Thematischer Schwerpunkt 2 1.3 Die Sternwarte 3-4 1.4 Aufbau der Instrumente 4-6 1.5 Die fotografische Aufnahme eines Spektrums 7-8 1.6 Einführung in die Spektroskopie 9-11 1.7 Der DADOS-Spaltspektrograph 12-13 Klassifikation von Sternspektren 2.1 Die Geschichte der Spektralklassifikation 14 2.2.1 Bearbeitung eines Spektrums 15-16 2.2.2 Erstellung einer Präsentationsansicht 17 2.3 Die Spektralklassen 18-19 2.3.1 Spektralklasse O λ Ori (Orion) 20 2.2.2 Spektralklasse Oe δ Ori (Orion) 21 2.2.3 Spektralklasse B α Leo (Leo) 22 2.2.4 Spektralklasse Be γ Cas (Cassiopeia) 23 2.2.5. Spektralklasse A β Leo (Leo) 24 2.2.6 Spektralklasse F β Vir (Virgo) 25 2.2.7 Spektralklasse G β Boo (Bootes 26 2.2.8 Spektralklasse K β Gem (Gemini) 27 2.2.9 Spektralklasse M α Ori (Orion) 28 Zusammenfassung 3.1 Zusammenfassung der Ergebnisse 29 3.2 Fazit 30 3.3 Abschlusserklärung 31 Quellen 32 1 Einleitung 1.1 Begründung des Themas: Ich habe mich für das Thema „Erstellung eines Spektralkataloges verschiedener Sternspektren“ entschieden, da es am Carl-Fuhlrott-Gymnasium eine Möglichkeit gibt, die sich nicht vielen Schülern bietet: In der Schülersternwarte können Schüler selbstständig arbeiten und forschen. Die Sternwarte auf dem Schuldach verfügt auch über die nötigen Instrumente um in der Spektroskopie forschen zu können. So stehen verschiedene Teleskope, Kameras und Spektrographen zur Verfügung. Durch die Teilnahme an einem dreiteiligen Kurs, der von Herrn Winkhaus, Herrn Koch und Herrn Pollmann durchgeführt wurde, wurde das nötige Vorwissen über die Spektroskopie, sowie die Verarbeitung der Spektren erlernt. Der erste Teil „Was verrät und das Licht von Sternen?“ wurde von Herrn Winkhaus geleitet und beinhaltete eine Einführung in die Spektroskopie. Der zweite Teil dieses Kurses wurde von Herrn Ernst Pollmann durchgeführt. Im zweiten Teil wurde die Verarbeitung der Spektren gelehrt, so die Reduktion, Normierung und anschließende Auswertung. Der dritte und letzte Teil des Kurses befasste sich mit der Erzeugung von Spektren, anschließend wurde ein erstes Sonnenspektrum aufgenommen und in der Weise vom zweiten Kursabschnitt bearbeitet und ausgewertet. Durch die durchgeführten Kurse wurde das eigene Interesse größer auch auf der Sternwarte ein eigenes Sternspektrum aufzunehmen Das Thema Sternspektroskopie eignet sich sehr gut für die Erstellung einer Facharbeit, da sich in diesem Gebiet die praktische und theoretische Arbeit sehr gut miteinander verbinden lässt. Des Weiteren ist dieses Thema noch nicht so weit erforscht, so dass es noch einige Facharbeitsthemen zu wählen gibt. Eine Facharbeit bietet die ideale Möglichkeit sich mit diesem Themas zu befassen, da es im Lehrplan nicht vorgesehen ist. 1.2 Thematischer Schwerpunkt: Der thematische Schwerpunkt dieser Facharbeit ist die Aufnahme von Spektren sowie ihr anschließende Klassifizierung. Da dieses Thema sehr umfangreich ist, wird die Einführung in die Spektroskopie sowie die Beschreibung der Reduktion und der Erzeugung der Spektren zwar vorgestellt, aber ein Vorwissen über dieses Thema ist dennoch nötig. Bei Interesse für mehr Informationen steht der Verfasser dieser Facharbeit für eine Erläuterung der Einleitung gerne zur Verfügung. Im Hauptteil werden die selbst erzeugten Spektren dargestellt und erläutert. Die für die Facharbeit benötigten Spektren wurden auf der Sternwarte des Carl-FuhlrottGymnasiums, auf die später noch genauer eingegangen wird, aufgenommen. Die folgenden Arbeiten des Stackens und Reduzierens einer Spektralserie, die aus 20 Bildern und 20 Darkframes besteht wurden von Bernd Koch vorgenommen. Anschließend mussten für die jeweiligen Spektren noch Präsentationsansichten erstellt werden, um diese übersichtlich und ansprechend präsentieren zu können. Die Vorstellung der Präsentationsansichten folgt auf die historische Entstehung der Spektralklassifikation. 1.3 Die Sternwarte: Die im Oktober 2009 eingeweihte Sternwarte des CFG bietet für Schüler hervorragende Möglichkeiten sich mit der Astronomie zu beschäftigen. Die Sternwarte bietet sieben Stationen. Sechs befinden sich außerhalb des Hauses auf dem Schuldach und ein Teleskop ist im Gebäude auf dem Schuldach untergebracht. Dieses weitere Teleskop kann mit Hilfe von drei Computern, die sich im Aufenthaltsraum der Sternwarte befinden, gesteuert werden. Der 12,5 Zoll Newton Cassegrain ist das größte Teleskop, das auf dem Schuldach des Carl-Fuhlrott-Gymnasiums zur Verfügung steht. Abb. 1: Die Computer zur Steuerung des 12,5 Zoll Newton Cassegrain im Abb. 2: Der 12,5 Zoll Newton Cassegrain Aufenthaltsraum der Sternwarte Die sechs Inseln, die sich unter freiem Himmel befinden sind alle gleich ausgestattet. So verfügen die identischen Materialwagen, die bei Nichtbenutzung in der Sternwarte untergebracht werden, alle über verschiedene Kameras, Teleskop, Okulare und weiteres. Zu jeder Insel gehört auch ein DADOS-Spaltspektrograph, mit dem die Forschung in der Sternspektroskopie ermöglicht wird. Dieser kann schnell und ohne Probleme an die Sternwarte angeschlossen werden. An jeder der sechs Inseln kann jeweils gleichzeitig eine Schülergruppe von bis zu drei Personen in verschiedenen Gebieten forschen. So kann auf der Schülersternwarte Astrofotografie betrieben werden und eine andere Gruppe beschäftigt sich mit der Sternspektroskopie. Dieses Konzept ist sehr außergewöhnlich und wird daher nicht nur von Schülern, sondern auch von Kursen der „Junior-Uni“ oder der Bergischen Universität Wuppertal genutzt. Die Junior-Uni führt sowohl Einsteiger- als auch FortgeschrittenenKurse in der Sternwarte des Carl-Fuhlrott-Gymnasiums durch. Die Schülersternwarte soll sich als Bildungseinrichtung etablieren und nicht nur Forschungseinrichtungen und Vereinen zur Verfügung stehen, sondern auch weiteren Astronomieinteressierten. Allerdings soll die Sternwarte auch Lehrern zur Fortbildung zur Verfügung gestellt werden. 1.4 Aufbau der Instrumente: Für eine erfolgreiche Beobachtungsnacht müssen erst einige Vorbereitungen getroffen werden. Das Teleskop ist schnell präpariert, die auf dem Schuldach fest montierten Säulen und Montierungen der Teleskope, die über eine Prismenschiene für eine schnelle Befestigung, sowie eine Gegengewichtsstange verfügen, müssen mit einem Teleskop und einem Gegengewicht ausgestattet werden. Als erstes muss ein Kasten abgenommen werden, der die Säulen und Montierungen auch im Winter und bei schlechtem Wetter vor kalten Temperaturen und Wasser schützt. An jeder der Inseln sind auch noch Anschlüsse für die Steuerung vom Computerraum aus oder direkt von der Sternwarte angebracht. Des Weiteren sind vier Steckdosen zum Beispiel für die Temperatursteuerung der Teleskope vorhanden. Im Materialwagen, der bei Nichtbenutzung in der Sternwarte untergebracht ist, befinden sich die Gegengewichte und das Teleskop. Das Gegengewicht muss passend zum Gewicht des Teleskops ausgewählt und angebracht werden, und anschließend mit einer Sicherungsschraube gesichert werden. Anschließend kann das von uns eingesetzte Teleskop, der Pentax 75 SDHF mit 500mm Brennweite angebracht werden. Das sollte zu zweit vorgenommen werden, da eine Person halten muss und eine andere Person dann die Schrauben festziehen kann. Nach diesem Schritt kann die Handsteuerung an den Strom angeschlossen werden und dann mit dem Teleskop verbunden werden. Nach diesem Schritt muss die Steuerung des Teleskops kalibriert werden, dazu muss man die Schrauben der Montierung lösen und dann das Teleskop mit Hilfe einer kleinen Wasserwaage möglichst parallel zum Boden ausrichten. Abb. 3: fertig montierte Beobachtungsinsel Dieser Schritt ist zwingend notwendig, damit die Steuerung möglichst genau arbeitet. Nun wird eine Verlängerung angebracht, die dazu dient den Stern auf dem Spalt scharf zu stellen. An diesen wird dann die Kamera wie zum Beispiel die EOS-450D angebracht. Außerdem kann noch eine weitere Kamera angebracht werden, die zum Nachführen dient, also um den Stern auf dem Spalt des DADOS zu halten. Beide Kameras werden dann jeweils an ein Notebook angeschlossen. Die kann von einem Notebook aus eingestellt und ausgelöst werden. Sobald es dunkel wird kann dann mit den Beobachtungen begonnen werden. EOS-450D 1.5 Die fotografische Aufnahme eines Spektrums: Wenn das Teleskop fertig aufgebaut eingerichtet, und kalibriert ist wird der Spektrograph eingerichtet. Dazu wird eine Energiesparlampe an den Pentax angeschlossen um mit Hilfe eines Referenzspektrums den DADOS-Spaltspektrographen scharf zu stellen. Die Energiesparlampe erfüllt den gleichen Zweck wie eine professionelle Kalibrierlampe. Das Spektrum wird in der Regel auf den grünen Wellenbereich scharf gestellt, da dieser mittig im sichtbaren Spektrum liegt. Sobald das Spektrum scharf gestellt ist wird die Energiesparlampe abgenommen und das Teleskop kann auf einen Stern gerichtet werden. Die hellsten und bekanntesten Sterne sind im Handsteuergerät eingespeichert, wenn man einen von diesen auswählt richtet sich das Gerät automatisch in Richtung dieses Sternes. Sollte der Stern nicht eingespeichert sein, kann man einfach die Koordinaten eingeben. Wenn die Handsteuerung nicht ganz genau arbeitet, muss man die kleine Abweichung manuell korrigieren und dann die Handsteuerung erneut kalibrieren. Sobald man diese Schritte befolgt hat muss man den Stern auf den Spalt legen. Hier hilft die Spaltbeleuchtung um den Spalt am dunklen Nachthimmel sichtbar zu machen. Der Stern wird dann manuell mit Hilfe der Handsteuerung, die auf eine möglichst geringe Geschwindigkeit eingestellt sein sollte, auf den Spalt bewegt, so dass der Stern nicht mehr zu sehen ist. Wenn der Stern auf dem Spalt ist kann die an den DADOS-Spaltspektrographen angeschlossene Kamera ausgelöst werden. Da sich die Erde aber weiterdreht und somit der Stern sich somit von uns aus gesehen „bewegt“ muss man mit Hilfe der Nachführkamera und der Handsteuerung den Stern manuell auf dem Spalt halten. Bei den ersten Aufnahmen muss man noch testen ob die Belichtungszeit und die ISO-Zahl richtig ausgewählt wurden. Sobald man zufrieden ist, kann man mit den richtigen Aufnahmen beginnen. Eine Spektralserie sollte aus 20 Aufnahmen bestehen, nach jeweils jeder Aufnahme macht die EOS-450D-Kamera automatisch ein Darkframe. Diese 20 Aufnahmen empfehlen sich, damit eine möglichst hohe Qualität erreicht werden kann. Es ist nicht garantiert, dass jedes Bild gleich gut wird, da nicht immer genügend Licht in den Spektrographen einfällt. Abb. 4: Transmissionskurve der EOS 450D Abb. 5: Transmissionskurve der ALCCD Bei manchen Sternen empfiehlt es sich ein Spektrum mit einer anderen Kamera als der umgebauten EOS 450D aufzunehmen, da diese nur einen ehr begrenzten Bereich hat, in dem diese empfindlich ist und ein Spektrum aufnehmen kann. Im Unterschied zur Standardkamera EOS 450D ist hier der Canon Originalfilter durch einen ACF-Filter ersetzt worden. Die ALCCD-Kamera hat eine deutlich größere Transmissionskurve, so ist diese auch im Ultravioletten Bereich noch empfindlich. Für sehr heiße Sterne ist das wichtig, da dort die Emissionslinien auch dort vorzufinden sind. Die ALCCD-Kamera nimmt allerdings nur einen sehr kleinen Bereich auf, sodass auch diese Kamera nicht ideal geeignet ist. Daher wurden für diese Facharbeit beide Kameras verwendet. 1.6Einführung in die Spektroskopie: Was ist elektromagnetische Strahlung? Licht ist sichtbare elektromagnetische Strahlung, die meiste elektromagnetische Strahlung ist allerdings für das menschliche Auge nicht sichtbar. Die sichtbare Strahlung liegt zwischen 380 und 750 Nanometer. Die unsichtbare Strahlung ist sowohl im kurzwelligen als auch im langwelligen Bereich vorhanden. Die kurzwellige UV-Strahlung ist sehr energiereich, so wie die radioaktive Strahlung oder die Röntgenstrahlung. Langwellige Strahlung, die sich dem roten Bereich anschließt, also im Infrarotbereich liegt wird für die Übertragung von Daten verwendet. Ein normales Radio verwendet die langwellige Strahlung. Das für uns der Wellenbereich von 380 bis 750 Nanometer sichtbar ist, liegt daran, dass die Sonne in diesem Bereich ihr Intensitätsmaximum hat. Abb. 6: Die Verwendung der verschiedenen Wellenlängen Wie entsteht elektromagnetische Strahlung? Die elektromagnetische Strahlung hat ihren Ursprung in der Energieänderung von Elektronen. Wenn sich der Energiezustand eines Elektrons verkleinert, so wird diese Differenz als Licht abgegeben. Jede dieser elektromagnetischen Strahlungen gibt somit Aufschluss über Energiedifferenz, die abgegeben wird. Das kann man am bohrschen Atommodell nachvollziehen. Grundsätzlich befindet sich ein Elektron immer auf der niedrigsten Energiestufe, also der Schale die dem Kern am nächsten ist. Wenn ein Elektron exakt den Energiebetrag zugeführt bekommt, den es zum Erreichen einer höheren Elektronenschale braucht, dann ‚springt’ es auf die nächste Energiestufe. Der ‚angeregte’ Zustand dauert aber in der Regel nur sehr kurz, da ein Elektron wieder in seinen Grundzustand zurückgezogen wird. Die dabei freigesetzte Energie wird als Lichtwelle abgestrahlt. Je höher die Differenz zwischen den beiden Elektronenschalen war, desto kurzwelliger wird das Licht, da kurzwelliges Licht energiereicher ist als langwelliges. Es gibt drei verschiedene Arten dieser Übergänge: Gebunden-Gebunden-Übergänge, Frei-Gebunden-Übergänge und Frei-Frei-Übergänge. Bei Gebunden-Gebunden-Übergängen ist die Wellenlänge des abgestrahlten Lichtes limitiert, da sich das Elektron nur auf ganz genau definierten Schalen befinden kann. Der Frei-Gebunden-Übergang setzt voraus, dass ein freies Elektron wieder in einen Atomverband aufgenommen wird. Die dabei freigesetzten Energiebeträge sind nicht begrenzt. So kann Licht aller möglichen Wellenlängen abgestrahlt werden. Der Frei-Frei-Übergang entsteht durch ein freies Elektron, das dicht an einem Ion vorbeifliegt, dabei aber nicht eingefangen wird, dennoch ändert sich dabei die Bewegungsenergie um einen Betrag, der als Licht abgestrahlt wird. Das Licht kann vor und nach dem Vorbeiflug in allen unterschiedlichen Wellenlängen abgestrahlt werden. Was ist ein Spektrum? An einem Spektrum lässt sich die Intensität der verschiedenen Spektralfarben einer Lichtquelle ablesen. Ein Spektrum macht ebenfalls die Emissionslinien und Absorptionslinien sichtbar, an diesen Linien lassen sich die leuchtenden Elemente bestimmen. Somit gibt ein Spektrum Auskunft über die Bestandteile des leuchtenden Sternes. Abb. 7: Brechung des Lichts mit einem Prisma Wie kann man ein Spektrum erzeugen? Ein Spektrum kann mit Hilfe eines Prismenspektrographen oder eines Gitterspektrographen erzeugt werden. Durch die unterschiedliche Wellenlänge der verschiedenen Farben des Lichtes wird das Licht unterschiedlich gebrochen und kann so in die verschiedenen Spektralfarben aufgespaltet werden. Die erste Möglichkeit ist, einen Prismenspektrographen zu verwenden. Dieser besteht aus einem Glasprisma. Dieser lenkt das kurzwellige (blaue) Licht beim Eintreten sowie Austreten stärker ab, als das langwellige (rote) Licht. Nach dem Ausritt haben die verschiedenen Strahlen also verschiedene Richtungen. Wenn man das so gebrochene Licht auf einen Schirm projiziert, kann man das Spektrum betrachten. Die zweite Möglichkeit ist, mit Hilfe eines Gitterspektrographen ein Spektrum zu erstellen. Bei dieser moderneren Methode wird das Licht nicht gebrochen, sondern mit Hilfe der Lichtbeugung am Spalt gebeugt. Das dafür benötigte Gitter wird aus einer Glasplatte hergestellt. Auf diese werden Tausende von feinen Strichen geritzt, die Kennzeichnung „200 L/mm“ bedeutet, dass pro Millimeter 200 feine Striche auf die Glasplatte geritzt wurden. Das so entstandene Gitter wird dann mit einer sehr feinen Schicht Aluminium bedampft, daher sollten Fingerabdrücke auf dem Gitter vermieden werden. Dieses optische Gitter ist einer der wichtigsten Bestandteile der modernen Astronomie. Der Gitterspektrograph erzeugt mehrere Spektren, diese werden nach ihren Ordnungen durchnummeriert. In der Astronomie wird das Gitter so zwischen Teleskop und Kamera installiert, dass die erste Ordnung des Spektrums auf dem Film abgebildet wird. Abb. 8: Ordnungen der Gitterinterferenz bei einem Transmissionsgitter 1.7 Der DADOS-Spaltspektrograph Für die Aufnahme der eigenen Spektren wurde der DADOS-Spektrograph verwendet. In diesem ist das schon erwähnte Gitter verbaut. Der Name des DADOS’ leitet sich vom spanischen el dado ab (der Würfel). Der DADOS setzt sich aus zwei Würfeln zusammen, in denen die Technik untergebracht ist. Im Folgenden werden der genaue Aufbau und die Verwendung des DADOSSpaltspektrographen beschrieben. Am ersten Würfel ist eine 2“ Steckhülse angebracht, die für den Anschluss des Teleskops dient, hier fällt das Licht in den Spektrographen ein. An dem gleichen Würfel findet man noch weitere Anschlüsse, so ist ein 1 ¼“ Okularstutzen für die Nachführung des Teleskops angebracht. Dort wird entweder ein Okular oder eine Kamera angesetzt, die mit einem Laptop verbunden wird. So kann der zu spektroskopierende Stern auf dem Spalt gehalten werden. Um den Spalt am dunklen Himmel sichtbar zu machen gibt es eine rote LED, die als Spaltbeleuchtung dient. An dem zweiten Würfel, in dem sich das Gitter befindet, gibt es zwei Schrauben, eine dient für die Verstellung des Gitters, an der anderen kann man den Winkel einstellen, in dem das Licht auf dieses fallen soll. Die Öffnung des Würfels führt über einen Drehfokussierer, an dem das Spektrum scharf gestellt werden kann. Am Ende dieses Drehfokussierers befindet sich ein weiterer Drehfokussierer mit einer 1 ¼“ Öffnung, an der entweder ein Okular oder die Kamera angebracht werden kann um das Spektrum fotografisch festzuhalten. Abb. 9: äußere Beschreibung des DADOS-Spaltspektrographen Auf der Abbildung 9 (äußere Beschreibung des DADOS-Spaltspektrographen) sieht man unter dem DADOS-Spektrographen ein weiteres Gitter (10), die Gitter können ausgetauscht werden, da mit einem Gitter mit 900L/mm eine höhere Auflösung möglich ist, als mit einem Gitter, das lediglich 200 L/mm hat. 200L/mm bedeutet, dass pro Millimeter 200 sehr feine Linien auf das Glas geritzt wurdenWenn das Licht in den DADOS geworfen wird, dann fällt es auf einen Spalt (Sp). Ein Teil des Lichts wird durch den Spalt durchgelassen, der Rest wird so durch geschicktes Stellen der Spiegel (S) auf die Öffnung des Nachführokulars gespiegelt. Das durch den Spalt gelassene Licht wird über den Kollimator (K) auf das Gitter (G) geworfen. So entsteht ein Spektrum, das man durch das Objektiv (O) betrachten kann oder mit Hilfe einer Kamera fotografisch festhalten kann. Durch die Verstellung an der Schraube, mit der man den Winkel des Gitters einstellt, kann man einstellen welcher Teil des Spektrums sichtbar sein soll. Abb. 10: Querschnitt DADOS-Spaltspektrograph 2 Klassifikation von Sternen: 2.1 Geschichte der Spektralklassifikation: Die Idee der Klassifikation der Spektren entstand durch die große Anzahl an unterschiedlichen Spektren, die geordnet werden sollten. Dieser Herausforderung stellten sich Edward Charles Pickering und Annie Jump Cannon. Sie haben mit viel Geduld die von ihnen mit Hilfe eines Prismas photographisch aufgenommenen Spektren in Klassen unterteilt, die mit dem Großbuchstaben A beginnen. Durch fortgeschrittene physikalische Erkenntnisse wurde die Reihenfolge verändert und nach der Temperatur der Sterne gegliedert, so entstand die heute gängige Unterteilung in die O, B, A, F, G, K und MKlassen. Diese Sterne werden ebenfalls nach ihrer Leuchtstärke in die Klassen 0 bis VII eingeteilt. Historisch gesehen war Joseph von Fraunhofer der erste Wissenschaftler, der sich 1814 mit den Absorptionslinien sowie den seltenen Emissionslinien des Sonnenspektrums befasste. Da er diese aber keinem Muster zuordnen konnte, wurde die Spektralklassifikation von Edward Charles Pickering und Annie Jump Cannon als erste Klassifikation bekannt. Die Spektrallinien beschreiben den Zustand eines Atoms, so kann man dort den Anregungszustand und das Element des Atoms erkennen. Da die heutigen Aufnahmemöglichkeiten eine deutlich bessere Auflösung der Spektren bieten reicht die Unterteilung alleine in die verschiedenen Klassen nicht mehr aus. So werden die einzelnen Klassen wiederum unterteilt, da die einzelnen Spektralklassen nicht klar abgegrenzt sind. So gibt es zwischen den einzelnen Klassen Überschneidungen in den Merkmalen. Die aktuelle Harvard-Klassifikation kann man sich mit Hilfe des Merkspruches „Oh, Be A Fine Girl Kiss Me“. Diese Klassifikation entstand durch eine erneute Sortierung der bestehenden Klassen. Die Buchstaben wurden beibehalten, aber die Reihenfolge wurde sinnvoll verändert. So schwächt sich die Temperatur von den Obis zu den M-Sternen immer weiter ab. Heutzutage sind im Sonnenspektrum 25 000 Absorptionslinien bekannt und den Elementen zugeordnet. Die verschiedenen Sterntypen weisen unterschiedlich verteilte sowie unterschiedlich starke Absorptionslinien auf. 2.2.1 Bearbeitung eines Spektrums: Um ein Spektrum auswerten zu können ist eine aufwendige Bearbeitung nötig. Für diese kann man nicht immer die gleichen Einstellungen wählen, aber trotzdem wird hier eine Zusammenfassung der Bearbeitung vorgestellt. Abb. 11: Spektrum von β Leo, aufgenommen mit der EOS450 D (Belichtungszeit 13 sec, ISO 1600) Die Bearbeitung einer Spektralserie, die 20 Bilder umfasst und im CR2 gespeichert ist, wird mit dem Programm Fitswork begonnen. Mit diesem konvertiert man die Bilder in das „.fits“-Format. Anschließend werden die Bilder mit Hilfe des Programms Giotto gestackt, das heißt die Bilder werden zu einem Summenspektrum zusammengefügt. Das so entstandene Bild wird unter dem Namen „resultcopy“ gespeichert. Da die Spektren mit der Kamera schräg aufgenommen wurden um einen möglichst langen Spektralfaden fotografisch aufnehmen zu können, müssen die Spektralfäden jetzt mit dem Programm Fitswork so bearbeitet werden, dass diese horizontal verlaufen. Nach diesem Schritt werden der Spektralfaden, sowie ein kleiner Teil des oberen und unteren Himmels ausgeschnitten und gespeichert. Dieses Spektrum kann man dann mit dem Programm „ViualSpec“ anfangen auszuwerten. Abb. 12: Spektralfaden β Leo Der erste Arbeitsschritt mit diesem Programm ist, ein Referenzspektrum zu erstellen, so werden schon die ersten Spektrallinien sichtbar. Diese werden dann markiert und benannt, also mit den Wellenlängen beschriftet, je mehr man erkennt und so den Wellenlängen zuordnen kann, desto genauer wird das Spektrum beschriftet. Das Programm kann nach der Benennung einiger Absorptionslinien mit den Wellenlängen den Rest automatisch berechnen. Abb. 13: Scan des Spektralfadens von β Leo In einem nächsten Schritt wird eine Kurve entwickelt, die dem Spektrum sehr ähnlich sieht. Anschließend wird von der ursprünglichen Kurve die Kontinuumskurve dividiert, dadurch erhält man einen weniger gekrümmten Verlauf. Hiermit kann man das Spektrum anschließend analysieren und erkennen welche Spektrallinien vorhanden sind. 2.2.2 Erstellung einer Präsentationsansicht: Um die Spektren anschaulich präsentieren zu können ist es hilfreich eine Präsentationsansicht mit einem farbigen Spektrum zu erstellen. Hierfür wird ein Spektralfaden mit dem Programm „Fitswork“ geöffnet, anschließend muss man es wieder drehen und ausschneiden, wie es in „2.2 Bearbeitung eines Spektrums“ schon beschrieben ist. Als nächstes wird der so entstandene horizontale Spektralfaden in dem Programm „Photoshop“ geöffnet und verbreitert. Hierbei ist darauf zu achten, dass man sich ein Spektrum aussucht, bei dem man die Spektrallinien und keine Pixelfehler verbreitert. Diese können sich sehr ähnlich sehen. So entsteht folgendes Ergebnis: Abb. 14: verbreiterter Spektralfaden von β Leo Mit diesem breiten Spektralfaden kann man nun eine Präsentationsansicht erstellen: Abb. 15: Präsentationsansicht des A-Sternes β Leo In dieser wird anschaulich dargestellt, welcher Stern spektroskopisiert wurde. Darunter sieht man ein verbreitertes farbiges Spektrum mit den Beschriftungen der Absorptionslinien. Um diese noch besser sichtbar zu machen wird darunter der Scan eingefügt, der mit dem Programm VisualSpec erstellt wurde. In dem folgenden Text werden folgende Daten dargestellt: an welchen Datum und mit welchem Spektrograph wurde das Spektrum erstellt. Außerdem wird angegeben welches Gitter benutzt wurde, des weiteren findet man auch die Daten der Kamera zum Beispiel mit welcher Belichtungszeit das Spektrum aufgenommen wurde. Eine weitere Angabe sind die verwendeten Programme, sowie der Ort, wo das Spektrum aufgenommen wurde. Mit diesen Angaben ist es besser möglich die eigenen Spektren mit Spektren von anderen Astronomen zu vergleichen. 2.3 Die Spektralklassen: Im Hauptteil dieser Facharbeit werden zu jeder der heute gängigen Spektralklassen ein Stern vorgestellt, an dem die Eigenschaften der verschiedenen Klassen vorgestellt werden können. Die markanten Absorptionslinien wurden benannt, damit die Einordnung in die Spektralklasse bestmöglich nachvollzogen werden kann. Die meisten Sternspektren wurden selber in der Sternwarte auf dem Dach des CarlFuhlrott-Gymnasiums aufgenommen. Das Teleskop Pentax 75 SDHF mit 500mm Brennweite wurde hierfür genutzt. Die Aufnahme und Bearbeitung wurde wie schon beschrieben vorgenommen. Um die Spektren in eine Spektralklasse einordnen zu können, und um die vorhandenen Spektrallinien zu benennen wurde folgende Übersicht aus dem „Spektralatlas für Astroamateure“ verwendet. Abb. 16: Übersicht über die verschiedenen Spektralklassen 2.3.1 Spektralklasse O: Zu den O-Sternen gehören sehr heiße und massenreiche Sterne. Die Sterne strahlen sehr energiereiche und daher kurzwellige Strahlung ab. Diese ist auch als UV-Strahlung bekannt. Das ist auch der Grund für das bläuliche Schimmern der O-Sterne. Durch die über 25 000 Kelvin liegende Temperatur ist das Helium einfach ionisiert, die anderen Elemente sind mindestens zweifach ionisiert. Das Spektrum der O-Sterne ist kontinuierlich Abb. 17: Präsentationsansicht des O-Sternes δ Ori Hier abgebildet ist der 916 Lichtjahre von der Erde entfernte O-Stern Mintaka aus dem Sternbild Orion. Da er der vierthellste Stern dieses Sternbildes Orion ist wird er als δ Ori bezeichnet. Der Stern verdeutlicht, dass die Balmer-Linien auf Grund der extrem hohen Temperaturen noch nicht stark ausgeprägt sind, andere Absorptionslinien sind wegen des hohen Ionisationsgrades der anderen Stoffe nicht sichtbar. Die sichtbaren Absorptionslinien sind die Balmer-Linien Hβ bis Hε, weitere sind wegen des bereits erwähnten hohen Ionisationsgrades nur schwach zu sehen. 2.3.2 Spektralklasse Oe: Neben dem Spektrum des O-Sternes ist hier noch ein Spektrum eines Oe-Sternes abgebildet. Dieser unterscheidet sich insoweit von einem O-Stern, dass hier mehr Spektrallinien zu sehen sind , das Spektrum ist als von mehreren Absorptionslinien durchzogen. Abb. 18: Präsentationsansicht des Oe5III Sternes λ Ori Der Stern λ Ori befindet sich ebenfalls im Sternbild Orion. Die Oberflächentemperatur des normalen Riesen, dessen Helligkeit auf 3,49 mag bestimmt wurde, beträgt circa 33 000 Kelvin. Das Spektrum ist nicht mehr kontinuierlich und man findet bereits einige Emissionslinien. Die Balmerserie ist hier besser zu sehen, als bei dem O-Stern, so kann man auch im langwelligen Bereich die Hα-Linie erkennen. Generell ist das Spektrum nur von sehr schwachen Emissionslinien durchzogen. 2.3.3 Spektralklasse B: Die B-Sterne dominieren einen großen Teil des Sternhimmels, so gehören zu den hellsten Sternen der bekannten Sternbildern. Die Temperatur der B-Sterne beträgt zwischen 25000 und 10500 Kelvin. Die Spektralklasse B fügt sich also übergangslos an die Spektralklasse O an. Diese Sterne strahlen ebenfalls viel UV-Strahlung ab, aber dennoch ist das Spektrum weiter im sichtbaren Bereich angesiedelt. Abb. 19: Präsentationsansicht des B8V Sternes α Leo Der B-Stern Regulus ist der hellste Stern aus dem Sternbild des Löwen. Die Oberflächentemperatur ist deutlich geringer als die des O-Sternes, sie beträgt 12 000 Kelvin. Die Balmerserie ist auch hier, ähnlich dem Spektrum des O-Sternes, ausgeprägt, besonders gut sichtbar sind die Hα bis Hγ Linien. Nicht mehr zu sehen sind die neutralen HeI-Linien, aber die HeII-Linien sind noch erkennbar. 2.3.4 Spektralklasse Be: Ein Be-Stern unterscheidet sich insoweit von einem B-Stern, dass man dort mehr Emissionslinien erkennen kann. Abb. 20: Präsentationsansicht des Be-Sternes γ Cassiopeiae Die Bearbeitung des Spektrums des Be-Sternes γ Cassiopeiae wurde nicht selber vorgenommen, da sich die professionelle Präsentationsansicht von Bernd Koch besser eignet. Hier kann man sehr gut die weiteren Emissionslinien sehen. Besonders gut kann man hier die Hα und Hβ Linien der Balmerserie sehen. Weitere Emissionslinien sind nicht gut erkennbar und daher nur schwer benennbar. Der Stern γ Cassiopeiae wurde professionell als Hauptreihenstern hat eine Helligkeit von 2,2 bis 2,5 mag Be0 IV bestimmt. Dieser 2.3.5 Spektralklasse A: Die Temperatur der zur Spektralklasse A zugeordneten Sterne beträgt 7 500 bis 10 000 Kelvin. Die Leuchtkraft ist deutlich geringer als die der O- und B-Sterne. Die der Spektralklasse A zugeordneten Sternspektren zeigen keine Heliumlinien auf. Die Balmer-Linien sind aber maximal zu sehen. Die ersten Metall-Linien treten auf, daher sind Eisen- und Calzium-Linien zu sehen. Teilweise treten erste Absorptionslinien von neutralen Atomen auf. Diese sind allerdings auf dem unten folgenden Spektrum nicht gut zu erkennen. Abb. 21: Präsentationsansicht des A-Sternes β Leo Der zweithellste Stern des Sternbildes Löwe ist der Stern Denebola mit der Helligkeit 2,23 mag. Die Oberflächentemperatur hat im Vergleich zum B-Stern auf 8 500 Kelvin abgenommen. Die Ca II Linie befindet sich im kurzwelligen Bereich, wie man auf dem unteren schwarz-weißen Spektrum gut erkennen kann. 2.3.6 Spektralklasse F: Die Spektren der Spektralklasse F zeigen trotz abnehmender Intensität Balmerlinien. Die Temperatur der Sterne, die der Spektralklasse F zugeordnet werden beträgt zwischen 6 000 und 7 200 Kelvin. Die Fraunhoferlinien Ca II H und K dominieren dieses Spektrum. Das Magnesium Triplet wird hier wie bei der Spektralklasse A stärker. An der Ca I Linie und dem G-band lässt sich diese Spektralklasse gut identifizieren. Neu treten Absorptionslinien von neutralen Elementen auf. Des Weiteren ist das Spektrum von einigen Metalllinien durchzogen. Daher kann das Spektrum nicht mehr als kontinuierliches Spektrum definiert werden. Abb. 22: Präsentationsansicht des F-Sternes β Vir 2.3.7 Spektralklasse G: Die Sterne der Spektralklasse G zeigen ein der Sonne ähnliches Spektrum, die Sonne ist als G2-Stern eingeordnet. Das Maximum des Intensitätkontinuums befindet sich im grünen bis gelben Bereich. Die Balmerlinien sind nur noch sehr schwach vorhanden, allerdings treten mehrere Metall-Linien auf. Die G-Sterne schimmern, wie die Sonne, gelblich. Die Temperatur dieser Sterne bewegt sich im Bereich von 5 500 bis 6 000 Kelvin. Die GSterne sind relativ selten, es gibt nicht besonders viele sonnenähnliche Sterne in unserem Zentralgestirn. Abb. 23: Präsentationsansicht des G-Sternes β Bootes Der Stern β Boo befindet sich im Sternbild des Bärenhüters und ist der fünfthellste Stern dieses Sternbildes. Die scheinbare Helligkeit des Sternes beträgt 3,49 mag Wie man beim Spektrum des Sternes β Boo sehen kann, wird das Spektrum von den Linie Ca II G dominiert. Diese sind in dieser Aufnahme nicht so gut zu sehen, da diese mit der EOS450 D aufgenommen wurden. Die Empfindlichkeit ist bei dieser Kamera im kurzwelligen Bereich nicht mehr ausreichend. Man kann deutlich erkennen, dass das Spektrum von zahlreichen Linien durchzogen ist. 2.3.8 Spektralklasse K: Die Spektren der gelborange schimmernden Sterne der Spektralklasse K sind denen der Spektralklasse G sehr ähnlich obwohl die Temperatur dieser Sterne deutlich niedriger ist als bei den G-Sternen. Es treten keine großen Unterschiede zu den g-Sternen auf, so dominieren auch hier die Ca II Linien H und K. Abb. 24: Präsentationsansicht des K-Sternes β Gem Der Stern Pollux wird als Ko IIIb Stern eingeordnet und ist der zweithellste Stern des Sternbildes Zwilling. Dieser Stern ist ein normaler Riese. In diesem Spektrum ist neben den Ca II Linien H und K auch noch das Magnesium Triplett zu identifizieren. Des Weiteren kann man die Titanoxid-Bande sehen. Die vorhandenen Spektrallinien kann man auch auf neutrale Atome und neutrale Metalle zurückführen. 2.3.9 Spektralklasse M: Durch die Verschiebung des Intensitätsmaximums in den langwelligen sichtbaren Bereich, also den Infrarotbereich, schimmern die M-Sterne orange-rötlich. Die Sterne der Spektralklasse M weisen durch ihre geringe Temperatur von 2 600 bis 3850 Kelvin viele Absorptionslinien auf. Die M-Sterne sind die kühlsten der hier vorgestellten Sterne, daher sind die Fraunhofer H+K Linien sehr markant. Allerdings sind die Titanoxidbanden hier am markantesten, diese nehmen in den späteren Subklassen noch an Intensität zu. Das gesamte Spektrum ist von vielen deutlich zu sehen den Linien durchzogen, daher kann man das Spektrum auf keinen Fall mehr als kontinuierlich bezeichnen. Abb. 25: Präsentationsansicht des M-Sternes α Ori Dieses Spektrum wurde von Bernd Koch aufgenommen und bearbeitet, da eine Aufnahme und anschließende Bearbeitung nicht mehr in den zeitlichen Rahmen dieser Facharbeit gepasst hätte. Der Stern Beteigeuze ist der hellste Stern des Sternbildes Orion. Die Oberflächentemperatur von α Ori wurde auf circa 3 500 Kelvin berechnet. Dieser M-Stern wird als Überriese eingestuft. Die Titanoxidbanden sind auch hier gut erkennbar 3 Zusammenfassung 3.1 Zusammenfassung der Ergebnisse Die Facharbeit, die im Rahmen von drei Vorbereitungskursen und drei Beobachtungsnächten verfasst wurde, gibt einen Einblick in die Sternspektroskopie und die Klassifizierung dieser Spektren. Nach einer Beschreibung der Arbeitsschritte, wie dem Aufbauen des Teleskops und dem Aufnehmen der Spektren wird für jeden Spektraltyp ein Stern mit seinem jeweiligen Spektrum vorgestellt, so können die Gemeinsamkeiten und Unterschiede zwischen den Spektraltypen vorgestellt werden. Des Weiteren werden die einzelnen Arbeitsschritte dokumentiert, sodass nachvollzogen werden kann, wie und in welchen Arbeitsschritten die Bearbeitung eines Spektrums und das erstellen einer Präsentationsansicht gemacht wird. So kann bei den Beispielspektren gezeigt werden, dass sich die einzelnen Spektraltypen nicht klar voneinander abgrenzen, sonder fließend ineinander übergehen. Es gibt keine klaren Grenzen, daher werden die Klassen O, B, A, F, G, K und M auch wiederum in kleinere Unterklassen unterteilt. Zusammengefasst soll diese Facharbeit also einen Ein- und Überblick in und über die Klassifikation der Sternspektren geben. 3.2 Fazit: Die durch die Vorbereitungskurse und Beobachtungsabende auf dem Schuldach sehr umfangreiche Facharbeit war eine neue und interessante Erfahrung, da dieses Thema nicht in den Lehrplan eingebunden ist. Daher waren auch die drei Vorbereitungskurse nötig, die jeweils ein Wochenende in Anspruch genommen haben. Das mangelnde Vorwissen wurde so angeeignet. Die Vorbereitungskurse waren zwar teilweise etwas langatmig, aber dennoch interessant. Die Gruppe, die an den Kursen teilnahm war sehr gemischt, so dass das Spektrum von Anfängern bis zu erfahrenen Astronomieamateuren ging. Nachdem das notwendige Grundwissen erlangt war, wurde das Thema immer interessanter und man freute sich auf den ersten Spektroskopieabend. Hier musste ich das erste Mal mit Sternbildern umgehen und diese Benennen, des Weiteren hatte ich bis dahin weder mit dem Teleskop noch mit der EOS450 D gearbeitet. Der Umgang war aber schnell erlernt und so konnte die erste erfolgreiche Spektroskopienacht angegangen werden. Da wir auf gutes Wetter angewiesen waren, gab es teilweise lange Pausen zwischen den Beobachtungsnächten. Das war aber nicht weiter problematisch, da Herr Schröder eine Verlängerung der Facharbeit ermöglichte. Insgesamt hat mir die sehr umfangreiche Facharbeit Spaß gemacht. Ich finde es ebenfalls gut, dass uns die Möglichkeit gegeben wird unsere Facharbeit bei verschiedenen Preisen und Wettbewerben einzureichen, da eine solche Facharbeit deutlich über den Rahmen einer normalen schulüblichen Facharbeit hinausgeht. 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. _________________________________ Quellenverzeichnis: Literaturverzeichnis: I: Bernd Koch, „Spektroskopie mit dem DADOS-Spektrographen.“ Version 2.0, 18. April 2011 II: Michael Winkhaus, „Was ist Licht und wie zerlegen wir es?“ III: Richard Walker, „Spektralatlas für Astroamateure. Ein Führer durch die stellaren Spektralklassen.“ Version 1.4, Dezember 2010 IV: Michael Winkhaus, „Eine Sternwarte als Bildungseinrichtung auch für Sternspektroskopie“, erschienen in „Spektrum 41“ V: Michael Winkhaus, „Sterngucker gesucht. Eine Sternwarte wird zum „Schülerlabor Astronomie“.“, erschienen in „Physik Journal 9“ (2010) Nr. 8/9 Abbildungsverzeichnis: Abbildungen 1-3: Fotoarchiv Benedikt Schneider/ Tobias Rummelsberger Abbildungen 4-5: Fotoarchiv Bernd Koch Abbildungen 6-7: Michael Winkhaus, Was ist Licht und wie zerlegen wir es? Abbildungen 8-10: Bernd Koch, Spektroskopie mit dem DADOS-Spektrographen Abbildung 11: Fotoarchiv Benedikt Schneider/ Tobias Rummelsberger Abbildungen 12-13: Fotoarchiv Tobias Rummelsberger Abbildung 14: Fotoarchiv Bernd Koch Abbildung 15: Fotoarchiv Benedikt Schneider Abbildungen 16: Richard Walker, „Spektralatlas für Astroamateure. Ein Führer durch die stellaren Spektralklassen.“ Version 1.4, Dezember 2010 Abbildung 17-19: Fotoarchiv Benedikt Schneider Abbildung 20: Fotoarchiv Bernd Koch Abbildungen 21: Fotoarchiv von Benedikt Schneider Abbildung 22: Abbildungen 23-24: Fotoarchiv Benedikt Schneider Abbildung 25: Fotoarchiv Bernd Koch Arbeitstagebuch: Diese Facharbeit wurde im Rahmen von drei Vorbereitungskursen, die von der Junior-Uni erzeugt wurden, sowie mehreren Beobachtungsnächten geschrieben. Anschließend wurde die Auswertung, sowie die schriftliche Verfassung der Facharbeit vorgenommen.
