Strahlungsdetektoren

Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
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Strahlungsdetektoren
Astronomie und Astrophysik beruhen im hohen Maße auf der Analyse der elektromagnetischen Strahlung, die von kosmischen
Objekten emittiert, reflektiert oder gestreut wird. Man bestimmt die Richtung, die spektrale Intensitätsverteilung und den Polarisationszustand dieser Strahlung um daraus Informationen über den Ort, den physikalischen Zustand und die zeitliche Entwicklung der jeweiligen Quellen zu ermitteln. Was für Strahlungsdetektoren dabei zum Einsatz kommen, hängt in erster Linie von der
Wellenlänge der zu untersuchenden Strahlung ab. Bis zum letzten Drittel des vergangenen Jahrhunderts war z.B. die fotografische Platte der wichtigste und ökonomischste Strahlungsempfänger in der beobachtenden Astronomie. Sie wird auch heute noch
– z.B. in Schmidt-Teleskopen – als universeller Strahlungsempfänger und Informationsspeicher in Einem verwendet. Auf ihr
lassen sich in kurzer Zeit sehr große Himmelsfelder abbilden und deren Zustand kostengünstig und dauerhaft konservieren. Die
Plattenarchive großer Sternwarten bilden heute noch – im digitalen Zeitalter – einen riesigen und nur zu einem kleinen Bruchteil
ausgewerteten Fundus astronomischen Beobachtungsmaterials, deren wissenschaftliche Bedeutung kaum abzuschätzen ist.
Einige Plattensammlungen sind bereits als legendär zu bezeichnen wie z.B. die Plattenarchive des Harvard-Observatoriums und
der von CUNO HOFFMEISTER (1892-1968) gegründeten Sternwarte Sonneberg in Thüringen. Man bemüht sich z.Z. diese Schätze
durch Digitalisierung den Wissenschaftlern weltweit allgemein zugänglich zu machen.
Die klassische Fotografie hat im Beobachtungsbetrieb der Großteleskope ihre ursprüngliche Bedeutung jedoch weitgehend verloren. Als Strahlungsdetektoren werden fast ausschließlich optoelektronische Bauelemente verwendet, die an ihrem Ausgang
elektrische Signale liefern, die mit modernen Computern leicht zu speichern, zu analysieren und auszuwerten sind. Außerdem
können sie quasi in Echtzeit über internationale Datennetze verbreitet und den interessierten Wissenschaftlern (und Hobbyastronomen!) zugänglich gemacht werden. Jemand, der am Tage in einem Büro über Bestellungen und Rechnungen sitzt, kann
abends zur Entspannung an seinem Computer die neuesten Aufnahmen der Sonnensonde SOHO nach Kometen durchsehen, die
gerade dabei sind in die Sonne zu stürzen ...
Die fotografische Platte und die CCD sind ohne Zweifel die Innovationen, welche von Seiten der Strahlungsempfänger die Astronomie am weitesten vorangebracht haben. Und trotzdem soll ein Strahlungsempfänger nicht vergessen werden. Die Phasen der
Venus, die Jupitermonde, der Saturnring, der Planet Uranus und Hunderte von Nebelflecken (Galaxien, wie wir heute wissen)
wurden mit dem Auge am Fernrohr entdeckt. Und auch heute noch sollte man trotz der brillianten und aufsehenerregenden
Bilder der Großteleskope in Büchern, Zeitschriften und im Internet nicht auf das Vergnügen verzichten, diese Objekte einmal in
einer dunklen Nacht durch das Okular eines Fernrohrs zu betrachten ...
4.22 Auch die visuelle Beobachtung hat seinen ästhetischen Reiz, wenn auch die wissenschaftliche Bedeutung (außer vielleicht bei Veränderlichen
Sternen) stark zurückgegangen ist. Die Abbildung zeigt eine Gegenüberstellung einer Zeichnung des Ringnebels in der Leier, wie er in einem 10
Zoll Amateurfernrohr bei 200 facher Vergrößerung zu sehen ist, zu einer Aufnahme mit einem der 8.2 Meter Teleskope des Cerro Paranal – Observatoriums
© D.Restmeier, ESO
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Fotografie
Fotografie
Die fotografische Platte (oder, besonders gern von Amateurastronomen eingesetzt, der Film) war und ist eines der
wichtigsten Strahlungsempfänger der optischen Astronomie. Sie vereint in sich eine hohe Informationsdichte mit
leichter Archivierbarkeit und stellt jeweils ein unikates
wissenschaftliches Dokument dar. Außerdem ist sie im
Vergleich zu modernen photoelektrischen Strahlungsempfängern konkurrenzlos billig und kann (z.B. in Astrographen und Schmidt-Teleskopen) in Abmessungen eingesetzt
werden (z.B. 36x36 cm), die auch heute noch von CCDArrays nicht einmal näherungsweise zu erreichen sind.
In der Astrofotografie wird wie bei der normalen Fotografie ein fotochemischer Prozeß ausgenutzt, um mit Hilfe
einer Kamera oder eines Teleskops dauerhafte Abbilder
kosmischer Objekte zu erhalten. Eine typische Fotoplatte
besteht aus einem Glasträger, auf deren Oberseite eine
dünne, lichtempfindliche Schicht aufgetragen ist. Diese
Schicht – oft als Emulsion bezeichnet - besteht im Wesentlichen aus in Gelatine eingelagerten feinen Silberbromidund Silberjodidkörnern sowie weiteren chemischen Bestandteilen, die hauptsächlich auf die spektrale Empfindlichkeit Einfluß nehmen. Während der Belichtung entsteht
in dieser Emulsionsschicht ein sogenanntes latentes Bild,
welches anschließend in einem chemischen Prozeß, den
man Entwicklung nennt, sichtbar gemacht wird. Dabei
werden die Silberhalogenidkörner, die während der Belichtung genügend viele Photonen absorbiert haben, zu metallischem Silber reduziert. Die unbelichtet gebliebenen
Silberhalogenidkristalle lassen sich nach der Entwicklung
durch einen weiteren chemischen Prozeß – der Fixage –
aus der Emulsion entfernen. Dabei wird das Bild – ein
Negativ - dauerhaft „fixiert“ und kann nach Trocknung
archiviert werden. Trotzdem ist die Fotoplatte ein denkbar
schlechter Strahlungsempfänger. Ihre Quanteneffizienz
erreicht gerade einmal 0.1%, d.h. von 1000 Photonen, die
das Teleskop von einem fernen Stern liefert, führt im statistischen Mittel gerade einmal eins zur Ausbildung eines
geschwärzten Silberkorns. Das ist auch der Grund dafür,
daß heute Amateurastronomen mit einem vergleichsweise
bescheidenen Equipment (z.B. 30 cm-Spiegelteleskop) und
einer empfindlichen CCD-Kamera fast schon die Reichweite
von herkömmlichen Fotografien mit dem 5-Meter Mt. Palomar-Teleskops erreichen können.
Wesentlich für die astronomische Anwendbarkeit eines
photochemischen Strahlungsempfängers ist, daß der Grad
der Schwärzung S auf der Fotoplatte der absorbierten
Lichtmenge – also der Lichtintensität I – proportional ist.
Den funktionalen Zusammenhang zwischen der Menge des
auf die fotografische Schicht fallenden Lichtes und der
dadurch erzeugten Schwärzung S nennt man Schwär-
zungskurve. Leider ist sie in ihrer Gesamtheit nicht linear,
was bei der Photometrie von Sternen zu Problemen führt.
Nur ihr mittlerer Teil läßt sich weitgehend durch eine
lineare Funktion annähern, so daß gilt:
~ [4.11]
I ist die Intensität der einfallenden Strahlung, t deren Einwirkungszeit (Belichtungszeit)
Der Anstieg der Kurve (4.11) nennt man Gradation. Von ihr
hängt der Kontrast eines Fotos ab.
KARL SCHWARZSCHILD (1873-1916) konnte zeigen, daß die
tatsächlich erzeugte Schwärzung nicht genau dem Produkt
proportional ist, sondern vielmehr dem Produkt mit
einem p zwischen 0.8 und 0.9. Dieser Effekt wird als
Schwarzschild-Effekt und p als Schwarzschildexponent
bezeichnet.
Porträt
KARL SCHWARZSCHILD
(* 1873 Frankfurt / M.
† 1916 Potsdam)
Karl Schwarzschild gilt als einer der bedeutendsten
deutschen Astronomen seiner Zeit. Bereits mit 16
Jahren begann er eigene Arbeiten zur Himmelsmechanik in den Astronomischen Nachrichten zu veröffentlichen. Nach seinem Studium in Straßburg und München
(bei Hugo von Seeliger) arbeitete er zuerst als Assistent an der Kuffner-Sternwarte in Wien. Dort beschäftigte er sich ausführlich mit fotografischer Photometrie
und entdeckte dabei das nach ihm benannte Schwärzungsgesetz. 1899 kehrte er dann nach München zurück, um dort zu habilitieren. Zwei Jahre später erreichte ihn ein Ruf an die Göttinger Universität, deren
Sternwarte er von 1901 bis 1909 leitete. Während
dieser Zeit beschäftigte er sich hauptsächlich theoretisch mit vielen Fragen der Astronomie und Astrophysik. Er veröffentlichte grundlegende Arbeiten zur astronomischen Optik (Schwarzschild-Spiegelteleskop),
zur Theorie der Sternatmosphäre (Konvektion, Randabdunklung der Sonnenscheibe) und zur Stellarstatistik. Nachdem er 1909 Direktor des astrophysikalischen Observatoriums Potsdam geworden war, interessierte er sich mehr und mehr für relativistische Probleme. Kurz vor seinem Tod 1916 gelang ihm noch
eine exakte Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen,
die nach ihm Schwarzschildlösung genannt wird.
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
Die in der Fotografie eingesetzten Silberhalogenide sind
nur in dem Wellenlängenintervall >=250 nm und <=550
=550
nm empfindlich. Es gibt jedoch spezielle Verfahren, um die
langwellige Empfindlichkeitsgrenze durch die Einlagerung
spezieller Farbstoffmoleküle in die Emulsionsschicht (Se
(Sensibilisierung) bis in das nahe Infrarot auszudehnen. Auf
diese Weise kann mit modernem Fotomaterial das gesamte
sichtbare Spektrum abgedeckt werden. Die fotografische
Drei- und Mehrfarbenphotometrie beruht beispielsweise
auf der Anwendung genau abgestimmter Emulsions
EmulsionsFarbfilter-Kombinationen.
Eine weitere wichtige Kenngröße ist die Empfindlichkeit
Empfindlichkeit.
Sie ist ein Maß dafür, wie schnell eine Emulsion Stra
Strahlungseindrücke aufsummieren kann. Fotoplatten hoher
Empfindlichkeit sind schneller ausbelichtet als Fotoplatten
geringerer Empfindlichkeit. Die Belichtungszeit kann n
natürlich nicht beliebig
ebig verlängert werden, da auch der Hi
Himmelshintergrund sowie die fotografische Schicht selbst
(chemischer Schleier) zu einer gleichmäßigen Hinte
Hintergrundschwärzung beiträgt. Wird sie zu groß, kommt es
entweder zu einer Schwärzungsumkehr (Solarisation) oder
diee schwächeren Sterne verschwinden im Hintergrun
Hintergrundrauschen. Erfahrungen zeigen, daß eine Himmelsaufnahme
dann ideal ausbelichtet ist, wenn die Hintergrundschwä
Hintergrundschwärzung 0.6 bis 0.8 beträgt.
Abgesehen von der Empfindlichkeit unterscheiden sich
verschiedene Emulsionen noch in ihrem Auflösungsverm
Auflösungsvermögen.. Man gibt sie oft in Linien pro Millimeter an und meint
damit, daß bei der genannten Anzahl von Linien jeweils
zwei nebeneinanderliegende gerade noch getrennt werden.
Es ist offensichtlich, daß diese Größe etwas mit der
er Größe
der lichtempfindlichen Körner in der Emulsion zu tun hat.
Emulsionen hoher Empfindlichkeit werden deshalb auch
als „grobkörnig“ bezeichnet, da sie lediglich eine Auflösung
von ungefähr 50 Linien/mm besitzen. Extrem feinkörnige
(und damit auch sehr unempfindliche) Emulsionen erre
erreichen dagegen immerhin eine Auflösung von bis zu 1000
Linien/mm. Sie haben in der Astronomie jedoch so gut wie
keine Bedeutung.
Im Laufe der Zeit wurde eine Vielzahl von Verfahren en
entwickelt, um die Empfindlichkeit fotografischer
scher Platten zu
erhöhen. Sie werden unter dem Begriff der Hypersensibil
Hypersensibilisierung zusammengefaßt und zielen darauf ab, das
Schwarzschild-Verhalten
Verhalten einer Emulsion zu reduzieren. Ein
oft eingesetztes Verfahren ist die Wasserstoff-Hypersensi
Hypersensibilisierung. Dabei wird das in der Emulsion enthaltene
Wasser durch Wasserstoff ersetzt. Zu diesem Zweck bringt
man die Fotoplatten (oder den Film) in ein Druckgefäß,
welches anschließend evakuiert wird, wodurch das Wasser
aus der Emulsion abdampft. Anschließend füllt man d
das
Gefäß mit einer Wasserstoff-Stickstoff-Mischung
Mischung und läßt
dieses Gas unter Druck und erhöhter Temperatur (ca.
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60° C) mehrere Stunden auf die Emulsion einwirken. DieDi
sen Vorgang nennt man im Fachjargon auch „backen“. Nach
der Behandlung erhöht sich ein wenig die Empfindlichkeit
des Fotomaterials und p nähert sich 1 an.
Auch durch eine starke Kühlung der Emulsion kann man
den Schwarzschild-Effekt abschwächen.
chen. Dieses Verfahren
wird von manchen Amateurastronomen für FarbaufnahFarbaufna
men mit Diafilm angewendet. Man
an benutzt dafür speziell
konstruierte Tieftemperaturkameras und kühlt den FarbFar
film mit Trockeneis (das ist gefrorenes , T ~ -78°
C) auf
ca. –40° C ab.
Eine weitere Methode ist die Hypersensibilisierung mit
Formaldehyd (Methanal, ), die zu einer
ner durchaus
beträchtlichen Empfindlichkeitssteigerung bei verbesserverbesser
ten Schwarzschild-Verhalten
Verhalten führen kann, deren elemeneleme
tar-chemische
chemische Funktionsweise aber nach wie vor nicht
erklärt ist.
In der professionellen Astronomie werden Fotoplatten
gegenüber Film bevorzugt, da sie formstabiler
stabiler sind und
sich deshalb besser vermessen lassen. Wenn es auf eine
sehr genaue Positionsbestimmung ankommt (z.B. bei ParaPar
llaxenmessungen), wird als Trägermaterial sogar geschlifgeschli
fenes Spiegelglas verwendet um Fehler durch UnUn
ebenheiten
heiten oder Emulsionsverschiebungen weitgehend
auszuschließen. Filme sind für derartige Messungen ungeunge
eignet.
4.23 Fotografische Aufnahme des Andromedanebels M31 mit seinen
beiden Begleitern M32 und NGC 205
© Boris Stromar
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CCD – Charge Coupled Devices
CCD (charge coupled devices)
Der wichtigste elektrooptische Detektor in der Astronomie
ist die CCD. Die Abkürzung bedeutet “charge coupled devices“ und beinhaltet eine vage Beschreibung ihrer Funktionsweise. Dieser Strahlungsdetektor wurde 1969 von W.S.
BOYLE und G.E. SMITH (Bell Laboratories) erfunden und
befindet sich heute in vielen digitalen Foto- oder Videokameras. Moderne Fertigungstechnologien erlauben eine
preisgünstige Massenfertigung, von dem auch die Amateurastronomen infolge des damit verbundenen Preisverfalls profitieren. Eine spezielle Form, die zwar nach dem
gleichen physikalischen Prinzip beruht (innerer Photoeffekt), aber sich in einigen technischen Parametern von
klassischen CCD’s unterscheidet (z.B. in der Auslesetechnologie), stellen die CMOS-Sensoren dar, wie man sie z.B. in
den Spiegelreflexkameras der Firmen Canon und Nikon
findet. Auch sie werden in der Astronomie als digitale
bildgebende Detektoren eingesetzt.
CCD
Ein CCD-Chip ist eine spezielle Halbleiterstruktur, die aus
einer zweidimensionalen Anordnung von Bildelementen –
den Pixeln – besteht und die in der Lage ist, Licht in elektrische Ladungen umzuwandeln und diese bis zum sogenannten Auslesevorgang zu akkumulieren und zu speichern.
Ähnlich wie bei der Fotoplatte entsteht während der Belichtung in der Detektorfläche ein latentes Ladungsbild, das
ohne Umwege auf elektronischem Weg leicht in eine digitale, d.h. computerlesbare Form gebracht werden kann. Der
aufwendige Entwicklungsvorgang wie bei einer Fotoplatte
entfällt damit völlig und das kosmische Objekt erscheint
sofort nach Beendigung der Belichtung auf dem Computermonitor.
lücke (das „gap“) zu überwinden. Auf diese Weise entsteht
ein Elektron-Lochpaar („innerer Photoeffekt“), das jedoch
nicht wieder rekombinieren kann, da es durch den Potentialabfall in der Depletionszone räumlich getrennt wird. Auf
diese Weise sammeln sich im Bereich des Pixels Ladungen
an. Dieser Effekt läßt sich verstärken, wenn man auf den pHalbleiter eine nur Bruchteile eines Mikrometers dicke
Isolatorschicht aufbringt und darauf eine Metallelektrode
setzt („Gate“). Gewöhnlich verwendet man als Substrat pdotiertes Silizium und als Isolationsschicht Siliziumdioxid
(). Legt man nun am Gate eine positive Spannung an,
dann sammeln sich die durch den inneren Photoeffekt
erzeugten freien Elektronen im Bereich der SubstratIsolator-Grenze an, während die Löcher in das Innere des
Halbleitermaterials abgedrängt werden. Auf diese Weise
entsteht ein Potentialtopf, der sich mit Ladungsträgern
füllen läßt. Eine Raumladungszone verhindert die Rekombination der darin enthaltenen Elektronen mit den Löchern. Jetzt braucht diese während der Lichteinwirkung
angesammelte Ladung nur noch in eine Spannung umgewandelt und auf eine geeignete Art und Weise ausgelesen
zu werden.
Aufbau
Ein „Pixel“ wird im CCD-Sensor durch drei MOS-Strukturen
(„metal oxide semiconductor“), die wie ein Kondensator
Ladungen sammeln können, repräsentiert. Der physikalisch relevante Teil ist dabei der Übergang zwischen einem
p- und einem n-dotierten Halbleiter. Im Übergangsbereich
diffundieren Elektronen vom n-Halbleiter in den pHalbleiter bzw. Defektelektronen („Löcher“) vom pHalbleiter in den n-Halbleiter, wodurch ein Diffusionsstrom entsteht. Dieser fließt solange, bis ein Gleichgewichtszustand erreicht ist. Der räumliche Bereich, der
durch den dabei auftretenden Potentialabfall gekennzeichnet ist, bezeichnet man als Depletionszone. Trifft ein Photon der Energie auf einen Halbleiter, dann können
Elektronen aus dem Leitungsband in das Valenzband angehoben werden, wenn die Energie ausreicht, die Band-
4.24 Funktionsweise eines „CCD-Pixels“ im Bändermodell einer MOSStruktur. Unter Einwirkung von Licht geeigneter Wellenlänge
kann der „Potentialtopf“ mit Elektronen gefüllt werden, die aus
dem Leitungsband stammen. Legt man an die MOS-Kondensatoren-Kette mit Hilfe eines Taktgenerators eine bestimmte
Impulsfolge an, so läßt sich die darin angesammelte elektrische
Ladung in Form von Paketen kontrolliert an der Oberfläche eines
Si-Substrats zu einem Auslesepixel transportieren.
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
Ein Problem dabei ist, daß im Bereich der Raumladungszone natürlich auch thermische Elektronen-Loch-Paare entstehen. Diese Elektronen werden selbstverständlich auch
im Potentialtopf gefangen. Bei Zimmertemperatur ist dieser Dunkelstrom so groß, daß die CCD innerhalb weniger
Dutzend Sekunden bereits ihren Sättigungszustand erreicht. Deshalb sind bei handelsüblichen Digitalkameras
oftmals auch keine langen Belichtungszeiten möglich.
Astronomisch brauchbare CCD-Arrays werden aus diesem
Grund gewöhnlich mit flüssigem Stickstoff gekühlt, um das
thermische Rauschen zu unterdrücken. Amateur-CCD’s
besitzen zumindest ein Peltier-Element, um den Chip bis zu
40° unter die Umgebungstemperatur zu kühlen.
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Die Auslesezeit ist ein wichtiger technischer Parameter. Sie
muß so ausgelegt werden, daß das auf der CCD gespeicherte Ladungsmuster beim Lesevorgang nicht verwischt wird.
Das Ausgangssignal des Sensors ist also seriell. Die Ladungen der einzelnen Pixel werden demnach hintereinander
ausgegeben, verstärkt und digitalisiert. Auf diese Weise
entsteht ein „Ladungsbild“, daß sich als Matrix speichern
und auf einem Bildschirm ausgeben läßt.
Auslesevorgang
Ein aktives Element besteht aus drei der beschriebenen
MOS-„Kondensatoren“; viele davon bilden eine CCD-Zeile
und viele Zeilen wiederum die lichtempfindliche Fläche des
Detektors. Während des Belichtungsvorgangs in der CCDKamera wird an das Gate der mittleren MOS-Struktur eine
kleine positive Spannung angelegt. Die Gates der benachbarten MOS-Strukturen werden dagegen auf einer niedrigeren Spannung gehalten (z.B. 0 V). Auf diese Weise wird
eine Potentialbarriere aufgebaut, welche die aktiven, d.h.
ladungssammelnden MOS-Strukturen durch jeweils zwei
Elektroden von ihren aktiven Nachbarn trennt. Indem man
nach der Belichtung die Potentiale dieser Gates in einem
bestimmten Regime ändert (Multiplexbetrieb, „charge
coupling“), kann man erreichen, daß die gesammelten
Ladungen von Element zu Element verschoben werden, bis
sie am Rand der CCD-Zeile angelangt sind. Dort befindet
sich die sogenannte Auslesespalte. Sie unterscheidet sich
von einer normalen CCD-Spalte nur dahingehend, daß in
ihr die Ladungen rechtwinklig zur bisherigen Richtung
bewegt werden. Das letzte Element dieser Spalte ist
schließlich mit einem Analog-Digital-Wandler verbunden,
welcher die Größe der in diesem Pixel angesammelten
Ladung digitalisiert, damit sie von einem Computer bearbeitet werden kann.
4.26 Die Kamera am 2.5 Meter Teleskop des Sloan Digital Sky Survey
(Apache Point Observatory, New Mexico) verwendet ein Array
aus 30 CCD-Chips, wobei jeder aus 2048x2048 Pixeln besteht.
4.25 Schematischer Aufbau eines CCD-Pixels
Das Ergebnis einer CCD-Aufnahme ist vom Prinzip her
nichts weiter als eine Tabelle, die genau so viele Zeilen
enthält wie die CCD Pixel hat. Dabei ist jedem Pixelindex
eine ganze Zahl zugeordnet, die der angesammelten Ladung in dem entsprechenden CCD-Element proportional
ist. Der Wertebereich dieser Zahlen hängt vom Auflösungsvermögen des verwendeten Analog-Digitalwandlers ab. Er
bestimmt im Wesentlichen auch die Dynamik der CCDKamera (genauer, deren „Bildtiefe“). Eine Auflösung von 12
Bit liefert demnach einen Wertebereich von 2 ={0..4095}.
Eine Auflösung von 2 Byte (=16 Bit) liefert Pixelwerte
zwischen 0 und 65535. Die meisten in der Astronomie
eingesetzten CCD-Kameras arbeiten mit dieser Auflösung.
196
CCD – Charge Coupled Devices
FITS – Flexible Image Transport System
Vorteile von CCD-Kameras
Für die Speicherung astronomischer Bilddaten (aber auch
Meßwerten von Radioteleskopen) hat man übrigens ein
eigenes Datenformat entwickelt. Es wird als „Flexible Image
Transport System“ bezeichnet oder kurz „FITS“ genannt. Es
garantiert, daß überall auf der Welt Profiastronomen und
Amateure in die Lage versetzt werden (z.B. über das Internet) einheitlich, geräteunabhängig und standardisiert auf
die in diesem Format gespeicherten Daten zuzugreifen.
Mittlerweile wird dieses Format auch von vielen Bildverarbeitungsprogrammen gelesen und verarbeitet.
Astronomisch genutzte CCD’s bestehen aus ungefähr
1Kx1K bis zu 8Kx8K (K=1024) Pixeln, deren Größe zwischen 7 μm und 20 μm liegt. Im Vergleich zu Fotoplatten
sind CCD’s winzig klein. Das schränkt ihren Einsatz für
Surveys entscheidend ein, soweit man nicht mehrere von
ihnen zu größeren Arrays zusammenfaßt. Ein Beispiel ist
die CCD-Kamera des 2.5 Meter Spiegels des Apache PointObservatoriums, deren Survey-Kamera aus 30 einzelnen
2Kx2K CCD’s besteht und mit dem der Sloan Digital Sky
Survey aufgenommen wird. Zur Untersuchung von Einzelobjekten sind sie dagegen der herkömmlichen Fotografie
haushoch überlegen:
FITS zählt zu den von der International Astronomical Union
(IAU) anerkannten Dateiformaten. In diesem Format werden z.B. auch die Bilder und Spektren des Hubble SpaceTeleskops archiviert. Um dieses Format einfach handhaben
zu können, gibt es auch Plug-In‘s für den Adobe-Photoshop,
aber auch eigenständige Viewer-Software, die auch die
darin gespeicherten Metadaten auslesen können.
§
§
Blooming-Effekt
CCD’s können natürlich auch überbelichtet werden. Das ist
dann der Fall, wenn in einem CCD-Element die Sättigungsladung erreicht ist oder – profan gesprochen – der Potentialtopf voll ist. Wird diese Sättigungsladung überschritten,
dann laufen die überschüssigen Elektronen in die Potentialtöpfe der benachbarten Pixel. Auf Himmelsaufnahmen
sieht man dann längliche, spitz zulaufende Streifen, die von
einem hellen Stern ausgehen. Diese zumeist unerwünschte
Erscheinung wird als „Blooming-Effekt“ bezeichnet. Moderne Sensoren sind häufig auch in einer Variante mit
Blooming-Unterdrückung verfügbar. Durch spezielle Strukturen zwischen den lichtempfindlichen Elementen lassen
sich dort die überschüssigen Ladungen ableiten ohne daß
sie die Nachbarpixel beeinflussen können. Das erfolgt jedoch auf Kosten der Empfindlichkeit und auf Kosten der
Photometriegenauigkeit.
4.27 Blooming-Effekt bei einem hellen Stern. Er tritt auf, wenn die
Pixel einer CCD mit Ladungen gesättigt sind und diese dadurch
in die Potentialtöpfe benachbarter Pixel abdriften.
§
§
§
Die Quantenausbeute (=Effizienz des Detektors) erreicht im empfindlichen Wellenlängenbereich bis zu
90%, d.h. fast alle einfallenden Photonen führen zu einer Vergrößerung der Ladungsdichte in dem entsprechenden CCD-Element.
Die angesammelte Ladung ist der Intensität des einfallenden Lichts direkt proportional, d.h. es tritt kein
Schwarzschild-Effekt auf.
Durch Kühlung kann man den Dunkelstrom soweit
unterdrücken, daß sogar mehrstündige Belichtungszeiten möglich werden.
Das Signal-Rausch-Verhältnis läßt sich verbessern,
wenn man viele relativ kurzbelichtete Aufnahmen
rechentechnisch überlagert („aufaddiert“).
Die Spektrale Empfindlichkeit, die im roten Bereich
bei Wellenlängen um 650 nm ihr Maximum hat, kann
mittels spezieller Beschichtungen oder durch die Verwendung von „back illuminated CCD’s“ bis in den UVBereich hin ausgedehnt werden.
Binning
Beim Einsatz einer CCD-Kamera sollte die Pixelgröße so
gewählt werden, daß mehrere Pixel die Größe eines Seeingscheibchens (bzw. bei adaptiver Optik des effektiven
Beugungsscheibchens) überdecken. Für manche Zwecke ist
es auch sinnvoll, mehrere Pixel elektronisch zu einem
„Superpixel“ zusammenzufassen, was man als „Binning“
bezeichnet. Man unterscheidet dabei zwischen HardwareBinning und Software-Binning. Beim Hardware-Binning
faßt man beim Auslesevorgang die Ladungen mehrerer
Pixel zusammen, was letztendlich zu einem verbesserten
Signal-Rausch-Verhältnis führt. Wenn es auf die Auflösung
nicht so genau ankommt, kann man mit diesen Verfahren
noch Lichtquellen sehr geringer Intensität nachweisen
(Deep-Sky-Fotografie). Wenn man die Pixel erst im Zuge
der Bildverarbeitung zusammenfaßt, spricht man vom
Software-Binning.
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
197
Rohbild
Ein Rohbild („science frame“) muß auf jedem Fall noch
nachbearbeitet werden, bevor es auf einem elektronischen
Datenträger archiviert wird. Diese Korrektur besteht im
Wesentlichen aus zwei Schritten deren Ziel es ist, Fehler
durch eine umgebungs- und herstellungsbedingte ungleichmäßige Empfindlichkeit der Pixel auszugleichen
(Flatfield-Korrektur) sowie um das thermische Rauschen,
welches immer vorhanden ist, in Abzug zu bringen.
Dunkelbild-Korrektur
Ein Dunkelbild erstellt man möglichst zeitnah mit der
gleichen Belichtungszeit wie die eigentliche Aufnahme –
nur mit völlig abgedecktem Chip. Auf diese Weise erfaßt
man das thermische Rauschen über die Aufnahmefläche.
Flatfield-Korrektur
Mit der Flatfield-Korrektur (auch Weißabgleich genannt)
kann man unterschiedliche Pixelempfindlichkeiten, die
Auswirkungen von Staub auf optischen Flächen sowie eine
ungleichmäßige Ausleuchtung des Chips durch Vignettierung- und Beugungserscheinungen ausgleichen. Dazu wird
lediglich eine gleichmäßig beleuchtete weiße Fläche aufgenommen. Das geschieht in der Regel auf die Weise, daß
man vor Beginn oder am Ende der Beobachtungsnacht ein
Stück Dämmerungshimmel aufnimmt und als Flatfield
speichert.
Bei der Korrektur wird in einem Bildbearbeitungsprogramm (oder bereits in der Aufnahmesoftware) für jedes
Pixel folgende Rechnung ausgeführt:
, − !, , =
", [4.12]
D=Dunkelbild, F=Flatfield, S=Originalaufnahme,
[m,n] Pixelindex Zeile-Spalte
Das korrigierte Bild ist dann das Bild, welches für die weitere wissenschaftliche Bearbeitung verwendet wird.
Für diese Korrekturen gibt es selbstverständlich spezielle
Software. Sie kann aber auch direkt Bestandteil der
Elektronik der CCD-Kamera sein.
Bei langen Belichtungszeiten gelangt man bei helleren
Sternen, die sich neben dem aufzunehmenden Objekt im
Bildfeld befinden, sehr schnell in den Bereich der Pixelsättigung (Blooming). Dieser Effekt läßt sich vermeiden, wenn
man eine Serie von relativ kurzbelichteten Aufnahmen
aufaddiert. Außerdem verringert sich dabei das Rauschen
mit 1⁄√ , wenn n die Anzahl der Einzelaufnahmen ist.
4.28 Vom Rohbild zum fertig kalibrierten Bild einer Galaxie: Einzelschritte bei der Verarbeitung einer CCD-Aufnahme
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CCD – Charge Coupled Devices
Sekundärelektronenvervielfacher (SEV)
Ein SEV oder Photomultiplier ist ein Gerät, welches auf
dem äußeren lichtelektrischen Effekt beruht. Ein Photon
löst aus einer Photokathode ein Elektron heraus, welches
in einem elektrischen Feld beschleunigt wird und auf eine
Prallanode – die sogenannte Dynode – trifft. Dort löst sie
mehrere Sekundärelektronen heraus, die wieder beschleunigt werden und auf eine weitere Dynode treffen usw. bis
sie zur letzten Elektrode – der Anode – gelangen. Durch
diesen kaskadenartigen Prozeß kann das Eingangssignal
bis auf das 100 Millionenfache verstärkt werden. Mit einer
Quanteneffizienz von z.T. über 30% gehört der Photomultiplier deshalb mit zu den empfindlichsten optischen
Strahlungsmeßgeräten, die bei der astronomischen Beobachtung zum Einsatz gelangen. Mit ihm kann man sogar
einzelne Photonen nachweisen. Außerdem ist auch bei
diesem Gerät – wie bei der CCD – das Ausgangssignal der
einfallenden Lichtintensität direkt proportional. Die spektrale Empfindlichkeit reicht vom nahen Infrarot bis in den
UV-Bereich und hängt in erster Linie vom Material ab, aus
dem die Kathode besteht.
4.29 Schematischer Aufbau eines Photomultipliers
In der Astronomie wird der SEV vornehmlich bei der Beobachtung veränderlicher Sterne bzw. unter Verwendung
von Farbfiltern zur Mehrfarbenfotometrie eingesetzt. Besonders vorteilhaft ist der geringe Meßfehler, der häufig
unter 1% gedrückt werden kann. Nachteilig ist, daß sich
die Helligkeit immer nur von einem Stern zur gleichen Zeit
messen läßt. Photomultiplier werden deshalb nach und
nach – soweit sinnvoll - durch moderne CCD-Kameras
ersetzt.
Praxis haben sich für diesen Zweck Irisblenden bewährt.
Hinter der Blende beginnt der Meßstrahlengang. In ihm
werden u.a. Filter angebracht, wobei die spektralen Durchlässigkeiten der Filter so ausgewählt wird, daß sie in Kombination mit der wellenlängenabhängigen Empfindlichkeit
der Photokatode des SEV die gewünschte Durchlaßkurven
möglichst gut annähern. Eine Fabry-Linse projiziert
schließlich das Sternbildchen leicht extrafokal auf eine
kleine Fläche der Photokathode.
Mit Photometer hoher Zeitauflösung beobachtet man auch
Sternbedeckungen durch den Mond. Aus den dabei während des Bedeckungsvorgangs entstehenden Beugungsmustern lassen sich z.B. die Winkeldurchmesser der Sterne,
die bedeckt werden, ableiten. Man hat mit dieser Methode
auch schon sehr enge Doppelsterne entdeckt.
Mikrokanalplatten
Ein aus „mikroskopisch kleinen“ SEV’s aufgebauter flächenhafter Detektor, der bei astronomischen Anwendungen fast ausschließlich im Vakuum des Weltraums zum
Einsatz kommt, ist die Mikrokanalplatte. Diese Platte, die
aus Halbleitermaterial besteht, ist ähnlich wie ein Sieb von
sehr feinen (Durchmesser 6-8 μm) Löchern – genauer
leicht zur Plattenachse gekippten Röhrchen – durchzogen.
Ein Photon, welches auf die Wandung eines solchen
Röhrchens trifft, löst ein Elektron heraus welches wiederum durch Stöße mit der Wand weitere Sekundärelektronen produziert. Dieser Vorgang wird durch eine längs der
Kanäle anliegenden Spannung zusätzlich befördert. Am
Ende der Röhre entsteht auf diese Weise eine Ladungswolke, die von speziellen Anoden aufgenommen und einer
Verstärkerelektronik zugeführt wird. Da jeder Kanal einzeln meßbar ist und man aus der registrierten Ladung die
Energie des auslösenden Lichtteilchens berechnen kann,
hat man es hier mit einem empfindlichen bildgebenden
Detektor zu tun, der in gewissen Grenzen selbst eine spektrale Auflösung ermöglicht. EUV-Detektoren werden oft auf
diese Weise realisiert und in UV-Teleskopen auf Satelliten
eingesetzt.
Sternphotometer
Sternphotometer montiert man so an ein Teleskop, daß der
Stern in der Fokalebene genau in die Öffnung einer Lochblende abgebildet wird. Diese Blende verhindert, daß benachbarte Sterne bzw. der Himmelshintergrund die Meßwerte verfälschen. Die Größe der Blende wird dabei so
gewählt, daß auch die äußeren Bereiche des Beugungsbzw. Seeingscheibchens darin noch Platz haben. In der
4.30 Aufbau einer Mikrokanalplatte
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
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Bolometer
Eine weitere Methode zur Strahlungsmessung beruht auf
der Ausnutzung des thermoelektrischen Effekts, auch Seebeck-Effekt genannt. Wenn Strahlung – z.B. Wärmestrahlung – auf eine geschwärzte Fläche fällt, dann wird diese
Strahlung absorbiert wodurch es zu einer geringfügigen
Erwärmung kommt. Diese Erwärmung versucht man mit
Hilfe von Bolometern zu messen.
Thermoelement
Ein klassisches Bolometer (von griech. „bole“=Strahlung)
ist im Wesentlichen ein Thermoelement, welches aus zwei
verlöteten Metallen (z.B. Platin und Silber) besteht. Wird
die z.B. mit Ruß geschwärzte Lötstelle durch Strahlung
erwärmt, fließt ein elektrischer Strom (Thermostrom), den
man verstärken und z.B. über eine Brückenschaltung messen kann.
Ein Bolometer kann im Prinzip Strahlung aller Wellenlängen aufnehmen, die von ihm absorbiert werden. Deshalb ist
es auch für Messungen im Infraroten bis zum Millimeterund Submillimeter-Bereich geeignet. Ein derartiges Bolometer wird unmittelbar in der Brennebene des Fernrohrs
(oder Radiospiegels) angebracht. Um ein genaueres Signal
zu erhalten, wechselt man in kurzer Folge zwischen Objekt
und Himmelshintergrund hin und her (z.B. 10-mal pro
Sekunde) und mißt die Differenz der beiden Signale. Damit
lassen sich Störeinflüsse, die durch die Fluktuationen in
der Erdatmosphäre entstehen, verringern.
In modernen Halbleiter-Bolometern bilden der Absorber
und der Detektor eine Einheit. Eine größere Anzahl derartiger Komposit-Bolometer wird für astronomische Anwendungen häufig zu einem bildgebenden 2D-Detektor
zusammengefaßt. Ein derartiger Detektor arbeitet z.B. in
einem Wellenlängenbereich zwischen 2 μm und 5000 μm
und muß wie jeder andere empfindliche Infrarotsensor mit
flüssigen Helium (0.4 K<T<4.2 K) gekühlt werden, damit er
optimal funktionieren kann.
Bolometerarray SCUBA
Arrays von Halbleiterbolometer sind mit die wichtigsten
Strahlungsmeßgeräte im Millimeter- und Submillimeterbereich. Ein Beispiel ist SCUBA („Submillimetre Common-User
Bolometer Array“), welches am 15-Meter James-ClerkMaxwell-Teleskop (JCMT, Mauna Kea, Hawaii, 4092 m
Höhe) zum Einsatz kommt. Diese „Submillimeterteleskop“
arbeitet im Wellenlängenbereich zwischen 0.3 und 2 mm
und wird vornehmlich zur Untersuchung von Sternentstehungsgebieten im fernen Infrarot (Mikrowellenbereich)
verwendet.
Um auch das thermische Rauschen auszuschalten, muß der
Detektor entsprechend gekühlt werden. Bei modernen
Detektoren liegt dabei die Kühltemperatur nur wenige
Zehntel Grad über dem absoluten Nullpunkt.
Halbleiterbolometer
An modernen Teleskopen setzt man Thermoelemente als
Bolometer nicht mehr ein. Zur Strahlungsmessung werden
dagegen spezielle Halbleiterbauelemente verwendet, die
vom Prinzip her das Gleiche leisten. 1961 wurde z.B. von
FRANK JAMES LOW ein Detektor entwickelt, der aus galliumgedopten Germanium besteht. Man muß ihn mit flüssigem
Helium kühlen, damit er im infraroten Spektralbereich, für
den er ausgelegt ist, effektiv arbeiten kann. Gemessen wird
eine Änderung des Widerstandes des GermaniumEinkristalls sobald er sich durch Einwirkung von Infrarotstrahlung erwärmt. Die absorbierte Strahlungsenergie
wird bei diesem Vorgang in Gitterschwingungen (Phononen) umgewandelt die wiederum das Widerstandsverhalten des Halbleiters beeinflussen.
4.31 SCUBA-Bolometerarray. Zu sehen sind die Hornantennen, die
das Eingangssignal auf die Halbleiter-Bolometer leiten. © JCMT
Moderne Entwicklungen in der Strahlungsmeßtechnik im
infraroten Spektralbereich nutzen immer mehr quantenmechanische Effekte in supraleitfähigen Materialien aus.
Auch die Entwicklung von höherauflösenden bildgebenden
Bolometerarrays für die Submillimeter-Astronomie wird
verstärkt vorangetrieben. Ein Beispiel ist LABOCA („Large
Bolometer Camera“), welches am 12 Meter APEX-Submillimeterteleskop in Chile im Einsatz ist und auf 0.3 K gekühlt
werden muß, damit es richtig funktioniert.
200
Optische Filter
Geräte zur Analyse optischer Strahlung
Elektromagnetische Strahlung ist die wichtigste Informationsquelle in der Astronomie. Zu ihrer Analyse wurden die verschiedensten Meßgeräte entwickelt, um aus ihren quantifizierbaren Eigenschaften die physikalischen Bedingungen am Ort ihrer Entstehung oder Modifikation abzuleiten. Dazu steht seit dem Beginn des Raumflugzeitalters dem Astronomen quasi das gesamte
Frequenzband von der harten Gammastrahlung bis hin zu langwelligen Radiowellen zur Beobachtung zur Verfügung. Gerade die
Frequenzbereiche, die von der Erdoberfläche aus aufgrund der Absorptionseigenschaften der Atmosphäre unzugänglich sind,
haben in den letzten Jahrzehnten zu vielen überraschenden Entdeckungen geführt. Als ein besonders prägnantes Beispiel sei hier
nur die Entdeckung der kosmischen Gammastrahlungsburster genannt.
Daneben wurden und werden weitere Informationsquellen erschlossen. Neben der kosmischen Partikelstrahlung sind die Neutrinos und nicht zuletzt die Gravitationswellen Gegenstand intensiver Forschung, die auch eine Herausforderung an die Technologie ihres Nachweises und ihrer Messung stellen.
In diesem Abschnitt sollen jedoch in erster Linie die Geräte und Methoden behandelt werden, die insbesondere in der optischen
Astronomie zum Einsatz kommen und der Analyse von Licht dienen. Sie haben die Astrophysik erst möglich gemacht.
Optische Filter
In der Astronomie muß man oft den Strahlungsfluß eines
Himmelskörpers in einem mehr oder weniger begrenzten
Frequenzbereich bestimmen. Im optischen Spektralbereich
werden dafür Filter verwendet, die – vereinfacht gesagt nur das Licht einer bestimmten Farbe hindurch lassen.
Farbfilter
Um z.B. die Farben von Sternen zu bestimmen, braucht
man lediglich Himmelsfelder mittels bestimmter Kombinationen von Fotoemulsionen und mehr oder weniger breitbandigen Farbfiltern zu fotografieren. Je nach der Eigenfarbe (die ein Maß für ihre Oberflächentemperatur ist)
werden die Sterne auf den einzelnen Fotoplatten mit unterschiedlichen Schwärzungen abgebildet. Die Differenz
dieser Schwärzungen (ausgedrückt in Sternhelligkeiten) –
der Farbenindex – ist dann ein Maß für eine wichtige physikalische Größe, nämlich der Oberflächentemperatur des
Sterns. Auf dieser Methodik beruht die besonders in der
Stellarastronomie wichtige photographische Photometrie.
Standardisierte Farbsysteme (wie das bekannte UBVSystem nach Johnson) sind z.B. bestimmten EmulsionFilterkombinationen zugeordnet. Natürlich können breitund mittelbandige Farbfilter (die zumeist aus gefärbtem
Glas oder in Glas eingeschlossener gefärbter Gelatine bestehen) auch mit CCD-Kameras und lichtelektrischen Photometern verwendet werden.
Interferenzfilter
Schmalbandige Filter sind dagegen nicht ganz so leicht
herzustellen. Bei einfacheren Aufgabenstellungen reichen
manchmal Kombinationen von herkömmlichen Farbfiltern
aus, um die Durchlaßfähigkeit für ein gegebenes Detektorsystem auf die gewünschte Art und Weise einzuschränken.
Will man z.B. dagegen die Emission von Gasnebeln ausschließlich im Licht vom dreifach ionisierten Sauerstoff
oder im + -Licht untersuchen, dann benötigt man Filter
mit möglichst wenigen nm Durchlaßvermögen bei der
gewünschten Wellenlänge. Derartige Schmalbandfilter
lassen sich in Form von Interferenzfiltern realisieren. Genaugenommen stellen sie eine spezielle Bauform des sogenannten Fabry-Perot-Interferometers dar, einem Instrument, das wegen seiner hohen spektralen Auflösung auch
nativ in der beobachtenden Astronomie eingesetzt wird.
Das zuerst 1897 von CHARLES FABRY (1867-1945) und ALF-
PEROT (1863-1925) vorgeschlagene Spektrometer besteht aus zwei fast (oder genau) planparallelen Glasplatten
mit einem dünnen Luftspalt der Dicke d dazwischen. Diese
Glasplatten sind auf den gegenüberliegenden Seiten
schwach versilbert und zwar gerade so stark, daß noch ein
kleiner Teil des schräg einfallenden Lichts durch die beiden
Platten hindurchgeht, der überwiegende Anteil aber zwischen den Platten hin- und her reflektiert wird bis es
RED
4.32 Transmissionskurve eines für astronomische Zwecke geeigneten
Breitbandfilters (ACF = Astro Conversion Filter), der weder UVnoch Infrarotlicht hindurch läßt.
© Baader Planetarium
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
schließlich doch noch austritt. Durch diese Reflektionen
entstehen Gangunterschiede zwischen den Teilstrahlen die
wiederum zur Interferenz der Teilstrahlenbündel führen.
Da sich die meisten Wellenlängen dabei durch destruktive
Interferenz auslöschen, wird nur Licht in einem sehr
schmalbandigen Wellenlängenbereich hindurch gelassen,
der wiederum vom Plattenabstand d abhängt. Projiziert
man mit einer Optik die austretenden Strahlenbündel auf
einen Schirm (oder Fotoplatte bzw. CCD), dann erkennt
man dort ringförmige und z.T. sehr scharfe Interferenzbilder. Jeder der dabei entstehenden Ringe entspricht dabei
einer bestimmten Beugungsordnung m.
201
Da es bei einem Interferenzfilter darauf ankommt, die
Durchlaßfähigkeit bei einer bestimmten Wellenlänge / –
z.B. für die Wasserstoffemission + bei 656.3 nm – zu
maximieren, muß man für einen möglichst großen Abstand
der benachbarten Maxima /± sorgen. Das läßt sich technisch für kleine m und kleine Schichtdicken d (in der Größenordnung der gewünschten Wellenlänge) erreichen. Die
Halbwertsbreite des Interferenzmaximums hängt dagegen
stark von der Reflektionsfähigkeit der die dielektrische
Schicht einschließenden Metallschichten ab. Maxima, die
weiter von / entfernt sind, können durch nachgeordnete
Breitbandfilter (z.B. in Form des entsprechend eingefärbten Trägerglases) blockiert werden.
Für schmalbandige Interferenzfilter existieren vielfältige
Einsatzmöglichkeiten. Bei der Sonnenbeobachtung z.B.
haben enge + -Filter die streulichtanfälligen Protuberanzenfernrohre mit eingebauter Kegelblende weitgehend
verdrängt. Bei entsprechend kleinem Durchlaßbereich
(wenige bis Bruchteile von einem Nanometer) können
bereits mit kleinen Fernrohren auf der Sonne Details beobachtet werden, für die man früher aufwendige Spektroheliographen benötigt hat.
Nebelfilter
4.33 Verschiedene Interferenzfilter
Ein Interferenzfilter arbeitet ähnlich. Auf eine planparallele
Glasplatte werden eine dünne Metallschicht, darüber eine
Schicht aus einem transparenten dielektrischen Material
und darüber eine weitere Metallschicht aufgebracht (z.B.
durch Bedampfen im Vakuum). Diese Schichten werden
i.d.R. durch eine weitere Glasplatte vor Umwelteinflüssen
geschützt. Das dielektrische Material entspricht im FabryPerot-Interferometer dem Luftspalt und wird durch die
Schichtdicke d und den Brechungsindex n charakterisiert.
Beim senkrechten Lichteinfall gilt für den Gangunterschied
zweier Strahlen 2nd und konstruktive Interferenz tritt
unter folgender Bedingung auf:
2, = = 1,2,3, …
[4.13]
Die Wellenlänge für das m-te Maximum ist also
/
2,
=
[4.14]
und der Abstand zwischen zwei Maxima
∆/ = / − /1
2,
=
+ 1
[4.15]
Sogenannte „Nebelfilter“ erlauben die Fotografie von kosmischen Objekten im Licht ausgewählter Spektrallinien.
Dazu gehören Supernovaüberreste, Planetarische Nebel
(z.B. OIII-Filter) und natürlich Gasnebel, die sich besonders
gut im monochromatischen Licht bestimmter WasserstoffBalmerlinien (z.B. + , 4 beobachten lassen. Ohne Filter
sind besonders viele galaktische Gasnebel so gut wie gar
nicht photographisch nachweisbar. Dazu kommt noch der
positive Effekt, daß Nebelfilter auch das von der irdischen
Lichtverschmutzung herrührende Licht (z.B. der Quecksilber- und Natriumdampflampen) weitgehend abblocken. So
kann man durchaus mit entsprechendem Equipment vom
Dach eines Wolkenkratzers in einer Großstadt den Pferdekopfnebel im Sternbild Orion fotografieren...
202
Polarimeter und Polarimetrie
Polarimeter und Polarimetrie
Elektromagnetische Wellen sind gemäß den Maxwell‘schen
Gleichungen nichts anderes als sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitende periodisch veränderliche elektrische und
magnetische Felder, deren Feldstärkevektoren E und B
senkrecht aufeinander stehen:
5=6×8
[4.16]
Die Größe k nennt man Wellenzahlvektor. Seine Richtung
ist durch die Richtung des Energieflusses, also der Ausbreitungsrichtung der elektromagnetischen Welle bestimmt
(Vektor n). Aufgrund von (4.16) kann man den elektrischen Feldvektor E als Repräsentant der gesamten ebenen
Welle auffassen (was eine Konvention ist) und dafür
schreiben:
= 9 sin<= − >
len, deren Amplituden (= Intensität) und Phasenverschiebungen praktisch gleichverteilt sind. Abweichungen von
dieser Gleichverteilung führen zu Licht unterschiedlichen
Polarisationsgrades. Im Spezialfall des vollständig polarisierten Lichtes sind das Verhältnis der Amplituden der
Komponenten und deren Phasenverschiebung zueinander
konstant. Das bedeutet nichts anderes, als daß die Lage,
das Achsenverhältnis und der Umlaufsinn der Schwingungsellipse erhalten bleiben.
[4.17]
> nennt man die Kreisfrequenz. Sie ist über die Dispersionsbeziehung < = >⁄? mit dem Betrag des Wellenzahlvektors k und der Lichtgeschwindigkeit c (im Vakuum) verbunden.
Polarisierte Wellen
4.34 Funktionsweise eines Polarisationsfilters
Führt man ein kartesisches Koordinatensystem (@A , @B , @C )
mit der Richtung z als Ausbreitungsrichtung ein, dann läßt
sich der Vektor (4.17) in bezug auf die Koordinatenachsen
x und y (welche die sogenannten Polarisationsebene aufspannen) folgendermaßen zerlegen:
B D, = E9,B cos<D − > − H I@B
[4.18]
A D, = E9,A cos<D − > − H I@A
wobei J = H − H die Phasendifferenz ist.
Ist J ein konstanter Wert, dann befinden sich beide Partialwellen in Phase und man sagt, daß die Welle linear polarisiert ist. Ist das nicht der Fall, dann handelt es sich um
eine elliptisch polarisierte Welle.
In der Polarisationsebene bewegt sich die Spitze des Feldstärkevektors E entlang einer Ellipse, deren Lage und
Form von dem Wert der Phasendifferenz abhängt (beträgt
die Phasendifferenz genau 90°, dann spricht man von einer
zirkularen Polarisation). So anschaulich eine Schwingungsellipse auch sein mag, sie gilt immer nur für einen konkreten Wellenzug. In der Astronomie hat man es aber immer
mit einer Vielzahl von einander unabhängigen Wellenzügen zu tun, so daß sich eine quasi-statistische Behandlung
anbietet. Unpolarisiertes Licht besteht demnach aus Wel-
Stokes-Parameter
Für die „statistische“ Beschreibung der Polarisation haben
sich die sogenannten Stokes-Parameter bewährt. Sie werden im Folgenden mit den Buchstaben I, Q, U und V abgekürzt und hängen mit der Intensität der Strahlung, die bei
bestimmten Polarisationsrichtungen gemessen werden,
zusammen. Für diese Messungen verwendet man Polarisationsfilter, die entsprechend ihrer Ausrichtung in der Polarisationsebene nur bestimmte Lichtanteile hindurch lassen.
Diese Anteile (Intensitäten) sollen wie folgt bezeichnet
werden:
9
KL
M9
NL
C
CO
Durchlaßrichtung entlang der y-Achse
Durchlaßrichtung 45°
Durchlaßrichtung entlang der x-Achse
Durchlaßrichtung 135°
Rechts zirkular polarisierter Anteil
Links zirkular polarisierter Anteil
Als Bezugsrichtung für die y-Achse der Polarisationsebene
verwendet man in der Astronomie i.d.R. die Richtung eines
Großkreises, der senkrecht zur Äquatorebene steht und
zum nördlichen Himmelspol hin verläuft. Richtet man ein
Polarisationsfilter genau in diese Richtung aus, dann ent-
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
spricht die durchgelassene Lichtintensität (z.B. eines
Sterns) dem Wert 9 .
Daraus ergeben sich die Stokes`schen Parameter für die
linearen und zirkularen Polarisationsanteile:
= 9 + M9 = KL + NL [4.19]
P = 9 + M9
Q = KL − NL
R = C − CO
Je nach dem Polarisationszustand einer Lichtquelle gibt es
folgende Fälle:
§
§
Synchrotronstrahlung:
Elektronen, die sich in einem Magnetfeld spiralförmig
entlang der Magnetfeldlinien bewegen, emittieren bevorzugt in das Innere eines Konus, dessen Achse mit der momentanen Bewegungsrichtung des Elektrons zusammenfällt. Diese Strahlung ist stark polarisiert wobei die Polarisationsrichtung immer senkrecht zur Richtung des Magnetfeldes ist.
Streuung an Staubteilchen:
[4.20]
[4.21]
Dichroitische Absorption:
Das Licht ist teilweise polarisiert
> SP + Q + R = ∗
§
(wie z.B. in Reflektionsnebeln oder zirkumstellaren Staubhüllen). Im Wesentlichen führen folgende Prozesse zur
Entstehung polarisierten Lichts:
Licht, welches an kleinen Staubteilchen gestreut wird (Mieund Rayleigh-Streuung), wird polarisiert und zwar bevorzugt in die Richtung, die senkrecht auf der Ebene steht, die
durch die Richtung der einfallenden Strahlung und der
Streustrahlung aufgespannt wird.
Das Licht ist vollständig polarisiert
= SP + Q + R 203
Das Licht ist unpolarisiert
P=Q=R=0
[4.22]
Aus dem Verhältnis
∗
Π=
[4.23]
Polarisationsmessungen
läßt sich der Grad der Polarisation bestimmen, d.h. wie
groß der Anteil der polarisierten Strahlungsintensität O
an der Intensität der Gesamtstrahlung I ist. Die Polarisationsrichtung erhält man über folgende Beziehung aus den
Stokes`schen Parametern:
Q
tan 2Y =
P
Optisch anisotrope Staubteilchen (z.B. solche mit einer
länglichen Form) absorbieren Licht unterschiedlicher
Polarisationsrichtung unterschiedlich stark. Das führt
dazu, daß unpolarisiertes Licht beim Durchgang durch
Staubwolken, in denen die Staubteilchen mit ihrer langen
Achse senkrecht zum Magnetfeld ausgerichtet sind, teilweise polarisiert wird.
[4.24]
Der Polarisationswinkel Y wird dabei (analog dem Positionswinkel bei Doppelsternen) von Nord aus über Ost
laufend gezählt.
Die Aufgabe der Polarimetrie ist es, den Polarisationsgrad
Π und den Winkel Y für jeden Punkt der interessierenden
Himmelsfläche (z.B. für einen Reflexionsnebel) zu bestimmen und in Karten festzuhalten.
Polarisiertes Licht enthält u.a. wertvolle Informationen
über Magnetfelder (die geladene Staubteilchen ausrichten
oder die Teilchen zur Emission von Synchrotronstrahlung
veranlassen) und über die Natur lichtstreuender Teilchen
Messungen der linearen Polarisation beruhen in der Astronomie auf Intensitätsmessungen unter Verwendung eines
Analysators, dessen Durchlaßrichtung in 45°-Schritten
gegenüber der Referenzrichtung gedreht wird. Polarisationsfilter werden bei professionellen Polarimetern nur
noch selten verwendet, da ihr Absorptionsvermögen zu
groß ist. Man verwendet vielmehr spezielle Prismen aus
einem doppelbrechenden Mineral wie z.B. Kalkspat. Bekanntlich wird in einem derartigen Kristall einfallendes
Licht in einen ordentlichen und einen außerordentlichen
Strahl gebrochen, die den Kalkspat versetzt als parallele
Strahlenbündel wieder verlassen. Diese Strahlenbündel
haben die bemerkenswerte Eigenschaft, daß sie senkrecht
zueinander vollständig polarisiert sind. In einem Nicolprisma sind zwei derartige Kalkspatprismen so zusammengesetzt, daß ein Strahl durch Totalreflektion eliminiert
wird. Solch ein Prisma eignet sich sehr gut als Analysator.
Als Empfänger hat man früher die Fotoplatte verwendet.
Heute benutzt man dafür selbstverständlich CCD-Arrays.
Ein optisches Polarimeter besteht (ohne spezielle konstruktive Feinheiten zu betrachten) aus einem entweder
204
Polarimeter und Polarimetrie
drehbar gelagerten oder fest montierten Nicol-Prisma (bei
einem fest montierten Analysator erreicht man die Drehung der Durchlaßrichtung durch ein vorgeschaltetes Plättchen aus Glimmer oder Gips) und einer CCD-Kamera.
Mit dieser Anordnung werden insgesamt 4 Aufnahmen der
interessierenden Himmelsgegend angefertigt, wobei die
Durchlaßrichtung um jeweils 45° gedreht wird.
Die Auswertung dieser Aufnahmen, deren Ziel es ist, eine
möglichst genaue Polarisationskarte des Himmelsausschnitts zu erstellen, ist sehr aufwendig und kann nur mit
leistungsfähiger Rechentechnik und speziellen Bildbearbeitungsmethoden gemeistert werden. Neben den üblichen
Bearbeitungsschritten wie Flatfield- und Dunkelfeldkorrektur kommen noch weitere spezielle Reduktionsschritte.
Sie dienen dazu, die Effekte zu minimieren, die sich aus
dem Fakt ergeben, daß die einzelnen Aufnahmen niemals
unter völlig identischen Bedingungen aufgenommen werden können.
Aus (4.19), (4.23) und (4.24) berechnet man schließlich für
jedes Bildelement (meist eine Zusammenfassung von mehreren Bildpunkten) den Polarisationsgrad und den Polarisationswinkel. Diese Arbeit wird von speziellen Bildverarbeitungsprogrammen übernommen. Als Ergebnis erhält
man eine Polarisationskarte.
Polarisationsmessungen können prinzipiell natürlich in
allen Wellenlängenbereichen durchgeführt werden. Besonders in der Radioastronomie gehört die Polarimetrie zu
einer Standardmethode. Die Messung erfolgt z.B. mittels
einer Dipolantenne, die man ähnlich wie ein Polarisationsfilter ausrichtet.
Polarimetrische Messungen im optischen Spektralbereich
erfordern eine sehr genaue Kalibrierung der Meßapparatur. Es ist nicht einfach, die wenigen Prozent polarisierten
Lichtes vom Himmelshintergrund (das wenn auch geringe
Streulicht der Atmosphäre ist auch polarisiert) zu trennen.
Außerdem darf die instrumentelle Polarisation nicht unbeachtet bleiben. Jede Reflektion an einer spiegelnden
Oberfläche, die nicht rotationssymmetrisch zu einer Achse
ist, macht den Einsatz eines Polarimeters unmöglich. Deshalb ist ihr Einsatz bei Spiegelteleskopen auf den Primärfokus oder den Cassegrain-Fokus beschränkt.
4.35 Aufnahme des Krebsnebels (M1) mit dem 60 cm Spiegelteleskops auf dem Pic du Midi (Frankreich), aufgenommen durch Polarisationsfilter unterschiedlicher Durchlaßrichtung. Man erkennt schon an diesen Aufnahmen, daß das Licht des Krebsnebels stark polarisiert ist. Ursache dafür ist die nichtthermische
Synchrotronstrahlung, die im Magnetfeld des Pulsars von
Elektronen emittiert wird. Das unterste Bild zeigt die aus den
Aufnahmen abgeleitete Polarisationskarte.
0°
45°
90°
135°
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
205
Spektrographen und Spektroskopie
Astrophysik im Unterschied zur klassischen Astronomie
wurde eigentlich erst möglich, nach-dem GUSTAV ROBERT
KIRCHHOFF (1824-1887) und ROBERT WILHELM BUNSEN
(1811-1899) die Spektralanalyse auf eine experimentelle
Grundlage stellten. Mit ihrer Hilfe ließen sich auf einmal
Informationen über die stoffliche Zusammensetzung und
über die physikalischen Zustandsgrößen der Himmelskörper, die ja von der Erde aus prinzipiell unerreichbar sind,
gewinnen. Bis heute ist deshalb die Spektroskopie und
Spektralanalyse eine außerordentlich wichtige Disziplin
der beobachtenden Astronomie geblieben. Es gibt auch so
gut wie keine wissenschaftlichen Raumflugmissionen, wo
die Satelliten nicht mit mindestens einem spektroskopischen Gerät irgendwelcher Art ausgerüstet sind.
Unter Spektroskopie versteht man ganz allgemein die
Zerlegung von Strahlung in ihre Bestandteile. Licht besteht
bekanntlich aus einem Gemisch von elektromagnetischen
Wellen verschiedener Frequenzen. Dieses Licht wird in
einem Spektralapparat in ein Spektrum zerlegt, in dem die
einzelnen Lichtanteile nach ihrer Frequenz (bzw. Wellenlänge) angeordnet und damit leichter zu analysieren sind.
Um ein optisches Spektrum zu erzeugen, kann man im
Wesentlichen zwei verschiedene physikalische Prozesse
ausnutzen: einmal die Brechung (z.B. unter Verwendung
eines Glasprismas) und zum anderen die Beugung (unter
Verwendung eines Beugungsgitters).
Prismenspektrograph
Bei einem Prismenspektrographen wird das Sternlicht
durch ein oder mehrere Glasprismen geleitet. Nach dem
Brechungsgesetz
Porträt
GUSTAV R. KIRCHHOFF
(* 1824 Königsberg /Ostpreussen
† 1887 Berlin)
Das Hauptforschungsgebiet von Gustav Robert Kirchhoff war die Elektrizitätslehre, wo ihm einige fundamentale Entdeckungen und Entwicklungen gelangen.
Jedermann bekannt sind z.B. die Kirchhoffschen Regeln, die in der Netzwerktechnik eine große Rolle spielen. Er hat aber auch auf dem Gebiet der elektromagnetischen Strahlung gearbeitet. Das Kirchhoffsche Strahlungsgesetz
stellt
z.B.
einen
fundamentalen
Zusammenhang zwischen dem Absorptions- und Emissionsvermögen eines Körpers dar. Es bildete den Ausgangspunkt der Untersuchung der Wärmestrahlung
und so auch von Max Plancks Quantenhypothese zur
Erklärung der spektralen Energieverteilung eines
Schwarzen Körpers. Zusammen mit Robert Wilhelm
Bunsen entwickelte er ab 1854 an der Universität
Heidelberg die Spektroskopie zu einem analytischen
Meßverfahren. Dabei entdeckten sie gemeinsam auch
die Elemente Cäsium und Rubidium. Außerdem waren
sie in der Lage, die Fraunhoferschen Linien im Sonnenspektrum zu erklären und auf diese Weise eine Methode zu entwickeln, die es erlaubte festzustellen, was für
chemische Elemente in den Sternatmosphären vorhanden sind. 1875 bis kurz vor seinem Tod 1887 wirkte er an der Universität Berlin auf dem Lehrstuhl, den
nach ihm Max Planck einnehmen sollte.
[4.25]
O sin Z = [ sin \
wird ein monochromatischer Lichtstrahl beim Durchdringen der Grenzfläche Luft (Brechungsindex O ) – Glas
(Brechungsindex [ ) zum Lot hin gebrochen.
Hieraus erkennt man schon den größten Nachteil eines
Prismenspektrographen: Die Dispersionskurve ist nicht
linear. Aus diesem Grund werden derartige Spektrographen in der astronomischen Praxis nur noch selten
angewendet.
Da der Brechungsindex [ dem Quadrat der Wellenlänge umgekehrt proportional ist, wird kurzwelliges Licht stärker zum Lot hin abgelenkt als langwelliges Licht.
Bezeichnet man ganz allgemein den Ablenkungswinkel mit
], dann ergibt sich für die Winkeldispersion:
,] ,
~
, ,
und wegen ~a
,] aN
⇒
~
,
[4.26]
4.36 Prismenspektroskop, wie es von Kirchhoff- und Bunsen für ihre
optischen Experimente verwendet wurde.
206
Spektrographen und Spektroskopie
und für ein Gitter mit insgesamt N Strichen auf seiner Gesamtfläche
Gitterspektrograph
Ein Beugungsgitter als dispergierendes Element besitzt
diesen Nachteil nicht. Es besteht aus einer großen Anzahl
paralleler Striche (oder Stufen) mit einem Abstand d (der
Gitterkonstante), die z.B. mit einem Diamanten auf eine
planparallele Glasplatte geritzt sind.
Bezeichnet man mit ]c den Einfallswinkel und mit ]d den
Ausfallswinkel, dann ergibt sich aus der Beugungstheorie
für den Gangunterschied zwischen zwei benachbarten
Strahlen:
i = <l
[4.32]
Schon mit kleinen Beugungsgittern erhält man bei einer
entsprechend hohen Strichzahl eine bedeutend bessere
spektrale Auflösung als mit einem Glasprisma. In der Praxis werden Gitter mit 300 bis 1800 Linien pro Millimeter
verwendet.
[4.27]
sin ]d − sin ]c , = <
< = ±1, ±2, … → Ordnung
Praktisch ist die Anzahl der Ordnungen aus geometrischen
Gründen begrenzt. Man kann leicht zeigen, das folgende
Beziehung
</hA
2,
=
[4.28]
gilt. Nachteilig ist jedoch, daß die durch ein Beugungsgitter
entstehenden Spektren bei größer werdenden k immer
länger werden und dabei irgendwann überlappen. Durch
konstruktive Maßnahmen (z.B. durch einen Predisperser
bzw. mittels Farbfilter) läßt sich diese Überlappung bei
höheren Ordnungen vermeiden.
Die Winkeldispersion ist natürlich auch abhängig von der
Beugungsordnung und ergibt sich aus (4.27) durch Differentiation nach der Wellenlänge (]c als Konstante betrachten):
,]d
<
=
,
, cos ]d
[4.29]
Wie man sieht, ist sie im Gegensatz zu (4.26) wellenlängenunabhängig.
Auflösungsvermögen eines Spektrographen
Eine weitere wichtige Kenngröße für ein optisches Gitter
ist das Auflösungsvermögen. Es ist definiert durch den
Quotienten aus Wellenlänge und dem gerade noch unterscheidbaren Wellenlängenintervall:
i=
Δ
[4.30]
Für ein Prisma mit der Basislänge b gilt
[
i=k
Δ
[4.31]
4.37 Typisches optisches Layout eines einfachen Gitterspektrographen. Der Kollimatorspiegel „begradigt“ das vom Spalt ausgehende Lichtbündel und reflektiert es auf das Beugungsgitter.
Das von dort spektral aufgespaltene Licht wird vom Kameraspiegel auf den Detektor (heute meistens ein CCD-Chip) abgebildet, dessen Signal in einem Computer gespeichert und
weiterverarbeitet wird.
Transmissions- und Reflektionsgitter
Beugungsgitter gibt es als Transmissionsgitter und als
Reflektionsgitter. Bei den meisten an Teleskopen genutzten
Spektrographen werden Reflektionsgitter verwendet.
Dabei handelt es sich zumeist um sogenannte Blaze-Gitter,
die in der Lage sind, bis zu 80% des Lichtes eines Objektes
bevorzugt in einem Spektrum einer bestimmten Ordnung
zu konzentrieren. Das erreicht man durch eine spezielle,
sägezahnartige Form der Furchen.
Mit Blaze-Gitter, bei denen der Lichteintritt sehr schräg
erfolgt, lassen sich in höheren Ordnungen (k=50 ... 100)
sehr große Dispersionen erzielen. Man bezeichnet derartige Gitter auch als Echelle-Gitter. Sie werden gern in ortsfesten Coude`-Spektrographen (s.u.) eingesetzt.
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
Spaltspektrographen
In der astronomischen Spektroskopie verwendet man
überwiegend Spaltspektrographen, die vollständig aus
spiegelnden optischen Bauteilen aufgebaut sind. Das Licht
(z.B. eines Sterns) wird durch die Teleskopoptik auf einen
schmalen Spalt fokussiert und mittels eines Kollimatorspiegels in ein entsprechend großes paralleles Lichtbündel umgewandelt, welches auf das schräg stehende
Blaze-Gitter gelenkt wird. Dort erfolgt die spektrale Zerlegung des Lichts und das dabei entstehende Spektrum wird
über eine weitere Optik (z.B. einer Schmidt-Kamera) auf
den Detektor (welcher heute meistens ein CCD-Chip ist)
abgebildet.
Spaltspektrographen werden oft am Cassegrain-, Nasmythoder Coude`-Fokus eines Teleskops betrieben. Coude`Spektrographen können sehr große Ausmaße annehmen.
Sie werden (um Meßfehler zu minimieren) in speziell
temperierten Räumen unterhalb eines Teleskops aufgestellt. Durch ihr hohes spektrales Auflösungsvermögen
erlauben sie die detaillierte Untersuchung von Sternspektren um z.B. über die Aufspaltung von Spektrallinien auf die
Existenz und Größe von Magnetfeldern zu schließen (Zeeman-Effekt).
207
wie sie z.B. in der Faseroptik verwendet wird, anordnen
und durch dieses „Lichtleitkabel“ das Sternlicht auf den
regulären Spalt eines Spaltspektrographen leiten. In dem
man mehrere solcher Glasfasern verwendet, kann man
simultan die Spektren einer ganzen Anzahl etwa gleichheller Objekte gewinnen. Das Hauptproblem ist dabei die
Positionierung der Glasfasereintrittsflächen im Teleskop.
Die technischen Lösungen reichen dabei von speziellen
Lochmasken (wobei die Löcher, in denen dann später die
Glasfasern stecken, entsprechend einer zuvor aufgenommenen Himmelsaufnahme an der Fokalposition der interessierenden Objekte gebohrt werden müssen) bis hin zu
frei positionierbaren „Spinnen“, an deren „Fußspitzen“ die
Glasfasern montiert sind. Während die erste Methode sehr
aufwendig ist (für jedes zu untersuchende Objektfeld muß
zuvor eine präzise Lochmaske hergestellt werden), ist die
Zweite zwar – was die Mechanik betrifft – komplizierter,
aber dafür lassen sich die Positionen der Glasfasereintrittsöffnungen relativ leicht mit entsprechenden Computerprogrammen kontrollieren. Letztere Methode hat sich
besonders bei der Bestimmung der Rotverschiebung weit
entfernter Galaxien bewährt. Sie ist sehr ökonomisch, da
sich damit die Spektren von bis zu 100 Galaxien auf einmal
aufnehmen lassen.
Das Auflösungsvermögen eines Spaltspektrographen wird
von der Größe des parallelen Strahlungsbündels in Dispersionsrichtung bestimmt und ist damit abhängig von der
konkreten Bauart des Spektrographen. In der Regel wird
die Abbildungsoptik (also die Kamera) so dimensioniert,
daß es das Strahlenbündel mit dem Durchmesser D vollständig aufnehmen kann. Das Auflösungsvermögen wird
dann entsprechend (4.5) durch das erste Minimum der
Beugungsfigur bestimmt. Ob sich dieses Auflösungsvermögen auch wirklich ausnutzen läßt, hängt natürlich auch
noch von der Art des Detektors ab (Fotoplatte oder CCDArray).
Vergleichsspektren
Zusätzlich zum Objektspektrum werden (meist ober- und
unterhalb) Vergleichsspektren aufgenommen. Sie dienen
sowohl der Wellenlängen- als auch der Intensitätskalibrierung. Zum Vergleich verwendet man häufig das Licht einer
Neon-Eisen-Hohlkathode, deren Emissionsspektrum sehr
genau bekannt ist.
4.38 Am 2.5-m-Teleskop des Sloan Digital Sky Survey am Apache
Point Observatory ist ein Multi-Objekt-Glasfaserspektrograph im
Einsatz, welcher hauptsächlich der Messung der Rotverschiebung weit entfernter Galaxien dient. Zu sehen ist die Lochplatte,
die nach einer Himmelsaufnahme angefertigt wird und in deren
Löcher jeweils Lichtleitkabel gesteckt werden die wiederum zum
Spektrographenspalt führen. Bis zu 600 Spektren können damit
auf einmal aufgenommen werden. © Apache Point Observatory
Spaltspektrographen mit Lichtleitkabeln
Objektivprismenspektrographen
Spaltspektrographen haben den Nachteil, daß man während der Beobachtungszeit i.d.R. nur von einem bestimmten Objekt ein Spektrum aufnehmen kann. Wenn es dabei
nicht auf eine besonders große spektrale Auflösung ankommt, kann man anstelle eines Eintrittsspaltes in der
Fokalebene des Teleskops die Stirnfläche einer Glasfaser,
Für große Spektraldurchmusterungen – insbesondere für
Sterne – wurden lange Zeit Objektivprismenspektrographen eingesetzt. Dazu hat man einfach ein Glasprisma so
vor das Objektiv eines Fernrohrs – meist eines Astrographen – angebracht, daß anstelle des Schwärzungsscheibchens eines Sterns ein zumeist kurzes Spektrum auf der
208
Spektrographen und Spektroskopie
Fotoplatte abgebildet wird. Auf diese Weise konnten sehr
effektiv die Spektraltypen sehr vieler Sterne auf einer
einzigen Himmelsaufnahme bestimmt werden. Detailuntersuchungen sind jedoch aufgrund der zu geringen Dispersionen auf diese Weise kaum möglich. Aber man kann
leicht aus der riesigen Anzahl der Objekte, die auf einer
Himmelsaufnahme abgebildet werden, die Interessanteren
für Einzeluntersuchungen (wie Planetarische Nebel, Quasare, Emissionsliniensterne) herausfinden. Deshalb hat
man z.B. auch viele große Schmidteleskope mit Objektivprismen meist geringer Dispersion (um die Reichweite
möglichst wenig zu beeinflussen) ausgestattet. Am KarlSchwarzschild-Observatorium der Landessternwarte Thüringen verwendet man beispielsweise ein schwachbrechendes Glasprisma mit einem brechenden Winkel von
lediglich 0.5° (was bei 4 Meter Brennweite zu einer Dispersion von 250 nm/mm bei führt), um Objekte mit einer
außergewöhnlichen Energieverteilung im Kontinuum (wie
z.B. aktive Galaxien) aufzufinden.
Fourier-Spektrographen
Bei dieser Art von Spektrographen verwendet man ein
Interferometer – meist ein Michelson-Interferometer – um
ein Spektrum zu erhalten. Es wird häufig in Satelliten eingesetzt, wo es oftmals als IR-Spektrometer seinen Dienst in
der Fernerkundung der Erde oder anderer Planeten leistet.
Aber auch in der Submillimeter- und Millimeterastronomie
sowie in speziellen Detektoren für Infrarotteleskope kommen solche Spektrometer zum Einsatz. Sie zeichnen sich
insbesondere durch eine hohe spektrale Auflösung auf die
es ermöglichen, beispielsweise die Profile einzelner Spektrallinien oder von ganzen Molekülbanden sehr genau zu
vermessen. Gemessen wird entweder die Intensität am
Detektor oder, wenn als Detektor ein Bolometer zum Einsatz kommt, die von der Intensität abhängigen Temperaturschwankungen. Letzteres Verfahren wird z.B. an Submillimeter- oder Millimeterteleskopen angewendet, um
Molekülstrahlung, die von kosmischen Gas- und Staubwolken emittiert werden, sehr genau zu vermessen.
Michelson-Interferometer
Kernstück eines solchen Spektrometers ist ein MichelsonInterferometer, bei dem ein Spiegel entlang der Spiegelachse kontinuierlich verschiebbar ist. Das einfallende
Lichtbündel trifft dabei zuerst auf einen Strahlteiler, der es
in zwei rechtwinklig zueinander stehende Teilstrahlen
aufspaltet, wobei der eine Teilstrahl auf einen feststehenden Planspiegel (Referenzarm) und der andere auf einen
beweglichen Planspiegel (Meßarm) trifft.
4.40 Schematischer Aufbau eines Fourier-Transformationsspektrometers, welches sich aus einem Michelson-Interferometer mit
einem beweglichen Meßarm ableitet.
4.39 Das gleiche Sternfeld ohne und mit Objektivprisma aufgenommen. Objekte mit einer auffälligen Absorptionslinie sind markiert.
© M.Richmond
Wenn zwischen Referenzarm und Meßarm in bezug auf die
einfallende Lichtwelle ein Gangunterschied besteht, kommt
es bei der Rückreflektion am Strahlungsteiler zur Interferenz. Geht man von einem monochromatischen Eingangssignal aus, dann kann es in Abhängigkeit von diesem Gangunterschied entweder zur Amplitudenverstärkung
(konstruktive Interferenz) oder zur Auslöschung (destruktive Interferenz) kommen. Erzeugt man diesen Gangunter-
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
schied kontinuierlich durch Vergrößerung des Meßarms,
dann erhält man am Detektor ein cosinusartiges Signal I,
wenn die Intensität im Referenzarm und die Intensität
im Meßarm ist:
2m
= + + 2S cos =
[4.33]
Dabei beschreibt das Argument x in der Beziehung (4.33)
die Verschiebung des Meßarms und das Signal I(x) ist dann
für eine ganz bestimmte Wellenlänge (oder Frequenz
n charakteristisch.
Da aber gewöhnlich Licht aller Wellenlängen in das Interferometer gelangt, überlagern sich auch die Signale (4.33)
von allen diesen Wellenzügen derart, daß als Resultat
dieser
Überlagerungsvorgänge
ein
kompliziertes
Kompositsignal entsteht. Bei x=0 ist die Länge des
Meßarms mit der Länge des Referenzarms identisch. Das
bedeutet, daß sich alle Wellenzüge konstruktiv überlagern
und es zu einem maximalen Intensitätsanstieg kommt. Mit
wachsender Verschiebung x unterscheiden sich aber die
Phasendifferenzen der einzelnen Wellenzüge und es tritt
sowohl konstruktive als auch destruktive Interferenz auf
was zu einem über x wechselnden Signal I(x) führt. Dieses
Signal ist bei einem fehlerfrei aufgebauten Interferometer
zu x=0 symmetrisch, wenn man Verschiebungen des
Meßarms in beide Richtungen in Bezug auf x=0 zuläßt.
209
gung, die oftmals bereits im Meßcomputer selbst implementiert sind, so daß das Spektrometer direkt ein Spektrum an seinem Ausgang liefert, welches elektronisch aufgezeichnet werden kann.
Spektrales Auflösungsvermögen
Das
spektrale
Auflösungsvermögen
eines
Fourierspektrometers hängt theoretisch von der maximal
erreichbaren Wegdifferenz Δu beider Teilstrahlen in Bezug
auf die Beobachtungswellenlänge ab, die im Interferometer technisch erreichbar ist:
2Δu
i=
[4.36]
Darüber hinaus spielt auch noch die „Sampling“-Rate, mit
der das Signal abgetastet wird, eine wichtige Rolle. Sie
bestimmt, wieviele diskrete Meßpunkte über das Intervall
/hA − /vw notwendig sind, um die spektrale Auflösung
zu reproduzieren. Ein diskreter Meßwert ist in diesem Fall
immer nach einer Verschiebung des beweglichen Spiegels
um
/vw + /hA |Δ=| =
16/vw − /hA [4.36]
aufzunehmen.
Fourier-Transformation
Um nun daraus ein Spektrum zu erhalten, muß eine Fourier-Transformation durchgeführt werden. Sie überführt
das Signal quasi aus dem „Ortsraum“ I(x) in den „Frequenzraum“ n , wenn n die Frequenz ist.
Bezeichnet man mit < = 2m⁄ die Wellenzahl, dann läßt
sich ein Spektrum o< bekanntlich durch die Fouriertransformation
o< =
q
[4.34]
1
p o= r=s−<= ,=
2m
aq
darstellen. Da die Fouriertransformation „informationserhaltend“ ist, muß auch eine Rücktransformation existieren:
q
[4.35]
o= = p o< r=s<= ,<
aq
In dem hier diskutierten Fall läßt sich I(x) als f(x) und n
als f(k) (mit < = 2mn/? identifizieren, wobei nur die Realteile der komplexen Funktion von Bedeutung sind. Zur
Berechnung des Spektrums (4.34) aus I(x) stehen heute
eine Vielzahl moderner numerischer Verfahren zur Verfü-
4.41 Interferogramm des Planeten Mars, aufgenommen mit einem
Fourier-Spektrometer am Caltech Submillimetre Telescope auf
dem Mauna Kea / Hawaii. Das Diagramm darunter zeigt das aus
dem Interferogramm abgeleitete Spektrum. © Eric Weisstein
Fourier-Spektrometer sind ein wichtiges Arbeitsgerät für
den Astronomen geworden, da sie in Wellenlängenbereichen, wo andere Spektrometer technische Schwierigkeiten bereiten, hohe spektrale Auflösungen ermöglichen.
210
Optische Interferometrie
Optische Interferometrie
Das Auflösungsvermögen eines Teleskops hängt (von den
Störungen der Erdatmosphäre einmal abgesehen) von
seiner Öffnung (Apertur) und von der Wellenlänge des
Lichts ab, das beobachtet wird. Bekanntlich ist dafür der
Abstand des ersten Minimums des Beugungsscheibchens
zu seinem Zentrum ausschlaggebend. Wenn zwei (gleichhelle) Doppelsterne einen Abstand haben, bei dem der
jeweils erste Beugungsring des einen Sterns mit dem des
anderen zusammenfällt, dann erfüllen sie das RayleighKriterium und werden gerade aufgelöst. Bei Großteleskopen begrenzt leider die Erdatmosphäre das praktische
Auflösungsvermögen. Man kann aber durch den Einsatz
adaptiver Optik Bedingungen herstellen, bei denen auch
irdische Teleskope zumindest im infraroten Spektralbereich nahezu beugungsbegrenzt arbeiten. Auf diese Weise
ist es möglich, bezüglich des Auflösungsvermögens in Bereiche der Größenordnung von einigen 10 Millibogensekunden vorzustoßen, wie das z.B. bei den beiden 10 MeterKeck-Teleskope der Fall ist.
Apertur entspricht), dann überlagern sich die Interferenzmuster dieser beiden Sterne. Ist s der Winkelabstand der
beiden Komponenten, dann kommt es bei günstig gewählten a zu dem Effekt, das ein heller Streifen der einen Komponente mit einem dunklen Streifen der anderen Komponente zusammenfällt. Im Okular macht sich das dadurch
bemerkbar, daß der Kontrast zwischen den hellen und
dunklen Streifen stark abnimmt. Die Bedingung für das
Zusammenfallen von Minima und Maxima ist durch folgenden Ausdruck gegeben:
2 − 1
{/vw =
2u
Während bei einem Einzelstern bei Vergrößerung von a die
Fringes immer enger werden, vermindert sich der Kontrast
V zwischen Minima und Maxima bei der Auflösung eines
Doppelsterns bei ganz bestimmten Basislängen a.
Porträt
Um das Auflösungsvermögen noch weiter zu steigern, nutzt
man die moderne Version einer Idee aus, die von dem
französischen Physiker ARMAND HIPPOLYTE LOUIS FIZEAU
(1819-1896) stammt und die man als astronomische Interferometrie bezeichnet. Seine (später von ABRAHAM A. MICHELSON (1852-1931) verbesserte) Methode soll im Fol-
genden kurz erläutert werden, da man mit ihr selbst mit
kleinen Amateurgeräten Abstände von hellen Doppelsternen sehr genau vermessen kann.
Doppelspalt-Interferometer
Wenn man ein Teleskop verwendet, dessen freie Öffnung
bis auf zwei Lochblenden (entsprechend dem klassischen
Doppelspaltexperiment) abgedeckt ist, dann erhält man in
der Brennebene von einem i. A. nichtauflösbaren Stern ein
Beugungsscheibchen mit einem Muster aus hellen und
dunklen Streifen. Diese Streifen werden als „Fringes“ bezeichnet Ist a der Mittenabstand der beiden Lochblenden,
dann gilt für den Streifenabstand z:
z=
{
[4.37]
Durch eine Veränderung des Lochabstandes kann man
demnach auch die Anzahl der Streifen auf einem Beugungsscheibchen verändern wobei sich der Fringe-Abstand
verkleinert wenn der Lochabstand vergrößert wird.
Hat man es anstelle eines Sterns mit einem Doppelstern zu
tun, dessen Abstand größer ist als das theoretische Auflösungsvermögen des Teleskops (d.h. wenn a ungefähr der
[4.38]
ARMAND H.L. FIZEAU
(* 1819 in Paris
† 1896 in Venteuil)
Armand Hippolyte Louis Fizeau war ein französischer
Privatgelehrter, der sich u.a. sehr intensiv mit den
Interferenzerscheinungen von Licht beschäftigt hat.
Dabei entdeckte er die nach ihm benannten
„Fizeauschen Interferenzstreifen“. Er konnte weiterhin
zeigen, daß nicht nur bewegte Schallquellen, wie von
Christian Doppler 1842 entdeckt, gegenüber einem
ruhenden Beobachter eine Frequenzverschiebung
zeigen, sondern auch Lichtwellen. Diese wichtige Entdeckung erlaubte es später William Huggins spektroskopisch Radialgeschwindigkeiten von Sternen anhand
ihrer charakteristischen Linienverschiebungen in ihren
Spektren zu bestimmen.
Fizeau wurde auch bekannt durch seine damals sehr
genaue Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit sowohl
in Luft als auch in (ruhendem und bewegtem) Wasser
(Fizeauscher Mitführungsversuch), wobei er ein Ergebnis erhielt, daß erst im Rahmen der speziellen
Relativitätstheorie verständlich werden sollte (Unabhängigkeit der Lichtgeschwindigkeit vom Bewegungszustand der Lichtquelle bzw. Beobachters).
Wertvolle Arbeit leistete er zudem bei der Entwicklung
von Induktionsspulen sowie in der Nutzung
interferometrischer Methoden für Präzisionsmessungen.
1860 wurde er in die Académie des sciences aufgenommen und 1878 wählte man ihn zum Präsidenten
des Bureau des Longitudes.
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
Den Kontrast V (oder besser die „visibility“) kann man auch
photometrisch bestimmen, da viele Fringes die Intensität
des Beugungsscheibchens verringern. In der Praxis wird
deshalb häufig die Größe
/hA − /vw
R=
/hA + /vw
[4.39]
über den Lochabstand a aufgetragen. V liegt zwischen 0
(keine Fringes) und 1 (voller Kontrast). Gewöhnlich benutzt man jedoch das Verhältnis R⁄R| , wobei R| die Visibility einer eindeutigen Punktquelle ist, die zur Kalibrierung mit gemessen wird.
Wenn man die Position der beiden Lochblenden entsprechend dem Positionswinkel des Doppelsterns ausgerichtet
hat, kann man mit einem Photometer bei verschiedenen a
die Helligkeit des Sterns messen und daraus V berechnen.
Beobachtet man visuell (und zwar bei möglichst hoher Vergrößerung), versucht man den Lochabstand so zu wählen,
daß das Fringe-Muster auf dem Beugungsscheibchen verschwindet. Aus a kann dann mit (4.38) der Abstand der
beiden Sterne berechnet werden. Für n=1 und s in Bogensekunden folgt für eine Wellenlänge von = 550 nm folgende Formel
u=
57.24
{
[4.39]
wenn a in mm gemessen wird.
Mit einem Spiegelteleskop von 20 cm Öffnung (größere
Öffnungen führen aufgrund des Seeings zu Problemen)
kann man ungefähr gleich helle Doppelsterne bis zu einem
Abstand von s=0.35“ nach dieser Methode trennen. Bei
visuellen Beobachtungen ist es außerdem günstig, an Stelle
der Lochblenden rechteckige Spalte zu verwenden, wodurch man mehr Licht zur Verfügung hat und die Fringes
besser sieht.
Sterndurchmesserbestimmung nach der Methode
von Michelson und Peaes
Mit diesen verblüffend einfachen Verfahren läßt sich nicht
nur die Distanz von Doppelsternen messen. Bereits 1891
konnte ALBERT A. MICHELSON nach dieser Methode die Winkeldurchmesser der 4 hellen Jupitermonde bestimmen. 29
Jahre später hatte er die Gelegenheit, seine Messungen an
hellen Sternen am damals größten Spiegelteleskop der
Welt – dem 2.5 Meter Hooker-Spiegel auf dem Mt.Wilson in
Kalifornien - zu wiederholen. Um die Öffnung des Teleskops künstlich zu vergrößern, befestigte er zwei rechtwinklige Ablenkspiegel an einer 6.1 Meter langen Trägerkonstruktion, von wo das Sternlicht über weitere Hilfsspiegel in das Teleskop gelenkt wurde. Zusammen mit FRANCIS
211
G. PEASES (1881-1938) gelang es ihm mit dieser Interferometeranordnung den Durchmesser des Roten Riesensterns
Beteigeuze im Sternbild Orion zu bestimmen. Seitdem hat
sich die Technik um Größenordnungen weiterentwickelt.
Mit den 10 Meter-Keckteleskop auf Hawaii kann man mit
Hilfe der adaptiven Optik nicht nur Beteigeuze als Scheibchen abbilden. Auf diesen Scheibchen sind sogar Strukturen in der Sternatmosphäre auszumachen.
4.42 Michelson’s Sterninterferometer am Tubusende des 2.5 Meter
Hooker-Teleskops des Mount Wilson-Observatoriums (um 1920)
Optische Interferometrie mit kohärenter Zusammenführung von Licht aus Einzelteleskopen
Der nächste große Quantensprung in der optischen Interferometrie war das kohärente Zusammenführen des Lichtes von zwei Einzelteleskopen. Was einfach klingt, ist in der
Praxis nur schwer und mit riesigem technischem Aufwand
zu realisieren. Die Kohärenzbedingung – das Lichtwellen
möglichst phasengleich am Detektor eintreffen müssen,
damit sie interferieren – ist bei einem Fernrohr mit einem
Objektiv (Linse oder Spiegel) automatisch erfüllt (genaugenommen bestimmt diese Bedingung die Lage des Fokus).
Benutzt man zwei (oder mehrere) separate Teleskope,
dann ist diese Bedingung schwieriger zu erfüllen. Die Wellenfront einer praktisch ebenen Kugelwelle, die von einem
Stern auf der Erde eintrifft, erreicht die beiden Teleskope
niemals exakt gleichzeitig (d.h. die Weglängen sind unterschiedlich). Man muß also mit technischen Hilfsmitteln
versuchen, die von den Teleskopen gelieferten beiden
Teilstrahlen wieder in Phase zu bringen. Das erfolgt über
eine sogenannte Verzögerungsstrecke. Dahinter verbirgt
sich eine Anordnung von z.T. beweglichen Planspiegeln,
mit deren Hilfe man den Lichtweg eines Teilteleskops so
anpassen kann, daß die beiden Teilstrahlen – über einen
halbdurchlässigen Spiegel wieder vereint - interferieren
können. Daß dieses Verfahren in der Praxis auch wirklich
funktioniert, konnte 1974 ANTOINE E. HENRY LABEYRIE ein-
212
Optische Interferometrie
drucksvoll zeigen. Als Prototyp für ein optisches Interferometer gilt das „Optical Aperture Synthesis Telescope“,
kurz COAST genannt, der Universität Cambridge (UK). Es
arbeitet z.Z. mit vier 40 cm Cassegrain-Teleskopen im
roten und nahen infraroten Spektralbereich bei einer Basislänge von bis zu 100 Metern. Sie sind parallel zum Horizont exakt in Nord-Süd-Richtung ausgerichtet und erhalten
ihr Sternlicht über Siderostatenspiegel. Alle vier zusammen
bilden eine Ypsilon-artige Struktur, wie man sie auch von
Radiointerferometeranordnungen her kennt.
Man benutzt dazu wie bei Großteleskopen die adaptive
Optik. Luftturbulenzen führen aber zu einem noch schwerer beherrschbaren Effekt. Aufgrund des wechselnden
Brechungsindexes der Luftschichten bzw. der Turbulenzzellen in der Erdatmosphäre kommt es zu einer zufälligen
und nicht vorhersagbaren Änderung der Lichtlaufzeiten
der Lichtwellen, die durch die einzelnen Teilteleskope
laufen. Dadurch wird die Entstehung eines Interferenzbildes erschwert, weshalb eine Korrektur unumgänglich ist.
Alle diese Effekte führen dazu, daß letztendlich für die
Messung eines Interferenzsignals nur wenige Millisekunden zur Verfügung stehen.
4.44 Blick in das optische Laboratorium des COAST-Inter-ferometers.
Zu erkennen ist die optische Bank zur Zusammenführung der
Teilstrahlen und im Hintergrund die Verzögerungsstrecke mit
fahrbaren Spiegeln, die notwendig sind, um wieder Phasengleichheit herzustellen. © University Cambridge, Cavendish
Astrophysics
4.43 Aufbau des COAST-Interferometers. Die von den vier Teleskopen
ausgehenden Teilstrahlen werden of einer optischen Bank im
Inneren eines thermisch stabilisierten optischen Laboratoriums
phasenstabilisiert zusammengeführt und dort zur Interferenz
gebracht. © University Cambridge, Cavendish Astrophysics
Der Raum, in dem die Vereinigung der Teilstrahlen zu
einem Interferogramm erfolgt, ist 26 m lang und 6 m breit.
Er enthält eine optische Bank, auf dem sowohl die Instrumente zur Überprüfung und Korrektur der genauen Strahlausrichtung als auch die Verzögerungsstrecken für die
einzelnen Teilstrahlen aufgebaut sind.
Zu diesen Geräten gehören auch frequenzstabilisierte
Laser, mit denen die präzise Länge der Lichtwege in der
Verzögerungsstrecke überwacht wird.
Neben der extrem genauen Justierung aller optischen
Komponenten gilt es die durch die Erdatmosphäre verursachten Effekte – insbesondere das Seeing – auszuschalten.
Der Kontrast zwischen den Interferenzstreifen wird von
den Eigenschaften des kosmischen Objekts bestimmt, welches beobachtet wird. Er hängt z.B. von der räumlichen
Ausdehnung der Lichtquelle (z.B. dem Sterndurchmesser
oder dem Winkelabstand bei Doppelsternen) und von der
Länge und Orientierung der Basislinien ab. Man nutzt nun
aus, daß die Erde um ihre Achse rotiert, wodurch sich die
Lage der Basislinien kontinuierlich in bezug auf das Beobachtungsobjekt ändern. Auf diese Weise erhält man Meßreihen, aus denen auf die Eigenschaften des Objekts geschlossen werden kann.
Wenn man – wie bei COAST – mehrere Teilteleskope zu
einem Interferometer zusammenschaltet, dann läßt sich
das Prinzip der Apertursynthese anwenden, um rechnerisch aus den Interferenzdaten (Fringes) echte zweidimensionale Bilder der Beobachtungsobjekte zu erhalten. Dazu
wird das mathematische Verfahren der Fouriertransformation angewendet. Nach dem van Cittert-Zernike-Theorem
stellt die Visibilität V (4.39) die Amplitude der Fourier-
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
Transformierten der Quelle dar. Um ein Bild über die reverse Fouriertransformation zu rekonstruieren, benötigt
man noch Informationen über die Phase der Fringes. Diese
Information ist jedoch aufgrund der Luftturbulenzen nur
schwer zu erhalten (wenn sich Turbulenzzellen über die
Teleskopaperturen hinwegbewegen, verschieben sich die
Phasendifferenzen der einzelnen Teilstrahlen auf eine
zufällige Art und Weise). Benutzt man jedoch mehr als zwei
Teleskope, dann läßt sich aus der relativen Lage der Fringes untereinander die gewünschte Information bestimmen
(die Phasenfehler heben sich in der Summe auf). Diese von
der Radioastronomie her bekannte Methode wird genauso
wie die erwähnte Summe als „Closure Phase“ bezeichnet.
Mißt man diese Summe (die vom Zustand der Atmosphäre
unabhängig ist) für verschiedene Interferometeranordnungen, dann kann man daraus mit Hilfe eines Computers
das Bild der Quelle rekonstruieren. Die folgenden Abbildungen zeigen den Doppelstern Capella (Z Aur) wie er aus
COAST-Daten berechnet wurde. Sie sind im Abstand von 15
Tagen aufgenommen worden und zeigen sehr schön die
Eigenbewegung der beiden ungefähr gleichhellen Komponenten (Aufnahmewellenlänge 830 nm).
213
4.46 Prinzipielles optisches Design des VLT-Interferometers (VLTI) der
Europäischen Südsternwarte auf dem Cerro Paranal. Bei diesem
Interferometer können alle vier 8.2 Meter-Teleskope sowie noch
vier weitere Hilfsteleskope mit einer Öffnung von jeweils 1.8
Metern zu einem großen optischen Interferometer zusammengeschalten werden.
© ESO
Optische Interferometrie ist längst dem reinen Experimentalstadium entwachsen. Weltweit sind schon über ein Dutzend derartiger Anlagen im Einsatz. Besonders erwähnenswert sind die Interferometer, die zusammen mit den
größten Teleskopen der Welt betrieben werden: den 10
Meter-Keckteleskopen auf Hawaii und dem VLT der ESO in
Chile. Und nicht zu vergessen, das „Large Binocular Telescope“ auf dem Mt. Graham in Arizona, dessen „First Light“
im Jahre 2004 stattfand. Bei diesem Teleskop sitzen zwei
8.4 Meter Spiegel dicht nebeneinander und ihr Licht soll im
Interferometer-Modus durch leistungsfähige adaptive
Optiken stabilisiert und dann interferometrisch kombiniert
werden. Man erwartet damit bedeutend schärfere Bilder
(auch von lichtschwachen Objekten) als es derzeit das
Hubble-Weltraumteleskop zu liefern vermag.
Interferometer außerhalb der Erde
4.45 Der hellste Stern im Sternbild Fuhrmann, Capella, ist ein Doppelsternsystem. Die Komponenten haben einen Abstand von ungefähr 50 Millibogensekunden (mas) und umlaufen den gemeinsamen Schwerpunkt auf fast idealen Kreisbahnen in 104 Tagen.
© University Cambridge, Cavendish Astrophysics
Die Einschränkungen und Schwierigkeiten, die sich durch
die Erdatmosphäre ergeben, sollen durch ehrgeizige Projekte im Weltraum umgangen werden. Z.Z. sind gleich
mehrere Interferometer-Projekte in der Planung und z.T. in
der Ausführungsphase. Die Entwicklung des „Terrestrial
Planet Finder“, den die NASA 2014 starten möchte, wird
sogar von der interessierten Öffentlichkeit wahrgenommen. Ziel ist es, mit interferometrischen Methoden (genaugenommen dem interferometrischen Nulling, bei dem ein
Stern durch destruktive Interferenz ausgeblendet werden
kann) erdähnliche Planeten bei benachbarten Sternen
nachzuweisen. Ob er aber jemals in der angedachten Form
gebaut und dann auch gestartet wird, ist längst noch nicht
entschieden.
214
Optische Interferometrie
Forschungsaufgaben für optische Interferometer
Vom wissenschaftlichen Standpunkt aus betrachtet gibt es
eine Vielzahl von astronomischen und astrophysikalischen
Fragestellungen, die mit optischen Interferometern zu
bearbeiten sind. Dabei kristallisieren sich folgende Schwerpunkte heraus:
§
§
§
§
§
§
Astrometrische Vermessung von Doppelsternen und
deren Bahnbestimmung, Ableitung von Sternmassen
(Beispiele: Z Aur, \ Aur, m And ...)
Parallaxenmessungen (man erreicht höhere Genauigkeiten als mit Hipparcos)
Nachweis und Vermessung von zirkumstellaren Staubscheiben (z.B. um Z Lyr (Wega)), Masseausflüsse und
Jets
§
§
§
Bestimmung von Sterndurchmessern (z.B. Beteigeuze,
Proxima Centauri), Ableitung von Rotationsparametern von Sternen (z.B. Abplattung von Z Aqu (Atair)),
periodische und nichtperiodische Radiusänderungen
(z.B. bei Mira- und J-Cephei-Sternen)
Oberflächenstrukturen naher Sterne (z.B. Beteigeuze,
Mira)
Beobachtung von protostellaren Sternscheiben, Sternentstehung
Nachweis von Planeten und Braunen Zwergsternen
um nahe Sterne, Bestimmung ihrer Größe und Masse
Auflösung und Strukturuntersuchungen an galaktischen Kernen, Vermessung von Gravitationslinsen
(insbesondere Micro-Lensing)
Beobachtungen von Novae und Supernovae
Optische Interferometer (Auswahl)
Name
G12T
ISI
IOTA
COAST
NPOI
SUSI
PTI
MIRA-1
VLTI
Keck
MARK-III
CHARA
LBT
1986
1988
1993
1994
1994
1994
1995
1998
2001
2001
1986
1999
2007
Ort
Observatorie de la Cote d‘ Azur
Mt. Wilson, USA
Mt. Hopkins, USA
Cambridge UK
Anderson Mesa, Arizona
Narrabri, Australien
Mt. Palomar, USA
Tokio, Japan
Cerro Paranal, Chile
Mauna Kea, USA
Mt. Wilson, USA
Mt. Wilson, USA
Mt. Graham, Arizona
€-Bereich
11 μm
V-K
650-1000 nm, 1.3-2.2 μm
450-850 nm, J-K
400-500 nm
K, H
R, [H,K]
0.6-2.5 μm
HKLMN
VRIJHK
Apertur
2 x 1.5 m
2 [3] x 1.65 m
2 [3] x 0.45 m
4 [5] x 0.4 m
3 [6/10] x 0.12 m
2 x 0.14 m
2 [3] x 0.4 m
2 x 0.25 m
4 x 8.2 m + 4 x 1.8 m
2 x 10 m + [4 x 1.8 m]
Basislänge
13.8 m
<75 m
5 – 38 m
5 – 20.5 m
19, 22, 38, [45] m
5 – 640 m
85, 110 m
4m
8 – 202 m
85 – [135] m
5x1m
2 x 8.4 m
400 m
20 m
Die beiden 10 m Keck-Teleskope auf dem Mauna Kea können zu einem optischen Interferometer mit einer Basislänge von 85 m zusammengeschalten
werden. Damit ist theoretisch eine Auflösung von 5 Millibogensekunden (mas) bei einer Wellenlänge von 2.2 μm möglich. Es wird dabei hauptsächlich
für „nulling interferometry“ im infraroten Spektralbereich eingesetzt.
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
215
Kapitelzusammenfassung
Strahlungsdetektoren
n
Die wichtigste Informationsquelle der Astrophysik ist die elektromagnetische Strahlung, die von kosmischen Objekten
emittiert, absorbiert, reflektiert und gestreut wird. Ihr Nachweis erfolgt mittels Strahlungsdetektoren wie Auge, Fotoplatte oder CCD.
Fotografie
n
Die fotografische Platte war bis vor kurzem noch der wichtigste Strahlungsempfänger der beobachtenden Astronomie.
Sie besteht aus einer Glasplatte, auf der sich eine lichtempfindliche Emulsion (die Silberhalogenide enthält) befindet.
Bei der Belichtung entsteht ein latentes Bild, welches durch den Entwicklungsvorgang sichtbar und durch chemisches
Fixieren haltbar gemacht wird. Durch Sensibilisierung kann Einfluß auf die spektrale Empfindlichkeit einer Emulsion
genommen werden.
n
Die Quanteneffizienz einer Fotoplatte liegt im Mittel nur bei 0.1%.
n
Da die Schwärzung S auf der Fotoplatte dem Logarithmus des Produktes aus Intensität und Zeit proportional ist, kann
man aus der Schwärzung eines Sternscheibchens auf dessen Helligkeit schließen (fotografische Photometrie). Bei Langzeitbelichtungen ist die tatsächlich erzeugte Schwärzung S jedoch nicht dem Produkt ) sondern dem Produkt
proportional, wobei p als Schwarzschildexponent bezeichnet wird. Sein Wert liegt meist zwischen 0.8 und 0.9.
n
Die wichtigsten Kenngrößen einer Astroplatte sind deren (spektrale) Empfindlichkeit, ihr Auflösungsvermögen und ihr
Schwarzschildverhalten. Die Empfindlichkeit läßt sich durch Hypersensibilisierung (wofür es mehrere Verfahren gibt)
steigern.
n
Plattenarchive wie die von Sonneberg /Thüringen und Harvard stellen wichtige Informationsquellen für die astronomische Forschung dar. Sie konnten bis jetzt nur bruchstückhaft (z.B. in Bezug auf Veränderliche Sterne) ausgewertet werden.
Charge coupled devices (CCD’s)
n
Flächenhafte optoelektronische Bildsensoren, zu denen die CCD’s gehören, haben in der astronomischen Forschung die
Fotoplatten weitgehend verdrängt. Ihre Quantenausbeute kann in bestimmten Spektralbereichen bis zu 90% betragen.
n
Bei CCD’s handelt es sich um spezielle Halbleiterstrukturen (MOS), die den inneren lichtelektrischen Effekt ausnutzen
und in ihren „Pixeln“ eine der einfallenden Strahlung streng proportionale elektrische Ladung ansammeln können. Diese Ladung läßt sich pixelweise auf elektronischem Weg auslesen und über einen Analog-Digitalwandler in eine für
Computer leicht handhabbare digitale Form („Bilddatei“) überführen. Da kein Schwarzschildeffekt auftritt, sind CCDAufnahmen für photometrische Zwecke besser geeignet als Fotoplatten. Ihre Auflösung wird durch die Pixelgröße festgelegt.
n
CCD’s müssen bei ihrem Betrieb gekühlt werden (z.B. mit flüssigem Stickstoff), um das thermische Rauschen zu unterdrücken. Bei Amateur-CCD-Kameras reicht dafür meist schon ein Peltier-Element aus.
n
Zur standardisierten Speicherung von CCD-Aufnahmen wird in der Astronomie das „Flexible Image Transport System“
– FITS – verwendet.
n
Als Blooming-Effekt bezeichnet man das „Auslaufen“ von Pixeln, wenn deren Ladungsspeicherungskapazität erschöpft
ist. Dieser Effekt läßt sich zwar technisch vermeiden, bringt aber Nachteile bei der Photometriegenauigkeit mit sich
(Anti-Blooming-Chips).
n
Faßt man hard - oder softwaremäßig mehrere CCD-Pixel zu einem neuen, größeren „Pixel“ zusammen, dann spricht
man von „Binning“. Auf diese Weise kann z.B. auf das Signal – Rauschverhältnis Einfluß genommen oder die CCDAuflösung an das verwendete Teleskop oder die aktuelle Luftunruhe (Seeing) angepaßt werden.
216
Kapitelzusammenfassung, Aufgaben
n
Nach dem Auslesen einer belichteten CCD erhält man ein Rohbild („science frame“), welches noch kalibriert werden
muß. Für diese Kalibrierung benötigt man ein Dunkelbild (Korrektur des thermischen Rauschens) sowie einen sogenannten Weißabgleich (Flatfield-Korrektur), wobei mit letzterem Effekte wie unterschiedliche Pixelempfindlichkeiten
oder die Auswirkung von Staub auf den optischen Flächen ausgeglichen werden können. Die Korrektur erfolgt mit Methoden der digitalen Bildverarbeitung auf einem Computer.
n
Das Blooming läßt sich auch vermeiden, wenn man viele kurzbelichtete Aufnahmen anfertigt und sie dann im Computer
aufaddiert. Dabei verringert sich auch das Hintergrundrauschen, was die Bildqualität weiter verbessert.
Sekundärelektronenvervielfacher
n
Ein SEV oder Sekundärelektronenvervielfacher ist ein Gerät, welches den äußeren lichtelektrischen Effekt ausnutzt und
die dabei freigesetzten Elektronen in einem elektrischen Feld derart beschleunigt, daß in einem kaskadenartigen Prozeß das Eingangssignal durch Sekundärelektronenbildung an den Dynoden massiv verstärkt wird. Die Quanteneffizienz
kann dabei 30% erreichen, wobei das Ausgangssignal der einfallenden Lichtintensität direkt proportional ist.
n
Die spektrale Empfindlichkeit hängt in erster Linie vom Kathodenmaterial ab. Prinzipiell können dabei SEV’s den Bereich vom nahen Infrarot bis zum UV hinein abdecken.
n
Photomultiplier werden bei der Mehrfarbenphotometrie ausgewählter Sterne, bei der Beobachtung veränderlicher
Sterne aber auch zur Registrierung der Beugungsmuster, die bei Sternbedeckungen durch den Mond entstehen und aus
denen sich u.U. Sterndurchmesser ableiten lassen, eingesetzt. Außerdem spielen Sie als Strahlungsdetektoren bei der
Beobachtung kosmischer Strahlung und dem Nachweis von Cherenkov-Strahlung bei „Luftschauern“ und in Neutrinoteleskopen eine wichtige Rolle.
n
Das Prinzip des SEV kann auch für flächenhafte, d.h. bildgebende Detektoren eingesetzt werden. Derartige Detektoren
werden als Mikrokanalplatten bezeichnet und bestehen aus einer Vielzahl mikroskopisch kleiner schräger Bohrungen
in einem geeigneten Halbleitermaterial. Jeder dieser Kanäle wirkt dabei wie ein einzelner SEV, der von der Meßelektronik individuell ausgelesen werden kann. Sie werden auf Satelliten außerhalb der Erdatmosphäre zum Nachweis
kurzwelliger Strahlung (z.B. EUV) eingesetzt.
Bolometer
n
Mit Bolometern wird die Temperaturerhöhung gemessen, die mit der Absorption von Strahlung einhergeht. Dabei wird
der thermoelektrische Effekt, auch Seebeck-Effekt genannt, ausgenutzt.
n
Das einfachste Bolometer ist das Thermoelement. Damit wird der Strom gemessen, der an der Lötstelle zweier unterschiedlicher Metalle (z.B. Platin und Silber) fließt, wenn diese Lötstelle z.B. durch Absorption von Strahlung leicht erwärmt wird. Diese Art von Bolometer ist in der astronomischen Forschung nur noch von historischem Interesse.
n
Mit Bolometern kann im Prinzip die Strahlung aller Wellenlängen, die von ihnen absorbiert wird, nachgewiesen und
vermessen werden. Ihr Haupteinsatzgebiet liegt aber im Infrarotbereich bis hin zu Submillimeter- und Millimeterwellen, wofür es empfindliche Halbleiterbolometer gibt. Sie müssen aber bis möglichst nahe an den absoluten Temperaturnullpunkt gekühlt werden (z.B. mit flüssigem Helium), damit sich das Signal vom thermischen Rauschen abheben
kann.
n
Indem man mehrere Bolometer nebeneinander anordnet, lassen sich flächenhafte, bildgebende Detektoren aufbauen,
die als Bolometerarrays bezeichnet werden. Beispiele dafür sind SCUBA (eingesetzt am 15 Meter James-Clerk-MaxwellTeleskop) und LABOCA, welches am 12 Meter APEX-Submillimeterteleskop in Chile im Einsatz ist. Sie müssen auf ~ 0.3
K gekühlt werden, damit sie funktionieren.
Geräte zur Analyse optischer Strahlung
n
Elektromagnetische Strahlung kann in Bezug auf Richtung, Intensität, spektrale Energieverteilung und Polarisationszustand analysiert werden. Daraus lassen sich die physikalischen Bedingungen ableiten, unter der die zu analysierende
Strahlung emittiert oder verändert wurde. Die wichtigste Methode zur Analyse elektromagnetischer Strahlung ist die
Spektralanalyse.
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
217
Optische Filter
n
Ein optischer Filter läßt nur Teilbereiche des sichtbaren Spektrums passieren. Diese Eigenschaft wird durch das frequenzabhängige Durchlaßvermögen des Filters in Form seiner Transmissionskurve beschrieben.
n
Die fotografische Photometrie von Sternen beruht auf genau festgelegten Filter-Emulsionskombinationen, die jeweils
einer „Farbe“ in einem standardisierten Farbsystem entsprechen (z.B. Ultraviolett – Blau – Visuell = UBV nach Johnson).
Auf diese Weise wird eine Breitband-Spektralphotometrie der Kontinuumsstrahlung von Sternen möglich aus der sich
z.B. deren effektive Temperatur ableiten läßt.
n
Schmalbandige Filter werden fast ausschließlich in Form von Interferenzfilter verwendet. Sie haben für ganz bestimmte
Wellenlängen nur sehr geringe Durchlaßbreiten von wenigen Nanometern. Sie beruhen auf dem Prinzip des FabryPerot-Interferometers und werden durch wechselseitiges Aufdampfen dünner dielektrischer Schichten und von Metallschichten auf einen Glasträger hergestellt.
n
Interferenzfilter werden z.B. in der Sonnenbeobachtung im monochromatischen Licht bestimmter Fraunhoferscher Linien eingesetzt und haben damit die früher oft verwendeten Spektroheliographen zum größten Teil ersetzt.
n
Als Nebelfilter werden Interferenzfilter bezeichnet, die besonders für bestimmte Emissionslinien durchlässig sind (z.B.
OIII), welche Gasnebel, Planetarische Nebel und Supernovaüberreste emittieren.
Polarimeter und Polarimetrie
n
Elektromagnetische Wellen sind Transversalwellen, bei denen die Feldstärkevektoren E und B senkrecht aufeinander
stehen. Die Lage der Schwingungsebene von E in einem Koordinatensystem, dessen z-Achse in Ausbreitungsrichtung
der Welle zeigt, bestimmt deren Polarisationsrichtung.
n
Wenn lineare Polarisation vorliegt, zeigt der Amplitudenvektor E immer in eine feste Richtung und die Auslenkung der
Welle ändert ihren Betrag und ihr Vorzeichen periodisch mit der Zeit.
n
Bei zirkularer Polarisation dreht sich der Amplitudenvektor E mit konstanter Winkelgeschwindigkeit > bei Voranschreiten der Welle um den Wellenvektor k ohne dessen Betrag dabei zu ändern.
n
Unpolarisiertes Licht besteht aus Wellen, deren Amplitudenvektoren und Phasenverschiebungen praktisch gleichverteilt sind. Abweichungen von dieser Gleichverteilung führen zu polarisiertem Licht unterschiedlichen Polarisationsgrades.
n
Zur statistischen Beschreibung der Polarisation von Licht werden die Stokeschen Parameter I, Q, U und V verwendet.
Sie lassen sich aus Intensitätsmessungen unter Verwendung von Polarisationsfiltern unterschiedlicher Durchlaßrichtung bestimmen.
n
Aus den Stokeschen Parametern kann der Polarisationsgrad Π und der Polarisationswinkel Y (der am Himmel von Nord
über Ost gezählt wird) berechnet werden. Werden diese Werte für einen bestimmten Himmelsausschnitt graphisch
dargestellt, dann erhält man eine Polarisationskarte. Die wissenschaftliche Methodik, die dahinter steckt, nennt man
Polarimetrie.
n
Polarisiertes Licht entsteht im Kosmos bei der Emission von Synchrotronstrahlung, durch Streuung an Staubteilchen
und durch dichroitische Absorption.
n
Messungen der linearen Polarisation beruhen in der Astronomie auf Intensitätsmessungen unter Verwendung von Polarisationsfiltern oder Nicol-Prismen aus doppelbrechenden Kalkspat, deren Durchlaßrichtung in 45°-Schritten gegenüber der Referenzrichtung gedreht wird.
Spektrographen und Spektroskopie
n
Jedes technische Gerät, das ein Gemisch von elektromagnetischen Wellen nach deren Frequenz (oder äquivalent deren
Wellenlänge) sortiert und registriert (z.B. auf einer Fotoplatte), ist ein Spektrograph.
n
Die Aufspaltung von Licht in ein Spektrum kann entweder durch Brechung (Prisma) oder durch Beugung (Gitter) erfolgen. Man spricht dann entweder von einem Prismenspektrograph oder einem Gitterspektrograph. Daneben gibt es
noch sogenannte Fourier-Spektrographen, die im Prinzip auf Interferenz beruhen.
218
Kapitelzusammenfassung, Aufgaben
n
In einem Prismenspektrographen wird das Sternlicht durch ein oder mehrere Glasprismen geleitet, in denen kurzwelliges Licht stärker zum Lot hin gebrochen wird als langwelliges Licht. Auf diese Weise entsteht ein Spektrum mit einer
nichtlinearen Dispersionskurve, was deren Vermessung erschwert. In der astronomischen Praxis werden Prismenspektrographen nur noch selten angewendet.
n
Bei einem Gitterspektrograph wird ein optisches Reflektions- oder Transmissionsgitter als dispergierendes Element
verwendet. Zu ihrer Herstellung werden mit Hilfe eines Diamanten möglichst viele parallele Furchen auf eine meist
planparallele Glasplatte geritzt. Bedampft man diese gefurchte Fläche z.B. mit Aluminium, dann erhält man ein Reflektionsgitter. In der Praxis werden Gitter mit einer Gitterkonstanten von 300 bis 1800 Linien pro Millimeter verwendet.
n
Bei einem optischen Gitter wird die Beugung als physikalischer Effekt ausgenutzt, um Licht zu einem Spektrum aufzuspalten. Dabei entstehen Spektren unterschiedlicher Beugungsordnung k mit jeweils ansteigender Dispersion, die sich
bei großen k jedoch überlappen. Das meiste Licht gelangt aber in die beiden symmetrisch liegenden Spektren der Ordnung k=1 sowie in die unbeeinflußte Ordnung k=0. Durch eine spezielle Gestaltung der Furchen kann jedoch erreicht
werden, daß ein besonders großer Teil des Lichtes (bis 80%) in eine bestimmte Ordnung reflektiert wird (BlazeEffekt).
n
Bei einem Spaltspektrographen wird das Sternlicht auf einen schmalen Spektrographenspalt geleitet, der wiederum
über Kollimator, dispergierendes Element und Kameraobjektiv auf einen Strahlungsdetektor (CCD, Fotoplatte) abgebildet wird. Zu Meß- und Kalibrierungszwecken wird außerdem unter- und oberhalb des Objektspektrums ein Vergleichsspektrum erzeugt, wobei dafür häufig das Licht verwendet wird, welches Neon-Eisen-Hohlkathoden in entsprechenden
Röhren erzeugen.
n
Gitterspektren besitzen eine lineare Dispersion. Das Auflösungsvermögen hängt nur von der Ordnung k und der Anzahl
N der Furchen auf der Gitterfläche ab.
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Bei Fourierspektrographen verwendet man ein Michelson-Interferometer mit einem verschiebbaren Spiegel im
Meßarm um ein Spektrum zu erhalten. Gemessen wird ein sogenanntes Interferogramm, aus dem sich mittels einer
Fourier-Transformation das Spektrum berechnen läßt. Derartige Spektrographen werden häufig bei Beobachtungen im
Infraroten sowie im Submillimeter- als auch Millimeterbereich (Molekülspektroskopie) sowie auf Forschungssatelliten
zur Planetenfernerkundung eingesetzt.
Optische Interferometrie
n
Die optische Interferometrie beruht auf dem kohärenten Zusammenführen zwei oder mehrerer Teilstrahlen eines Objekts, die um die Basislänge a voneinander getrennt sind. Damit läßt sich theoretisch das Auflösungsvermögen eines
Einzelteleskopes mit einem Spiegel der Apertur a erreichen.
n
Das einfachste optische Interferometer ist das Doppelspaltinterferometer. Man kann es z.B. zur Abstandsmessung von
Doppelsternen verwenden. Dazu wird vor die Öffnung eines Fernrohrs (dessen Öffnung aufgrund des Seeings 20 cm
nicht übersteigen sollte) eine Spaltblende angebracht, deren Abstand stufenlos verändert werden kann. Da die beiden
kohärenten Teilstrahlen interferieren, sieht man im Okular bei hoher Vergrößerung auf dem Beugungsscheibchen des
Doppelsterns Interferenzstreifen („Fringes“), deren Kontrast mit wechselnden Spaltabstand zu- oder abnimmt. Dieser
wechselnde Kontrast läßt sich über die Größe V („Visibility“) photometrisch quantifizieren und als Funktion des Spaltabstands a auftragen, woraus dann der Winkelabstand des Doppelsterns berechnet werden kann.
n
Verwendet man nicht ein Einzelteleskop sondern mehrere, dann stellt das kohärente Zusammenführen der Teilstrahlen
ein großes technisches Problem dar, da die optischen Weglängen immer etwas unterschiedlich sein werden und es
deshalb schwierig ist, die Teilstrahlen wieder genau in Phase zu bringen. Eine prinzipielle Lösung dieses Problem gelang erst 1974 E.H.Labeyrie.
n
Wenn man mehrere Einzelteleskope zu einem optischen Interferometer zusammenschaltet, dann lassen sich mit dem
Prinzip der Apertursynthese echte bildgebende Interferometer aufbauen. Beispiele dafür sind das COASTInterferometer der Universität Cambridge / UK sowie das VLTI der Europäischen Südsternwarte auf dem Cerro Paranal. Die theoretische Grundlage dafür liefert u.a. das Cittert-Zernicke-Theorem.
n
Optische Interferometer kommen dann zum Einsatz, wo es auf sehr hohe Winkelauflösungen ankommt, d.h. z.B. bei der
direkten Auflösung von Strukturen in Sternatmosphären, bei der Beobachtung zirkumstellarer Gas- und Staubscheiben,
sowie bei der Suche nach Exoplaneten.
Astronomische Beobachtungen – Teleskope, Detektoren, Techniken
219
Daten
Halbleitermaterial
Bandlücke in eV
InSb
0.18
PbS
0.42
Ge
0.67
Si
1.12
GaAs
1.35
CdSe
1.8
CdS
2.4
Größe der Bandlücken verschiedener Halbleitermaterialien bei einer Temperatur
von 295 K
Filtertypen nach der Größe des Durchlaßbereichs
Filtertyp
Durchlaßbereich
Beispiel / photometrisches System
Breitbandfilter
30 – 150 nm
UBV nach Johnson
Mittelbandfilter
9 – 30 nm
uvby nach Strömgren
Schmalbandfilter
< 9 nm
Nebelfilter, monochromatische Sonnenfilter
Aufgaben / Diskussionen
1.
Zwei Sterne, die sich in ihrer Helligkeit um eine Größenklasse unterscheiden, unterscheiden sich in ihrer
Intensität um das 2.5-fache. Um wie viel muß man eine
Fotoplatte länger belichten, damit der schwächere
Stern auf der neuen Aufnahme die gleiche Schwärzung
erzeugt wie der Hellere zuvor? Man setze p zu 0.8.
2.
Wie nennt man das Verfahren, die Empfindlichkeit
einer photographischen Platte vor einer Aufnahme zu
erhöhen?
3.
Eine quadratische Schmidtplatte von 32 cm Kantenlänge soll mit einem Scanner bei einer Auflösung von
50 Linien/mm abgetastet werden. Dabei wird die Helligkeit jedes Bildpunktes mit 16 Bit erfaßt. Wie groß
ist die Datei, die dabei entsteht und wie viele derartige
Platten kann man auf einer 40 GByte-Festplatte speichern?
4.
Warum kann man CCD-Detektoren auf Siliziumbasis
nicht zum Nachweis von Strahlung im nahen Infrarot
= 2.2 μm verwenden? (1 eV= 1.6 ∙ 10aM J ) Was
für ein Halbleitermaterial würden Sie stattdessen einsetzen?
5.
Erläutern Sie die Funktionsweise eines CCD-Chips.
Informieren Sie sich zuvor über das Bändermodell einer MOS-Struktur. Von welchem Parameter hängt die
spektrale Empfindlichkeit eines solchen Detektors ab?
6.
Wie groß ist die Bilddatei, die ein CCD-Chip der Größe
1024x1024 Pixel bei einer Auflösung von 2 Byte lie-
fert. Paßt sie noch auf eine gewöhnliche 1.44 MByteDiskette?
7.
Erläutern Sie die Bildbearbeitungsschritte vom Rohbild bis zu einer fertig kalibrierten CCD-Aufnahme.
Was verstehen Sie unter „Blooming“ und was unter
„Binning“?
8.
Ihnen steht ein Ritchey-Chretien-Teleskop mit einer
Öffnung von 10 Zoll und einem Öffnungsverhältnis 1:7
zur Verfügung. Sie möchten dafür eine CCD-Kamera
mit 1024x1024 Pixel anschaffen. Wenn das Seeing an
ihrem Beobachtungsort an besseren Tagen 2“ beträgt,
wie groß sollten dann die Pixel der CCD sein? Wie
groß ist das Aufnahmefeld einer solchen Kamera?
9.
Nennen Sie Gründe, weshalb Reflektionsgitter für
astronomische Anwendungen meist geeigneter sind
als Transmissionsgitter.
10. Wieviele Furchen muß ein Beugungsgitter mindestens
besitzen, damit man damit die beiden Natrium-DLinien im Sonnenspektrum auflösen kann?
= 580.30 nm, Δ = 0.59 nm
11. Mit Hilfe eines Michelson-Interferometer soll der
scheinbare Durchmesser eines Sterns bestimmt werden. Es zeigt sich, daß das Interferenzmuster genau
dann unsichtbar wird, wenn die verschiebbaren Spiegel einen Abstand von 6 m erreicht haben. Berechnen
Sie den Winkeldurchmesser des Sterns. Die Beobachtungswellenlänge beträgt 550 nm.
220
Kapitelzusammenfassung, Aufgaben
12. Wie groß ist das theoretische Auflösungsvermögen
eines Einzelspiegels des Cerro Paranal-Observatoriums und welche Auflösung kann bei einer Wellenlänge von 570 nm erreicht werden, wenn die beiden
Äußersten (Abstand 128 m) der vier 8.2 Meter-Spiegel
zu einem optischen Interferometer zusammengeschaltet werden? Vergleichen Sie den Wert mit dem Auflösungsvermögen des Radioteleskopkomplexes VLA
(Very Large Array), dessen Basislänge 36 km beträgt,
für = 21 cm.
13. An einem Teleskop soll die photographische Platte
durch einen modernen CCD-Chip ersetzt werden.
Wenn die Photoplatte 5% des einfallenden Lichtes registrieren kann, die CCD aber 70%, wie lange muß
man dann mit der CCD-Kamera belichten um das gleiche Ergebnis wie mit der Photoplatte zu erhalten,
wenn man sie 1 Stunde lang belichtet.
14. Zwei punktförmige Infrarotquellen im Orionnebel
(Entfernung 1270 Lj) haben einen Abstand von 0.1 pc.
Wie groß muß der Spiegel eines Teleskops sein, damit
bei einer Wellenlänge von = 100 μm diese beiden
Quellen gerade noch getrennt werden können?
15. Erläutern Sie die Funktionsweise des Interferometers,
mit dem es Michelson und Pease gelang, den Durchmesser des Riesensterns Beteigeuze im Orion sowie
die Durchmesser der Jupitermonde zu bestimmen.
16. Vergleichen Sie Prismen-, Gitter- und Fourierspektrographen in Bezug auf Funktion, Leistungsfähigkeit
und Einsatzgebiete in der astronomischen Forschung.
17. Erläutern Sie anhand einer Skizze die Funktionsweise
eines Interferenzfilters. Solch ein Filter soll eine maximale Durchlaßfähigkeit bei einer Wellenlänge von
486 nm „4 … haben. Wenn der Filter in der zweiten
Ordnung (d.h. bei m=2) arbeitet und die dielektrische
Schicht einen Brechungsindex von n=1.35 aufweist,
wie groß ist dann die Dicke d dieser Schicht?
18. Warum kann man mit Hilfe eines Polarisationsfilters
störende Reflektionen beim Fotografieren (z.B. an
Glasscheiben oder Wasserflächen) vermeiden?