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Astronomische Beobachtungstechniken
und -Instrumente
G. Wiedemann, WS 0809
Infrarot-Detektoren
Saturn im IR
WS0809 VBeob
2
Germanium:






~ wie Si, aber Bandlücke = 1.8 µm
indirekter Halbleiter
kein GeO2 durch Oxydieren
keine Ge CCDs
(keine Mikromechanik, auch wg. schwacher ÄtzAnisotropie)
Ge-Transistoren, bis 4 K

WS0809 VBeob
3
Kleine Energielücken:
'Doping'

durch
'Verunreinigungen' 'impurities'
WS0809 VBeob
4
Infrarotdetektion
Leitungsband
λIR
'impurity band'
Si:As
Si:Sb
10-6
Valenzband
Kühlung ~Egap
WS0809 VBeob
5
Einteilung: high flux - low flux


Grobe Einteilung nach Anwendung
geringe Signale, Hintergrund (wie nachts im Optischen,
kurze λ, Spektroskopie)




wichtig: geringes Rauschen, hohe QE
small well capacity 105 eteure Entwicklung
längere Wellenlängen, thermische Strahlung, BreitbandImaging,





high well capacity 107 eschnelle Ausleseelektronik erforderlich
militärische Entwicklungen
Kühlung (Geräte, Detektoren)
Wärmebildkameras
WS0809 VBeob
6
Strahlungshärte: the BIB
Aufbau eines Blocked Impurity Band Detectors
elektr. Kontakt
Si undotiert
Si, hochdotiert , As
Dicke !
Substrat

BIB -detektor

M. Petroff, Maran 'Dutch' Stapelbroek, W. Kleinhans
IR Absorption -> hohe Dotierung
 hohe Dotierung-> Impurity Band Conduction
 Isolatorschicht (kein Valenzband!) -> Blocked Impurity Band
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 backside-illuminated: BIBIB

Vorteil BIB




geringes Eigenrauschen
macht Beobachtungen möglich, bei denen die Empfindlichkeit nicht mehr durch den Detektor limitiert wird:
höhere spektrale Auflösung
höhere zeitliche Auflösung




12 µm Spektroskopie auf der Sonne
Sonnenoszillationen, T < 5 min
SN 1987 A
HighResSpektroskopie von Sternen

Nachteile BIB: Betrieb bei ~ 10 K, Streu'licht'
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8
BIB and more ...

ähnliche Verbesserungen gegenüber 'Standard' wie im
Optischen:

BIBIB: Backside Illuminated BIB


SSPM







Dünnes Substrat, Schleifspuren im FF
Avalanche Region auf IR Detektor, wenige µm dick
7000 V/cm Feld, 50,000 e- /Photon
hohe Zeitauflösung
nach Freigabe wieder der Geheimhaltung unterworfen ~1988
später: IR-blind, als optischer Detektor vermarktet
heute: wieder frei, aber durch bessere BIBs überholt
BIB: weiterentwickelt durch Astro-Organisationen (ESO)
WS0809 VBeob
aktuelle Mitteilung
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CCDs


sind aus Silizium = silicon
optische Detektion und Ausleseelektronik benützen die
selbe Struktur



leichte Herstellung
keine differentielle thermische Kontraktion
Herstellung:etablierte Methoden aus der
Halbleiterfertigung, Mikromechanik:



anisotropes Ätzen
Photolithographie
Strukturierung (Masken) durch Oxidation



Herstellungsmethoden nicht für Ge geeignet
Si-Multiplexer + IR detektor: hybrid, keine IR CCDs
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IR Detektoren






Direct Readout (wie CMOS)
jedes Pixel verbunden mit Ausleseelektronik (unit cell)
nach Integration wird pixel auf 'lesen' geschaltet
Auslesezeit abhängig von ADC Geschwindigkeit, Zahl der
Kanäle etc,
Hohe Flexibilität bei Auslesemoden , 'windowed readout'
Herstellung :



Multiplexer (Si)
Detektorfeld, InSb, HgCdTe, As:Si, InGaAs, Ge.
Bump-bonding
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Einheitszelle
WS0809 VBeob
12
t- RON
Aladdin oder Pentium 3 ?
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Elektronik für die Astronomie
'Modell'
SFD
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14
Hybrid
Buch S56
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WS0809 VBeob
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Heute




InSb 1024 x 1024 -> 2048x 2048
HgCdTe 2k x 2 k -> besser
256 x 256 : 127,000 $
InGaAs 640 x 480 45,000 E

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Astronomische Beobachtungstechniken
und -Instrumente
G. Wiedemann, WS 06/07
Zuück zu den Sternen:
Spektroskopie
Astro-Spektroskopie






Was ist ?
Was macht man mit ?
Was macht man mit Spektroskopie in der Astronomie ?
Was macht man mit Spektroskopie im Labor für die
Astronomie ?
Instrumente für die
Spektroskopische Methoden

VBeob WS06/07
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Spektroskopie

Messung von I(λ) einer Strahlungsquelle
spektrale Energieverteilung
Spektrum

spektrale Energieverteilung a.k.a. SED spectral
energy distribution
SED meist für niedrige Auflösung verwendet
Spektrum, SED: (E, I, S) als Fkt von λ, ν, ~
ν , E : I(λ), Iλ



manchmal verwendet: λ * Iλ, ν* Iν

Ortsinformation : I(λ,α,δ)


abbildende Spektroskopie, imaging spectroscopy
spectral, spectroscopic imaging
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Spektroskopie: Variationen über 1 Thema



dispersiv, multiplex, IFU ...
Filter, Fabry-Perot : Abbildungen, R : δλ,
∆λ: sequentiell,
'Datacube'
multi-channel FP


multiplex: FTS , FP: Trennung durch
Interferenz, nicht räumlich,
dispersiv: räumliche Trennung der Wellenlängen
von 1 Punkt :

Prismen, Gitterspektroskopie


VBeob WS06/07
1 dim λ, 1 dim x, 2D Bild sequentiell
integral-field spectroscopy:
21
genaue Messung von Spektrum & SED
Spektroskopie

erfordert spektrophotometrische Eichung, meist durch
Vergleich mit Standardsternen. Dabei wird
Empfindlichkeitskurve ('response curve) von Teleskop +
Instrument + Detektor bestimmt.
Auch atmosphärische Extinktion muß berücksichtigt werden.
 Messung von Spektren ohne Ansprüche an die
Photometrie:
Vergleichsmessungen der Transmission der Atmosphäre
usw notwendig: Strahlungsquellen: Sterne ohne
Linien, Mond, Sonne bei 2 untersch. Zenitdistanzen
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Spektrale Energieverteilung
eines Sterns
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23
Spektrum
VBeob WS06/07
24
Spektrum, hochaufgelöst
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25
Informationsgehalt
Observable

Spektrale Energieverteilung:

Farben-> Temperatur





Sternklassifikation
Identifizierung L, T -Zwerge etc
Altersbestimmung (aus theoret. Entwicklungskurven)
Staub, PAHs
IR exzess: Scheiben

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β Pic, Vega
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Informationsgehalt
eines Spektrums

Kontinuumsniveau nötig für detaillierte Analyse, aber
wichtiger sind oft die Linien

Linienpositionen (λ)
Linienprofilform
Linienstärken



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Informationsgehalt eines Spektrums

Linienpositionen (∆E, λ) und Übergangswahrscheinlichkeiten
(Aij) für die meisten Übergänge aus der QM bekannt




Labormessungen
Eisen-Projekt
machmal: astronomische Messungen helfen bei
Charakterisierung der Atome, Moleküle
Beobachtet werden veränderte Positionen







scheinbare Verschiebungen durch Komponenten-'blending'
Messung (z.B. inLuft)
Gravitations-rotverschiebung (Sonne 656 m/sec)
kosmologische Rotverschiebung
Druckverschiebung
Starck-Effekt, Zeeman
Doppler
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Linienfrequenzmessungen

Erfolgreiche Messung und richtige Interpretation ermöglicht:






Identifikation der Spezies, Isotope
Schwerkraft (sehr schwierig)
kosmologische Entfernung
Druck, Temperatur (über Linienverbreiterung)
Magnetfeld
Radialgeschwindigkeiten
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Linienprofile



QM, Unschärferelation, Fourieranalyse:

Linienprofil eines Übergangs mit endlicher Lebensdauer τ:
Lorentzprofil mit Dämpfungskonstante δ ~1/τ

'natürliche' Linienbreite FWHM = δ / 2 π (auch aus Unschärferel.)
Druckverbreiterung: Verkürzung der Lebensdauern durch
Stoßabregung
Dopplerverbreiterung -> Gaussfunktion



Wenn keiner der Effekte vernachlässigbar->
Faltung Gauss * Lorentz-> Voigtprofil
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Linienprofile


Faltung Gauss * Lorentz-> Voigtprofil


keine analytische Darstellung



Linienprofile in der Praxis durch Strahlungstransport in den
Medien gegeben
Problem!
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Linienstärken


Linienstärke:
S λ~ Aij * n * l * g *e-(E/kt) * Φ(λ)






Einsteinkoeffizient
Dichte
Weglänge
statistisches Gewicht
Besetzungswahrscheinlichkeit, Boltzmann-Faktor
Linienprofil
VBeob WS06/07
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und wieder:


Linienstärken in der Praxis durch Strahlungstransport in den
Medien gegeben


Wie bestimmen wir die physikalischen Größen in den Medien?






Wir messen ein Spektrum
Wir machen ein Modell
Die Atomphysik muß bekannt sein
Wir wenden die physikalischen Gesetze an und berechnen ein
Spektrum unseres Modells: Linienpositionen, -stärken,-profile
drehen solange an den Modellparametern (T,P,v, ε, machmal auch
Atomparametern), bis theoretisches und gemessenes Spektrum
(ausreichend) übereinstimmen.
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tall order: Spektrum der Sonne
VBeob WS06/07
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Spezielle Anwendung:
Planeten um andere Sterne





Problem: heller Stern , lichtschwacher Planet, geringer
Abstand
Idee: Trennung anhand der spektralen Eigenschaften
Kontrast 10-4
Sternspektren nicht so genau bekannt
Planeten:





räumlich getrennt
Doppler-verschoben
beides
Transitspektroskopie
Eklipsespektroskopie
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Informationsgehalt/Observable




Spektrale
Energieverteilung
(spectral energy
distribution, SED)
Linienpositionen
Linienstärken
Linienprofilform
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• Mögliche Ursachen für Verschiebung
von Linien relativ zur Laborwelllenlänge λ0:
• Radialgeschwindigkeit des
Sterns und/oder der Erde
• Konvektion
• Isotopieverhältnis
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Endlich Astronomie:
Doppler-Spektroskopie

Spektroskopie zur Bestimmung von Geschwindigkeiten ,
vorwiegend über den Doppler-Effekt:







kosmologische Expansion
Galaxiendynamik,-rotation
Sternrotation
Doppelsterne
Konvektion auf der Sonne
Planeten um andere Sterne
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Spectroscopic binaries

Double lined spectroscopic binaries (DLSBs):
Absorptionslinien beider Komponenten sichtbar

Single-lined spectroscopic binaries (SLSBs):
Absorptionslinien nur einer Komponente sichtbar, und diese
zeigen periodische Wellenlängenverschiebungen.
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Konvektion der Sonne
Courtesy Stellar Physics
Group, Astrophysikalisches
Institut Potsdam (AIP)
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imaging spectroscopy !
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Linienentstehung in der Sonne
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Line shifts
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Informationsgehalt/Observable




Spektrale
Energieverteilung
(spectral energy
distribution, SED)
Linienpositionen
Linienstärken
• Kann mit sogennanten line
Linienprofilform
bisectors gemessen werden, aber
auch z.B. durch Spektrumssynthese
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Line bisectors
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Line asymmetries
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Rotation
Betrachte starre Rotation mit einer
Winkelgeschwindigkeit ω um eine
Achse senkrecht zur Beobachungsrichtung. vmax sei der Betrag des
Geschwindigkeitsvektors am
Äquator. Bei konstanter Flächenhelligkeit über das gesamte Sternscheibchen gilt dann für die pro
Wellenlängenelement dλ abgestrahlte
Energie E(λ):
E  λ  dλ=
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2c E ges
π v max λ 0

c2
2
1−

Δλ

dλ
2
λ 0 v max
45
Rotationsprofile
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Prinzipien der Spektroskopie
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47
Spektrale Auflösung
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Wellenlängenkalibration

Erfolgt in der Regel durch Aufnahme eines
Vergleichsspektrums mit der gleichen
Spektrographenkonfiguration.

Je nach spektraler Auflösung werden z.B. Helium-Argon-,
Neon-Argon- oder Thorium-Argon-Lampen benutzt.

Prozedur:
1.
2.
3.
Linien im aufgenommenen Spektrum identifizieren
x-Positionen messen => Wertepaare (x, λ)
Anfitten eines Polynoms n-ter Ordnung
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Helium-Argon-Spektrum
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50
Thorium-Argon Spektrum
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Thorium-Argon Spektrum
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Himmelsspektrum

Zur Kontrolle
kann das
Himmelsemissionslinienspektrum heran
gezogen werden
m(AB) = –2.5 log (f) – 48.60,
where f is in cgs units, i.e., erg s–1 cm–2 Hz–1
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Flexure


Potentielles Problem bei nicht
fest montierten Spektrographen
(d.h. z.B. am CassegrainFokus): Flexure, d.h. verbiegen
des Spektrographen unter
seinem eigenen Gewicht bei
Änderung der Lage.
Konsequenz:
Vergleichsspektrum muss an
der Himmelsposition
aufgenommen werden, an der
sich das Target befindet.
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Spezielle Techniken
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Echelle spectroscopy
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Ultraviolet and Visual Echelle Spectgrograph
UVES/VLT-UT2
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HARPS



High Accuracy Radial velocity Planet Searcher; R=120,000
Installiert am ESO 3.6m-Teleskop (La Silla)
200 Nächte pro Nacht sind für Suche nach Exo-Planeten
reserviert
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Iodine cells
VBeob WS06/07
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Iodine cells

Hochpräzise Radialgeschwindigkeitsmessungen (z.B. bei
Suche nach Exo-Planeten) erfordern gleichzeitige
Beobachtung von Target- und Vergleichsspektrum

Licht wird durch eine durchsichtige, geheizte Zelle geleitet,
in der Iod verdampft wird

Absorptionsspektrum von I2 sehr linienreich

Erzielbare Genauigkeit von hochaufgelöster Spektroskopie
(R > 100,000) mit Iod-Zelle und thermisch stabilisiertem
Spektrographen: Einige Meter pro Sekunde!
Zum Vergleich: Das entspricht der Geschwindigkeit einer
schnellen Armbewegung.
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HARPS iodine cell
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Iodine cell spectrum
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