Spektroskopie bei mittlerer Wellenlängenauflösung

Einleitung

Der enge Zusammenhang von Farben- Helligkeits- und Hertzsprung- Russel Diagramm ist jedem bewusst. Im einen Fall wird mit Filtern die Intensitätsverteilung im Spektrum eines Sternes gemessen und im anderen Fall die absolute Leuchtkraft des Sternes mit seinem Spektraltyp korreliert. Hier wie dort geht es um physische Parameter des Sternes, wie seiner Strahlungsleistung, Größe und Photosphärentemperatur. Dennoch werden die Gebiete Photometrie und Spektroskopie oft sehr getrennt gesehen. Dieser kleine Beitrag versucht einen Mittelweg zu zeigen: die Spektroskopie mit mittlerer Wellenlängenauflösung. Der Bezug zur Intensitätsmessung mit optischen Filtern besteht darin, dass hier ebenfalls der Intensitätsverlauf im Spektrum über einen weiten Spektralbereich untersucht wird und nicht nur die Äquivalentbreiten einzelner Spektrallinien, die nur auf die Intensität des benachbarten Kontinuums Bezug nehmen.

Am Beispiel veränderlicher Sterne lässt sich der Ansatzpunkt gut erläutern. Wird ausschließlich der zeitliche Verlauf der visuellen Helligkeit oder der Intensität weniger Spektralbereiche beobachtet, ergibt sich daraus keine Aussage über eine eventuell mit der Helligkeitsänderung verbundene Änderung in engen Bereichen des Spektrums. Konzentriert man sich andererseits auf wenige Spektrallinien, kann das Problem entstehen, dass die beobachtete zeitliche Variation der Linie, zumindest zum Teil, auch auf die zeitliche Variation des Intensitätsverlaufes des Kontinuums zurückzuführen ist. Um dies zu erkennen, müssen breitere Bereiche des Spektrums miteinander verglichen werden. Dazu bietet sich die Spektroskopie bei mittlerer Wellenlängenauflösung an.

Erste Versuche am OHP

Im Rahmen eines internationalen Arbeitstreffens zur Amateur-Spektroskopie am Observatoire Haute Provence im August 2009 haben wir einige exemplarische Spektren des Planeten Jupiter, der Wega und des veränderlichen Be – Sternes γ-Cas mit mittlerer Auflösung aufgenommen, die wir hier vorstellen möchten. Damit soll gezeigt werden, wie eine Beobachtung breiter Spektralbereiche technisch durchgeführt werden kann. Systematische Untersuchungen im Sinne der obigen Motivation wurden hier noch nicht durchgeführt. Von den Fragestellungen her schließen die Beobachtungen auch an eine Betrachtung an, die einer der Autoren (A.U.) bereits an Mond und Sonne durchgeführt hat (zur Publikation bei „Sterne und Weltraum" eingereicht). Die Problemstellung liegt vor allem darin begründet, dass die Intensitätsverteilung im Spektrum eines (hier astronomischen) Objektes zumindest in reproduzierbarer Weise richtig gemessen werden muss. Dies ist selbst unter kontrollierten Bedingungen im Labor oft nicht einfach zu realisieren. Mit dem meist mobilen Aufbau eines Amateurs, den variablen Wetterbedingungen und insbesondere den atmosphärischen Einflüssen die berücksichtigt werden müssen, stellt diese Thematik trotz der reduzierten Anforderungen an die Wellenlängenauflösung des Spektrometers eine relativ große Herausforderung dar. In der oben erwähnten Arbeit wurden die Einflüsse der optischen Abbildung durch den Einsatz einer so genannten „Ulbricht-Kugel" reduziert, die über den gesamten erfassten Lichtfluss mittelt. Bei der Stern- und Planeten-spektroskopie wären die Lichtverluste bei dieser Methode jedoch viel zu groß.

Abbildung 1:
Spektren des Planeten Jupiter, aufgenommen am OHP mit dem QE65000, einmal durch das C8 Teleskop und einmal mit einer CaF Sammellinse.

Daher wurden hier Kombinationen von zwei sehr unterschiedlichen Spektralapparaten und Sammeloptiken getestet, wobei erstere sich sehr deutlich, und zwar um etwa einen Faktor 100, im Preis unterscheiden. Bei den Spektralapparaten handelt es sich um ein Gerät mit der Bezeichnung QE65000 der Firma Ocean Optics und ein Blazegitter namens „Star Analyser" mit 100 Linien/mm der Firma Paton Hawksley Education Ltd. Ein gewisser Anstoß zu den Arbeiten ergab sich daraus, dass in der Spektroskopie im Labor heute häufig sehr kompakte Spektralapparate, wie jene der HR- oder QE Serie von Ocean Optics eingesetzt werden, die über eine USB- Schnittstelle an einen Rechner angeschlossen werden können und ad hoc wellenlängenkalibrierte Spektren liefern. Dies hat die optische Spektroskopie auch für Arbeitgebiete erschlossen, bei denen sie traditionell nicht häufig eingesetzt wurde, wie zum Beispiel bei der biologischen Feldforschung. Es lag also nahe zu sehen, ob diese kompakten Spektrometer auch für die Sternspektroskopie, etwa in Praktikumsversuchen, verwendet werden können. Ein Test am OHP im Jahr 2008 hatte jedoch ergeben, dass die Standardversion eines solchen Spektrometers (Ocean Optics, HR2000) in Kombination mit Teleskopen von einigen Dezimetern Durchmesser zu unempfindlich ist. Die Ocean Optics Spektrometer wurden in der Ausgabe 36 von „Spektrum" im Jahr 2008 beschrieben. Das QE65000 unterscheidet sich vom HR2000 durch eine deutlich erhöhte Empfindlichkeit und Dynamik, die durch einen rückseitenverdünnten und aktiv gekühlten CCD Detektor erreicht wird.

Abbildung 2:
Reflektivität von Jupiter (rot, vorläufige Daten), Reflektivität des Vollmondes (blau) und ein Sonnenspektrum als ursprüngliche Strahlungsquelle für beide Datensätze.

Die zweite Variante Übersichtsspektren von astronomischen Objekten aufzunehmen, basiert auf den einfachen und preisgünstigen Transmissionsgittern, die im Strahlengang des Teleskops etwa zwischen Fokalebene und einer CCD- Kamera eingefügt werden können und mit ihrer Dispersion, ähnlich wie ein Objektivprisma, das Bild des Sternes in 0.ter Ordnung und in Form von „Spektralfäden" darstellen. Dabei wird die Intensität des Lichtes durch die Formgebung der Gitterstriche hauptsächlich in die erste Beugungsordnung gelenkt (Blazegitter).

In beiden Fällen ergibt sich letztlich ein Datensatz, bei dem jeweils ein Intensitätswert einer Wellenlängenangabe zugeordnet wird. Die Wellenlängenkalibrierung ist bei den kommerziellen Spektrometern durch einen gerätespezifischen Parametersatz zur Kalibrierung mit guter Genauigkeit vorgegeben. Auch bei der Verwendung eines Transmissionsgitters oder Objektivprismas ist die Wellenlängenkalibrierung meist recht einfach zu realisieren, da Kalibrierlampen in Form von Niederdruckentladungslampen leicht und preisgünstig zu beschaffen sind (Neon – Glimmlampenlicht sowie die Argon- und Quecksilberemission von Leuchtstoffröhren).

Abbildung 3:
Spektrum der Wega, aufgenommen mit den Star Analyser (rot) und dem Oceam Optics QE65000 (schwarz) durch die CaF Linse. Die blaue Linie markiert die Grenze der Balmerserie des Wasserstoffs.

Der Star-Analyser im Vergleich zum Ocean-Optics-Spektrographen

Das sehr viel schwierigere, aber im Sinne der obigen Motivation viel interessantere Problem ist die Bewertung des Intensitätsverlaufes in Abhängigkeit von der Wellenlänge. Dazu sollen nun zunächst die Beispiele gezeigt werden, die bei der oben erwähnten Arbeitstreffen am aufgenommen wurden. Dabei wurde auch hier noch keine Kalibrierung der Ansprechfunktion, zum Beispiel mit einer Wolframbandlampe, durch-geführt. Die Messungen wurden spontan während des Arbeitstreffens beschlossen und die Aufbauten waren daher etwas improvisiert. Die Aufnahmen der Spektren mit dem Star Analyser wurden, wie dafür vor-gesehen, mit dem Gitter und einer CCD Kamera durch ein Celestron C8 Teleskop aufgenommen. Dieses Teleskop wurde auch zur Nachführung der Lichteinkoppelung in die Glasfaser des QE65000 verwendet. Einmal wurde eine CaF-Linse als Lichtsammeloptik für die Faser verwendet. Alternativ wurde die Faser des QE65000 mit einer einfachen Aluminiumhülse in der Brennebene des C8 gehaltert. Beide Varianten waren für die Nachführung auf astronomische Objekte noch nicht sehr gut geeignet, da sich die relativ schwere und nur provisorisch mit dem Teleskop verbundene Linsenoptik nicht leicht parallel zur Beobachtungsrichtung des Teleskops einrichten ließ und der Austausch des Okulars gegen die Hülse mit dem Faserende ebenfalls leicht zum Verlust der richtigen Ausrichtung führt. Dennoch ergab ein Beobachtungsabend die im Folgenden gezeigten Spektren

Abbildung 4:
Spektrum von gamma Cas, aufgenommen mit dem QE65000 Spektrometer durch das C8 Teleskop.

Der Planet Jupiter wurde mit den beiden Varianten, Beobachtung mit dem QE65000 durch die CaF Linse und durch das C8 gemessen. Das Ergebnis zeigt die Abbildung 1. Jupiter hatte zur Zeit der Messung eine Helligkeit von  ca. –2m,9. Belichtungen von typisch 2 Sekunden lieferten bereits brauchbare Spektren. Für die Abbildung 1 wurden aber bis zu 8 Spektren unterschiedlicher Belichtungszeit und Qualität der Ausrichtung aufsummiert. Die Daten wurden so skaliert, dass der Bereich im Maximum angeglichen wurde. Das Spektrum ist natürlich ein modifiziertes Sonnen-spektrum mit den entsprechenden Fraunhoferlinien und den Absorptionen der Erdatmosphäre. Interessant ist, dass die Unterschiede zwischen der CaF-Linse und dem C8 im roten Spektralbereich stärker sind und zwar in dem Sinne, dass die Transmission der CaF-Linse im Roten offenbar besser ist. Normalerweise wird CaF für gute Transmission im UV und VUV Bereich verwendet.

Die Messung des Jupiterspektrums legt natürlich einen Vergleich mit dem Sonnenspektrum nahe. Mit den vorliegenden Daten kann dies nur sehr vorläufig geschehen, da keine dedizierten Vergleichsspektren der Sonne mit den selben Spektrometern und bei gleicher Elevation und damit gleichem Lichtweg durch die Atmosphäre aufgenommen wurden. Ein Rückgriff auf Daten, die mit der oben erwähnten Ulbrichtkugeltechnik an Sonne und Mond aufgenommen wurden, ergibt den Vergleich, der in Abbildung 2 gezeigt ist. Das in rot gezeigte Spektrum ist ein Spektrum von Jupiter, normiert auf ein Sonnenspektrum, das mit der Ulbrichtkugel aufgenommen wurde. Dort wurde bei der Einkoppelung ebenfalls mit der selben CaF-Linse gearbeitet. Bis 600nm ließen sich die Fraunhoferlinien gut kompensieren, so dass der Verlauf der Reflektivität der Jupiteratmosphäre von 400 bis 600nm eventuell schon recht gut wiedergegeben ist. In wie weit die wohl meist molekularen Absorptionsbanden im verbleibenden sichtbaren und nahen Infrarotbereich der Jupiteratmosphäre zugeordnet werden können, müsste noch genauer untersucht werden und wäre ggf. ein interessantes Projekt für die Amateurspektroskopie. Um die ohnehin vorhandenen Absorptions-banden der Erdatmosphäre beurteilen zu können, ist in Abbildung 2 noch ein Sonnenspektrum ohne Korrektur atmosphärischer Absorption dargestellt (grün).

Als weiteres helles Objekt zeigt Abbildung 3 eine Übersicht über das Spektrum der Wega sowohl mit dem C8 mit QE65000 als auch mit dem „Star Analyser" aufgenommen. Die Unterschiede in der Wellenlängen-auflösung und der Transmission im nahen Ultraviolett werden hier sehr schön sichtbar und der Leser kann für sich bewerten, ob sie für ihn den oben genannten Unterschied im Preis rechtfertigen. Die intensiven Fraunhofer-linien sind natürlich der Balmerserie des Wasserstoffs zuzuordnen. Es wird sehr schön deutlich, wie sie gegen die eingezeichnete Serinegrenze von 364,56 nm hin konvergieren. Die Belichtungszeit mit dem QE65000 betrug insgesamt ca. 15 Minuten.

Abschließend möchten wir noch ein Übersichtsspektrum mit mittlerer Auflösung von gamma Cas vorstellen, das mit dem QE65000 Spektrometer aufgenommen wurde. Es demonstriert ein Objekt mit intensiven Wasserstoff- Emissionslinien, welches in der Amateuspektroskopie in Zusammenarbeit mit der professionellen Astronomie systematisch beobachtet wird. Näheres dazu ist zum Beispiel bezüglich der HeI Emission im „Spektrum" Nr. 37 aus dem Jahr 2009 von Ernst Pollmann, der sich intensiv mit dem System beschäftigt, beschrieben. Im hier gezeigten Spektrum sind nur die beiden Emissionslinien bei 656,3 und 486,6 nm gut zu erkennen, die der Balmerserie des Wasserstoffs zuzuordnen sind.

Die Autoren danken Olivier Thizy für die Organisation der schönen und sehr inspirierenden Spektroskopie- Workshops am Observatoire Haute Provence.

 

Dr. Peter Schlatter, Dr. Andreas Ulrich

Nach oben