Astrospektroskopie für Einsteiger

Im aufstrebenden amateurastronomischen Fachgebiet „SPEKTROSKOPIE"  ist ein effektiver Beratungsservice unerlässlich. Die bisher dahingehend geleistete Arbeit von „ASPA-Aktive Spektroskopie in der Astronomie" hat gezeigt, dass trotz vielfältiger Informationsmöglichkeiten, etwa im Internet, eine direkte Unterstützung in vielen Fällen sich als die effektivere Alternative herausstellte.

Der ASPA-Beratungsservice, in einigen Fällen in Kooperation mit langjährig erfahrenen Kollegen und Amateurspektroskopikern, umfasst folgende Bereiche:

Theorie/Methoden: Dr. A. Ulrich & Astroninformatics

Auswerte-Programme: E. Pollmann

Auswerteverfahren: E. Pollmann

Veränderliche Sterne: E. Pollmann

Lichtleiter-Einkopplung: R. Bücke

Astronom. Bildverarbeitung: Astroinformatics

Literaturbedarf: E. Pollmann

Über die eigentliche Beratung hinaus stellt ASPA für „Schüler-Facharbeiten" oder „Jugend-forscht-Arbeiten"  verschiedene Spektrographentypen kostenfrei zur Verfügung.

1. Ein hochauflösendes Spektrometer (Typ: Czerny-Turner) für die Beobachtung und Vermessung von Sonnenspektren.

Abb.1: Frontansicht des Spektrometers

Abb. 2: Gesamtansicht des Spektrometers

Die Spezifikationen des Spektrographen:

Brennweite: 1000mm

Apertur: f/6,8

Spektralbereich: 150-650nm

Spalt: stufenlos verstellbar von 0-3mm

Dispersion: 1 Angstr./mm

Dimensionen: 1125 x 540 x 440 mm

Das Sonnenlicht vom Teleskop oder Objektiv wird über einen Spiegelkasten (Abb. 3) einem Lichtwellenleiter zugeführt, der am Ausgang mit einem kollimierten Strahlenbündel den verstellbaren Präzisionsspalt beleuchtet. Das Spektrum kann entweder visuell mit einem entsprechenden Okular beobachtet oder aber mit einer CCD-Kamera vermessen werden.

Abb. 3: Spiegelkontrollkasten zur Lichteinkopplung in den Lichtleiter

Erste Versuchspektren (Abb. 4) einer Schülergruppe des Friedrich-Gymnasiums (Kassel) im Rahmen einer Schüler-Facharbeit zeigt die hier abgebildete Sequenz von Hβ bis zur Kalziumlinie CaII 3968.

Abb. 4: Sonnenspektrensequenz von Hβ bis zur Kalziumlinie CaII 3968

2. Ein direkt einsatzbereiter Prismenspektrograph (Abb. 5)

Der Spektrograph besteht aus einem Flintglas-Rundprisma (F2, nD=1,62004 Angabe aus:[http://www.schott.com]) mit einem brechenden Winkel von 30° und einem Durchmesser von 80 mm, das an ein Spiegel-Teleobjektiv mit 500 mm Brennweite angebracht ist. Der Spektrograph erzeugt von einem punktförmigen Objekt in der Filmebene das fotografische Spektrum. Der Strahlengang (siehe Abb. 6) stellt sich wie folgt dar: das nahezu parallele Licht des punktförmigen Objektes (Stern) trifft unter einem gewissen  Einfallswinkel auf das Prisma, wird dort entsprechend seiner Wellenlänge gebrochen, passiert das Teleobjektiv und trifft anschließend den Sensor der Kamera.

Abb. 5: Der Prismenspektrograph auf einer parallaktischen Montierung

Abb. 6: Der Strahlengang im Prismenspektrographen

Die Bestimmung der spektralen Dispersion im gewonnenen Sternspektrum erfolgt nach der „Hartmannschen Dispersionsformel". Die Hartmann-Gleichung ist ausschließlich auf Prismen-Spektren anzuwenden und ist rein empirischen Ursprungs.[vgl. [Literatursammlung FG]: Hartmann, In: Zeitschrift für Instrumentenkunde 37, 1917, S. 166; Hoffmann, In: Phys. Z. 30, 1929, S. 238; Koehler u. Odencrantz, In: J. opt. Soc. Amer. 47, 1957, S. 862. Nach letzten Messungen beträgt die Dispersion bei der Wellenlänge 656nm etwa 200 Angstr./mm. Als Kamera könnte sowohl eine digitale KB- oder CCD-Kamera eingesetzt werden.

3. Ein sog. Prismen-Spektrographen-Ansatz für den fokalen Teleskopbetrieb (f 10)

Abb. 7: Der Spektrographenansatz im Fokus eines Maksutow-Telekopes

Dieser Spektrographentyp arbeitet nach dem Prinzip der folgenden Skizze:

Abb. 8: Der Strahlengang im Spektrographenansatz

Die Dispersion beträgt zwischen den Wasserstoff-Balmerlinien Hδ und Hγ 146 Angstr./mm

 

Ernst Pollmann

Nach oben