Spektroskopie
Im Oktober 2008 unternahm ich meine ersten Schritte auf dem Gebiet der astronomischen Spektroskopie. Ein vorhandenes Blaze-Gitter von Baader Planetarium mit 207 Linien/mm diente zunächst ersten Experimenten zur Gewinnung von spaltlosen Sternspektren. Dabei wurde das Gitter direkt in die 1,25" Steckhülse einer Philipps ToUCam (Webcam) bzw. einer TIS DMK21AF04 (industr. Video-Überwachungskamera) geschraubt und in den Okularauszug meines 32cm Newton-Teleskops gesteckt. Weil das Gitter für einen hohe Auflösung möglichst im parallelen Strahlengang eingesetzt werden muß, blendete ich das Teleskop mit einer Pappblende (Öffnung 10cm) ab. Daraus resultierte (bei einer primären Brennweite von 152 cm) ein Öffnungsverhältnis von f/15. Ein noch stärkeres Abblenden würde zwar das Öffnungsvehältnis weiter vergrößern, die geringere Beleuchtung von Spalt und Sensor würde aber insgesamt nachteilig wirken. Als Sensor setzte ich zunächst die Philipps ToUCam ein. Allerdings blieben die Ergebnisse unter meinen Erwartungen, so dass ich im weiteren nur noch die DMK 31AF03 einsetzte, die deutlich kontrastreichere Spektralbilder lieferte. Für den Einsatz als visuelles Beobachtungsgerät (als Spektroskop) kann eine Zylinderlinse auf das Okular aufgesteckt werden, um den dünnen Spektralfaden aufzuweiten. Die visuelle Beobachtung von Sternspektren hat beispielsweise bei öffentlichen Sternwartenführungen durchaus einen gewissen Reiz, weil hier Astrophysik live demonstriert werden kann. Besonders geeignet als Demonstrationsobjekte sind die hellen A-Sterne wie Wega, Atair usw., die kontrastreiche Balmerlinien zeigen.
Zur Aufnahme von Spektren mit der Videokamera arbeitete ich für Übersichten im "Primärfokus" des Spektrographen, für Detailaufnahmen verwendete ich eine 2- oder 5-fach Barlowlinse direkt vor der Kamera. Mit dem Einsatz der 5x-Powermate stößt die mechanische Belastbarkeit der gegenwärtigen (sehr provisorischen) Konstruktion an ihre Grenzen. Die Aufnahme von Sternspektren mit dem Spaltspektrographen wird eine weitere Herausforderung sein. Zwsar konnte ich schon erste Spektren damit aufnehmen, doch sind hier noch Verbesserungen bez. der mechanischen Stabilität und des Handlings am Teleskop erforderlich
Spaltlose Spektren
Sterne erscheinen uns durch ihre sehr großen Entfernungen punktförmig und lassen sich in optischen Teleskopen nicht direkt darstellen. Die Teleskopöffnung verursacht Beugungserscheinungen, wobei im Maximum 0-ter Ordnung, dem Airy-Scheibchen, der größen Teil des einfallenden Lichtes vereinigt wird. Durch die praktisch immer währende, jedoch stark schwankende Luftunruhe wird das Airy-Scheibchen auf dem Sensor (das kann die Netzhaut unseres Auges sein, eine photographische Emulsion oder auch ein CCD-Chip) auf einer größeren Fläche 'verschmiert'. Das Airy-Scheibchen erscheint folglich aufgeblasen und unscharf . Fällt das Licht des Airyscheibchens nun im Brennpunkt der Optik auf ein optisches Gitter, wird es gebeugt und das Scheibchen auf dem Sensor abgebildet. Die Stärke der Lichtbeugung (Dispersion) fällt dabei für jede Wellenlänge unterschiedlich stark aus, so daß die gebeugten Airy-Scheibchen nebeneinander auf dem Sensor abgebildet werden. Dabei kommt es aufgrund der geringen Wellenlängenunterschiede zu Überlappungen - und zwar um so stärker, je größer der Durchmesser der Beugungsscheibchen (also des Airyscheibchens im Fokus) ist. Damit wird klar, daß die spektrale Auflösung beim spaltlosen Spektrographen vergleichsweise gering bleiben muß und darüberhinaus auch noch stark von der Luftunruhe, dem Seeing beeinträchtigt wird. Andererseits sind spaltlose Spektren sehr einfach zu gewinnen und eignen sich gut dazu, Sterne zu klassifizieren. Die grobe Einteilung in Spektralklassen (klassich: O,B,A,F,G,K,M) fußt auf wenigen, meist deutlich hervortretenden Linien, die mit ein wenig Übung problemlos identifiziert werden können. Durch die geringe Auflösung stößt die spaltlose Spektroskopie aber schnell an Grenzen, wenn es darum geht, z.B. Radialgeschwindigkeiten von Sternen zu bestimmen oder die Spektren flächiger Objekte wie Gasnebel etc. aufzunehmen. Für diese Aufgaben sind sog. Spaltspektrographen erforderlich, die im Amateurbereich zwar Auflösungen bis zu 0,1 Angström erreichen, aber auch schnell mehrere tausend Euro kosten können. Darüberhinaus erfordert der Betrieb eines Spaltspektrographen ein sehrexakt nachgeführtes Teleskop.
Meine ersten Aufnahmen von Spektren zeigten schon bald, dass es für Spektralbilder in befriedigender Qualtiät erforderlich ist, wiederholt Spektren von ein und denselben Sternen aufzuzeichnen. Die seeingbedingten Qualitätsschwankungen waren teilweise gravierend. Insofern stellen die bisher von mir aufgenommenen Spektren (siehe Sternspektren) nur ein Zwischenstadium einer Gesamtklassifikation dar.
Spezialfall Planeten- und Mondspektren
Eine weitere interessante Methode zur Erzeugung von Planetenspektren ohne Spalt nutzt das veränderliche Erscheinungsbild der Objekte aus. Während der Kantenstellung von Saturn in 2008/2009 oder bei einer sehr schmalen Venussichel bieten schmale Strukturen (wie die Saturnringe oder die Spitzen der Sichel) spaltförmige Lichtquellen, die analog dem Spaltbild aus einem Spektroskop mit dem optischen Gitter zu einem Spektrum aufgefächert werden können. Flächige Bereiche wie etwa die Saturnkugel werden dabei überlappend abgebildet und ergeben ein verwaschenes Bild ohne Absorptionslinien. Die Auflösung ist dabei durch die Breite der Struktur (z.B. Ring- oder Sichelbreite) vorgegeben. Soweit die Objekte das Sonnenlicht reflektieren, entsprechen die Spektren im Wesentlichen dem Sonnenspektrum.
Montage: Rohspektrum Saturn. Der schmale Saturnring erzeugt ober- und unterhalb der Kugel ein deutliches Absorptionsspektrum Spektrum der Saturnringe
Auch die schmale Mondsichel eignet sich begrenzt als "Pseudospalt", wenn nur die äußersten Ausläufer spektroskopiert werden. Allerdings ist die Breite der "Lichtspalte" vergleichsweise groß und die Überlappung der "Spaltbilder" dementsprechend stark. Immerhin können in einem solchen Spektrum die kräftigsten Linien des Sonnenspektrum eindeutig identifiziert werden.
Montage: Rohspektrum Mond. Nur die schmalen Ausläufer der Sichel bilden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums erkennbar ab. Spektrum des Mondes
Vom Rohbild zum Spektrogramm
Rohspektrum von Wega.
Während der Aufnahme wird das Teleskop rechtwinkling zum Spektralfaden im Korrekturmodus der Steuerung langsam bewegt und der Spektralfaden bei laufender Belichtung auseinandergezogen. Bei schwächeren Sternen muß die Bewegung sehr vorsichtig und langsam erfolgen, um einen ausreichend hellen Spektralfaden zu erzeugen. Der Vorteil dieser Methode ist, dass die Schärfe und der Kontrast des Spektralfadens durch die Flächenwirkung des Spektrums besser eingestellt werden können. Außerdem kann der Einfluß des Seeings vermindert werden, weil durch die Dehnung des Spektralfadens Phasen guten und schlechten Seeings nebeneinander zu liegen kommen und nachträglich eine Auswahl des besten Bildbereichs getroffen werden kann. Schräg über den Sensor verlaufende Spektralfäden haben dabei eine geringere Auflösung als senkrecht ausgerichtete,; andererseits kann die Schräglage günstig sein, um ein etwas zu breites Spektrum noch komplett auf den Chip zu bringen.
Ausgerichtetes Rohspektrum
Da die Spektrallinien meistens nicht genau vertikal ausgerichtet sind, muss das Rohspektrum anschließend gedreht und entzerrt werden. Eine einfache und schnelle Korrektur ist mit dem Freeware Programm Fitswork mit den Befehlen: "Bearbeiten:Bildgeometrie:Bild rotieren mit Hilfslinie" sowie :"Bearbeiten:Bildgeometrie:Perspektive korrigieren(Trapez) zu erzielen. "Rotieren mit Hilfslienie" richtet zunächst die Achse parallel zu den Spektralfäden aus, mit "Perspektive korrigieren" wird dann das schiefe Spektrum orthogonal entzerrt.
Auswahl eines Bereichs
Aus dem ausgerichteten Rohspektrum kann nun der schärfste und /oder kontrastreichste Bereich mit dem Auswahlwerkzeug markiert und ausgeschnitten werden. Je weniger verrauscht ein Rohspektrum ist, desto schmaler kann der Ausschnitt ausfallen.
Gemittelter "Spektralfaden"
Im Menü "Bearbeiten:Bildgröße ändern" im Anschluß die Pixelzahl für "Vertikal" auf "1" eingestellt und als Methode der Interpolation "Mittel" ausgewählt. Das Ergebnis ist ein 1 Pixel hoher, gemittelter und somit weitgehend entrauschter Spektralfaden. Für stark verrauschte Rohspektren sollte wie im vorigen Abschnitt erwähnt, der Auswahlbereich größer gewählt werden, um über eine höhere Anzahl von Spektralfäden mitteln zu können. Das Resultat dieses Bearbeitungsschrittes kann bei Bedarf schon für die Erstellung eines Spektrogramms verwendet werden. Zur Verdeutlichung der Absorptions- und Emissionslinien kann das einzeilige Spektrum wieder vertikal gestreckt werden.
Fertig bearbeitetes Spektrum
Das lässt sich wieder sehr einfach im Menü "Bearbeiten:Bildgröße ändern" realisieren, indem die Pixelzahl für "Vertikal" z.B. auf "100" eingestellt und als Methode der Interpolation "Mittel" ausgewählt wird.
Spektrogramm
Der letzte Schritt liefert ein kalibriertes Spektrogramm. Für Windows-User bietet sich zur Auswertung der Spektren z.B. das ganz hervorragende Freeware-Programm VisualSpec von Valerie Desnoux an. Eine genaue Beschreibung des Programms findet sich auf der Interneteite von Valerie Desnoux. Die Intensität der verschiedenen Spektralbereiche ersutliert maßgeblich aus der spezifischen Empfindlichkeit der Kamerasensoren für die jeweilen Wellenlängen. CCD-Chips sind besonders im visuellen Bereich und nahen Infrarot empfindlich. Im nahen UV-Bereich fällt die Empfindlichkeit sehr schnell ab.
Spektrale Empfindlichkeit DMK 31AF03
Spektren mit Spaltspektrograph
Angeregt durch verschiedene Beiträge auf Amateur-Internetseiten versuche ich, mit dem vergleichsweise geringauflösenden Baader-Gitter und ein paar wenigen optischen Komponenten Erfahrungen auf dem Gebiet der Spaltspektroskopie zu sammeln. Der Aufbau des SpaltesErste Spektren mit dem unten beschriebenen Spektrographen gibt es bereits in der Bildergalerie unter Spektren.
Visuell zeigen alle Okularen von 7-30 mm Brennweite an sehr hellen Objekten, v.a. der Sonne, ein gut aufgelöstes Bild. Naturgemäß bilden langbrennweitige Okulare das gesamte sichtbare Spektrum ohne Trennung von sehr feinen Linien ab. Mit kurzbrennweitigen Okularen, z.B. 7mm Nagler, ist demgegenüber eine recht gute Trennung auch von eng benachbarten Linien wie z.B. der Natrium Doppellinie mögich. Noch eindrucksvoller als bei (spaltlosen) Sternspektren ist die viuselle Beobachtung des Sonnenspektrums mit dem Spektrographen eine hervorragende Möglichkeit, Astrophysik live zu demonstrieren.
Der einfache Experimentalspektrograph beinhaltet einen selbstgefertigten Spalt. Er wird aus zwei Fragmenten einer Rasierklinge hergestellt, die mit kleinen Magneten auf einer passend gedrehten Unterlegscheibe fixiert und dann in die richtige Position geschoben werden. Mit etwas Sekundenkleber läßt sich der Spalt leicht fixieren, die Magnete können später entfernt werden. Durch den sehr einfachen und kostengünstigen Aufbau lassen sich je nach Einsatzzweck schnell verschieden breite Spalte bauen und einsetzen. Als Halterung für die Spalt-Scheiben dient eine Aluminium-Steckhülse, die von einem hilfsbereiten Vereinskollegen angefertigt wurden. Der Hülsendurchmesser beträgt auf beiden Seiten 1,25" und dient damit auch als Verbindungsstück zwischen Spektrograph und Okularauszug des Teleskops. Etwa in der Mitte der Hülse wurde eine Auflage für die Spaltscheiben abgesetzt, seitlich mündet an dieser Stelle ein Klemmschraube zur Fixierung der Spaltscheibe. Aufgabe des Spaltes ist es, aus einem flächigen Objekt, z.B. Sonnescheibe oder Emmissionsnebel, einen sehr schmalen Bereich auszuschneiden, der vom Gitter auf der Sensorebene als feine Lichtlinie abgebildet wird. Je schmaler der Spalt ist, um so feiner und genauer (besser aufgelöst) ist das resultierende Spektrum. Der hier gezeigte Aufbau ist bei weitem nicht perfekt und ich hoffe, durch weitere Verbesserungen am Spalt die Güte der Spektren noch verbessern zu können.
Als Kollimater dient ein überzähliges 200 mm (oder ein 135mm) Teleobjektiv mit M42 Anschluß. Am M42-Gewinde ist ein T2/1,25"-Adapter über einen M42/T2-Adapterring angeschraubt. Am 1,25" -Anschluß wird die Alu-Hülse inklusive der darin befindlichen Spaltscheibe eingesteckt. Aufgabe des Kollimators ist es, den Spalt aufzuweiten und als möglichst paralleles Lichtbündel auf dem Gitter abzubilden. Um möglichst große Freiheiten bei der Einstellung des Strahlenganges zu haben, ist der Kollimator mit einer höhenverstellbaren Rohrschelle drehbar auf einem stabilen Holzbrettchen montiert.
Direkt hinter dem Kollimator sitzt das Dispersionsgitter. Es ist ebenfalls in einen T2(innen)/1,25"-Okularadapter eingeschraubt und wir von einer höhenverstellbaren und drehbaren Rohrschelle gehalten. In diesen Adapter ist von der Rückseite her ein Adapter T2(außen)/1,25"-Steckhüse eingeschraubt. Aus Stabilitätsgründen wird dieser Adapter durch eine weitere Rohrschelle gehalten. Während der vordere Teil frei drehbar ist, wird der hintere jedoch seitlich in einem Langloch geführt und ermöglich so ein Schwenken der gesamten Einheit um die vordere Achse. Dies ist erforderlich, um verschieden Bereiche des eventuell weit auseinandergezogenen Spektrums betrachten zu können. Zwischen den Adaptern befindet sich als abbildendes Element eine Konvexlinse mit einer Brennweite von ca. 10 cm.
Am hinteren Adapter ist ein Zenitspiegel befestigt. Neben einer komfortableren Beobachungshaltung hat dies den Vorteil, dass bei Verwendung von Barlowlinsen und unterschiedlichen Okularen grobe Lichtwegunterschiede per Schiebefokussierung ausgeglichen werden können. Die Feinfokussierung erfolgt dann über das Teleobjektiv. Gegen Streulicht kann es erforderlich sein, den Bereich zwischen Gitter und Kollimator mit einer Aluminiumfolie (oder besser noch mit einer alubeschichteten PE-Folie etwa aus Lebensmittelverpackungen) abzudecken.
