Spektralklassifizierung mit einem selbstgebauten fasergekoppelten Spektrograph
1. Einleitung
1.1 Vorwort
Die Anfänge der Spektroskopie gehen auf Isaak Newton zurück. Indem ihm 1667 die Farbaufspaltung von Sonnenlicht mittels eines Prismas gelang, konnte er zeigen, dass sich weißes Licht in die Regenbogenfarben aufspalten lässt. 1802 entdeckte William Wollaston dunkle Linien im Sonnenspektrum, die von Joseph Fraunhofer katalogisiert wurden.
Deren Bedeutung wurde aber erst 1859 offensichtlich, als die Chemiker Gustav Robert Kirchhoff und Robert Wilhelm Bunsen herausfanden, dass solche Linien von heißen Gasen ausgesendet werden. Dabei emittiert ein bestimmtes Element nur ganz spezifische Linien. Kirchhoff und Bunsen begründeten damit einen neuen Forschungszweig der Astronomie: die Astrophysik, der wir einen Großteil unseres Wissens über das Weltall zu verdanken haben.
Erste Spektraluntersuchungen an Fixsternen wurden ebenfalls zu dieser Zeit durchgeführt. In den 80er Jahren des 19. Jahrhunderts entwickelten E. C. Pickering und A. Cannon das Havard-Klassifikationschema zur Einordnung von Sternspektren. Es enthält die Klassen O,B,A,F,G,K,M (Merksatz: ,,Oh be a fine girl kiss me"), wobei diese Folge eine Temperatursequenz von ca. 30000 K bis 3000 K ,,Oberflächen"-Temperatur darstellt. Zur feineren Gliederung wurden diese Klassen später noch von 0 bis 9 unterteilt; so ist z.B. ein G2 Stern etwas heißer als ein G8 Stern. Mit der vorliegenden Arbeit will ich zeigen, dass schon mit relativ einfachen, dem Amateur zugänglichen Mitteln erfolgreich Spektralanalyse betrieben und die Klassifikation in die einzelnen Klassen nachvollzogen werden kann.
1.2 Die Entstehung der Spektrallinien
Nach dem Bohrschen Atommodell stehen den Elektronen nur ganz bestimmte Bahnen (um den Atomkern) zur Verfügung, die diskreten Energieniveaus entsprechen. Im Normalfall halten sich die Elektronen auf der energetisch niedrigsten Bahn, im sogenannten Grundzustand auf. Wird solchen Atomen jedoch Energie zugeführt (z.B. durch Elektonenstoß oder Stöße mit thermisch bewegten Atomen eines Gases oder durch Einstrahlung von Lichtquanten) so werden sie in einen angeregten Zustand überführt, d.h. die Elektronen springen auf höherenergetische Bahnen. Nach ca. 10-8 s fällt ein angeregtes Elektron jedoch wieder zurück und gibt dabei die Energiedifferenz zwischen Grund- und angeregtem Zustand in Form von Licht einer bestimmten Wellenlänge ab. Im Spektrum wird eine Emissionslinie
sichtbar. Somit entsteht von jedem beliebigen Element ein für das Element charakteristischer ,,Fingerabdruck", der dann im Spektrum zu sehen ist.
Die Stärke der Spektrallinien ist abhängig
- von der Anzahl der Atome im angeregten Zustand (bei neutralen Atomen proportional zur Linienstärke
- von der Anzahl der Atome im ionisierten Zustand (bei neutralen Atomen umgekehrt proportional zur Linienstärke).
Wegen der bei steigender Temperatur rasch zunehmenden Ionisation erreichen die Spektrallinien des Wasserstoffs schon bei Sternen mit 10000K ,,Oberflächen"-Temperatur, wenn das dritte Niveau des Wasserstoffs vollständig besetzt ist.
1.3 Arten von Spektren
Als kontinuierliches Spektrum bezeichnet man das Farbband von violett bis rot (vergleiche Regenbogen); es wird von allen glühenden, festen und flüssigen Körpern und auch von leuchtenden Gasen mit hohen Dichten und Temperaturen ausgesandt. Die Intensitätsverteilung hängt dabei von der Temperatur des Strahlers ab.
Ein Emissionslinienspektrum erhällt man von einem heißen Gas geringer Dichte. Die Entstehung ist im vorigen Abschnitt bereits beschrieben.
Bei Sternen findet man allerdings ein Absorptionslinienspektrum, d.h. man sieht dutzende dunkle Linien auf einem kontinuierlichen Untergrund. Dabei entsteht der kontinuierliche Anteil der Strahlung in der Photosphäre eines Sterns. Durchläuft dieser eine kühlere Schicht der Sternatmosphäre, so absorbieren deren Bestandteile bestimmte Ernergiebeträge, die als Anregungsenergien genutzt werden. Bei der anschließenden Reemission wird das Licht in alle möglichen Richtungen ausgestrahlt, so dass nur ein entsprechend geringer Bruchteil beim Betrachter ankommt.
2. Methodik
2.1 Versuchsplanung
Es gibt zwei Methoden, das Licht in seine Farben zu zerlegen:
- mit Hilfe eines Prismas, bei dem das Spektrum auf Grund der Dispersion entsteht oder
- mit Hilfe eines Beugungsgitters, bei dem das Spektrum mittels Interferenz erzeugt wird
Sowohl Prisma als auch Gitter haben Vor- und Nachteile.
Vorteile des Prismas: kaum Lichtverlust, da das Licht nur gebrochen und nicht gebeugt und somit nicht auf mehrere Maxima aufgeteilt wird
Nachteil des Prismas: wellenlängenabhängige Winkeldispersion, also keine Linearität.
Vorteile des Gitters: Linearität, d.h. gleich Strecken im Spektrum entsprechen gleichen Wellenlängenintervallen und eine höhere Auflösung
Nachteil des Gitters: Verteilung des Lichts auf mehrere Ordnungen, von denen nur eine verwendet wird
Nach sorgfältigem Abwägen entschied ich mich für ein Beugungsgitter, da mir die höhere Auflösung und die Linearität wichtig waren. Der Lichtverlust war für mich nicht so von Bedeutung, da der Spektrograph an ein 10 Zoll Schmidt-Cassegrain-Teleskop gekoppelt wird.
Grundsätzlich gilt: Die Anzahl der Furchen, die ein Beugungsgitter pro Millimeter hat, bestimmt das Auflösungsvermögen und damit, in Verbindung mit der Brennweite der Abbildungsoptik und dem Auflösungsvermögen des Films, die spektrale Auflösung des Spektrographen.
Je mehr Furchen ein Beugungsgitter pro Millimeter hat, desto höher ist das Auflösungsvermögen. Leider sind solche Gitter mit einigen 100 Furchen pro Millimeter sehr teuer. Dadurch, dass für mich die hohe Auflösung von Wichtigkeit war habe ich mir ein Gitter mit 600 Furchen pro Millimeter von der Universitätssternwarte in München (USM) ausgeliehen.
2.2 Aufbau des Spektrographs
2.2.1 Der Guider
Aufbau:
Der Guider besteht aus einem Würfel aus Aluminium mit zwei seitlichen Anschlüssen für das Teleskop und für ein Nachführokular. In ihm sind zwei Spiegel, einer mit einem 0.3mm Loch für den Glasfasereingang, der andere als Umlenkspiegel, der das einfallende Licht zum Okular spiegelt, um den Stern exakt in die Glasfaser zentrieren und über einen längeren Zeitraum auf dieser halten zu können. Wenn man nun den Stern so fokusiert hat, dass er auf die Glasfaser scharf abgebildet wird, so hatte ich das Problem, den Stern im Nachführokular nicht mehr scharf sehen zu können. Dies war jedoch leicht zu beheben, indem man eine Zusatzoptik einbaute, die die Strahlen wieder in einem Brennpunkt vereinigt. Somit erreicht man auch im Nachführokular ein scharfes Bild des zu beobachtenden Objekts. Als Material für den Spiegel wurde Edelstahl verwendet, da man in Glas keine so feine Löcher bohren kann ohne dass diese ausreißen. Den Spiegel aus Edelstahl habe ich selbst geschliffen. Dieser Spiegel ist justierbar gelagert, so dass man die Faser im Okular in die Mitte zentrieren zentrierenkann. Der zweite Spiegel aus Glas wurde einfach auf ein vorgefertigtes Aluminiumstück geklebt.
2.2.2 Die Glasfaser
Die Faser besteht aus einem 0.2mm starken Quarzkern, der mit dem sogenannten Cladding, einer silikonartigen Masse, die dafür zuständig ist, dass die Totalreflexion nicht verloren geht, ummantelt ist und zum Schutz nach außen noch mit einem Polyamidmantel umgeben ist. Dadurch erreichen solche Fasern eine sehr hohe Bruchfestigkeit. Aber es genügt schon ein leichtes Anritzen mit einem Skalpell und man kann sie problemlos auseinanderbrechen. Damit die Fasern jedoch das Licht möglichst verlustfrei transformieren können, muss man sie zuerst an den beiden Enden mit einem Spezialschleifpapier schleifen. Dieser Prozess, der mehrere Stunden dauern kann, ist erforderlich um eine möglichst geringe Lichtstreuung an der Oberfläche zu erzeugen. Bei sehr dünnen Fasern benutzt man einen Trick, um bei grobem Schleifpapier Absplitterungen vom Quarzkern zu vermeiden. Man ritzt die Faser mit einem sehr scharfen Messer oder Skalpell an einer Stelle an und zieht sie dann auseinander. Nach ein paar Versuchen erreicht man eine Oberfläche die man fast nicht mehr nachbearbeiten muss. Nun wird die Faser in eine Hülse geklebt wobei man sie vorne einige zehntel Millimeter herausstehen lässt. Auf dieses kleine Stück gibt man jetzt noch einen Tropfen Kleber und wartet ca. einen Tag, bis alles fest geworden ist. Dann werden die Hülsen in einen Schleifbock eingespannt und auf einem Schleifpapier mit einer Korngröße von 3 my, das auf eine Glasplatte gelegt wird, solange geschliffen, bis die Oberfläche plan geworden ist. Man beginnt jetzt mit noch einer feineren Körnung bis 0.3 my. Dann erreicht die Faser ihre optimalen Abbildungseigenschaften und ist bereit um in den Guider und dem Spektrographen eingebaut zu werden.
2.2.3 Optischer Aufbau des Spektrographen
Das von der Glasfaser in einem Kegel austretenden Licht wird mit Hilfe eins
Kollimators gleichgerichtet und fällt dann parallel auf ein Beugungsgitter.
Dieses Gitter habe ich von der USM bekommen, es hat pro Millimeter 600 Furchen.
Somit kann man noch einen Wellenlängenunterschied von 0.1nm nach der Formel
l / Dl = k x N
berechnen, wobei k die Ordnung, N die Anzahl der beleuchteten Furchen und Dl die kleinste Wellenlängendifferenz von Spektrallinien ist, die gerade noch voneinander trennbar sind.
Nach dem Gitter werden die von diesem in die verschiedenen Ordnungen gebeugten Strahlen von einem Minolta 4.0/200 Objektiv auf einem Film abgebildet. Ich habe mich entschieden die Spektren in der ersten Ordnung aufzunehmen, weil in dieser die Lichtintensität am höchsten istund das Spektrum am geringsten dispergiert. Somit kann man einer zu langen Belichtungszeit des Films entgegenwirken. Das Spektrum wird aber durch die hohe Dispersion nicht mehr ganz auf das Kleinbildformat abgebildet. Alle optischen Komponenten werden in einem lichtdichten Kasten auf optische Bänke montiert. Dies garantiert einen stabilen Aufbau, ohne dass sich die Bestandteile des Spektrographen gegeneinander verdrehen oder verschieben können. Die ganze Optik ist justierbar gelagert um, eine einwandfreie Abbildungsleistung zu garantieren und die maximale Auflösung des Spektrographen ausnützen zu können. Der Spektrograph enthält nicht wie üblich einen Spalt, da das Licht aus einer sehr dünnen Glasfaser austritt, die den Spalt definiert. Je dünner die Faser, desto feiner werden die Absorptionslinien im Spektrum. Allerdings werden sie nicht beliebig schmal, da die Linienbreite durch andere physikalische Effekte gegeben ist z.B. durch Druckverbreiterung.Dieser Spektrograph hat durch die Glasfaserkopplung gegenüber anderen den Vorteil, dass man den ganzen Spektrographen nicht mehr an das Teleskop hängen und die Montierung des Teleskops unnötig belasten muss. Sie muss jetzt nur noch das Gewicht des Guiders tragen, das wesentlich kleiner ist als das des Spektrographs. Außerdem vermeidet man dadurch eine gravitative Verformung des Spektrographen.
Der Spektrograph hat von mir auch einen Namen bekommen, nämlich Filisaa. Das heißt Fibre latice Spectrograph for Amateur Astronoms.
3. Die Aufnahme von Spektren
3.1 Der Film
Es galt einen geeigneten Film zu finden, der folgende Eigenschaften erfüllen sollte:
- hohe Empfindlichkeit
- geringer Schwarzschildeffekt (Abnahme der Empfindlichkeit mit zunehmender Belichtungszeit)
- hohe Feinkörnigkeit und Schärfe
- kontrastreiche Wiedergabe der Linien
Farbfilme kamen von Anfang an nicht in Frage, da sie wesentlich weicher als Schwarzweißfilme arbeiten und man die Linien nicht erkennen kann. In dem Schwarzweißfilm Fortepan 400 hatte ich ein für diese Empfindlichkeit äußerst feinkörniges und scharfes Fotomaterial gefunden, das zudem ein sehr günstiges Schwarzschildverhalten aufweist.
3.2 Technik der Spektralfotografie
Der Spektrograph erzeugt von Sternen ein fadenförmiges Spektrum mit einer Breite von 0.2mm auf dem Negativ. Bei der Herstellung des Positivs entsteht mit der Vergrößerung des Spektrums ein 1mm breiter Faden auf dem Fotopapier welcher für die Klassifizierung der Spektren voll genügt.
3.3 Aufnahme der Spektren
Zuerst leuchte ich mit einer Stableuchte in die Faser, um am Spektrographen leichter den richtigen Fokus zu finden. Danach montiere ich den Guider mit dem Fasereingang an das Schmit-Cassegrain-Teleskop und stelle einen vorher ausgewählten Stern ein und bringe ihn mit Hilfe der motorischen Nachführung genau auf die Faser. Nun ist der Stern im Guider nicht mehr zu sehen und man hat die Gewissheit, dass der Stern auch wirklich ein Spektrum erzeugt. Dank der Computersteuerung meines Teleskops erwies sich die Nachführung, die ich bei jedem Stern von Hand ausgeführt habe als relativ einfach. Nachdem nun der Stern in die Faser leuchtet, betätigt man den Drahtauslöser und hält den Stern die vorausberechnete Belichtungszeit auf der Faser. Danach schließt man den Verschluss der Kamera und erhält ein Spektrum von dem Stern seiner Wahl. Für das Erkennen der Linien reicht eine Breite von 0.2 mm völlig aus.
Ich konnte die Belichtungszeit mit Hilfe von Testaufnahmen mit einem Stern 0. Größe berechnen, indem ich bei diesem einige Testaufnahmen durchführte, um die optimale Belichtung für diesen Stern herauszufinden. Da von einer Sternhelligkeit zur nächst höheren die Helligkeit um den Faktor 2.5 zurückgeht, konnte ich mir nun für jeden beliebigen Stern die Belichtungszeit ausrechnen.
Beispiel:
Der Stern 0. Größe hat mit 10 Sekunden die optimale Schwärzung auf dem Negativ bewirkt. Möchte man einen Stern 5. Größe aufnehmen, dann berechnet sich die Belichtungszeit nach der Formel :
t = 2.5m x 10s (wobei m die scheinbare Sternhelligkeit ist)
t = 2.55 x 10s = 977s = ca. 16min
Wobei man aber noch nicht den Schwarzschildeffekt berücksichtigt. Die Belichtungszeit kann also ein paar Minuten länger oder kürzer sein wie berechnet.
5. Ergebnis
Abgebildet ist ein Scan über ein Film-Negativ, auf dem das Sternspektrum vom Stern Sirius 8 Sekunden belichtet wurde. Das Negativ wurde mit einer Auflösung von 2400 dpi gescannt. Danach wurde mit einem speziellen Programm von dem eingescannten Negativ die Registrierkurve erstellt und ausgedruckt. Auf dieser Kurve erkennt man sehr schön die Linien von Hg, Hd und He. Die sonderbare Kontinuumsverteilung wird durch die unterschiedliche spektrale Empfindlichkeit des verwendeten Films hervorgerufen.
Auch die nachfolgenden Spektren habe ich mit ,,Filisaa" aufgenommen und man kann zeigen, dass man mit Hilfe dieses Spektrographen die Spektrallinien von Sternen sehr gut aufnehmen kann. Die Absorptionslinien habe ich anhand von Vergleichsspektren, die auch mit einem Gitter aufgenommen wurden, identifiziert, indem ich von einer bekannten Linie im Vergleichsspektrum zu einer anderen gemessen habe und mit dem Dreisatz den Abstand auf den von mir aufgenommenen Spektren ausgerechnet und abgetragen habe.
6. Abschließende Bemerkung
Obwohl ich nicht alle Spektraltypen anhand eigener Aufnahmen vorstellen konnte, konnte ich doch zeigen, dass eine Spektralanalyse schon von Amateurastronomen erfolgreich vorgenommen werden kann. In Zukunft sollen anhand von den aufgenommenen Sternspektren Sterne mit unbekanntem Spektraltyp klassifiziert werden. Zur Wellenlängenkalibrierung soll im Spektrograph eine weitere Faser eingebaut werden, durch die das Referenzlicht einer Kalibrierungslampe (z.B. einer Ne-Ar-Lampe) auf den gleichen Film unter jedes einzelne Spektrum abgebildet werden kann. Somit lassen sich die Linien identifizieren und damit die Radialgeschwindigkeiten der zugehörigen Sterne bestimmen. Diese Arbeit, eine zusätzliche Faser einzubauen und weitere Spektren aufzunehmen, schaffte ich nicht mehr, da das schlechte Wetter des letzten Jahres mir einen Strich durch mein Konzept machte. Bei meinen weiteren Forschungen wird der Spektrograph bezüglich dieser Punkte weiterentwickelt und verbessert werden.
Mit dieser Arbeit wurde ich im Regionalentscheid erster und im Landesentscheid von Bayern ebenfalls!