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BERICHT/062: Astrophysik mit dem Lichtspalter (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 2/12 - Februar 2012
Zeitschrift für Astronomie

Astrophysik mit dem Lichtspalter

Von Ralf Gerstheimer


Ein Blaze-Gitter bildet das Herzstück eines einfachen Spektrografen, mit dem sich das Licht von Himmelsobjekten in seine einzelnen Farben aufspalten lässt. Mit einem solchen Gitter und einfachen optischen Zubehörteilen baute sich ein Sternfreund seinen eigenen »Lichtspalter«. In Verbindung mit seinem Teleskop lieferte das Gerät detaillierte Spektren der Sonne, von Planeten und von Sternen aller Spektraltypen.


Astrophysik live erleben - mit diesen Worten wurden schon häufig die Möglichkeiten beschrieben, die ein einfaches optisches Gitter bietet, wenn es in Verbindung mit einem Teleskop auf den Sternhimmel gerichtet wird.

Als ich im Herbst 2008 nur wenig Gelegenheit zur Planetenbeobachtung hatte, verwirklichte ich meinen schon seit Längerem gehegten Vorsatz, einen ersten Schritt auf das Gebiet der Spektroskopie zu wagen. Ein Sternfreund lieh mir hierfür ein Blaze-Gitter der Firma Baader Planetarium aus. Dieses holografisch hergestellten Transmissionsgitter besteht aus feinen Gitterfurchen und zerlegt damit das Licht. Auf das Gitter treffendes Licht wird in mehreren »Ordnungen« abgebildet: In der Bildmitte sieht der Betrachter ein direktes Abbild des anvisierten Objekts, die so genannte »nullte Ordnung«. Symmetrisch dazu entstehen rechts und links Spektren des Objekts - die »erste Ordnung« (siehe SuW 7/2011, S. 78).

Das von mir genutzte Blaze-Gitter mit 207 Linien pro Millimeter konzentriert das Licht auf eine der beiden ersten Ordnungen. Damit ist ein großer Nachteil von Gittern, nämlich die geringere Helligkeit des Bilds im Vergleich zu Prismen, im Wesentlichen behoben.

Zunächst beobachtete ich visuell mit meinem 12,5-Zoll-Newton-Reflektor in spaltloser Anordnung. Dabei fiel das Licht der spektroskopierten Sterne im Primärfokus des Teleskops direkt auf das Gitter. Das Gitter ließ sich sehr einfach handhaben, denn ich musste es lediglich in die Steckhülse des Okulars einschrauben.

Das Spektrum eines punktförmigen Objekts, beispielsweise eines Sterns, erscheint durch das Gitter nur als ein heller, dünner Faden, in dem die vom Kontinuum umgebenen Linien des Spektrums nur andeutungsweise sichtbar sind. Den dünnen Spektralfaden weitete ich auf, indem ich auf das Okular eine zum Gitter gehörende Zylinderlinse steckte. Mit dieser einfachen Anordnung konnte ich problemlos die stärksten Absorptionslinien hellerer Sterne erkennen.

Im nächsten Schritt ging ich dazu über, die spaltlosen Spektren mit einer Videokamera aufzunehmen. Dazu schraubte ich das Gitter in die 1,25-Zoll-Steckhülse einer Philips ToUCam beziehungsweise einer Videokamera DMK31AF03 von The Imaging Source (TIS) und befestigte die jeweilige Kamera im Okularauszug des Teleskops. Um eine gute Auflösung zu erzielen, sollten die Lichtstrahlen möglichst parallel auf das Gitter fallen. Zu diesem Zweck reduzierte ich die Öffnung meines Teleskops von 32 Zentimeter mit Hilfe einer Blende auf zehn Zentimeter. Daraus ergab sich bei einer primären Brennweite von 152 Zentimetern ein Öffnungsverhältnis von f/15,2.

Ein noch stärkeres Abblenden hätte zwar das Öffnungsverhältnis weiter verbessert, es hätte aber wegen der geringeren Lichtstärke zu stärkerem Rauschen geführt und somit insgesamt nachteilig gewirkt. Als Sensor setzte ich zunächst die Philips ToUCam ein. Allerdings blieben die Ergebnisse deutlich unter meinen Erwartungen, so dass ich im Weiteren nur noch mit der DMK 31AF03 arbeitete, die deutlich kontrastreichere Spektralbilder lieferte.


Meine ersten spaltlosen Spektren

Sterne erscheinen uns wegen ihrer sehr großen Entfernungen punktförmig und lassen sich auch in großen optischen Teleskopen nicht als Kugel auflösen. Die Teleskopöffnung verursacht jedoch Beugungserscheinungen, wobei im Maximum, dem zentralen Airyscheibchen, der größte Teil des einfallenden Lichts vereinigt wird. Fällt das Licht des Airyscheibchens nun auf ein im Brennpunkt befindliches optisches Gitter, so wird sein Licht zerlegt und auf dem Sensor abgebildet. Die Stärke der Zerlegung, die Dispersion, fällt dabei für jede Wellenlänge unterschiedlich stark aus, so dass viele Airyscheibchen nebeneinander auf dem Sensor abgebildet werden. Dabei kommt es bei geringen Wellenlängenunterschieden zu Überlappungen der Spektralbilder, und zwar umso stärker, je größer der Durchmesser des Airyscheibchens ist. Daraus folgt, dass die spektrale Auflösung beim spaltlosen Spektrografen vergleichsweise gering bleiben muss.

Darüber hinaus wird das Bild maßgeblich von der Luftunruhe (englisch: seeing) beeinträchtigt. Sie »verschmiert« das Airyscheibchen meistens auf dem Sensor. Dieser kann die Netzhaut unseres Auges sein, eine fotografische Emulsion oder auch ein CCD-Chip - so dass es aufgeblasen und unscharf erscheint. Dennoch lassen sich spaltlose Spektren sehr einfach aufnehmen und eignen sich gut dazu, Sterne zu klassifizieren.

Die grobe Einteilung in Spektralklassen beruht auf wenigen, meist deutlich hervortretenden Linien, die sich mit ein wenig Übung problemlos identifizieren lassen (siehe Kasten auf S. 74 und 76). Wegen der geringen Auflösung stößt die spaltlose Spektroskopie aber schnell an ihre Grenzen, beispielsweise wenn es darum geht, Radialgeschwindigkeiten von Sternen zu bestimmen oder die Spektren großflächiger Objekte wie etwa von Gasnebeln zu analysieren. Dafür sind Spaltspektrografen erforderlich, die im Amateurbereich zwar Auflösungen von bis zu 0,01 Nanometern erreichen, die aber auch schnell mehrere tausend Euro kosten können. Zudem erfordert der Betrieb eines Spaltspektrografen ein sehr genau nachgeführtes Teleskop.


KASTEN

Die Klassifizierung der Sterne gemäß ihrer Spektren

Die Einteilung der Sternspektren geht ursprünglich auf den Astronomen Edward Charles Pickering zurück, der von 1876 bis 1919 das Harvard-College-Observatorium in Cambridge leitete. Aus der ursprünglichen Einteilung der Spektren mit Buchstaben von A bis Z ging die bis heute gültige so genannte Harvard-Klassifikation mit den Hauptgruppen O, B, A, F, G, K und M hervor. Zur feineren Gliederung werden diese Hauptgruppen zusätzlich mit Zahlen von 0 bis 9 unterteilt. Die Spektralklassen werden durch ein kontinuierliches Spektrum charakterisiert, dem unterschiedlich ausgeprägte Spektrallinien überlagert sind. Sie geben im Wesentlichen die effektive Oberflächentemperatur der Sterne wieder: In der Reihenfolge von O bis M weisen die Sterne der folgenden Klasse jeweils eine geringere Temperatur auf als die Sterne der vorhergehenden. Direkt abhängig von der Temperatur ist die Farbe der Sterne, die von Blau über Weiß, Gelb und Orange bis Rot reicht. Zusätzlich gibt eine nachgestellte römische Ziffer von I (Überriese) bis VII (Weißer Zwerg) die Leuchtkraftklasse an, die Aussagen über die Masse und den Entwicklungszustand eines Sterns erlaubt. Die folgende Tabelle und die Grafik unten fassen die wesentlichen Charakteristika der einzelnen Spektraltypen zusammen.


Spektraltypen
Klasse

Temperatur in
Grad Celsius
Farbe

Charakteristik

O


25.000-50.000


blau


Linien von hoch ionisierten Atomen wie He II, He I,
SiI V, N II dominieren, die Balmer-Linie (H I) ist
nur schwach ausgeprägt.
B

10.000-25.000

blau-weiß

He II-Linien fehlen, Linien von He I, O II und Si II.
Wasserstofflinien sind deutlich sichtbar.
A


7.300-9.700


weiß


Es gibt starke Wasserstofflinien der Balmer-Serie,
daneben Linien ionisierter »Metalle«, beispielsweise
Mg II, Ca II, Si II, Ti II.
F


5.700-7.300


weiß-gelb


Die Wasserstofflinien sind schwächer ausgeprägt als
beim Spektraltyp A, starke Linien des Ca II (H und K)
und ionisierter Metalle wie Fe II und Ti II treten auf.
G

4.800-5.700

gelb

Ca II-Linien dominieren, zahlreiche Linien neutraler
Metalle und Wasserstofflinien sind vorhanden.
K



3.300-4.800



orange



Die Wasserstofflinien sind schwach, Linien neutraler
Metalle und erste Molekülbanden von Titanoxid (TiO)
stark ausgeprägt. Das Kontinuum auf der kurzwelligen
Seite der Ca-K-Linie ist nahezu verschwunden.
M

2.700-3.000

rot-orange

TiO-Banden sind das Hauptmerkmal, Linien des
Kalziums und Eisens treten intensiv hervor.

SuW-Grafik nach J. B. Kaler: Stars and their Spectra, Cambridge University Press 2002


Grafik der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht:

Abhängig von der Temperatur der Sternatmosphären treten die Spektrallinien verschiedener Elemente unterschiedlich stark in Erscheinung.


Vor dem Aufnehmen war es zweckmäßig, das Gitter so in der Steckhülse der Kamera zu orientieren, dass bei eingesteckter Kamera der Spektralfaden rechtwinklig zur Rektaszensionsrichtung verlief. Während der Aufnahme bewegte ich das Teleskop im Korrekturmodus der Steuerung in Rektaszension und dehnte dabei den Spektralfaden. Bei lichtschwächeren Sternen bewegte ich das Teleskop in Rektaszension entsprechend langsamer, um durch die resultierende längere Belichtungszeit einen helleren Spektralfaden zu erhalten. Im Bild unten ist als Beispiel das Rohspektrum des hellen Sterns Wega zu sehen.

Alternativ hätte ich den Spektralfaden aufnehmen können, ohne ihn wie beschrieben auseinander zu ziehen. Der Vorteil der Dehnungsmethode lag darin, dass sich Schärfe und Kontrast durch die Flächenwirkung des Spektrums auf dem Bildschirm besser einstellen ließen. Außerdem konnte ich den Einfluss des Seeings vermindern, da im gedehnten Spektralfaden Phasen guten und schlechten Seeings nebeneinander liegen. Das erleichterte bei der nachträglichen Bearbeitung die Auswahl des besten Bildbereichs. Um die Fläche des Aufnahmesensors besser auszunutzen und nicht mit unnötig vielen Teilspektren arbeiten zu müssen, richtete ich lange Spektralfäden häufig diagonal auf dem Sensor aus. Diese Spektren erreichen wegen der quadratischen Pixel des Sensors grundsätzlich eine geringere theoretische Auflösung als senkrecht oder waagerecht zum Pixelraster ausgerichtete Spektralfäden. Berücksichtigt man aber die ohnehin geringe Auflösung von spaltlosen Spektren, so war durch die Ausrichtung des Spektralfadens keine Qualitätseinbuße zu erwarten.


Das Bearbeiten der Spektren

Da die Linien der Sternspektren zumeist nicht ganz exakt im rechten Winkel zur Rektaszensionsbewegung ausgerichtet waren, musste ich die Rohspektren vor der Bearbeitung drehen und entzerren. Aus dem ausgerichteten Rohspektrum konnte ich dann den schärfsten und/oder kontrastreichsten Bereich auswählen. Den Auswahlbereich ließ ich dabei umso schmaler ausfallen, je weniger verrauscht das Rohspektrum war. Helle Sterne lieferten somit grundsätzlich bessere Spektren als leuchtschwächere. Den Auswahlbereich rechnete ich anschließend durch Mittelung in eine ein Pixel hohe, rauschreduzierte Spektralzeile um. Im nächsten Schritt dehnte ich diese Pixelzeile rechnerisch wieder zu einem 100 Pixel hohen Spektralbild, dem so genannten Binning.

Feine Details des Spektrums lassen sich am besten durch ein Diagramm veranschaulichen, das die Lichtintensität des Spektralbilds in Abhängigkeit von der Wellenlänge darstellt (siehe Bilder rechts oben). Um ein solches »Spektrogramm« zu erzeugen, nutzte ich das Freeware-Programm VisualSpec. Eine genaue Beschreibung des Programms einschließlich einer Anleitung findet sich auf der Internetseite der Autorin Valérie Desnoux. Um die Spektrallinien ihren Wellenlängen zuordnen zu können, musste ich das Spektrogramm noch kalibrieren. Die Kalibrierung ist nachträglich anhand von mindestens zwei bekannten Linien möglich. Danach konnte ich alle anderen Absorptions- und Emissionslinien ganz bestimmten Wellenlängen und damit auch bestimmten Elementen zuordnen.

Der Verlauf der absoluten Lichtintensität wird maßgeblich von der spektralen Empfindlichkeit des Kamerasensors beeinflusst. CCDs sind besonders im visuellen und im nahinfraroten Bereich empfindlich. Im nahen Ultravioletten fällt die Empfindlichkeit dagegen sehr schnell ab. Möchte man die spektrale Empfindlichkeit des Sensors aus dem Spektrogramm eliminieren, so ist eine »Normierung« erforderlich. Im vorliegenden Beitrag habe ich hierauf jedoch verzichtet. Bis Anfang 2009 nahm ich 19 Sternspektren ohne Spalt auf. So konnte ich auf einfache Weise die Spektralklassen von hellen Sternen bis rund 4 mag bestimmen (siehe Kasten auf S. 76).


KASTEN

Sternspektren ohne Spalt

Mit der spaltlosen Methode konnte ich auf einfache Weise die Spektralklassen von hellen Sternen bis rund 4 mag bestimmen (siehe Bilder rechts). Bei gutem Seeing erreichte ich mit dem auf f/15 abgeblendeten Newton-Reflektor und dem spaltlos betriebenen Blaze-Gitter eine Auflösung von rund zwei Nanometern. Eine Ausnahme bildet das hier ebenfalls dargestellte Spektrum der Sonne, dass ich mit meinem später gebauten Spaltspektrometer aufnahm.

Die von oben nach unten geordnete Darstellung der Spektren folgt der Harvard-Klassifikation und beginnt Mintaka (δ Orionis), dem westlichen Gürtelstern im Orion und einzigen Vertreter der seltenen, extrem heißen und kurzlebigen O-Sterne in dieser Aufnahmeserie. Wegen des bei dieser Aufnahme schlechten Seeings erscheinen die Wasserstofflinien zwar insgesamt sehr verwaschen, aber überraschenderweise recht kräftig. Bei derart heißen Sternen mit Oberflächentemperaturen von mehr als 30.000 Grad Celsius sinkt die Anzahl der neutralen Wasserstoffatome zugunsten ionisierter Atome drastisch ab. In der Folge existieren auch viel weniger absorbierende Atome, was sich in entsprechend schwachen Balmer-Linien niederschlägt. Ein weiterer Hinweis auf die extrem hohen Temperaturen sind die beiden Linien des Heliums (He) zwischen H-beta und H-gamma. Sie lassen sich im Spektrum des nur wenig »kühleren« Sterns Saiph besser erkennen.

Saiph (χ Orionis), der die südwestliche Ecke des Sterntrapezes im Orionnebel markiert, und sein Sternbildnachbar Rigel sowie Alkyone aus dem offenen Sternhaufen der Plejaden und Spika, der Hauptstern des Sternbilds Jungfrau, sind typische B-Sterne. Heliumlinien in den Spektren belegen Oberflächentemperaturen von bis zu 25.000 Kelvin. Besonders das scharfe und kontrastreiche Spektrum von Alkyone lässt die Balmerserie hinab bis zu H-gamma hervortreten. Die H-alpha-Linie erscheint hier ausnahmsweise als Emissionslinie, was speziellen Verhältnissen in der Sternatmosphäre von Alkyone geschuldet ist. Sie ist ein Beispiel für die Variabilität von Spektren innerhalb derselben Spektralklasse.

Die Gruppe der A-Sterne mit den Spektren von Regulus, Wega, Sirius, Kastor, Deneb und Atair ist durch die dominierenden Wasserstofflinien charakterisiert, die in immer kürzerem Abstand der Balmergrenze bei 364 Nanometer zustreben. Wegen geringerer Temperaturen geht der Ionisationsgrad des Wasserstoffs stark zurück, wogegen die Anzahl absorbierender Wasserstoffatome maximal hoch ist. Somit sind die Balmer-Linien bei A-Sternen kräftiger ausgeprägt als in den benachbarten Spektralklassen. Die Heliumlinien gehen stark zurück, während die Linien schwererer Elemente, die so genannten »Metalle«, beispielsweise von Magnesium (Mg), Eisen (Fe) und Natrium (Na), zunehmend deutlicher werden.

Den Spektren der A-Sterne folgen die der F-Sterne Prokyon, Hauptstern im Sternbild Kleiner Hund, und Sadr (γ Cygni), dem Stern in der Mitte des Kreuzes im Sternbild Schwan. Dass beide dem Spektraltyp F angehören, bestätigen die kräftigen Linien des Kalziums (Ca) und die Linien weiterer Metalle: Magnesium, Eisen und Natrium. Die Linien der Balmer-Serie des Wasserstoffs sind noch deutlich, treten aber im Vergleich zu den A-Sternen allmählich in den Hintergrund.

Die Spektralklasse G, zu der auch unsere Sonne gehört, zeichnet sich durch starke Metalllinien aus, wobei sich die Wasserstofflinien der Balmer-Serie - besonders die H-alpha-Linie - immer noch deutlich vom Kontinuum abheben. Die beiden Linien H und K des Kalziums (Ca) prägen den kurzwelligen Rand des sichtbaren Spektrums. Aufgrund ihrer Stärke eignen sich die H-alpha-Linie und die Kalziumlinie besonders gut für die Beobachtung der Sonnenchromosphäre, wenn spezielle Filter verwendet werden, die für alle übrigen Wellenlängen undurchlässig sind. Die Sonne als typischer G-Stern der Leuchtkraftklasse V befindet sich im mittleren Abschnitt ihrer Entwicklung und wird ein stellares Alter von etwa zehn Milliarden Jahren erreichen.

Enif (ε Pegasi), Arktur sowie Aldebaran, der als Hauptstern im Sternbild Stier gelegentlich als »das rote Auge des Stiers« bezeichnet wird, gehören der Spektralklasse K an, deren Sterne sich schon rein äußerlich anhand der orangen Farbe erkennen lassen. Während der blauviolette Anteil ihres Spektrums weniger weit in den kurzwelligen Bereich hineinreicht, bestimmt nun der langwellige rote Bereich das farbliche Erscheinungsbild. Die meisten K-Sterne haben als Rote Riesen oder Überriesen den größten Teil ihrer Entwicklung hinter sich gebracht. Ihre Leuchtkraft ist wegen ihrer großen Ausdehnungen sehr hoch, trotz vergleichsweise niedriger Oberflächentemperaturen von 3200 bis 4800 Grad Celsius.

Massearme K-Sterne dagegen können ein extrem hohes Alter erreichen und befinden sich sämtlich noch in ihren Jugendstadien - selbst das Universum ist aus ihrer Sicht noch zu jung, um spätere Entwicklungsphasen zu beherbergen. Absorptionslinien neutraler Metalle, etwa die Linien des Magnesiumtripletts mit den Wellenlängen 516,7, 516,9 und 517,3 Nanometer oder die Linien des Natriumdubletts bei 589,0 und 589,6 Nanometer sind sehr auffällig. Mit dem Auftreten von breiten Linien des Moleküls Titanoxid leiten K-Sterne über zu den kühleren Sternen der Spektralklasse M, deren Temperaturen an der Oberfläche nur 2700 bis 3300 Grad Celsius betragen. Der Gigant Beteigeuze, östlicher Schulterstern im Sternbild Orion und mehr als 600 Sonnenradien groß, ist einer der bekanntesten Vertreter dieser Klasse. Obwohl nur etwa zehn Millionen Jahre alt, befindet er sich bereits im Endstadium seiner Entwicklung. Das Spektrum ist noch stärker zum roten Ende hin verschoben, breite Titanoxidbanden und starke Linien neutraler Elemente, die schwerer als Helium sind, weisen eindeutig auf seine Zugehörigkeit zur Spektralklasse M hin.

Riese oder Zwerg?
Beim Vergleich der Spektren fällt auf, dass die Intensität und Breite der jeweiligen Linien sehr unterschiedlich ausfällt. Da bei Riesensternen infolge des geringeren Gasdrucks die Spektrallinien schärfer als bei Hauptreihensternen hervortreten, lässt sich aus der Linienbreite identischer Elemente gleichen Anregungszustands direkt auf Größe und Leuchtkraft der Sterne schließen. Allerdings überlagert der Einfluss der Luftunruhe diesen Effekt bei spaltlosen Spektren sehr grob.

So sind die auffälligen Balmer-Linien im Spektrum von Sirius deutlich unschärfer als im Spektrum von Kastor, obwohl für beide Sterne dieselbe Klassifizierung als A0-Sterne der Leuchtkraftklasse V gilt. Auch den vergleichsweise scharfen Balmer-Linien im Spektrum von Alkyone stehen keine entsprechend scharfen Linien in den benachbarten Spektren von Spika und Rigel gegenüber - beide sind ebenfalls leuchtkräftige Riesensterne. Gleiches gilt für den Vergleich der Spektren von Arktur und Aldebaran. Rückschlüsse bezüglich der Sterngröße und somit der Leuchtkraft sind deshalb anhand meiner spaltlos aufgenommenen Spektren nicht möglich.

Abbildung der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht:

Diese Sternspektren nahm der Autor in spaltloser Anordnung auf und ergänzte sie mit einem Spaltspektrum der Sonne.


Spaltlose Spektren der Planeten und des Mondes

Ähnlich wie Sterne lassen sich auch weit entfernte oder kleine Körper des Sonnensystems, beispielsweise die Planeten Uranus und Neptun, spaltlos spektroskopieren. Ein weiteres interessantes Verfahren zur Erzeugung von Planetenspektren ohne Spalt nutzt das veränderliche Erscheinungsbild mancher Gestirne aus: Immer dann, wenn Objekte dauerhaft oder vorübergehend sehr schmale Phasen zeigen, scheint ihr Licht durch einen natürlichen Spalt zu fallen.

Ein Paradebeispiel für einen solchen »Pseudospalt« ist auch die sehr schmale Sichel der Sonne, die sich bei einer Finsternis kurz vor oder nach der Totalität zeigt: Wenige Sekunden, bevor der Mond die Sonnenscheibe vollständig verdunkelt, bleibt nur noch ein sehr schmaler Lichtstreifen am Rand sichtbar, der sich mit einem Gitter oder Prisma zunächst zu einem Absorptionsspektrum der Photosphäre, im Anschluss daran auch kurzzeitig zu einem Emissionsspektrum der Chromosphäre und der inneren Korona aufweiten lässt. Solche spektralen Aufnahmen ergeben die so genannten Flash-Spektren.

Ein weiteres Beispiel für einen Pseudospalt bieten zeitweilig die Ringe des Saturn. Sie waren in den Jahren der Kantenstellung, 2008 und 2009, von der Erde aus nur noch als heller schmaler Strich zu sehen. Analog zum Flash-Spektrum der Sonne schien das Licht des Ringsystems wie durch einen Spalt abgebildet und bot mir somit am 24. Mai 2009 die Möglichkeit, ein Spektrum aufzunehmen (siehe Kasten auf S. 78). Die flächenhafte Saturnkugel ergab nur ein verwaschenes und zum Teil überbelichtetes Spektrum. Oberhalb und unterhalb dieses Bereichs ließ sich jedoch das Spektrum des Rings erkennen, das dem Sonnenspektrum entspricht und dessen stärkste Absorptionslinien zeigt. Die spektrale Auflösung wurde hierbei von der Dicke des Saturnrings vorgegeben.


KASTEN

Spektren von Saturn und Uranus

Mit einem Blaze-Gitter und ohne Spalt gelang es, ein Spektrum von Saturn aufzunehmen (siehe Bild unten). Zur Orientierung ist am linken Bildrand der Planet mit den in Kantenstellung befindlichen Ringen wiedergegeben. Das Spektrum der Planetenkugel erscheint als heller Streifen, der durch einige Absorptionslinien unterbrochen ist: Die Planetenkugel lieferte ein verwaschenes, im mittleren Bereich überbelichtetes Spektrum. Unmittelbar oberhalb und unterhalb davon zeigt sich das lichtschwächere Spektrum der Saturnringe, das mehrere Linien erkennen lässt.

Aus diesem Rohbild wurden die Spektren der Saturnkugel und der Saturnringe herauspräpariert und Spektrogramme erstellt (siehe Grafik unten). Das Spektrum der Ringe besteht hauptsächlich aus reflektiertem und gestreutem Sonnenlicht und lässt daher charakteristische Absorptionslinien des Sonnenspektrums erkennen: Kalzium H und K, H-alpha, H-beta, Mg I sowie Fe I und Na I. Im Spektrum der Saturnkugel finden sich am langwelligen Ende Absorptionsbanden von Methan, das in der Atmosphäre des Saturn vorkommt. Beide Spektren enthalten zudem Absorptionslinien von Sauerstoff (A und B), da ihr Licht die Erdatmosphäre durchlaufen musste.

Auch in einem spaltlos aufgenommenen Spektrum des Planeten Uranus fallen kräftige Banden von Methan auf (siehe Bilder unten). Eine Methanbande bei 486,0 Nanometer überdeckt sogar die H-beta-Linie bei 486,1 Nanometer.

Obige Abbildungen der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.


Im Rohspektrum von Saturn fallen zunächst zwei unterschiedliche Bereiche auf: Während der schmale Ring dunklere Bereiche mit gut definierten Linien erzeugt, verursacht die überbelichtete Planetensphäre einen »ausgebrannten« mittleren Bereich. Nur am langwelligen Ende, im nahen Infrarot, zeigen sich unscharfe breite Banden. Betrachtet man beide Bereiche bei der Auswertung getrennt, so ergibt sich folgendes Bild: Das Spektrum der Saturnringe entspricht weitgehend dem Spektrum der Sonne. Das verwundert nicht, denn das Sonnenlicht wird an den Bestandteilen der Ringe wie Gesteinsbrocken, Staubteilchen und Eis reflektiert. Nachweisen lassen sich die beiden Kalziumlinien am kurzwelligen Ende, die Balmer-Linien und die starken Linien von Metallen.

Im Spektrum der Saturnkugel, das ich mit Hilfe des A- und B-Bandes, also des Sauerstoffs der Erdatmosphäre kalibrierte, zeigen sich am langwelligen Ende drei breite, relativ schwache Banden von Methan, das als häufigste Verbindung mit einem Gehalt von 0,45 Volumenprozent nach Wasserstoff und Helium in der Saturnatmosphäre vorkommt. Der mittlere Bereich zwischen 410 und 710 Nanometer war durch Überbelichtung »ausgebrannt«, so dass ich es im Spektrum aussparte.

Uranus: Deutlicher noch als bei Saturn treten Linien von Methan im Spektrum von Uranus in Erscheinung (siehe Kasten auf S. 78). Das Spektrogramm enthält kräftige Methanbanden, unter anderem bei der Wellenlänge 486 Nanometer, wo die dort vorhandene H-beta-Linie des Wasserstoffs überdeckt wird. Weitere Methanbanden befinden sich bei den Wellenlängen 543, 576, 619 und 668 Nanometer. Die Absorption im roten langwelligen Bereich des visuellen Spektrums ist die Ursache dafür, dass uns Uranus im Teleskop grünblau erscheint. Der Methananteil seiner Atmosphäre beträgt rund 3,4 Prozent.

Mond und innere Planeten: Da der Mond, die Venus und auch der schwierig zu beobachtende Merkur zeitweilig sehr schmale Sicheln zeigen, lassen sich auch dort Spektren mit Absorptionslinien aufnehmen. Die schmalen Spitzen der »Hörner« ergeben zwar gekrümmte und konisch zulaufende, aber ausreichend schmale Lichtstreifen. Allerdings gelangen mir von den inneren Planeten bisher noch keine Spektralaufnahmen, jedoch konnte ich am 28. Mai 2009 die Mondsichel als Pseudospalt nutzen. Der Mond befand sich im ersten Viertel, vier Tage nach Neumond. Obwohl die Breite des Pseudospalts hierbei vergleichsweise groß und die Überlappung der Spaltbilder entsprechend stark war, konnte ich die kräftigsten Linien des Sonnenspektrums im Mondlicht doch eindeutig identifizieren (siehe Bild).

Aus der Aufnahme des nördlichen Ausläufers der Mondsichel erstellte ich das entsprechende Spektrogramm (siehe Grafik rechts). Im Vergleich zum Spektrum von Saturn weist das Mondspektrum eine deutlich geringere Auflösung auf. Dies überrascht nicht, da die Mondspitzen konisch zulaufen. Somit ist der Helligkeitsverlauf am Mondrand relativ weich und der Pseudospalt wird zusätzlich durch Mondberge unterbrochen. Eventuell lassen sich bessere Ergebnisse erzielen, wenn man lediglich einen hell beleuchteten und kontrastreichen Kraterrand am Mondterminator spektroskopiert. Wie die Saturnringe, so zeigt auch das Mondspektrum das typische Muster des Sonnenspektrums, beispielsweise die Kalziumlinien Ca-K und Ca-H, das Magnesiumtriplett und die Linien der Balmerserie.


Aufbau eines Spaltspektrografen

Angeregt durch verschiedene Beiträge auf Internetseiten von Amateurastronomen experimentierte ich auch mit dem Gitter und einigen optischen Komponenten, um Erfahrungen auf dem Gebiet der Spaltspektroskopie zu sammeln. Zudem setzte ich mir das Ziel, das Leistungsvermögen des Gitters möglichst auszuschöpfen und ein quantitatives fotografisches Ergebnis zu erhalten. Im Wesentlichen setzte sich mein Spaltspektrograf aus vier Komponenten zusammen: Spalt, Kollimator, optisches Gitter und abbildende Optik (siehe Grafik).

Der schmale Spalt dient dazu, aus dem zu untersuchenden Objekt einen feinen Lichtstreifen auszuschneiden. Er verhindert somit, dass sich unterschiedliche Bereiche des anvisierten Objekts im Spektrum überlappen und es auf diese Weise verschmieren - so, wie es bei der spaltlos spektroskopierten Saturnkugel der Fall war. Mein selbst gefertigter Spalt bestand aus zwei Bruchstücken einer Rasierklinge (siehe Bild ganz unten). Diese fixierte ich mit kleinen Magneten auf einer passend gedrehten Unterlegscheibe und schob sie dann behutsam in Position. Mit etwas Sekundenkleber konnte ich den Spalt anschließend leicht fixieren und die Magnete später entfernen.

Hinter dem Spalt folgt ein Kollimator, der das Bild des Spalts aufweitet und ein paralleles Lichtbündel auf das Gitter lenkt. Als Kollimator diente mir ein überzähliges 135-Millimeter-Teleobjektiv mit M 42-Anschluss. Das optische Gitter zerlegte das Lichtbündel durch Beugung in seine Einzelfarben. Die theoretisch erreichbare Auflösung des Baader-Gitters betrug bei einem freien Durchmesser von 25 Millimetern und 207 Linien pro Millimeter etwa 0,1 Nanometer. Mit der abbildenden Optik betrachtete ich das Beugungsbild des Lichtstreifens, also das Spektrum, visuell oder nahm es mit einer Kamera auf. Hierfür verwendete ich eine einfache Konvexlinse mit einer Brennweite von zehn Zentimetern.

Um möglichst große Freiheiten bei der Einstellung des Strahlengangs zu haben, montierte ich den Kollimator und das Gitter mit höhenverstellbaren Schellen beweglich auf einem stabilen Holzbrettchen (siehe Bild auf S. 73 oben). Den Raum zwischen Gitter und Kollimator schirmte ich mit einer aluminiumbeschichteten PE-Folie gegen einfallendes Streulicht ab.

Bei Übersichtsaufnahmen arbeitete ich im »Primärfokus« des Spektrometers, für Detailaufnahmen verwendete ich eine Zwei- oder Fünffach-Barlowlinse direkt vor der Kamera. Beim Einsatz der Fünffach-Barlow-Linse Powermate von Tele Vue stieß die mechanische Belastbarkeit meiner Konstruktion jedoch schnell an ihre Grenzen.


Sonnenspektren mit dem Spaltspektrometer

Meine ersten Spaltspektren nahm ich mit der Philips ToUCam mit ¼-Zoll-Sensor auf, die ein farbiges RGB-Spektrum lieferte (siehe Bild auf S. 72/73 oben). Allerdings war ein Weißabgleich schwierig und bezüglich einer korrekten Farbwiedergabe mit einer relativ großen Unsicherheit behaftet. Später nutzte ich für die Aufnahmen die TIS 31AF03 Schwarz-Weiß-Videokamera und erhielt damit deutlich besser aufgelöste Spektren. Im Gesamtspektrum der Sonne erscheinen nun die Doppellinie des Natriums (Fraunhoferlinie D1/D2) bei 589 Nanometer und die Linien b1/b2 des Magnesiums bei 517 Nanometer klar separiert (siehe Bild ganz oben).

Mit einer Fünffach-Barlowlinse nahm ich im Sonnenspektrum das Natrium-Dublett auf (siehe Bild oben). Dabei erreichte ich die Auflösungsgrenze meiner Anordnung, denn weitere Aufnahmen mit noch höherer Vergrößerung erbrachten keine verbesserte Auflösung. Aus dem Abstand der Natriumlinien D1 bei 589,59 Nanometer und D2 bei 588,99 Nanometer von 0,6 Nanometern schätzte ich die Auflösung des Spektrums auf weniger als 0,2 Nanometer. Dies entspricht - in Anbetracht der einfachen Konstruktion meines Spektrometers - einer sehr guten Annäherung an den theoretisch möglichen Wert von etwa 0,1 Nanometern. Zwischen den beiden Na I-Linien befindet sich noch eine schwächere Linie, für die ich mit Hilfe der Programms Vspec das Element Nickel (Ni I) bei 589,288 Nanometer als Urheber ermittelte.


Astrophysik zum Anfassen

Die beschriebenen Beispiele belegen, dass sich ein Blaze-Gitter hervorragend dazu eignet, grundlegende astrophysikalische Zusammenhänge kennenzulernen und die Spektroskopie selbst zu erleben. Unter didaktischen Gesichtspunkten eignet sich das Blaze-Gitter von Baader-Planetarium hervorragend, um sich mit den grundlegenden astrophysikalischen Vorgängen vertraut zu machen und Spektroskopie live zu erleben. Auch bei astronomischen Führungen sollte man die Gelegenheit nutzen, ein Stück Astrophysik anschaulich zu vermitteln. Besonders faszinierend sind die spektroskopischen Möglichkeiten in Verbindung mit einem Spalt und einer abbildenden Optik an der Sonne.

Schon mit einem sehr einfach gebauten Spektrometer und der »fotografischen Standardausrüstung« eines Durchschnittsamateurs lässt sich das Potenzial des Gitters annähernd ausschöpfen. So konnte ich beispielsweise alle Fraunhoferlinien identifizieren und enge Linienpaare wie die von Eisen, Magnesium und Natrium gut trennen.

Leider ist das Blaze-Gitter von Baader Planetarium nicht mehr erhältlich. Als Alternative bieten sich die Star-Analyzer von Paton Hawksley oder Shelyak Instruments an. Diese Gitter in 1,25-Zoll-Einschraubfassung besitzen 100 Linien pro Millimeter und kosten rund 120 Euro. Sie werden bereits von zahlreichen Amateuren erfolgreich eingesetzt. Trotz der geringeren theoretischen Auflösung bei spaltloser Anordnung sind die damit erzielten Ergebnisse mit denen des Baader-Gitters vergleichbar. Bei Verwendung eines Spaltspektrografen führt die geringere Anzahl von Linien jedoch zu weniger gut aufgelösten Spektren.


Ralf Gerstheimer studierte in Freiburg Biologie und ist seit 1992 selbstständig im Bereich EDV tätig. Seine zahlreichen Artikel und Fotos finden sich außer in »Sterne und Weltraum« auch im Internet unter www.sternwarte-habichtswald.de.


Weblinks zur Auswertungssoftware und zu weiterführenden Informationen unter www. sterne-und-weltraum.de/artikel/1136272


w i s - wissenschaft in die schulen


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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 72:
Das für die Beobachtungen genutzte Blaze-Gitter von Baader-Planetarium verfügt über ein Gewinde, mit dem es sich in ein Okular einschrauben lässt. Damit gelangen erste Versuche, Sternspektren zu gewinnen.

Abb. S. 73 oben:
Im Sonnenspektrum (oben), sind die Fraunhoferlinien von Wasserstoff (H), Kalzium (Ca), Natrium (Na), Magnesium (Mg) und Eisen (Fe) mit Buchstaben gekennzeichnet. Die Aufnahme entstand mit dem selbst gebauten »Lichtspalter« (rechts). Er lässt sich wahlweise mit einer Kamera oder, wie hier dargestellt, mit einem Okular und Zenitprisma nutzen.

Abb. S. 73 unten:
Das Rohspektrum des Sterns Wega zeigt zahlreiche von oben nach unten verlaufende Spektralfäden und quer dazu einige Absorptionslinien.

Abb. S. 75:
Das fertig bearbeitete Spektrum des Sterns Wega im Sternbild Leier zeigt starke Spektrallinien der Balmer-Serie des Wasserstoffs (oben). Aus dem Bild wurde mit der Freeware VisualSpec ein auf die Wellenlänge kalibriertes, aber nicht normiertes Spektrogramm berechnet (unten). Es stellt die Lichtintensität des Spektrums in Abhängigkeit von der Wellenlänge dar.

Abb. S. 79 oben:
Am 28. Mai 2009 gelang dem Autor dieses spaltlose Spektrum des Mondes. Die schmalen Ausläufer der Mondsichel zeigen im Spektroskop Absorptionslinien des reflektierten Sonnenspektrums (Pfeile).

Abb. S. 79 Mitte oben:
Das ausgewertete Spektrum der Mondsichel lässt anhand der Balmer-Linien des Wasserstoffs und charakteristischer Linien schwerer Elemente deutlich erkennen, dass es sich um reflektiertes Sonnenlicht handelt.

Abb. S. 79 Mitte unten:
In dieser Prinzipskizze eines Spaltspektrografen mit Blaze-Gitter trifft das vom Spalt kommende Licht auf eine Kollimatorlinse, welche die Lichtstrahlen aufweitet und parallelisiert. Das vom Gitter zerlegte Licht gelangt zu einer abbildenden Optik, mit der sich das Spektrum betrachten oder fotografieren lässt.

Abb. S. 79 unten:
Der im Inneren des Spektrografen angebrachte Spalt besteht aus Fragmenten von Rasierklingen auf einer Unterlegscheibe. Beim Befestigen der Fragmente mit Sekundenkleber halfen Magnete, die nach dem Aushärten des Klebstoffs wieder entfernt wurden.

Abb. S. 80 oben:
Ein im Primärfokus des Newton-Teleskops mit der Schwarz-Weiß-Videokamera TIS 31AF03 aufgenommenes Gesamtspektrum der Sonne mit zugehörigem Spektrogramm zeigt die Fraunhoferlinien des Natriums (D1, D2), des Magnesiums (b1, b2) und G klar getrennt.

Abb. S. 80 unten:
Ein Ausschnitt aus dem Sonnenspektrum zwischen 571,5 und 601,5 Nanometer enthält die Linien D1 und D2 des Natriums. Bei fünffacher Vergrößerung erscheint das Dublett neben vielen anderen Linien scharf getrennt. Bei der etwas schwächeren Linie zwischen D1 und D2 könnte es sich um Nickel (Ni I) handeln, das bei der Wellenlänge 589,288 Nanometer absorbiert.


© 2012 Ralf Gerstheimer, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg


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Quelle:
Sterne und Weltraum 2/12 - Februar 2012, Seite 72 - 80
Zeitschrift für Astronomie
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Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
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veröffentlicht im Schattenblick zum 2. März 2012