Spektroskopie

update: 11-Mrz-20 17:08

Nachfolgend stellen wir eigene Entwicklungen vor:

Übersicht

Kleinspektrograph

Littrow mittlerer Auflösung

Littrow hoher Auflösung

Echellespektrograph

Halbspalt zur Spektroskopie

Übersicht: Unsere Spektroskope sind allesamt im Eigenbau entworfen und mit

"Bordmitteln" gefertigt worden.

Die erste Version verwendet ein Transmissionsgitter mit 300 Linien / Millimeter

und funktioniert in Form einer Okularprojektion. Die dabei entstehende geringe

Nichtlinearität ist leicht durch ein kubisches Polynom zu korrigieren. Solche

Korrekturen liefern frei verfügbare Programme wie VisualSpec und Iris, die

über's Internet erhältlich sind.

Drei weitere Spektroskope haben Reflektionsgitter mit 600, 1200 und 2400

Linien/mm. Höhere Auflösungen erreichen wir mit der Littrow-Anordnung.

Bis auf die Echelle-Version sind alle Instrumente mit motorisierten Gitter-

steuerungen ausgerüstet, womit eine berührungsfreie Bedienung erreicht wird

und mechanische Störungen infolge manueller Einstellung vermieden werden.

Vorwärts-Rückwärts-Zähler mit Ziffernanzeige erleichtern die spektrale Justage.

Die eingefügten Spektren wurden mit selbstgefertigten Spalten aus Rasierklingen

und einer Breite von 25 µm gewonnen.

Der Kleinspektrograph liefert Übersichtsspektren niedriger Auflösung (ca. 800).

Mit dem Littrow mittlerer Auflösung (ca. 25000) läßt sich die Rotation des Jupiter

demonstrieren.

Die Schrägstellung der Linien entsteht durch die Drehung des Jupiter um eine Achse,

die senkrecht zum Spalt steht.

Des weiteren haben wir zunächst versucht, Unterschiede zwischen den Spektren der

ungestörten Photosphäre und Flecken der Sonne darzustellen. Bei mittlerer Auflösung

wurde das von Christian Buil schon gezeigt und überzeugend dargestellt.

Wir ergriffen 2017 die Gelegenheit, den großen Flecken Nr. 12670 am 7. August

zu untersuchen. Nachfolgend sieht man den Flecken auf w³.solarmonitor.org

und auf dem Desktop ein Spektrum mit waagerechter Fleckenspur im oberen Drittel,

sowie sein Guidingbild (negativ imaging) mit entsprechenden Nachführungskorekturen.

Nachfolgend eine exemplarische Zusammenstellung der Ergebnisse: einzelne identische

Absorptionslinien in Photosphäre und Sonnenfleck zeigen unterschiedliche Intensitäten.

Oben die Originalaufnahme mit Fleckenspur, darunter die Absorptionsprofile von Photo-

sphäre und Fleck (Vspec-Software) mit den daraus synthetisierten Spektralbändern.

Anhebungen der Absorptionen sind durch graue Punkte markiert. Ganz unten befinden sich

Ausschnitte aus den hochaufgelösten Spektren von Wallace (Kitt Peak Observatory

in Arizona) und vermitteln einen Eindruck über Möglichkeiten und Grenzen mittlerer

Auflösungen.

Derartige Analysen mit bescheidenen Auflösungen dienen lediglich Demonstrationszwecken.

Sind Sonnenflecken mit ihren radikalen Temperaturabsenkungen (um fast 2000 Grad) als

K-Stern-Domänen zu betrachten, und welchen zusätzlichen Einfluß haben die (durch

Magnetfelder) völlig veränderten Strömungsverhältnisse sowie Temperaturgefälle in den

Flecken auf die Spektren

( Minnaert und Wanders 1932 Bruggencate und Klüber 1939 Stumpff 1961

Stankiewicz 1962 Kneer and Mattig 1978 Bellot Rubio et al. 2006 Kopf 2010 )?

Zur Bearbeitung solcher Fragen ist Hochauflösung allerdings das absolute Gebot.

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Analysen der Wachstumskurve sind schon zahlreiche für die Sonne unternommen

worden. Wir haben uns trotz mittlerer Auflösung auch daran gewagt und kamen zu

einem qualitativ befriedigenden Ergebnis.

Die unkorrigierten Werte,

und hier die entsprechenden nach Korrektur bzgl. Anregungstemperatur und

Anregungsniveau. Die Streuung ist größer als bei den bisherigen Veröffentlichungen

aber qualitativ insoweit ok, als dass die drei Wachstumsphasen deutlich erkennbar sind.

Literaur: Menzel, Baker, Goldberg 1938 Rubenstein 1940 Wright 1944 Cowley 1964

Die neueste Entwicklung ist ein Littrow hoher Auflösung (größer als 100.000)

mittels zweifacher Gitterdispersion und langbrennweitigem Hohlspiegel.

Originalaufnahmen mit einer einfachen WebCam und sense-up Technologie.

Ausschnitt des Sonnenspektrums bei 6300 Angström mit einer spektralen Gegenüber-

stellung des westlichen und östlichen Randes am Sonnenäquator. Bei einer äquatorialen

Drehgeschwindigkeit von 2 km/s kommt es am Westrand zu einer geringfügigen Rot- und

am Ostrand zu einer Blauverschiebung der Absorptionslinien. Als Referenz dienen die

atmosphärischen Sauerstofflinien, deren Positionen unverändert bleiben (Balthasar 1982).

Ihnen gegenüber sind die Eisenlinien am Westrand ins Rote und am Ostrand ins Blaue

verschoben. Diese Verschiebung beträgt (um 6000 Angström) jeweils lediglich 0,04

Angström, was zu einem Versatz von 0,08 Angström der Eisenlinien zwischen West

und Ost führt. Dieser geringfügige Unterschied läßt sich mit dem neuen Spektrogra-

phen eindrucksvoll demonstrieren.

Die Wellenlängenangaben sind der Second Revision of Rowland's Preliminary Table of

Solar Wavelengths Monograph 61 National Bureau of Standards 1966 entnommen.

Sonnenspektren in diversen Auflösungen gibt es hier.

Echellespektrograph:

Aktuelle Versuche konzentrieren sich auf einen gewichtsarmen und kompakten

Echelle-Spektrographen. Ein wesentliches Merkmal dieser Geräte ist die Arbeit in

hohen Gitterordnungen und der Verschwendung des meisten Lichtes, was bei klei-

neren Teleskopen der Amateure wegen sehr geringer Lichtausbeute problematisch

ist. Deshalb waren wir bislang dieser Spektroversion gegenüber zögerlich. Aus

bautechnischem Grunde heraus reizte es uns aber nun doch, eine eigene Version zu

entwickeln. Als Querzerleger (Crossdisperser) wählten wir aus lichtausbeuterischem

Grunde ein 60^o-Prisma. Ein gewisser Nachteil ist zwar die 1/λ³ abhängige Stauchung

(Spreizung) im roten (blauen) Spektralbereich der prismatischen Dispersion,

die wir aber gerne akzeptieren; denn er führt lediglich zu unterschiedlichen Abständen

der Spektralstreifen (siehe unten). Die Skalierung der Wellenlängen bleibt unberührt.

Prisma Gitter

Erste Ergebnisse zeigen die folgenden Aufnahmen von Laborlichtquellen.

Energiesparlampe Glühlampe

Durch die Verwendung einer Lochblende von ca 0,2 mm läßt die Auflösung noch zu wünschen

übrig.

Entscheidende Verbesserung wird mit Einsatz eines Kurzspaltes (25x500 µm) erreicht.

Die spektrale Anordnung wurde so geändert, dass die grüne Linie im Zentrum steht.

Die Länge des Kurzspaltes ist noch zu groß und führt zu Überlappungen der Spektral-

streifen, was bei Verwendung eines Kurzspaltes von 25x125 µm lösbar wird.

Die Anfertigung solcher Spalte ist zwar nicht trivial, läßt sich aber mit Standlupen,

Rasierklingen und Schlitzblenden aus der Elektronenmikroskopie (www.plano-em.de)

bewerkstelligen. Damit "haben wir zunächst die Sonne ins Visier genommen".

ohne Filter IR-Filter Blaufilter

Tageslichtspektrum des Morgenhimmels. Der verwendete Kamerachip ist unempfindlich

im Blauen. Links ohne Filter, mittig mit IR-Filter, rechts mit Blaufilter

(Anhebung der Verstärkung, was teilweise zu Überstrahlungen führt).

Über charakteristischen Linien sind die verursachenden Elemente angegeben.

Richard Walker führte die Verwendung von Glimmstartern zur Kalibrierung der

Wellenlängenskalen ein, und die Spektren dieser Referenzleuchten sind mittlerweile

gründlich untersucht. Sie sind zunehmend beliebt, und deshalb haben wir getestet, ob

unser Echelle-Spektrograph für derart schwache Lichtquellen empfindlich genug ist.

Links sieht man den starken IR-Anteil eines Glimmstarters von Philips, der mit IR-Filtern

unterdrückbar ist (Mitte). Das Spektrum eines unbekannten Objektes (hier nur Tages-

licht) läßt sich durch Überlagerung mit der Referenz (rechts) wellenlängenmäßig bequem

einschätzen.

Der Aufbau ist so ausgeführt, daß der Spiegelblock zur direkten Beobachtung von Objekt

und Spalt verfahren werden kann (oben rechts). Sind Objekt und Spalt auf Flucht, dann

wird zur Spektroskopie der Spiegelschlitten in seine Ursprungsposition gebracht

(oben links).

Praktische Realisierung: oben die Spektral-, unten die Objektfindungsposition.

Strahlengänge sind grau eingezeichnet. Die Verschiebung des Spiegelblockes

ist natürlich zwecks berührungsfreier Bedienung motorisiert.

Halbspalt:

Wir verwenden einen Halbspalt aus Rasierklingen mit einem Abstand von ca. 25 µm.

Der Offenbereich dient zur Auffindung eines Objektes, das unter Sicht-

kontrolle zur Spektroskopie in den Kurz- oder Langspalt des unteren Bereiches

gesteuert werden kann. Der Kurzspalt von 60 µm Länge entsteht durch Über-

kleben des Rasierklingenspaltes mit einer Schlitzblende

( 60x2000 µm https://www.plano-em.de ).

Gegenwärtig verwenden wir die Abmessungen von 25x125 µm, um breitere

Spektralstreifen zu bekommen.