Prismenspektrograph
Objektivprisma
Spaltspektrograph LHIRES III
.....folgt in Kürze.
| Der Wunsch einen Spektrographen zu bauen führte über Herrn Pollmann von der FG Spektroskopie zu dem inzwischen verstorbenen Spektrographenbauer Herrn Uhlmann. Am Ende eines einjährigen Schriftwechsels standen dann Konstruktionsvorschläge mit Zeichnungen. Allerdings zeigte sich bald, dass meine Werkstatt für solch anspruchvolles Tun nicht die notwendigen Ressourcen bot. Die endgültige Konstruktion basierte dann auf einem 45°-Prisma aus SF10. Die folgenden Angaben zum Brechungswinkel stammen aus dem zugehörigen Datenblatt. |
| Linie | C | D | E | F | G | G |
| Ursprung | H alpha | Na I | Fe I | H beta | CH Molek. | Ca II |
| Wellenlänge | 656 nm | 589 nm | 527 nm | 486 nm | 430 nm | 396 nm |
| Winkel | 37,377° | 37,809° | 38,164° | 38,880° | 39,797° | 40,619° |
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Als
Kollimatorlinse sollte die Objektivlinse eines Feldstechers herhalten.
Auch nach der Abblendung auf die Prismenhöhe von 30 mm ergab sich immer
noch eine Blende von 6,3. Somit konnte die ganz korrekte Anpassung an das
C8, das ja über Blende 10 verfügt, und an dem der Spektrograph betrieben
werden sollte, nicht erreicht werden. Als es sich aber zeigte, dass mein
bastlerisches Geschick wohl nicht reichen würde, um einen klasse Tubus
vom Kollimator bis zur Oberkante des Zenitprismas herzustellen, habe ich
den erwähnten alten Feldstecher längs zerteilt und eine Seite komplett
in die Neukonstruktion eingesetzt. Die vorhandenen Dachkantprismen
ließ ich unbehelligt. Nun hatte ich zumindest eine solide und zentrierte
Verbindung vom Zenitprisma bis zum Kollimator. Dadurch fiel nun auch der
geplante Umlenkspiegel, um das Prismengehäuse flach auf das C8
legen zu können, ebenfalls weg. Ich wollte für die
Testphase lieber erst einmal eine Hinterlastigkeit am Fernrohr in Kauf nehmen, bzw. durch
ein entsprechendes Gegengewicht ausgleichen.
Das Prismengehäuse und die Aufnahme für das Kameraobjektiv fertigte ich vollständig aus Sperrholz. Das Prisma klebte ich mit Zweikomponentenkleber auf ein Aluminiumdreieck, welches ich von außen mittels einer Stellschraube um einen kleinen Betrag drehen konnte. Diese Klebung führte dazu, dass während einiger Aufnahmen bei -12 °C die durch unterschiedliche Ausdehnung auftretenden mechanischen Spannungen das Prisma parallel zum Aluminium spalteten. Bei der nachfolgenden Konstruktion wurde Silikonkleber verwendet. Ein Übertragungsfehler bei den Winkeln machte sich während der ersten Justierungsversuche bemerkbar. Beim Blick aus Kamerarichtung auf das Prisma konnte ich nur einen Teil der Eingangsöffnung des Kollimators sehen. Daraufhin sägte ich das Gehäuse quer auf und baute ein Scharnier ein, um den kameraseitigen Teil des Gehäuses beweglich zu halten. Zusätzlich mussten die Gehäuseseiten überlappend etwas verlängert werden, damit kein Licht eindringen konnte. Da ich das Prisma wie erwähnt drehbar angeordnet hatte, ergaben sich keine weiteren Probleme. |
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| Nach genauestem Einnorden der Montierung mittels der Scheinermethode, blieb ein Teststern rund fünf Minuten ohne Abweichung auf dem Rektaszensionsfaden stehen. Dies war notwendige Voraussetzung, da mein C8 zu der Zeit über kein Leitfernrohr verfügte. Auch am Spektrographen hatte ich keine Möglichkeit zur Beobachtung während der Aufnahme. Das Spektrum stellte ich im Kamerasucher ein. Während der Belichtung ließ ich das Teleskop dann sechs Mal in Rektaszension pendeln. Dieses Pendeln ist notwendig, um das Spektrum, das sonst nur eine schmale Linie wäre, auf der man keine Details erkennen könnte, zu verbreitern. Nachfolgend die ersten Ergebnisse. |
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Auf diesen Bildern sind außer der Klasse F die wichtigsten Spektralklassen
vertreten. Die rote (langwellige) Seite des Spektrums zeigt jeweils zum
linken Rand des Bildes. Dunkle Abschnitte im linken Bereich des Spektrums
sind auf die unterschiedliche Empfindlichkeit des verwendeten TMAX 400
Films im roten Spektralbereich zurückzuführen.
Aus diesem Grund ist auch die H-alpha -Linie des
Wasserstoffs nicht zu sehen. Bei dieser Wellenlänge ist der Film absolut
unempfindlich. Es zeigt sich aber jetzt schon, dass ich bei dem TMAX-Film
jeweils zwei Aufnahmen machen muss, eine kürzer belichtete für
den roten Bereich und eine länger belichtete für den blauen Bereich.
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Am Beispiel von delta Ori, einem O9 V Stern, zeige ich die weitere Datenverarbeitung. Vorweg ist anzumerken, dass nunmehr die Seiten vertauscht sind. Der rote Spektralbereich findet sich jetzt wie in der Literatur üblich auf der rechten Seite, damit die Wellenlänge von links nach rechts aufsteigend verläuft. |
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Die herkömmliche Methode würde darin bestehen, mittels eines Registrierphotometers das Spektrum in einen Graphen zu verwandeln. Ein Fertiggerät ist recht teuer, und der Selbstbau ist eher etwas für Feinmechaniker. Heute gibt es die Möglichkeit, die Negative bei einem Fotolabor auf eine PhotoCD übertragen zu lassen. Die Auflösung beträgt dabei 3072 x 2048 Pixel mit 24 bit Farbtiefe. Mit einem Bildbearbeitungsprogramm lud ich das betreffende Foto aber nur als 8 bit Graustufendatei in den Speicher. Anschließend schnitt ich einen schmalen Streifen aus dem Spektrum heraus und speicherte ihn im RAW-Format ab. Dies ist ein Hexadezimalformat. Ich musste also noch eine Wandlung ins ASCII-Format durchführen. Das habe ich mit einem von Dieter Goretzki dafür angefertigten Programm erreicht. Nun konnte ich die Datei in Excel einlesen und mir ein Diagramm zeichnen lassen. |
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Entsprechend der Empfindlichkeit des Filmmaterials in den verschiedenen Wellenlängenbereichen wird das Spektrum nicht als Gerade, sondern als Kurve mit Einsenkungen bei den Absorptionslinien, dargestellt. Das erschwert die Lesbarkeit der schwächeren Linien. Deshalb entzerrte ich das Kontinuum mittels des Programms MK32 von Richard Gray und ließ es wieder in Excel darstellen. |
| Nun waren die Absorptionslinien schon recht gut zu erkennen. Es störe nur noch, dass statt der Wellenlänge die Pixelnummer erschien. Zur Umrechnung kann man ein Ausgleichspolynom dritten Grades nach der Methode der "Kleinsten Quadrate" heranziehen. Als Stützstellen benutzt man die bekannten Wellenlängen der Balmer-Serie des Wasserstoffs. Das ist hier aber noch nicht geschehen. Ich habe die Wellenlängen mit einem kleinen BASIC-Programm aus S&T 6/85 einzeln bestimmt. Ungenauigkeiten beruhen auf persönlichen Ablesefehlern bei der Ermittlung des entsprechenden Pixels. Den Wellenlängen habe ich dann die zugehörigen Elemente zugeordnet. |
| Nach einer längeren Experimentierphase kommt seit Anfang 2002 ein 10cm-F2-Objektivprisma am 4"-Refraktor zum Einsatz. Das Prisma wurde von Dieter Martini geschliffen, die zugehörige Fassung von Gerd Neumann gebaut. Die Spektrenauswertung mit MIDAS vermittelte mir Günter Gebhard aus der FG Spektroskopie der VdS. Die Verwendung von MIDAS erfordert einen Rechner mit dem Betriebssystem LINUX. |
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| In dieser Konfiguration lag der Schwerpunkt ungünstig oberhalb der Verlängerung der Deklinationsachse. Die Austarierung bei unterschiedlichen Sternhöhen war nur mit zusätzlichen Laufgewichten oder durch Verschieben des Hauptrohres möglich. Das Objektivprisma befindet sich in der Taukappe. | Bei der neuen Konfiguration liegt der Schwerpunkt in Verlängerung der Deklinationsachse. So lässt sich im Laufe der Nacht ein größerer Deklinationsbereich problemlos überfahren. Zusätzlich verläuft der Spektralfaden jetzt in Deklinationsrichtung. Dadurch führt der Rest-PE der Montierung nur noch zu einer Verbreiterung des Spektrums. |
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Ein Schwerpunktthema in der FG bildet die Beobachtung der H-alpha-Linie des Wasserstoffs in Be-Sternen. Links mein erstes Ergebnis an delta Scorpii (Position in Angström).
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Hier ein Versuch im blauen Spektralbereich von alpha Pegasi.
Das Foto zeigt die ursprüngliche CCD-Aufnahme (768 x 40 Pix, 30 s Bel., Pixelgröße 9
µm).
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Der gleiche Wellenlängenbereich wie in der
obigen CCD-Aufnahme, jetzt aber mit Routinen aus MIDAS ausgewertet.
Schade nur, dass die Dispersion im Roten viel geringer als im Blauen ist. Genau umgekehrt verhält es sich mit der Strahlungsempfindlichkeit des CCD-Chips. Im blauen Spektralbereich muss ich demnach länger belichten, um ähnliche Intensitäten zu erreichen. Dadurch können das Seeing und die Laufunruhe der Nachführung das Ergebnis nachteiliger beeinflussen.
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| Um mich bei der nichtlinearen Dispersion des Prismas besser im Linienwald zurecht zu finden, habe ich ein Excel-Arbeitsblatt entworfen, das mir bei der Orientierung hilft. Auf Grund meiner Aufnahmetechnik weiß ich immer, welchen Wellenlängenbereich ich ungefähr eingefangen habe. Mittels OPA (Skript unter MIDAS für Objektivprismenspektren; Skript und Tutorial stehen auf der HP von Günther Gebhard.) lasse ich mir die genauen Pixelpositionen der gefundenen Linien ausgeben (siehe Werte im Spektrum alpha Peg). Den Pixelwert der blauseitigsten Linie des Spektrums trage ich bei der vermuteten Wellenlänge der Linie in mein Rechenblatt ein und lasse bis zum 768. Pixel rechnen. Daneben trage ich in Orange die restlichen von OPA gefundenen Pixelpositionen ein. Sollte es keine Übereinstimmung im Muster geben, so muss ich den ersten Wert nach oben oder unten verschieben und neu rechnen lassen. Das Verfahren basiert auf Versuch und Irrtum mit Rechnerunterstützung, hilft mir aber ungemein. Nunmehr kann ich in OPA die korrekten Wellenlängen zu den gefundenen Linien eingeben und dort weiter arbeiten. Ein Unterprogramm im Skript würde auch die Ersetzung der Pixelposition durch die Wellenlänge erlauben. Das ist hier nicht geschehen. |