Zlender Images

S P E C T R A

Mein Littrow-Spektrograph

Um Spektren in hoher Auflösung zu bekommen, hab ich mir einen Littrow-Spektrographen (LISP1) gebaut. Die wesentlichen optischen Teile sind das Gitter mit 50x50mm Kantenlänge und 1200 Linen/mm, blazed at 2800Å, sowie ein achromatisches Objektiv von 330mm Brennweite und f/5 Öffnung und ein 90°Prisma zur Umlenkung des Strahlengangs. Das Objektiv fungiert gleichzeitig als Kollimator und als Aufnahmeobjektiv (Littrow-Prinzip). Wird ein Spalt benutzt, so wird das Objektiv auf Spalt (Lichtquelle) und CCD gleichzeitig fokusiert. Bei nicht eingesetztem Spalt wird mit dem Teleskop scharfgestellt. Der Anstellwinkel des Gitters läßt sich über eine Schraube regulieren, so daß das gewünschte spektrale Fenster auf dem CCD erscheint. Verschiedene Anschlußadapter erlauben die Beobachtung mittels Okular/Auge, Video- oder CCD-Kamera. Eine genaue Spezifikation der technischen Parameter gibt es hier).

Fig.5: Einzelteile: Gitter, Objektiv, Umlenkprisma. Verschiedene Adapter
können benutzt werden, um Okulare oder Kameras anzuschließen.

Fig.6: Erste Tests mit Video-Kamera and 50mm f/2 M42-Objektiv. Der Spektrograph ist an der Deklinationsachse des Teleskops befestigt. Über drei lange Schrauben läßt sich das Objektiv fokusieren. Die Vierte dient zum Einstellen der Gitterneigung. Der schwere Alu-Anschluß für das C11 wurde später durch ein System aus Ringschwalbe und M42-Zwischenringen abgelöst. (Abb.8)
Außer dem Celestrongewinde lassen sich auch M42/T2 und 2"-Anschlüsse benutzen.

Fig.7: Warten auf die Sonne.

Fig.8: Hier ist einer der einsetzbaren Spalte abgebildet. Er wurde
aus den Schneiden eines Bleistiftanspitzers hergestellt.

Fig.9: Fertig, um an das C11 angeschlossen zu werden. Original Celestron Radial-Guider wird zum aufsuchen benutzt. Auch eventuelles Autoguiding ist so möglich. Der Ring erlaubt eine steifereVerbindung mit dem Teleskop (siehe Fig.:11).

Fig.10: Hier ist ein 500mm f/8 Spiegelobjektiv angesetzt.
T2-Ringe und M42-Zwischenringe erlauben einen flexiblen Wechsel der Optiken.

Fig.11: Spektrograph und CCD-Kamera zum ersten Mal am Teleskop (8/02/2005).

Fig.12: Die maximale Geschwindigkeit der Original-Steuerung der G11 ist mit 16X zu langsam. Sie kennt auch kein "Goto". Sie wurde deshalb durch ein computergesteuertes "Mel-Bartels-System" ersetzt, das mit 24V betrieben wird. LX200 Kompatibilität erlaubt nun eine skriptgesteuerte Funktion des ganzen Systems inkl. Goto...

Neue Montierung und WebCam-Guider

Im Januar 2007 wurde die Losmandy G11 durch eine WAM 6000 ersetzt. Die Nachführung wird jetzt von einer WebCam gesteuert.

Erste Tests

Fig.13: Spektrum einer Energiesparlampe. Eventuell nützlich für die Kalibration?

Click to sEmissionslinien it full resolution
Fig.14: Spektrum einer Neonlampe. Hellste Linie bei 5852.5Å.

Fig.15: Tief im roten Bereich des Sonnenspektrums. Terrestrische Atmosphärische O2-linien (Tellurische Absorptionslinien bei 6820 Å.)

Fig.:16: Aus zahlreichen Einzelaufnahmen zusammengesetztes Spektrum der Sonne im visuellen Bereich (anklicken für volle Auflösung).
Aufnahmedaten: Keine Optik vor dem Spalt (M), Kamera ST8e, jeweils 1.8s Belichtungszeit, Binning 2x6.

Unter den Sternen

Durch das anhaltend schlechte Wetter bedingt, war First-Light erst am 30.8.2005. Erfreulicherweise war es viel einfacher als gedacht, helle Sterne aufzusuchen. Die Belichtungszeiten bei den ausgwählten hellen Sternen lagen im Sekundenbereich, bei moderat gekühltem CCD. Ein vorher nicht gekanntes Problem tat sich durch das Zusammenwirken einer leichten Verdrehung der Kamera auf (0.°9- 2.°2) und dem Pixel-Binning auf. Hierdurch reduzierte sich die maximal erreichbare Auflösung deutlich.

Nichts desto trotz bin ich mit den ersten Ergebnissen sehr zufrieden.

Fig.:17a: Oberes Bild. Ohne Spalt aufgenommenes Spektrum der Wega im violetten Bereich. Wasserstoff Balmer-Linien Hδ (ganz rechts) bis Hν, sowie Ca K-linie bei 3393.7Å. Die Abstände der Wasserstofflinien werden zu kürzeren Wellenlängen immer kleiner. Das Limit liegt bei 3646Å. Wega ist ein Zwergstern vom Typ A0V. Der relativ hohe atmosphärische Druck verbeitert bei diesen Sternen die Spektrallinien deutlich und bedingt das verwaschene Aussehen.

Fig.:17b: Anders dagegen im unteren Bild, welches die Balmer-Grenze im Spektrum von Deneb zeigt. Hier sind die Linien viel schärfer. Als Supergiant gehört er zum Spektraltyp A2Iae und damit zu den hellsten Sternen überhaupt.

Fig.18: Spektrum der Wega aus Fig.17a als Grafik mit Specview dargestellt. (Nur Wellenlägen kalibriert).

(Specview is a product of the Space Telescope Science Institute, which is operated by AURA for NASA.)

Fig.19: Zum Vergleich mit Fig.18 ist hier das Spektrum einer Modelatmosphäre der Wega im violetten Bereich gezeigt. (Quelle: http://gaia.esa.int/spectralib/spectralib1A/SpectraLib1a.cfm )

Fig.20: Spektrum einer Modelatmosphäre von Deneb im violetten Bereich. Die in der Bildunterschrift
zu 17b erklärte Beobachtung der schärferen Linien kann hier bestätigt werden. Weiter lassen sich hier mehr Balmerlinien abzählen, was auf einen deutlich niedrigeren Elektronendruck in de Atmosphäre eines Supergiganten zurückzuführen ist. (Quelle: http://gaia.esa.int/spectralib/spectralib1A/SpectraLib1a.cfm )

(Specview is a product of the Space Telescope Science Institute, which is operated by AURA for NASA.)

Fig.19: Wega, ein ca. 20Å breiter Bereich um die Hα-linie ist hier vergößert dargestellt.
Die meisten anderen Linien werden durch H2O in unserer Atmosphäre verursacht.

Spektren einiger Sterne (Tabelle 1)

Bezeichnung	Spektraltyp	Bereich	Instrumente	Besonderheiten	Datum
42-And	B7Ve	Hα	CG11,LISP1,ST-8e	Emissionslinien
β-Aql	G8VIvar		CG11,LISP1,ST-8e
σ-Aql	B3V		CG11,LISP1,ST-8e
γ-Cas	B0VIe	Hα	CG11,LISP1,ST-8e	Emissionslinien
ρ-Cas	F8Iavar	Hα	CG11,LISP1,ST-8e		30.10.05
57-Cyg	B5V		CG11,LISP1,ST-8e	Spektrosk.Doppel*
α-Cyg	A2Ia	Hδ-H9	CG11,LISP1,ST-8e		5.9.05
P-Cyg	B1pe	Hα	CG11,LISP1,ST-8e	Emissionslinien	16.10.05
α-Lyr	A0V	Hα	CG11,LISP1,ST-8e
β-Lyr	B7Ve+A8p	Hα	CG11,LISP1,ST-8e	Emissionslinien
δ2-Lyr	M4IIvar		CG11,LISP1,ST-8e
ζ2-Lyr	A3		CG11,LISP1,ST-8e
κ-Del	G5IV		CG11,LISP1,ST-8e
ι-Peg	F5V		CG11,LISP1,ST-8e
ζ-Uma (Mizar)	A2V	Hα	CG11,LISP1,ST-8e	Spektrosk.Doppel*	20.9,16.10.05

Tabelle 1

Verbesserungen

Generell:

Wellenlängenskala
Bessere Anpassung des Öffnungsverhältnisses Teleskop / Spektrograph durch Einsatz einer Shapley-Linse (Focal Reducer). Bisher F/10 und F/5, dann ca. F6.7 und F/5.

Für den Einsatz mit Spalt:

Von außen zugängliche, auswechselbare Spalte wären nützlich.
Eventuell wird noch ein feinverstellbarer Extrafokusierer für die Kamera angebracht. Der wäre auch für eine Feinfokussierung am SCT nützlich.
Lichtleiter zur Splatbeleuchtung mit einer Referenzquelle (z.B.Neon) sind schon beschafft.

Comments welcome, contact: