Australia Telescope National Facility
Wie funktioniert ein Spektrograph?
Ein Spektrograph ist ein Instrument, das zur Gewinnung und Aufzeichnung eines astronomischen Spektrums verwendet wird. Der Spektrograph spaltet oder zerstreut das Licht eines Objekts in seine einzelnen Wellenlängen, so dass es aufgezeichnet und anschließend analysiert werden kann.
- Licht aufteilen
- Aufbau eines Spektrographen
- Aufnahme eines Spektrums
Licht aufteilen
Licht, das in einen Spektrographen eintritt, kann mit Hilfe eines Prismas oder eines Beugungsgitters auf zwei Arten in ein Spektrum aufgeteilt werden. Als Newton in den 1660er Jahren Licht in ein Spektrum aufspaltete, verwendete er ein Glasprisma. Schüler verwenden oft Plexiglasprismen aus Strahlenkasten-Bausätzen, um weißes Licht aus einer Glühlampe in die einzelnen Farben des Spektrums aufzuteilen oder zu „spalten“. Dieser Effekt entsteht dadurch, dass die verschiedenen Wellenlängen des Lichts auch unterschiedliche Frequenzen haben. Beim Durchgang durch ein Prisma erfährt das Licht eine Brechung, eine Änderung der Geschwindigkeit aufgrund der Veränderung des Mediums. Wenn das Licht in einem anderen Winkel als 90° auf das Prisma fällt, ändert es auch seine Richtung. Rotes Licht hat eine größere Wellenlänge als blaues Licht, so dass sein Brechungswinkel sowohl beim Eintritt in das Prisma als auch beim Austritt aus dem Prisma geringer ist. Das bedeutet, dass es weniger gebeugt wird. Das aus dem Prisma austretende Licht wird gestreut, wie im folgenden Diagramm schematisch dargestellt.
Die meisten astronomischen Spektrographen verwenden Beugungsgitter anstelle von Prismen. Beugungsgitter sind effizienter als Prismen, die einen Teil des Lichts absorbieren können, das durch sie hindurchgeht. Da jedes Photon kostbar ist, wenn man versucht, ein Spektrum von einer schwachen Quelle aufzunehmen, wollen Astronomen diese nicht verschwenden. Ein Beugungsgitter hat Tausende von schmalen Linien, die auf einer Glasoberfläche aufgetragen sind. Es reflektiert das Licht, anstatt es zu brechen, so dass keine Photonen „verloren“ gehen. Die Antwort eines Gitters ist auch linear, während ein Prisma blaues Licht viel stärker streut als im roten Teil des Spektrums. Gitter können auch Licht in den UV-Wellenbereichen reflektieren, im Gegensatz zu einem Glasprisma, das für UV undurchlässig ist. Ein gängiges Beispiel für ein Beugungsgitter ist eine CD, bei der die Pits, die die digitalen Informationen kodieren, wie ein Gitter wirken und das Licht in ein buntes Spektrum streuen.
 Credit: NASA Dispersion des Lichts eines Beugungsgitters.
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 Credit: CSIRO
Beugung an den Vertiefungen in einer CD.
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Aufbau eines Spektrographen
Die folgende schematische Darstellung zeigt die wichtigsten Komponenten eines modernen Spaltspektrographen.
Der Spalt am Spektrographen begrenzt das Licht, das in den Spektrographen eintritt, so dass er wie eine Punktlichtquelle eines größeren Bildes wirkt. Dies ermöglicht es einem Astronomen, eine Reihe von Spektren von verschiedenen Regionen einer ausgedehnten Quelle wie einer Galaxie oder eines bestimmten Sterns im Gesichtsfeld des Teleskops aufzunehmen. Das Licht wird dann kollimiert (parallel gemacht), bevor es auf ein Beugungsgitter trifft. Dieses zerlegt das Licht in einzelne Wellenlängen, die dann von einem Kameraspiegel auf einen Detektor, wie z. B. einen CCD-Sensor, fokussiert werden können. Durch Drehen des Gitters können verschiedene Teile des dispergierten Spektrums auf die Kamera fokussiert werden. Die Vergleichslampe ist insofern wichtig, als sie Spektrallinien bekannter Wellenlänge (z. B. Natrium oder Neon) liefert, die sich in Bezug auf den Spektrographen in Ruhe befinden, wodurch das Spektrum der entfernten Quelle kalibriert und eine eventuelle Verschiebung der Spektrallinien gemessen werden kann.
Aufnahme des Spektrums
Newton zeichnete das Spektrum des Sonnenlichts auf. Der Aufstieg der Spektroskopie für astronomische Zwecke war zum Teil auf ihre Verbindung mit einer anderen aufkommenden Technologie zurückzuführen – der Fotografie. Astronomische Spektren konnten durch Fotografieren auf Glasplatten aufgezeichnet werden. Dies war ein weitaus besserer Ansatz, als sie durch ein Okular zu betrachten und zu versuchen, das Bild zu zeichnen. Fotografische Aufzeichnungen von Spektren konnten für eine spätere Analyse gespeichert, für den Vertrieb oder die Veröffentlichung kopiert und die Spektrallinien relativ zu den Spektrallinien einer stationären Lampe, die Spektrallinien mit bekannter Wellenlänge erzeugte, gemessen werden. Erst durch die Beobachtung und das Fotografieren der Spektren von Tausenden von Sternen waren die Astronomen in der Lage, diese in Spektralklassen zu klassifizieren und damit zu beginnen, die Eigenschaften der Sterne zu verstehen. Fotografische Spektren wurden im Allgemeinen auf Glasplatten und nicht auf fotografischem Film aufgenommen, da sich Platten nicht dehnen ließen. Das Bild des Spektrums wurde normalerweise als Negativ dargestellt, so dass die Absorptionslinien als weiße Linien auf einem dunklen Hintergrund zu sehen sind. Das folgende Beispiel zeigt das fotografische Spektrum eines Standard-Referenzsterns, α Lyrae, aus dem 1943 erschienenen An Atlas of Stellar Spectra.
Die photoelektrische Spektroskopie erlaubt es, spektrale Informationen elektronisch und digital aufzuzeichnen, anstatt auf fotografischen Platten. Moderne astronomische Ladungskoppelgeräte oder CCDs können eine Quanteneffizienz von etwa 90 % erreichen, verglichen mit etwa 1 % bei fotografischen Emulsionen. Das bedeutet, dass ein CCD fast 9 von 10 einfallenden Photonen in nützliche Informationen umwandeln kann, verglichen mit etwa 1 von 100 bei Film. Mit einer CCD kann ein Astronom daher viel schneller ein brauchbares Spektrum erhalten als mit einer fotografischen Platte und kann auch Spektren von viel schwächeren Quellen erhalten. CCDs haben eine linearere Reaktion über die Zeit als fotografische Emulsionen, die mit zunehmender Belichtung an Empfindlichkeit verlieren. Ein auf einem CCD aufgenommenes Spektrum kann zur Speicherung und Analyse direkt auf eine Computerdiskette gelesen werden. Die digitale Natur der Informationen ermöglicht eine schnelle Verarbeitung und Korrektur für atmosphärische Beiträge zum Spektrum. Moderne Spektren werden daher normalerweise als Intensitätsplots der relativen Intensität gegenüber der Wellenlänge dargestellt, wie unten für ein Sternspektrum gezeigt.
Multifaserspektroskopie
Im letzten Jahrzehnt hat die Multifaserspektroskopie an Bedeutung gewonnen. Dabei werden Glasfasern verwendet, um das Licht von der Fokalebene des Teleskops zu einem Spektrographen zu leiten. Ein wesentlicher Vorteil dieser Technik ist, dass mehr als ein Spektrum gleichzeitig aufgenommen werden kann, was die Effizienz der Beobachtungszeit an einem Teleskop dramatisch verbessert. Viele der Techniken für die Multifaser-Spektroskopie wurden am Anglo-Australischen Observatorium für den Einsatz am AAT und an den britischen Schmidt-Teleskopen entwickelt.
Das 2dF-Projekt revolutionierte das aufstrebende Gebiet der Multifaser-Spektroskopie, indem es einen computergesteuerten Roboter einsetzte, der 400 winzige Prismen präzise auf einer Metallplatte positionierte, so dass jedes Prisma Licht von einem Objekt wie einer Galaxie oder einem Quasar aufnehmen konnte. An jedem Prisma wurde eine optische Faser befestigt, die in einen Spektrographen mündet. Das 2dF-Instrument sitzt an der Spitze des AAT und kann Spektren von 400 Objekten gleichzeitig über ein Sichtfeld von 2 Grad aufnehmen. Während der Beobachtung eines Feldes stellt der Roboter einen zweiten Satz Prismen auf einer anderen Platte auf, die dann in wenigen Minuten umgedreht werden kann, um ein neues Feld zu beobachten. Dieses unglaublich effiziente System ermöglicht es, Spektren von tausenden von Objekten in einer einzigen Beobachtungsnacht zu erhalten.
Zwei Schlüsselprojekte, der 2dF Galaxy Redshift Survey und der 2dF QSO Redshift Survey gaben den wissenschaftlichen Anstoß zum Bau dieses Multifaser-Instruments. Diese Durchmusterungen lieferten genaue Daten über mehr als 250.000 Galaxien und 25.000 Quasare, die sich für Kosmologen, die die Entstehung und die großräumige Struktur des Universums erforschen, als immenser Segen erwiesen haben.
Australische Astronomen und Ingenieure entwerfen, entwickeln und bauen weiterhin neue Multifasergeräte für die neueste Generation von Teleskopen der 8-10 m-Klasse in Übersee. Ein australisches Konsortium aus der AAO, ANU und UNSW hat gerade OzPoz gebaut, einen Multifaser-Spektrographen für das VLT der ESO in Chile. Er entwickelt die in 2dF verwendeten Techniken weiter und ermöglicht derzeit die gleichzeitige Aufnahme von 132 Spektren. Zukünftige Instrumente wie Echidna und AAOmega befinden sich derzeit in der Entwicklung.
Spektroskopie in anderen Wellenbändern
Spektroskopie ist nicht nur das Werkzeug der optischen Astronomen. Sie kann in allen Wellenbändern durchgeführt werden, von denen jedes neue Einblicke in die Struktur und Eigenschaften von Himmelsobjekten liefert.
Die Infrarot-Spektroskopie ermöglicht es Astronomen, Regionen der Sternentstehung zu untersuchen, die für die optische Astronomie durch kalte Wolken aus Staub und Gas verdeckt sind. Australien ist aktiv an der Infrarot-Astronomie beteiligt und hat Infrarot-Spektrographen wie IRIS 2 für das AAT und das 2,3-m-Teleskop der ANU in Siding Spring gebaut. Die Research School of Astronomy and Astrophysics am Mt Stromlo in Canberra baute den Nah-IR-Integralfeldspektrographen (NIFS) für das 8,1-m-Gemini-Nord-Teleskop auf Hawaii, als ein Feuer Anfang 2003 den größten Teil der Einrichtungen auf dem Berg zerstörte. Ein Ersatz-NIFS wurde inzwischen angefertigt und wird bald auf Gemini zum Einsatz kommen.
Die Hochenergiespektroskopie im Röntgen- und γ-Strahlenbereich ist schwieriger, da die Instrumente den Strapazen eines Raketenstarts und der rauen Umgebung des Weltraums standhalten müssen. Da hochenergetische Photonen viel kürzere Wellenlängen haben, sind traditionelle optische Designs für Spektrographen nicht geeignet oder können nicht angepasst werden. Die Auflösung von Hochenergie-Spektrographen kann derzeit nicht mit optischen Spektrographen mithalten, aber sie ermöglichen uns ein besseres Verständnis von gewaltigen, energiereichen Objekten und Ereignissen im Universum.
Radioastronomen gewinnen aus ihren Beobachtungen ebenfalls spektrale Informationen. Die Empfänger von Radioteleskopen können in einem bestimmten Bereich des Radiobandes Tausende von Bändern auffangen, so wie man sie erhält, wenn man einen Radiowahlschalter durch mehrere Stationen bewegt und die Intensität des empfangenen Signals misst. Diese Informationen liefern tatsächlich Details über die verschiedenen von der Materie emittierten Übergänge. Radiospektraldaten können Details über Frequenz und Geschwindigkeit liefern. Sie können auch Informationen über die Polarisation des Signals liefern, Informationen, die normalerweise in sichtbaren Spektren nicht verfügbar sind. Verbesserungen bei Empfängern und Detektoren erlauben es den Astronomen jetzt, routinemäßig bei mm-Wellenlängen zu beobachten, wo es eine Fülle von Spektrallinien von Molekülen im Raum gibt. Moleküle wie Essigsäure und Formaldehyd wurden in interstellaren Wolken entdeckt und die Suche nach der Signatur von Aminosäuren wie Glycin geht weiter. Informationen darüber werden sich für Astrobiologen und Astrochemiker als wichtig erweisen.