Spektroskopie

Seit Oktober 2021 versuche ich mich auch an Sternspektroskopie. Hierzu habe ich mir das Beugungsgitter Star Analyser 200 beschafft, welches ich zumeist am Dobson-Teleskop von Skywatcher in Verbindung mit der ZWO ASI 178MC verwende. Zur Aufnahme verwende ich das Programm FireCapture, mit dem ich mehrere Aufnahmen des Spektrums eines Sterns mache. Die Auswertung erfolgt mit dem Softwarepaket RSpec, mit dem ich sehr gute Erfahrungen gemacht habe.
Am einfachsten beginnt man mit Sternen des Spektraltyps A, weil sich hier sofort die Balmerlinien des Wasserstoffs zeigen, mit deren Hilfe man das Spektrum sehr leicht in Wellenlänge eichen kann. Weitaus schwieriger ist die Eichung für Sterne des Spetraltyps F, G oder M, weil die Balmerl

inien hier unscheinbar sind oder gar fehlen und stattdessen ein komplexeres Spektrum der schweren Elemente (O, N, C, Fe, TiO,...) vorliegt.

Das Beugungsgitter Star Analyser 200 ist ein hochqualitatives Gitter mit 200 Linien/mm im Standard 1,25"-Filterrahmen. Es ist schmal gebaut (5.2mm überm Gewinde). MC-vergütetes Glas schützt das Gitter. Der Spektralverlauf ist auf dem Filtergehäuse markiert, sodaß die Einstellung äußerst einfach ist. Stern und Spektrum können in einem Bild gleichzeitig aufgenommen werden, was die Identifikation und Eichung wesentlich vereinfacht. Das Gitter kann auch visuell mit einem Okular verwendet werden.

Das rohe, ungeeichte Spektrum des Sterns Alhena (γ  Gem), aufgenommen mit der ZW ASI 178MC am Dobson-Teleskop,  steht zur Bearbeitung in RSpec bereit.

Spektrum des Sterns Alhena (γ Gem). Es ist geeicht und von instrumentellen Effekten (z.B. Farbempfindlichkeit des Sensors) bereinigt. Man sieht die ersten vier Balmerlinien Hα, Hβ, Hγ und Hδ. Die nächst folgende Linie Hε ist ebenfalls bereits am kurzwelligen Ende angedeutet. Spektralklasse A0 IV.

Spektrum des Sterns Beteigeuze (α Ori), ebenfalls aufgenommen mit der ZW ASI 178MC am Dobson-Teleskop. Hier ist die Eichung aufgrund des Fehlens der Balmerlinien viel schwieriger. Das Spektrum wird von schweren Elementen (Na, Fe, Ti, O) dominiert, die der Stern im Laufe seiner Evolution durch Kernfusion erzeugt hat. Spektralklasse M1-2 Ia - Iab.

Spektrum des Sterns Capella (α Aur). Hier ist die Eichung aufgrund des Fehlens der Balmerlinien sehr schwierig. Das Spektrum wird auch hier von schweren Elementen (Na, Fe, Mg, Mn, Ca, Cr) dominiert, die der Stern im Laufe seiner Evolution durch Kernfusion erzeugt hat. Spektralklasse G8 III G0 III.

Spektrum des Sterns Rigel (β Ori). Man sieht die ersten fünf Balmer-Linien Hα, Hβ, Hγ. Hδ und Hε. Spektralklasse B8 I B9 V.

Gebiet um den Planetarischen Nebel M57, aufgenommen mit Maksutov/Newton (D = 190 mm, f = 1000 mm), Canon 1100Da und Star Analyzer 200. Belichtung 3.1 Stunden mit ISO 800. In dieser Aufnahme wird jedes Objekt durch das Beugungsgitter spektral zerlegt. So sieht man bei den Sternen Regenbogenfarben ihres Spektrums, wobei sich in jedem Spektrum die dunklen Absorptionslinien in senkrechter Richtung zeigen. Diese sind charakteristisch für die chemischen Elemente, die in den Sternen jeweils vorkommen. Der Planetarische Nebel M57 offenbart die chemischen Elemente hingegen in Emission. Daher sieht man neben dem Hauptbild (der sogenannten nullten Ordnung des Beugungsbildes, links im Bild) mehrere mehr oder weniger helle Abbildungen desselben Objekts in verschiedenen Farben, jeweils charakteristisch für die jeweilige Wellenlänge, bei der das chemische Element Strahlung aussendet.

In der Annotation des zweiten Bildes - ein Ausschnitt aus der Gesamtaufnahme - sind die chemischen Elemente angegeben. Dabei deuten die römischen Ziffern den jeweiligen Ionisationszustand des Elementes an (I: neutral, also nicht ionisiert; II: einfach ionisiert, III: zweifach ionisiert). Auf diese Weise kann man die hauptsächlich in einem heißen Gas vorkommenden chemischen Elemente mit einer einzigen Aufnahme nachweisen.