logoSpektrographentypen und ihre Funktionsweise


Spektrographen spalten einen Wellenlängenbereich elektromagnetischer Strahlung (innerhalb des Arbeitsbereichs und der verfügbaren Auflösung) in quasi-monochromatische Strahlung auf. Wir arbeiten im optischen Bereich, d.h. bei Wellenlängen zwischen grob 4000 und 7000 Angström = 400 bis 700 nm (0.0000004 bis 0.0000007 m). Man kann sich das vorstellen wie ein Fächer: Im zusammengeklappten Zustand repräsentiert er das "weiße" Licht, das ein Stern oder sonstiges Objekt in Richtung des Beobachters sendet. Wird der Fächer durch das dispergierende Element des Spektrographen geöffnet, werden die verschiedenen Farben sichtbar, die unterschiedlichen Wellenlängen der am "weißen" Licht beteiligten Photonen.
Photonen = kleinste Enheiten elektromagnetischer Strahlung = kleine lokalisierbare Wellenpakete bestimmten Energieinhalts. Ihre Energie bestimmt ihre Farbe = Wellenlänge des Photons.

Das wesentliche Teil eines Spektrographen ist dieses dispergierende Element, ein Kunstobjekt, welches Licht aufzuspalten vermag. Im sichtbaren Licht verwendet man Prismen und optische Gitter (andere Spezialitäten können wir als Amateure außen vor lassen).

Zu verschiedenen Spektrographentypen siehe auch http://de.wikipedia.org/wiki/Spektrograph.

Der einfachste Spektrograph besteht aus einem dispergierenden Element (also Prisma oder Gitter) und einer Kamera (= abbildende Optik) und einem Detektor. Als Detektor kommt das Auge in Frage (dann spricht man von einem Spektroskop), für lichtschwache Objekte benutzt man empindlichere Detektoren wie das Auge, früher vor allem die photografische Platte, heute bevorzugt elektronische Detektoren wie CCD- oder Digitalkameras.

Für Amateurastronomen ist hier der Staranalyser zu nennen (Grafik links). Das ist einfach ein Transmissionsgitter, das vor dem Objektiv eines normalen Fotoapparats oder einer CCD-Kamera befestigt wird. Damit lassen sich gleichzeitig gering aufgelöste Spektren aller Sterne im Blickfeld der Kamera erzeugen. Siehe nebenstehende Abbildung,
http://www.astrosurf.com/~buil/staranalyser/obs.htm
oder
http://www.patonhawksley.co.uk/staranalyser.html.

Mit einem Staranalyser lassen sich auf einfachste Weise erste Erfahrungen mit Sternspektren gewinnen, insbesondere wird man mit den Spektralklassen der Sterne vertraut.
Beim Staranalyser wird das als paralleles Lichtbündel vom Himmel einfallende Licht des Objekts direkt vom Gitter dispergiert. Hinter dem Gitter kommen also bezüglich der Richtung des originalen parallelen Sternlichts abgelenkte parallele Strahlenbündel heraus, je nach Farbe = Wellenlängen in unterschiedlichen Winkeln. Das ist allgemein gültig: Alle dispergierenden Elemente wie Prismen und Gitter benötigen als einfallendes Licht parallele Lichtbündel.
Um auch lichtschwache Objekte spektroskopieren zu können bedient man sich einer Lichtsammelmaschine. Das ist das Teleskop. Dieses konzentriert das Licht, das durch seine Öffnung fällt, in einem kleinen Bild des Sterns im Fokus. Anschließend wird das Licht des kleinen (meist 15 bis 60 um kleinen) Sternscheibchens mit einem weiteren Linsensystem, Kollimator genannt, wieder in paralleles Licht umgewandelt. Allerdings ist dieses Lichtbündel viel schmaler wie die Öffnung des Teleskops und dementsprechend konzentrierter = heller. Kollimator und Teleskop sollten das gleiche Öffnungsverhältnis haben. Dann wird der komplette Lichtkegel aus dem Teleskop, der sich im gemeinsamen Fokus von Teleskop und Kollimator schneidet (Spitze des Kegels) und in Richtung Kollimator wieder öffnet, auch vom Kollimator komplett ohne geometrische Lichtverluste erfasst und als paralleles Strahlenbündel zum Gitter oder Prisma weitergeleitet (siehe Abbildung, Maße nur zur Demonstration der Gleichheit der Öffnungsverhältnisse (Linsendurchmesser/Brennweite) von Teleskopöffnung und Kollimator, hier rund 1,3 : 1. Typische Öffnungsverhältnisse liegen zwischen 1 : 4 und 1 : 15).

Während also der Staranalyser mit dem direkt parallel ankommenden Sternlicht arbeitet (ohne "Aufkonzentrierung") dient die Kombination aus Teleskop und Kollimator nur der Lichtsammlung, also Aufkonzentrierung des in die Telekopöffnung fallenden Lichts. Genau genommen gehören also Teleskop und Kollimator zusammen (obwohl der Kollimator im Spektrographen untergebracht ist). Vorne fällt paralleles Sternlicht in die Teleskopöffnung und hinter dem Kollimator tritt es verdichtet und parallel wieder aus. Hier könnte man also wieder eine einfache dispergierende Einheit wie den Staranalyser (Transmissionsgitter+ Kamera+ Detektor) anbringen und hätte damit ein einfaches Spektrographensystem zu Verfügung, das bereits das Spektroskopieren recht lichtschwacher Sterne mit geringer Auflösung erlaubt.

 

Typ des Dispersionselementes
 Vorteile
 Nachteile
Prismen
  • Praktisch kein Lichtverlust (hohe Effizienz)
  • Hohes Gewicht
  • Hohe Auflösung nur erreichbar durch Hintereinanderschalten vieler Prismen >>> hohes Eigengewicht
  • Nichtlineare Dispersionsfunktion
Gitter
  • Leicht und klein bauend
  • Hohe Auflösung erreichbar
  • Lineare Dispersionsfunktion
  • Gitter auswechselbar
  • Höhere Lichtverluste durch Verteilung der Lichtintensität auf mehrere Beugungsordnungen
  • Oberfläche sehr empfindlich, schwierig zu reinigen

 

In den letzten 10 Jahren haben sich die Gitterspektrographen im Amateurbereich durchgesetzt. Mittlerweile treten sogar die hochauflösenden Echellespektrographen in die Amateurszene. Sie haben den großen Vorteil, dass das gesamte Wellenlängenspektrum von 350 bis 700 nm auf einmal abgebildet wird, aufgeteilt in ca. 30 bis 50 "Ordnungen" = Teilspektren, die dann per Software zu einem langen Spektrum aneinandergehängt werden können.
Beispiele siehe Baches, Christian Buil.

Allerdings ist auch hier nochmal zu betonen, dass es auf die Meßaufgabe ankommt, welcher Spektrographentyp der "Richtige" ist.
Der für den Selbstbau gut geeignete und in vieler Hinsicht für den Amateur wertvolle Spektrographentyp ist der klassische Gitterspektrograph mit drehbarem Reflexionsgitter (siehe nebenstehende Grafik). Die Kamera bildet wegen der hohen Auflösung (breiter "Fächer") nur einen Teil des optischen Wellenlängenbereiches ab (in der Grafik grünes Licht). Durch Drehen des Gitters lässt sich der gewünschte Spektralbereich auf dem Detektor einstellen. Mein erster Spektrograph war genau nach diesem Modell gebaut.

Der Winkel zwischen den beiden optischen Achsen des Kollimators und der Kamera (Gesamtbeugungswinkel) spielt eine wichtige Rolle. Er sollte möglichst klein sein, damit auch Gitter mit hoher Strichzahl (hohe Dispersion) verwendet werden können. Eine 90°-Konstruktion, wie sie beim Dados realisiert ist, begrenzt den Spektrographen auf niedrige Auflösungen (max. 900 Linien/mm-Gitter). Gitter mit höherer Dispersion sind nicht mehr einsetzbar. Mein erster  Spektrograph hatte einen Gesamtbeugungswinkel von 45°, was auch schon nicht optimal war. Ich konnte noch ein Gitter mit 1200 Linien/mm verwenden (R ca. 6000).
Wird der Gesamtbeugungswinkel zu annähernd 0° gewählt, erhält man den bekannten  Littrow-Spektrograph (Grafik links). In diesem Falle wird der Kollimator gleichzeitig auch als Kamera benutzt. Das am Gitter dispergierte Licht fällt zurück durch den Kollimator und wird über einen Umlenkspiegel auf dem Detektor (CCD-Kamera) abgebildet (oder umgekehrt: das einfallende Licht vom Teleskop wird eingespiegelt und das dispergierte Licht fällt geradlinig auf das CCD). Mit diesen Geräten lassen sich unter Verwendung hochdispergierender Gitter von 2400 Linien/mm Auflösungen bis R = 20.000 realisieren. Das Littrow-Design besitzt aber auch Nachteile, beispielsweise die schwierigere Kollimierung (innere Ausrichtung der optischen Elemente) und die systeminhärente Bildverzerrung (gebogene Linien bei Verwendung eines Spalts), weil prinzipiell etwas außerhalb der optischen Achse gearbeitet wird.
Ein wichtiges Charakteristikum eines Spektrographen ist seine Dispersion und die damit eng verbundene Auflösung. Je weiter sich der eingangs erwähnte gedachte Fächer öffnen lässt, desto höher ist die Dispersion und desto höher die Auflösung R. Desto mehr Einzelheiten lassen sich im Spektrum erkennen. Diese Auflösung ist beim Staranalyser noch gering. Dafür hat man aber das komplette Spektrum im sichtbaren Licht ("optischer Bereich") auf dem Detektor. Wird durch höhere Dispersion der Lichtfächer so weit geöffnet, dass er teilweise am Detektor vorbei fällt, erwischt man nur einen Ausschnitt des Spektrums des sichtbaren Lichts auf dem Detektor, allerdings höher aufgelöst und mehr Einzelheiten zeigend (sozusagen vergrößert). Hier zeichnet sich schon ein wesentliches Kriterium ab: Die gewünschte Dispersion hängt vom Beobachtungsziel ab. Was will man eigentlich messen? Das komplette Objektspektrum überblicken (in geringer Auflösung, R < 1000) und den Stern klassifizieren oder das Profil einzelner Spektrallinien studieren (hohe Auflösung R > 10.000) oder sogar die Hyperfeinstruktur von Linien untersuchen (sehr hohe Auflösung R > 200.000)? Davon hängt die Konstruktion des für die Meßaufgabe richtigen Spektrographen ab. Man muß sich erst einmal Ziele setzen, bevor man einen Spektrographen konstruiert und baut oder alternativ kauft. Und er muß an das vorhandene Teleskop angepaßt sein (Öffnungsverhältnis) !!!!

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