Sonnenteleskop und Umgang mit dem Spektrographen

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1 Versuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum Sonnenteleskop und Umgang mit dem Spektrographen Am ersten Tag am Schauinsland soll es darum gehen, sich mit dem Teleskop und besonders dem Spektrographen vertraut zu machen, so dass die eigentlichen Messungen zu den Versuchen Magnetfelder und Sonnenrotation zügig durchgeführt werden können. Alle Aufgaben bis auf die Letzte können ohne Sonnenlicht mit Hilfe der Spektrallampen durchgeführt werden. Aufgaben 1. Bestimmen Sie die Gitterkonstante des Spektrographen mit Hilfe bekannter Spektrallinien 2. Bestimmen Sie den optimalen Spektrographenfokus für verschiedene Wellenlängen mit Hilfe der Hartmann-Methode 3. Bestimmen Sie die lineare Dispersion und die Objektivbrennweite anhand der Na-D Linien 4. Messen Sie das Auflösungsvermögen des Spektrographen anhand des Linenprofils der Na-D Linien. Verifizieren Sie dies durch Untersuchung der Hyperfeinaufspaltung der Hg-Linien (beide Messungen mit den Spektrallampen durchführen). Vergleichen Sie das theoretische Auflösungsvermögen mit dem gemessenen. 5. Einstellung und Beobachtung einiger wichtiger solarer Spektrallinien. Wieso sind Das Turmteleskop Am Sonnenteleskop des Schauinslandobservatoriums wird ein Coelostatensystem zur vertikalen Einspiegelung des Sonnenlichtes in das feststehende Turmteleskop verwendet (Abb. 1). Ein Coelostat besteht aus zwei Spiegeln (Abb. 2), von denen der erste, C1, sich um eine Achse dreht, die parallel zur Erdrotationsachse liegt. Der Name leitet sich aus der Tatsache ab, dass das Bild des

2 2 Teleskop und Spektrograph Versuchsanleitung C1 Sonne Kuppel 2. Coelostatenspiegel Linse Äusserer Turm Innerer Turm, entkoppelt 8.5 m Zwischenabbildungssystem Spektrographenausgang Primärfokus Gitter Labor Spektrograph 45 Umlenkspiegel Spektrographenspalt 5 m Spektrographen obektiv 8 m Abbildung 1: Schematischer Aufbau des Turmteleskops auf dem Schauinsland Himmels in der Fokalebene im Laufe das Tages statisch ist (lat. coelum = Himmel). Der zweite Spiegel C2 muss einmal pro Tag so eingestellt werden, dass das Licht vom ersten senkrecht nach unten reflektiert wird. Er ist dazu in der Höhe verstellbar und um zwei Achsen drehbar gelagert. Der Stand des zweiten Spiegels hängt von der Deklination δ, dem Winkelabstand der Sonne zur Äquatorebene ab. Die Spiegelnormale von C1 liegt in der Äquatorebene (da Rotation um Polachse), also muss C2 nach dem Reflexionsgesetz Einfallswinkel = Ausfallswinkel die selbe Neigung zur Äquatorialebene wie C1, aber mit entgegengesetztem Vorzeichen haben. Das eigentliche Teleskop ist ein Refraktor mit einer Öffnung von 45 cm bei einer Brennweite von 13.5 m. Der Primärfokus liegt im Optiklabor, von wo aus eine weitere Abbildung auf dem Eintrittsspalt des Spektrographen erzeugt wird.

3 Versuchsanleitung Teleskop und Spektrograph 3 Himmelsnordpol Sonnenbahn Spiegel normale Neigung um 2 Achsen Rotations achse O Sonne δ C2 Höhe N Horizont 48 C1 W S Äquatorebene Abbildung 2: Aufbau und Funktionsweise eines Coelostaten Der Gitterspektrograph Bei dem Gitterspektrographen auf dem Schauinsland handelt es sich um einen Littrow- oder Autokollimationsspektrographen. Anstatt je einer separaten Kollimations- und Kamera-Linse, wie etwa bei einem Czerny-Turner Spektrogaphen, gibt es hier nur eine Linse, die beide Aufgaben übernimmt (Abb. 3). Das Beugungsgitter kann um die Vertikale gedreht werden. Das Autokollimationsobjektiv kann zur Fokuseinstellung parallel zur optischen Achse gefahren werden. Das vom Gitter erzeugte Spektrum wird an Umlenkspiegel 1 aus dem Spektrographen gelenkt und kann über ein Okular mit bloßem Auge betrachtet, oder auf eine CCD Kamera abgebildet werden. Bevor der Schauinslandspektrograph mit einer CCD Kamera als Detektor ausgestattet wurde, konnte das Spektrum über Spiegel 2 und den Sekundärspalt mit einem Photomultiplier elektronisch registriert werden. Grundlagen Konstruktive Interferenz der von jeder Gitterfurche reflekierten Kugelwellen tritt bei einem Reflexionsgitter in m-ter Ordnung dann auf, wenn der Gangunterschied zwischen einfallender und reflektierter Wellenfront gleich einem ganzzahligen Vielfachen der Wellenlänge λ ist. Dies führt

4 4 Teleskop und Spektrograph Versuchsanleitung Dreh winkel φ bewegliches Auto kollimationsobjektiv Umlenk spiegel 1 Primärspalt Beugungs gitter PM Sekundärspalt und Photomultiplier Umlenk spiegel 2 visuelle Beobachtung Anschluss CCD Abbildung 3: Schematischer Aufbau des Sonnenspektrographen auf dem Schauinsland. Aufriss von oben. auf die Gittergleichung g(sinφ E +sinφ A ) = mλ. (1) Hierbei sind φ E und φ A der Einfalls- und Ausfallsswinkel auf dem Gitter und g die Gitterkonstante des Gitters (Abstand zwischen zwei Gitterfurchen). Bei einem Spektrographen in Littrow- Anordnung ist φ E = φ A = φ, damit vereinfacht sich die Gittergleichung hier zu 2gsinφ = mλ. (2) Dispersion Differenziert man (1) nach der Wellenlänge (bei festem Einfallswinkel) erhält man die Winkeldispersion in der Form φ λ = m gcosφ A. (3) Mit der Brennweite f der Kollimatorlinse ergibt sich daraus die lineare Dispersion in der Fokalebene des Spektrographen. x λ = f φ λ = fm gcosφ A (4) Auflösungsvermögen Nach dem Rayleigh-Kriterium können mit einem Spektrometer zwei benachbarte Spektrallinien gerade dann noch voneinander getrennt werden, wenn das Beugungsmaximum der einen Linie mit

5 Versuchsanleitung Teleskop und Spektrograph 5 dem ersten Beugungsminimum der zweiten Linie zusammenfällt. Aus diesem minimalen Wellenlängenabstand λ errechnet sich das theoretische Auflösungsvermögen R eines Gitters mit Fragen zur Vorbereitung Durch was zeichnet sich ein guter Teleskopstandort aus? Vor- und Nachteile von Teleskopen mit Coelostaten? R = λ 0 = Nm. (5) λ Unterschiede, Vor- und Nachteile von Linsen- und Spiegelteleskopen? Durchmesser des Sonnenbildes bei einem Teleskop mit gegebener Brennweite? Wieso sind die Öffnungen von Sonnenteleskopen eher klein (im Vergleich mit Nachtteleskopen)? Skizzieren des Strahlengangs in einem Gitterspektrographen Was hat die Breite des Eintrittspaltes mit der spektralen Auflösung zu tun? Durchführung zu 1.: Mit bekannten Spektrallinien: Bei Sonnenschein können z.b. die Spektrallinien bei nm verwendet werden, bei Bewölkung die vorhandenen Spektrallampen (Natrium-Lampe, Hg-Dampf- Lampe). paralleles Licht von einem Punktobjekt D d intrafokal extrafokal Fokus Abbildung 4: Schemaskizze zur Methode der Fokusbestimmung nach Hartmann.

6 6 Teleskop und Spektrograph Versuchsanleitung zu 2.: Intrafokal erscheint das (unendliche) punktförmige Objekt doppelt (auch unscharf), ebenso extrafokal, jedoch wird hier oben und unten vertauscht. Man merkt diese Vertauschung, wenn man die nicht abgedeckten Flächen unterschiedlich wählt, dadurch werden die Bilder bei d unterschiedlich hell. Trägt man den Abstand d als Funktion der Position der Linse f(x) auf (man achte auf die Vorzeichendefinition), dann ergibt sich eine Gerade, die genau bei x = F durch den Nullpunkt geht. Es ist also der Abstand der Doppelbilder als Funktion der Ablesung der Objektivstellung intra- und extrafokal zu messen. Die lineare Ausgleichung ergibt dann die Objektivstellung für den optimalen Fokus. Zur Messung stelle man Spektrallampen (Na,Hg) vor den Spektrographenspalt und beleuchte diesen diffus. Die Spalthöhe wird auf 1 mm begrenzt, so dass man eine fast punktförmige Lichtquelle erhält. Das Objektiv wird vorsichtig mit einem schwarzen Kartonstück in der Mitte abgeklebt. Unter Zuhilfenahme eines Okulars mit Fadenkreuz wird bei jeder Objektivstellung der Abstand der Lichtpunkte des Doppelbildes gemessen und graphisch aufgetragen. Durchführung möglichst für 3 Wellenlängen Na (gelb), Hg(blau), Hg(grün). Als Anhaltspunkt, wie genau man einen Fokus bestimmen muß, dient die sogenannte Rayleighsche Unschärfe: f = 2 V 2 λ (6) Hier ist V das Öffnungsverhältnis (f/öffnung) und f ist die zulässige Fokusunschärfe. zu 3.: Ebenfalls mit Hilfe des Fadenokulars messe man den Abstand der beiden Na-D-Linien (0.6 nm) und bestimme daraus die lineare Dispersion. Dabei muß man die verwendete Ordnung wissen. Aus Formel (4) folgt die Brennweite des Objektivs. zu 4.: Eine der Natrium-D Linien soll bei unterschiedlichen Gitterordnungen mit der Kamera aufgenommen werden. Aus der Linienbreite (Halbwertsbreite) in Pixeln kann mit bekannter linearer Dispersion das λ und daraus die spektrale Auflösung berechnet werden. Die Messung soll bei verschiedenen Gitterordnungen durchgeführt werden und mit dem brechneten Auflösungsvermögen verglichen werden. Die Abmessungen des Schauinslandgitters betragen mm, der Pixelabstand beträgt bei der PCO 2000 Kamera 7.4 µm. zu 5.: Die Linien sollten jeweils in verschiedenen Ordnungen beobachtet werden. Einige wichtige Fraunhoferlinien: 1) von einfach ionisiertem Kalzium (Ca + ) H: nm K: nm 2) von neutralem Natrium (Na) D 1 : nm D 2 : nm

7 Versuchsanleitung Teleskop und Spektrograph 7 Abbildung 5: Aufspaltungsschema der beiden Quecksilberlinien (Angaben in må)

8 8 Teleskop und Spektrograph Versuchsanleitung 3) von neutralem Wasserstoff (H) aus der Balmer-Serie H α : nm H β : nm H γ : nm H δ : nm 4) von neutralem Eisen (Fe) Fe nm (g=0) Fe nm 5) von neutralem Magnesium (Mg) Mg nm Mg nm Mg nm Weitergehende Informationen und Literatur A. Bhatnagar and W. Livingston, Fundamentals of Solar Astronomy, World Scientific Publishing (2005) [Kapitel 2: Modern Solar Observatories, Kapitel 7: Solar Optical Instrumentation] P. Massey and M. Hanson, Astronomical Spectroscopy, Online (2011), org/abs/ v2 Online Spektralatlas der Sonne, Ephemeridenberechnung: Observatoire de Paris, bass2000.obspm.fr Handbuch der Physik, Band XXIX, Artikel von Stroke (S. 454 ff.), von Stroke (S. 609 ff.) und von Bahner (S. 300 ff.) Version: 28. Juli 2015 (C. Kiess), basierend auf (H.P. Doerr), (H.Wöhl), (C. Beck)