Sternspektroskopie: Herbstkurs / Bergisches Schultechnikum BeST


von Bernd Koch und Michael Winkhaus

Die erste Herbstferienwoche in Nordrhein-Westfalen ist seit 2010 traditionell für (Stern-) Spektroskopiker – und jene, die es werden wollen – reserviert. Wir schätzen immer sehr die bunte Mischung aus jungen und älteren Teilnehmern, vom neugierigen Einsteiger oder jungen Schüler bis zum gestandenen Amateurspektroskopiker. Unsere Teilnehmer waren diesmal zum Teil weit gereist und kamen aus allen Himmelsrichtungen Deutschlands;  zwei kamen aus dem Salzkammergut in Österreich.

Programm des Herbstkurses Sternspektroskopie 2019:

https://www.schuelerlabor-astronomie.de/wp-content/uploads/2018/11/Wochenkurs-Sternspektroskopie-Herbst-2019.pdf

Teilnehmer des Herbstkurses Sternspektroskopie 2018 am Carl-Fuhlrott-Gymnasium, Wuppertal
Die Gruppe des Herbstkurses Sternsspektroskopie 2018 mit dem DADOS-Spaltspektrografen. Im Hintergrund sind die aufgebauten Hauptteleskope zu sehen, sechs Celestron 11 Edge HD-Teleskope auf Astro-Physics 900GTO-Montierungen, jeweils mit einem DADOS bestückt. Leitung des DADOS-Wokshops: Bernd Koch (4.v.r). Foto: Ernst Pollmann

Alternativ zum Wochenkurs im Herbst, der sich über fünf Tage erstreckt, bieten wir im Rahmen des Bergischen Schultechnikums (BeST) Spektroskopieschulungen an: Theorie- und Laborteil (zwei Tage mit Michael Winkhaus) und Sonnenspektroskopie (ein Tag mit Bernd Koch). Diese Veranstaltung findet in der Regel im Zeitraum Anfang November bis Anfang Dezember statt. Aus diesem BeST-Kurs stammt der folgende Bericht zum Theorie- und Laborteil von Michael Winkhaus.

Theorie- und Laborteil des Kurses zur (Stern-)Spektroskopie – mit Michael Winkhaus

Michael Winkhaus gibt den Teilnehmern in einem zweitägigen Kurs (ca. 18 Stunden) zunächst eine umfassende Einführung in die Spektroskopie, wobei die wichtigsten physikalischen Erkenntnisse und Zusammenhänge genauso betont werden wie die ersten eigenen Schritte, mit einfach zu bedienenden Spektrografen Spektren von diversen Lichtquellen selber aufzunehmen. Diese ersten Kenntnisse und Laborerfahrungen sind dringend notwendig, damit alle Teilnehmer später den technischen Umgang mit dem DADOS-Spektrografen zur Aufnahme eigener Sonnen- und Sternspektren auch verstehen.

1. Teil: Was ist Licht?

Woraus besteht Licht? Diese einfach klingende Frage haben die Physiker in den letzten Jahrhunderten immer wieder beschäftigt. Ausgehend von der Teilchenhypothese von Isaac Newton und der Wellenhypothese von Christian Huygens schien das Doppelspalt-Experiment die Frage zu entscheiden. Zu klar deutete das Ergebnis in Form eines Interferenzmusters auf die Wellennatur des Lichtes hin. Irritierend für die Physiker war am Ende des 19. Jahrhunderts zum Beispiel die Eigenschaft von geschmolzenem Stahl, dessen Wärme-Energie sich in Licht verwandelt – der heiße Stahl glüht. Je heißer er wird, desto mehr Licht gibt er ab, zunächst leuchtet er rötlich (langwelliges Licht), mit zunehmender Temperatur wird die Farbe bläulicher (kurzwellig). Ein solches Verhalten steht im Widerspruch mit der Wellenlehre, bei der sich die Energie in der Amplitude (also in der Lichthelligkeit) zeigen sollte, und nicht in der Farbe. Auch wenn man dieses Verhalten akzeptiert, müsste ja nun mit zunehmender Hitze der Stahl eigentlich noch kurzwelligeres Licht abstrahlen, also UV-Licht, das aber unsichtbar ist. Damit müsste der Stahl unsichtbar werden. Wird er aber nicht.

Solche Widersprüche ließen dem Münchener Physiker Max Planck keine Ruhe. Sein Lehrer hatte ihm zwar vom Physikstudium abgeraten („In der Physik kannst du nichts werden – die Physiker wissen schon alles. Da kannst du nichts Neues mehr entdecken.“), aber Planck ignorierte diesen Rat. So fand er schließlich nach vielen Monaten eine Lösung, indem er einen überall gültigen Wert (eine Naturkonstante) erfand: Ein „Wirkungsquantum“, mit dem man das genaue Verhältnis von Energie und Frequenz eines Lichtteilchens beschreiben kann. Licht – und jede andere Form der elektromagnetischen Strahlung – besitzt also zugleich die Eigenschaften von Wellen und Teilchen. Max Planck hat damit die Quantenphysik ins Leben gerufen, wofür er 1918 den Nobelpreis bekam. Albert Einstein nahm die Deutung von Max Planck auf und interpretierte mit diesem Wirkungsquantum des Lichts das überraschende Ergebnis des Photoeffekts (also das Herausschlagen von Elektronen aus einem Metall durch Licht), das ebenso nahelegt, dass die Energie des Lichts in der Frequenz und NICHT in der Amplitude liegt (Einstein bekam dafür ebenso den Nobelpreis).

Auf den Spuren dieser Physiker sind wir im ersten Teil unseres Kurses, führen die Experimente durch, die zur modernen Vorstellung des Lichtes führen und vollziehen nach, welche schwierigen Vorstellungen die Quantenphysik vom Licht (QED) den Wissenschaftlern abverlangt. „Wer die Quantenphysik versteht, hat sie nicht verstanden.“, sagte einmal der US-amerikanische Physiker Richard Feynman, ebenso ein Nobelpreisträger.

2. Teil: Wie zerlegt man das Licht in seine spektralen Bestandteile?

Es gibt im Wesentlichen zwei Apparate, mit denen man das Licht in seine spektralen Bestandteile zerlegen kann: Ein Prisma und ein Gitter. Wir wollen verstehen, wie diese Apparate funktionieren und was man beim Bau eines Spektrografen berücksichtigen muss und lernen die Vorteile eines Spaltspektrografen kennen. Natürlich werden auch verschiedene Spektralapparate vorgeführt und ausgehändigt. Die Teilnehmer können sich dann einen eigenen Spektrografen bauen, z.B. einen Handyspektrografen, den man vor die Kamera seines Smartphones befestigen kann. Mit der Kamera-APP auf dem Smartphone kann man dann schnell seine eigenen Spektren auch fotografieren. Hier drei Beispiele von Spektren, die mit dem Handy-Spektrometer aufgenommen wurden.

Die Teilnehmer lernen aktuelle Anwendungen der Prismen- und Gitterspektroskopie kennen, z.B. das 3D-Chromadepht-Verfahren, mit dem der 3D-Eindruck nur über die Farbwahrnehmung läuft: Rot gerät in den Vordergrund und Blau in den Hintergrund – „räumlich“ dazwischen liegen die anderen Spektralfarben. Mit dieser Technik werden zur Zeit u.a. die Schwarzlicht-Indoor-Minigolfplätze betrieben, die in den letzten Jahren in vielen Städten aufgebaut wurden. Als Anwendung der Gitterspektroskopie erleben die Teilnehmer das Holospec-Verfahren, bei dem man durch eine Brille auf spektroskopische Weise einen Lichtpunkt in schönste Muster verwandeln kann.

3. Teil: Beobachtung und eigene Aufnahmen von Spektren diverser Lichtquellen

Nun wird es Zeit, dass die Kursteilnehmer mit den ausgehändigten Spektrografen auf Entdeckungstour im und außerhalb des Schulgebäudes gehen. Sie entdecken, dass Glühbirnen und Halogenlampen kontinuierliche Spektren besitzen, wogegen Leuchtstoffröhren und Energiesparlampen Emissionslinienspektren zeigen. Eine dritte Art entdeckt man bei Betrachtung der Sonne: Hier erkennen die Teilnehmer dunkle Linien (die sog. Fraunhoferlinien) im kontinuierlichen Spektrum. Eine besondere Art von Spektrum sieht man bei LEDs, in deren Spektrum man bei genauer Betrachtung nur die Farben RGB (rot, grün, blau) sieht, wobei sich in den Überlappungsbereichen entsprechend die Farben der additiven Farbmischung ergeben (ROT-gelb-GRÜN-cyan-BLAU).

So sieht man mit einer spaltlosen Spektralbrille die Spektren der Leuchtstoffröhren im Unterrichtsraum

Nach diesen ersten eigenen Eindrücken von Lichtquellen, die uns in unserer Umgebung begegnen, wird den Teilnehmern der Spectral-Explorer (entwickelt von Lukas Hoyer) ausgehändigt und die Bedienung erläutert. Mit diesem USB-Spaltspektrometer sollen die Teilnehmer nun eigene Spektren wellenlängenkalibriert aufnehmen, wobei die folgenden konkreten Aufgaben erteilt werden:

  1. Aufnahme von Spektren diverser Lampen (Energiesparlampe mit Entdeckung der Verwendung von Quecksilber und Seltenen Erden; Glüh- und Halogenlampe, LED mit Farbwechselfunktion)
  2. Aufnahme von Emissionslinienspektren diverses Gasentladungsröhren
  3. Aufnahme von Spektren von Salzen, die in einer Flamme verbrennen (Flammenspektroskopie)

Die Ergebnisse der Teilnehmer werden zentral gesammelt und allen zur Verfügung gestellt.

Aufnahme von Spektren diverser Lampen mit dem Spectral-Explorer
Aufnahme der Spektren von Gasentladungsröhren
Flammenspektroskopie von Salzen mit dem Spectra-Explorer

Am Schülerlabor Astronomie haben wir den Spectral-Explorer als Schülerübungsgerät in Kursstärke zur Verfügung, so dass alle Teilnehmer eigene Spektren aufnehmen können. Hier ein paar Ergebnisse:

Aufnahme des Spektrums der Energiesparlampe R50 (9W) von Megaman. Man erkennt Linien von Hg, Tb und Eu
Spektren der Luminea-LED mit Farbwechsel,
man erkennt sehr schön das Prinzip der additiven Farbmischung (RGB)
Aufnahme des Spektrums einer Neon-Gasentladungsröhre
Aufnahme des Spektrums von NaCl (Kochsalz) bei der Flammenspektroskopie

Mit dem Leybold-Spektrographen (hergestellt von der Fa. Ocean Optics) betrachten die Teilnehmer dann zusätzlich noch gemeinsam „live“ das Sonnenspektrum und bestimmen mit dem Wienschen Verschiebungsgesetz die Oberflächentemperatur auf der Sonne.

Mit dem USB-Spektrometer der Fa. Ocean optics (Vertrieb: Leybold) kann das Sonnenspektrum „live“ gezeigt werden.

4. Teil: Ausflug in die Atomphysik. Verständnis des Zustandekommens der verschiedenen Spektrenarten

Um das Zustandekommen der beobachteten drei verschiedenen Spektrenarten zu verstehen, müssen sich die Teilnehmer des Kurses mit der Atomphysik beschäftigen, weil das Licht in unserer Umgebung durch den Energieverlust von Elektronen entsteht. Weil nun die Elektronen z.B. in den Gasen der Spektralröhren in den Gasatomen gebunden sind, braucht man für das Verständnis der Spektren eine Vorstellung von der Struktur des Atoms. Hier soll der Erkenntnisweg in Form von Stichworten aufgezeigt werden:

Doppelspaltexperiment für Elektronen (zeigt ebenso ein Interferenzmuster) ->> Elektronen (bisher als Teilchen bezeichnet) haben offensichtlich auch Welleneigenschaften ->> Idee von de Broglie: Elektronen sind daher auch Quantenobjekte und gehorchen den Formeln aus der QED  ->> Elektronen wird also eine Wellenlänge zugeordnet (Materiewellenlänge) ->> für einen stabilen Zustand im Atom muss sich nun das Elektron auf einer Kreisbahn um den Kern befinden, deren Umfang ein ganzzahliges Vielfaches dieser Materiewellenlänge ist  ->> Quantenbedingungen für das Elektron im Wasserstoffatom, Bohrsches Atommodell ->> Berechnung der Energieniveaus im Wasserstoffatom möglich ->> Berechnung der Wellenlänge der Photonen, die aus dem angeregten H-Atom durch Energieverlust der Hüllenelektronen entstehen ->> Verständnis des Wasserstoffspektrums  ->> Übertragung dieses Prinzips auf andere Atome

Zum Schluss dieses Abschnitts wagen wir noch einen Ausblick auf das Zustandekommen der typischen Strukturen in einem Molekülspektrum, die durch die Aufspaltung der atomaren Niveaus durch die Schwingungsmoden der beteiligten Atome im Molekül zustande kommen. Dieses Verhalten wird experimentell am Beispiel des zweiatomigen Jodmoleküls J2 gezeigt, deren Anregung durch grünes Laserlicht geschieht.

Spektrum des zweiatomigen Jodgases (J2), aufgenommen mit dem Leybold-Spektrografen

5. Teil: Einführung in die Sternspektroskopie: zweidimensionale Spektralklassifikation und HRD

Im letzten Teil des Theoriekurses beschreiten wir den historischen Weg von den Anfängen der Spektralklassifikation am Harvard-Observatorium durch den „Harem“ von Edward Charles Pickering. Er beschäftigte viele Frauen, darunter Anni Jump Cannon, Williamina Fleming, Henrietta Swan Leavitt und Antonia Maury. Diesem Damenteam gelang die Einordnung der Sterne in die Spektralklassen O, B, A, F, G, K und M („Oh, Be A Fine Girl – Kiss Me!“) und führten auch eine weitere Unterteilung dieser Klassen von 0 bis 9 ein. Mehr als 400.000 Sterne wurden am Harvard-Observatorium auf diese Weise klassifiziert. Es zeigte sich, dass die Sterne auf diese Weise nach ihrer Oberflächentemperatur angeordnet sind, wobei O-Sterne die höchsten Temperaturen, M-Sterne dagegen die geringste Temperatur aufweisen.

Bei gleichem Spektraltyp, also gleicher chemischer Zusammensetzung und Temperatur, unterscheiden sich die Sterne allerdings noch durch weitere physikalische Parameter wie Masse und Sternradius. Besonders der Radius und damit die Oberfläche bestimmt, wieviel Energie pro Einheitsfläche vom Stern abgestrahlt wird und legt damit die Leuchtkraft des Sterns fest. Sterne unterschiedlicher Leuchtkraft, zum Beispiel Riesensterne und Hauptreihensterne, weisen jedoch bei ansonsten gleichem Spektraltyp charakteristische Unterschiede in ihren Spektren auf. Aus ihnen wird die Leuchtkraftklasse bestimmt, die ein weiteres Kriterium zur Einteilung der Sterne ist. Die Sonne besitzt beispielsweise Harvard-Spektraltyp und Leuchtkraftklasse G2V.

Aus der Harvard-Sequenz und der Leuchtkraftklasse wurde 1943 von W.W. Morgan, P.C. Keenan und E. Kellmann die MK-Klassifikation entwickelt. Mit Hilfe von Standardsternen, die in Sternkatalogen zusammengefasst sind, lassen sich etwa 90 % aller Sterne durch Angabe von Spektraltyp und Leuchtkraftklasse klassifizieren. Die übrigen Sternspektren weisen Besonderheiten auf, z.B. besonders diffuse Spektrallinien, Emissionslinien, Variabilitäten in der Linienstärke, oder bestehen aus den zusammengesetzten Spektren nicht getrennter Doppelsterne (sog. spektroskopische Doppelsterne). Sie werden durch das Anfügen kleiner Buchstaben an den Spektraltyp gekennzeichnet.

Trägt man die Sterne nun anhand dieser beiden Klassifikationsmerkmale in ein zweidimensionales Koordinatensystem ein (x-Achse: Harvard-Spektraltyp; y-Achse: Leuchtkraftklasse), sieht man einige ganz typische Bereiche, die man letztlich den Entwicklungszuständen in einem Sternenleben zuordnet.

Die Konzentration der Sterne auf die verschiedenen Bereiche lässt sich nämlich aus der Theorie der Sternentwicklung erklären. Die Entwicklungszustände der Sterne sind voneinander mehr oder weniger klar abgegrenzt und finden sich an ganz bestimmten Stellen des HRD wieder. Im Laufe der Zeit ändern sich die beiden Zustandsgrößen der Effektivtemperatur und der Leuchtkraft eines Sterns in Abhängigkeit von den nuklearen Vorgängen in seinem Inneren, so dass jeder Stern einen gewissen Entwicklungsweg durch das HRD durchläuft. Dies geschieht mit unterschiedlicher Geschwindigkeit. Entwicklungszustände, die lange Zeit anhalten, sind dementsprechend häufiger zu beobachten (z. B. in der Hauptreihe) als schnelle, nur kurz anhaltende Entwicklungsstufen (z. B. im Bereich der Hertzsprung-Lücke). Jenseits von Effektivtemperaturen von etwa 3000–5000 Kelvin finden sich im HRD keine Sterne mehr, weil hier der Bereich der Protosterne liegt, welche eine sehr hohe Entwicklungsgeschwindigkeit haben. Diese nahezu senkrecht verlaufende „Linie“ wird Hayashi-Linie genannt. Da der Spektraltyp grob mit der Temperatur des Sterns zusammenhängt, kann das HRD als Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm angesehen werden. Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (kurz: HRD) zeigt also grob die Entwicklungsverteilung der Sterne. Es wurde 1913 von Henry Norris Russell entwickelt und baut auf Arbeiten von Ejnar Hertzsprung auf. Die Interpretation des HRD ist ein ganz wichtiger Baustein zum Verständnis der Sterne im 20. Jahrhundert. Hier endet unser Kurs.

Quelle: https://de.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung-Russell-Diagramm#/media/File:HR-sparse-de.svg

Nach dem Ende des Kursteils wurden die ersten beiden Abende genutzt, die Teleskope aufzubauen, um erste Beobachtungen damit durchzuführen.

DADOS-Workshop mit Energiesparlampe und Tageslichtspektrum – mit Bernd Koch

Bernd Koch leitet den DADOS-Workshop an den beiden folgenden Tagen Mittwoch und Donnerstag. Zunächst wurde eine Energiesparlampe (ESL) mit dem DADOS und dem 200-Linien-Gitter untersucht. Neben den schmalen Linien des Quecksilberdampfes sind breite Molekülbanden von Verbindungen Seltener Erden erkennbar. Obwohl das verwendete Gitter nur 13A auflöst, kann diese ESL sehr gut für die Kalibrierung von Übersichtsspektren, beispielsweise zu Spektralklassifikation, verwendet werden.

Der Erstkontakt: Spektren farbig aufnehmen mit einer (modifizierten) DSLR-Kamera

Für die Aufnahme der folgenden Spektren wurde eine modifizierte Canon EOS 450D eingesetzt. Diese mit dem Baader ACF-Filter ausgestattete Kamera wird am CFG normalerweise nur für die Astrofotografie verwendet, weil die die Transmission bei H-alpha bis auf ca. 98% erhöht ist. Wegen der steilen Kante bei ca. 400nm werden allerdings die Kalzium Ca II H und K Linien nur sehr schwach abgebildet.

Spektrum der ESL Ormalight (Megaman)
Spektrum der ESL Ormalight (entspricht auch Megaman) von ca. 400nm bis 700nm. Der obere Spalt ist 35 Mikron, der mittlere 25 Mikron und der untere 50 Mikron breit.
Aufnahmeanordnung für Spektren der ESL Ormalight (Megaman) mit der CANON EOS 450D. Verwendet wurde das Gitte 200 L/mm mit 13A spektraler Auflösung. Nutzbarerer Spektralbereich: 395nm bis 700nm
Aufnahmeanordnung für Spektren der ESL Ormalight (Megaman) mit der CANON EOS 450D. Verwendet wurde das Gitter 200 L/mm mit 13A spektraler Auflösung. Nutzbarer Spektralbereich: 395nm bis 700nm. Foto der Arbeitsgruppe Jannick Haide und Klaus Ammann.

Hinweis: Für die Spektralklassifikation (390nm …. 700nm) ist dieses modifizierte Modell weniger gut geeignet. Uns dient es im wesentlichen dazu, den Einstieg in die Spektroskopie zu ermöglichen; weniger dazu, auswertbare Sonnen- oder Sternspektren zu erzielen. Dafür ist eine gute monochrome CCD-Kamera, wie die STF-8300M, sehr viel besser geeignet.

Hier nun ein Tageslichtspektrum mit dieser genannten Anordnung, welches in Bezug auf die Fraunhoferlinien dem Sonnenspektrum gleicht.

Tageslichtspektrum mit DADOS 200 Linien/mm und ACF-modifizierter Canon EOS450D.

Spektren werden in Bezug auf Ihre Lage immer so ausgerichtet, dass der blaue Bereich links und der rote Bereich rechts angesiedelt ist. Außerdem sollte man auf eine möglichst exakte horizontale Ausrichtung achten.

Professionell auswertbare Spektren mit einer monochromen CCD-Kamera aufnehmen

Hinweis: Achten Sie darauf, dass Ihre monochrome Kamera einen Sensor mit mindestens 13mm Breite aufweist (besser 18mm), damit Sie mit dem Gitter 200 L/mm das Spektrum zwischen 360nm und 900 nm vollständig aufnehmen können.

DADOS mit CCD-Kamera STF-8300M (rot) zur Spektrengewinnung und einem Videomodul (blau) zum Guiding auf Sterne, Planeten, Mond, etc. Eine Selbstbau-Referenzlampe (links) mit einer ESL dient hier als Lichtquelle. Foto der Arbeitsgruppe Jannick Haide und Klaus Ammann.

Als erstes wird wieder das Spektrum der ESL aufgenommen. Die Lampe ist so hell – deutlich heller als das folgende Tageslichtspektrum – dass man die ESL auch zum Einstellen des gewünschten Spektralbereichs und zum Fokussieren nehmen kann.

ESL Ormalight (Megaman) mit monochromer STF 8300M. Spektrum vom Maks Shokarimov

Ein Tageslichtspektrum mit dieser Anordnung:
Dieses Tageslichtspektrum (Blau links und Rot rechts), zudem absolut horizontal ausgerichtet, ist optimal vorbereitet für die nun folgende Kalibrierung mit der Software BASS.

Tageslichtspektrum mit DADOS 200 L/mm und STF-8300M CCD-Kamera. Dargestellt ist nur das mittlere Spektrum mit höchster Auflösung. Spektrum: Wolfgang Gauger, Hermann Klein und Klaus-Dieter Finke
Tageslichtspektrum mit DADOS 200 L/mm und STF-8300M CCD-Kamera. Dargestellt ist nur das mittlere Spektrum mit höchster Auflösung. Spektrum: Wolfgang Gauger, Hermann Klein und Klaus-Dieter Finke

Kalibrierung des Sonnenspektrums mit der Software BASS

https://uk.groups.yahoo.com/neo/groups/astrobodger/info

Jede Arbeitsgruppe kalibrierte das selbst aufgenommene, monochrome Sonnenspektrum gemäß dem Tutorial Kalibrierung Sonnenspektrum 200L 2017-11-21.

Kalibrierung eines 200 L/mm DADOS Sonnenspektrums (Tageslichtspektrum) anhand bekannter Fraunhoferlinien Wellenlängenkalibrierung – Normierung – Flusskalibrierung

Nach der internen Wellenlängenkalibrierung anhand der Ruhewellenlängen ausgewählter Fraunhoferlinien erfolgte die Flusskalibrierung. Als Referenzspektrum wurde ein flusskalibriertes G2V-Spektrum eines Sterns der MILES-Datenbank gewählt, die in BASS eingebunden ist. Die folgenden Ergebnisse zeigen sehr schön die Variation von Bearbeiter zu Bearbeiter. Flusskalibrierung und spätere Normierung ist ein höchst subjektiver Vorgang, so dass Unterschiede zwangsläufig auftreten.

Flusskalibrierte Sonnenspektren der Workshop-Teilnehmer:

Normierte Sonnenspektren der Workshop-Teilnehmer:

Kalibrierung des Spektrums des Sterns Wega (A0 V), DADOS 200 Linien/mm

DADOS mit Guidingkamera TIS DMK41 am Celestron 11 EdgeHD. Foto: Bernd Koch

Jede Arbeitsgruppe kalibrierte das selbst aufgenommene, monochrome Wegaspektrum intern anhand der Ruhewellenlängen der Balmerserie:

Spektrum des Sterns Wega. DADOS 200 Linien/mm, STF 8300M, Celestron 11 EdgeHD, Belichtung 60s Belichtung in dichten Wolken. Spektrum: Udo Dumböck und Klaus Pührer

Normierte Wegaspektren der Kursteilnehmer:

Kalibrierung des Spektrums des Sterns Wega (A0 V), DADOS 900 Linien/m, NeXeAr-Plasma-röhre

Die Kalibrierung des Wegaspektrums mit Hilfe der NeXeAr Plasmatube von Conrad Electronic (im Handel nicht mehr erhältlich) wurde vom Kursleiter Bernd Koch demonstriert. Hierzu wurde kurz nach dem Wegaspektrum das Referenzspektrum separat aufgenommen.  Zur Verdeutlichung werden hier beide Spektren übereinander gelegt. Die Kalibrierung erfolgt jedoch an den separat aufgenommenen Spektren:

Für die Kalibrierung des Spektrums des Sterns Wega (A0 V), DADOS 900 Linien/mm, wurde eine externe Referenzlampe verwendet. Foto: Bernd Koch 


Amateur-Forschungsprojekte – mit Ernst Pollmann

Ernst Pollmann

Ernst Pollmann stellt am fünften Tag des Wochenkurses höchst interessante Sterne vor, die sich für Amateur-Forschungsprojekte im mittleren und höheren  Auflösungsbereich eignen: VV Cephei, gamma Cassiopeiae und zeta Tauri. Insbesondere die Ende 2018 noch laufende Bedeckung des blauen B-Sterns durch seinen ausgedehnten Begleiter hat die Kursteilnehmer zu intensiven Diskussionen hinsichtlich des Ursprungs der Variation des H-alpha EW-Werts angeregt.