Bilder vom Aufbau der Jugendsternwarte in Weisbach

 

Sternwarten-Info

 

SWR4 - Reportage

zur Planung einer Sternwarte

31. August 2012

 

SWR4 - Reportage

zum Betrieb der Sternwarte

August 2015

 

Stern-

gucker

Binau

 

Am 3. August

 fotografierte die

Teleobjektiv-Kamera

 der Raumsonde

 Rosetta dieses

 faszinierende Bild

vom Kometen

 67P/Tschurjumow-

Gerasimenko.

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Sonneneruption.JPG (4714 Byte)

Sonneneruption

21. Oktober 2013

 

Moose überleben Klimakatastrophen.

Seit mehr als 400 Millionen Jahren wachsen Moose auf der Erde. In dieser Zeit haben sie viele Klimakatastrophen überstanden.

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  Was passiert, wenn Bienen in einem ihnen 2013 unbekannten Gelände ausgesetzt werden? 

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Broschüre des BMELV informiert: "Bienen – unverzichtbar für Natur und Erzeugung". 

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Mit Training im Kinderhirn die Lesefähigkeit aufbauen.

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Willkommen bei Julagu
 

Spektroskopie

 update:   10-Jul-19 14:49

 

Nachfolgend stellen wir eigene Entwicklungen vor:

Übersicht

Kleinspektrograph

Littrow mittlerer Auflösung

Littrow hoher Auflösung

Echellespektrograph

Halbspalt zur Spektroskopie

 

Übersicht: Unsere Spektroskope sind allesamt im Eigenbau entworfen und mit

"Bordmitteln" gefertigt worden.

Die erste Version verwendet ein Transmissionsgitter mit 600 Linien / Millimeter

und funktioniert in Form einer Okularprojektion. Die dabei entstehende geringe

Nichtlinearität ist leicht durch ein kubisches Polynom zu korrigieren. Solche

Korrekturen liefern frei verfügbare Programme wie VisualSpec und Iris, die

über's Internet erhältlich sind.

Drei weitere Spektroskope haben Reflektionsgitter mit 600, 1200 und 2400

Linien/mm. Höhere Auflösungen erreichen wir mit der Littrow-Anordnung.

Bis auf die Echelle-Version sind alle Instrumente sind mit motorisierten Gitter-

steuerungen ausgerüstet, womit eine berührungsfreie Bedienung erreicht wird

und mechanische Störungen infolge manueller Einstellung vermieden werden. 

Vorwärts-Rückwärts-Zähler mit Ziffernanzeige erleichtern die spektrale Justage.

Die eingefügten Spektren wurden mit selbstgefertigten Spalten einer Breite

von 25 µm gewonnen.


Der Kleinspektrograph liefert Übersichtsspektren niedriger Auflösung (ca. 800).


Mit dem Littrow mittlerer Auflösung (ca. 25000) haben wir zunächst versucht, Unter-

schiede zwischen den Spektren der ungestörten Photosphäre und Sonnenflecken darzu-

stellen. Bei mittlerer Auflösung wurde das von Christian Buil schon gezeigt und über-

zeugend demonstriert. 

Wir ergriffen 2017 die Gelegenheit, den großen Flecken Nr. 12670 am 7. August

zu untersuchen. Nachfolgend sieht man den Flecken auf w3.solarmonitor.org

 

und auf den Desktop ein Spektrum mit waagerechter Fleckenspur im oberen Drittel, 

sowie sein Guidingbild (negativ imaging) mit entsprechenden Nachführungskorekturen.

Nachfolgend eine exemplarische Zusammenstellung der Ergebnisse: einzelne identische 

Absorptionslinien in Photosphäre und Sonnenfleck zeigen unterschiedliche Intensitäten.

Oben die Originalaufnahme mit Fleckenspur, darunter die Absorptionsprofile von Photo-

sphäre und Fleck (Vspec-Software) mit den daraus synthetisierten Spektralbändern.

Anhebungen der Absorptionen sind durch graue Punkte markiert. Ganz unten befinden sich

Ausschnitte aus den hochaufgelösten Spektren von Wallace (Kitt Peak Observatory

in Arizona) und vermitteln einen Eindruck über Möglichkeiten und Grenzen mittlerer

 Auflösungen.

Derartige Analysen mit bescheidenen Auflösungen dienen lediglich Demonstrationszwecken.

Sind Sonnenflecken mit ihren radikalen Temperaturabsenkungen (um fast 2000 Grad) als

 K-Stern-Domänen zu betrachten, und welchen zusätzlichen Einfluß haben die (durch

Magnetfelder) völlig veränderten Strömungsverhältnisse sowie Temperaturgefälle in den

Flecken auf die Spektren

( Minnaert und Wanders 1932   Bruggencate und Klüber 1939   Stumpff 1961

Stankiewicz 1962   Kneer and Mattig 1978   Bellot Rubio et al.  2006    Kopf 2010 )?

  Zur Bearbeitung solcher Fragen ist Hochauflösung allerdings das absolute Gebot.


Die neueste Entwicklung ist ein Littrow hoher Auflösung (größer als 100.000) 

mittels zweifacher Gitterdispersion und langbrennweitigem Hohlspiegel.

 

 

Originalaufnahmen mit einer einfachen WebCam und sense-up Technologie.

Ausschnitt des Sonnenspektrums bei 6300 Angström mit einer spektralen Gegenüber-

stellung des westlichen und östlichen Randes am Sonnenäquator. Bei einer äquatorialen

Drehgeschwindigkeit von 2 km/s kommt es am Westrand zu einer geringfügigen Rot- und

am Ostrand zu einer Blauverschiebung der Absorptionslinien. Als Referenz dienen die

atmosphärischen Sauerstofflinien, deren Positionen unverändert bleiben. Ihnen gegenüber sind

die Eisenlinien am Westrand ins Rote und am Ostrand ins Blaue verschoben. Diese Verschie-

bung beträgt (um 6000 Angström) jeweils lediglich 0,04 Angström, was zu einem Versatz

von 0,08  Angström der Eisenlinien zwischen West und Ost führt. Dieser geringfügige

Unterschied läßt sich mit dem neuen Spektrographen eindrucksvoll demonstrieren.

Die Wellenlängenangaben sind der Second Revision of Rowland's Preliminary Table of

Solar Wavelengths Monograph 61 National Bureau of Standards 1966 entnommen.

Sonnenspektren in diversen Auflösungen gibt es hier.   


Echellespektrograph

Aktuelle Versuche konzentrieren sich auf einen gewichtsarmen und kompakten

Echelle-Spektrographen. Ein wesentliches Merkmal dieser Geräte ist die Arbeit in

hohen Gitterordnungen und der Verschwendung des meisten Lichtes, was bei klei-

neren Teleskopen der Amateure wegen sehr geringer Lichtausbeute problematisch

ist. Deshalb waren wir bislang dieser Spektroversion gegenüber zögerlich. Aus 

bautechnischem Grunde heraus reizte es uns aber nun doch, eine eigene Version zu

entwickeln. Als Querzerleger (Crossdisperser) wählten wir aus lichtausbeuterischem

 Grunde ein 60o-Prisma. Ein gewisser Nachteil ist zwar die 1/λ3 abhängige Stauchung

(Spreizung) im roten (blauen) Spektralbereich der prismatischen Dispersion,

die wir aber gerne akzeptieren.

Erste Ergebnisse zeigen die folgenden Aufnahmen von Laborlichtquellen.

Energiesparlampe                                                               Glühlampe

Durch die Verwendung einer Lochblende von ca 0,2 mm läßt die Auflösung noch zu wünschen

übrig. 

Entscheidende Verbesserung wird mit Einsatz eines Kurzspaltes (25x500 µm) erreicht.

Die spektrale Anordnung wurde so geändert, dass die grüne Linie im Zentrum steht.

Die Länge des Kurzspaltes ist noch zu groß und führt zu Überlappungen der Spektral-

streifen, was bei Verwendung eines Kurzspaltes von 25x125 µm lösbar wird.

Die Anfertigung solcher Spalte ist zwar nicht trivial, läßt sich aber mit Standlupen,

Rasierklingen und Schlitzblenden aus der Elektronenmikroskopie (www.plano-em.de)

bewerkstelligen. Damit "haben wir zunächst die Sonne ins Visier genommen".

ohne Filter                               IR-Filter                                  Blaufilter

Tageslichtspektrum des Morgenhimmels. Der verwendete Kamerachip ist unempfindlich

im Blauen. Links ohne Filter, mittig mit IR-Filter, rechts mit Blaufilter

 (Anhebung der Verstärkung, was teilweise zu Überstrahlungen führt).

Über charakteristischen Linien sind die verursachenden Elemente angegeben.

Richard Walker führte die Verwendung von Glimmstartern zur Kalibrierung der

Wellenlängenskalen ein, und die Spektren dieser Referenzleuchten sind mittlerweile

gründlich untersucht. Sie sind zunehmend beliebt, und deshalb haben wir getestet, ob

unser Echelle-Spektrograph für derart schwache Lichtquellen empfindlich genug ist.

Links sieht man den starken IR-Anteil eines Glimmstarters von Philips, der mit IR-Filtern

unterdrückbar ist (Mitte). Das Spektrum eines unbekannten Objektes (hier nur Tages-

licht) läßt sich durch Überlagerung mit der Referenz (rechts) wellenlängenmäßig bequem

 einschätzen.

Der Aufbau ist so ausgeführt, daß der Spiegelblock zur direkten Beobachtung von Objekt

und Spalt verfahren werden kann (oben rechts). Sind Objekt und Spalt auf Flucht, dann

wird zur  Spektroskopie der Spiegelschlitten in seine Ursprungsposition gebracht 

(oben links).

  

Praktische Realisierung: oben die Spektral-,  unten die Objektfindungsposition.

Strahlengänge sind grau eingezeichnet. Die Verschiebung des Spiegelblockes

ist natürlich zwecks berührungsfreier Bedienung motorisiert.

Halbspalt:

Wir verwenden einen Halbspalt aus Rasierklingen mit einem Abstand von ca. 25 µm.

Der Offenbereich dient zur Auffindung eines Objektes, das unter Sicht-

kontrolle zur Spektroskopie in den Kurz- oder Langspalt des unteren Bereiches

gesteuert werden kann. Der Kurzspalt von 60 µm Länge entsteht durch Über-

kleben des Rasierklingenspaltes mit einer Schlitzblende

( 60x2000 µm  https://www.plano-em.de ).  

Gegenwärtig verwenden wir die Abmessungen von 25x125 µm, um breitere

Spektralstreifen zu bekommen.


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Planetenwanderung

In den Sommermonaten bietet die Jugendsternwarte jeden Mittwochabend eine Planentenwanderung an

 

     

     

geogr. Länge:  9,06°

geogr. Breite: 49,26°

Höhe (NN)    : 550m