Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
Das zuerst 1897 von CHARLES FABRY (1867-1945) und ALFRED PEROT (1863-1925) vorgeschlagene
Spektrometer besteht aus zwei fast (oder genau) planparallelen Glasplatten mit einem dünnen Luftspalt
der Dicke d dazwischen. Diese Glasplatten sind auf den gegenüberliegenden Seiten schwach versilbert
und zwar gerade so stark, daß noch ein kleiner Teil des schräg einfallenden Lichts durch die beiden
Platten hindurchgeht, der überwiegende Anteil aber zwischen den Platten hin- und her reflektiert wird
bis es schließlich doch noch austritt. Durch diese Reflektionen entstehen Gangunterschiede zwischen
den Teilstrahlen die wiederum zur Interferenz der Teilstrahlenbündel führen. Da sich die meisten
Wellenlängen dabei durch destruktive Interferenz auslöschen, wird nur Licht in einem sehr
schmalbandigen Wellenlängenbereich hindurch gelassen, der wiederum vom Plattenabstand d abhängt.
Projiziert man mit einer Optik die austretenden Strahlenbündel auf einen Schirm (oder Fotoplatte),
dann erkennt man dort ringförmige und z.T. sehr scharfe Interferenzbilder. Jeder Ring entspricht dabei
einer bestimmten Beugungsordnung m.
Ein Interferenzfilter arbeitet ähnlich. Auf eine planparallele Glasplatte werden eine dünne
Metallschicht, darüber eine Schicht aus einem transparenten dielektrischen Material und darüber eine
weitere Metallschicht aufgebracht (z.B. durch Bedampfen im Vakuum). Diese Schichten werden i.d.R.
durch eine weitere Glasplatte vor Umwelteinflüssen geschützt. Das dielektrische Material entspricht im
Fabry-Perot-Interferometer dem Luftspalt und wird durch die Schichtdicke d und den Brechungsindex
n charakterisiert. Beim senkrechten Lichteinfall gilt für den Gangunterschied zweier Strahlen 2nd und
konstruktive Interferenz tritt unter folgender Bedingung auf:
2 n d = mλ m=1,2,3, ...
Die Wellenlänge für das m-te Maximum ist also
2 n d
λm
=
m
und der Abstand zwischen zwei Maxima
λ
λ
λ
∆ m = m − m+
1
2 n d
=
m ( m + 1)
.
Da es bei einem Interferenzfilter darauf ankommt, die Durchlaßfähigkeit bei einer bestimmten
Wellenlänge λ m – z.B. für die Wasserstoffemission H α bei 656.3 nm – zu maximieren, muß man für
einen möglichst großen Abstand der benachbarten Maxima λ m±
1 sorgen. Das läßt sich technisch für
kleine m und kleine Schichtdicken d (in der Größenordnung der gewünschten Wellenlänge) erreichen.
Die Halbwertsbreite des Interferenzmaximums hängt dagegen stark von der Reflektionsfähigkeit der
die dielektrische Schicht einschließenden Metallschichten ab. Maxima, die weiter von λ m entfernt
sind, können durch nachgeordnete Breitbandfilter (z.B. in Form des entsprechend eingefärbten
Trägerglases) blockiert werden.
Für schmalbandige Interferenzfilter gibt es vielfältige Einsatzmöglichkeiten in der beobachtenden
Astronomie. Bei der Sonnenbeobachtung – insbesondere der der Protuberanzen – haben enge Hα -