Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

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Toll! 36 Und jetzt führe ich vor, wie man ein Kaninchen herbeizaubert! HOKUSPOKUS!
10.000 Spektren in einem Schuss – Spektroskopie heute und morgen Reinhard Hanuschik Data Management and Operations Division, Europäische Südsternwarte, Karl- Schwarzschild-Str. 2, 85748 Garching b. München, www.eso.org Zusammenfassung In diesem Text werden die gegenwärtigen spektroskopischen Techniken und Instrumente der professionellen Astronomie vorgestellt, ebenso werden die zukünftigen Entwicklungen beleuchtet. 1. Spektroskopie am VLT Die Europäische Südsternwarte betreibt das Very Large Telescope (VLT) auf dem Cerro Paranal in Chile. Dort stehen vier 8.2m-Teleskope, die mit insgesamt 11 Instrumenten ausgestattet sind, viele davon Spektrographen oder Instrumente mit spektroskopischen Moden (Abb. 1). Alle Daten dieser Instrumente werden, nachdem sie gemessen worden sind, in die Zentrale der ESO nach Garching b. München übertragen, dort gespeichert und prozessiert, und schließlich an die Astronomen in den Heimatinstituten in ganz Europa verteilt. Im Moment werden pro Semester etwa 2 Terabyte Daten verarbeitet. Abbildung 1: Das Very Large Telescope (VLT) auf dem Cerro Paranal in Chile. Spektroskopie hat in der Astronomie eine besondere Rolle: sie hat nicht den unmittelbaren „sinnlichen“ Zugang, wie ihn die Photographie bieten kann, aber sie enthält sehr viel an physikalischer In- 37 formation und ist daher für den Kenner sehr reizvoll. Am bekanntesten ist der Dopplereffekt, der sich in der Verschiebung einer Linie (Absorption oder Emission) oder ihrer Verbreiterung äußert und ein Maß darstellt für die Radialgeschwindigkeit, die das beobachtete Objekt relativ zum Beobachter besitzt. Die Genauigkeit dieser Methode ist frappierend: bei einer Auflösung von R=10.000 kann man Geschwindigkeiten von 30 km/s messen. Mit speziellen Instrumenten (z.B. HARPS am ESO 3.6m- Teleskop auf La Silla) und Techniken (Kreuzkorrelation tausender von Linien statt Messung nur einer) sind heute Genauigkeiten von einigen m/s möglich. Mit noch höherem Aufwand scheint auch der Bereich von cm/s in wenigen Jahren erreichbar. Dabei bedeutet m/s bereits Fußgängertempo! Eindrucksvoll auch, dass diese Präzision unabhängig ist von der Entfernung, sie hängt nur von der Helligkeit des Objekts. Wir können also Quasare am Rande des Universums genauso genau vermessen wie Doppelstern in unserer Nähe, oder Exoplaneten in anderen Sonnensystemen. Genau dies sind auch die Haupt-Anwendungsgebiete: Umlaufbahnen von Doppelsystemen, wechselwirkende Doppelsterne, Begleiter um kompakte Objekte usw. Eine weitere, vielleicht noch wichtigere Anwendung ist die Messung von Linienprofilen, die durch den Dopplereffekt verbreitert werden. Mit dieser Technik lassen sich Geschwindigkeitsfelder z.B. von Materie in der Umgebung von Sternen bestimmen (sog. zirkumstellare Materie). Dies kann Sternwind sein, also ionisiertes Gas, welches durch den Strahlungsdruck heißer Frühtypsterne beschleunigt und ausgeworfen wird, oder rotierendes Gas in einer Scheibe um einen Be-Stern. Der Sternwind bewegt sich beschleunigt auf den Beobachter zu. Der Teil, der projiziert auf den Stern erscheint, erscheint daher als blauverschobener Absorptionstrog, der gesamte Rest erscheint als verbreitertes Emissionsvolumen. Das Ergebnis ist ein asymmtreisches P-Cygni-Profil, mit blauem Trog und rotem Emissionsbuckel (Abb. 2). Maximale
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