Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

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-
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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