Radialgeschwindigkeitsmethode in der Astronomie – Echellespektroskopie

Neben den direkt abbildenden Me­tho­den sind in der Astronomie auch spektroskopische Methoden von gro­ßer Bedeutung. Von diesen möchten wir die Echelle-Spek­tros­kopie zur Bestimmung der Ra­dialgeschwindigkeit von Sternen vor­stellen. 

Das Licht eines Sterns liefert über seine Zerlegung in ein optisches Spek­trum auch Informationen über seine relative Geschwindigkeit zum Beob­achter. Eine Rotverschiebung der spek­tralen Linien zeigt aufgrund des Doppler-Effektes eine Bewegung von uns weg an, während eine Blauver­schiebung einer Bewegung in Rich­tung der Erde entspricht. Spek­tren des gleichen Sterns, welche zu unter­schiedlichen Zeiten gemessen werden, geben Auskunft über die periodische Veränderung des Spektrums und tragen zur Entdeckung von Doppel­stern­systemen bei. 

Über direkte Ab­bil­dungsmethoden sind diese meistens nicht auflösbar. Mit Hilfe dieser indirekten Methode ist es auch schon gelungen, extrasolare Planeten in der Umlaufbahn eines Sterns nachzuweisen. Das ist beson­ders anspruchsvoll, weil das typische Massenverhältnis von Stern und Planet groß ist und der gemeinsame Schwerpunkt fast im Zentrum des Sterns liegt. Einer der leichtes­ten Exoplaneten, Gliese 581e mit einer Minimummasse von 1,9 Erd­massen, konnte mit Hilfe dieser Methode um den ca. 20,4 Lichtjahre entfernten Stern GJ 581 als Teil eines Mehrfachplanetensystems entdeckt werden (Abb. 1). Die stellare Radialgeschwindigkeit von GJ 581 wurde mit dem HARPS-Instrument am 3,6-Meter-Teleskop der ESO (Cerro La Silla, Chile) gemessen. 

Um Änderungen der Radialge­schwin­digkeit eines Sterns zu messen, werden hohe Anforderungen an die spektrale Auflösung und an die Licht­empfindlichkeit gestellt. Die spektrale Auflösung wird in erster Linie durch die optische Auslegung des Echelle-Spektrometers bestimmt. 

Obwohl es auch kommerzielle Echel­le-Spektrometer gibt (z. B. An­dor Me­chelle 5000), werden für astro­­nomische Zwecke speziell ange­pass­te Instrumente entwickelt. 

Dies­e zeichnen sich aus durch eine Kombination aus einem Prisma und einem Beugungsgitter. Eine Achse des abgebildeten Spektrums entspricht den Beugungsordnungen des Gitters, während entlang der anderen Achse das Licht in jeder Ordnung in seine Wellenlängen aufgespalten wird (vgl. Abb. 2). Dieses zweidimensional zerlegte Spektrum erlaubt die Verwendung von quadratischen CCDs oder anderen zweidimensionalen Sensoren. 

Der große Vorteil eines Echelle-Spektrometers ist die gleichzeitige Messung eines sehr gro­ßen Wellen­längenbereiches mit hoher Auf­lösung. Die spektrale Auflösung ska­liert direkt mit der fokalen Länge. Eine große Sensordiagonale mit kleinen Pixeln ermöglicht somit eine entsprechend hohe Auflösung. 

Das für die Entdeckung des Exoplaneten um Gliese 581 gebaute Instrument erreicht eine spektrale Auflösung von 115.000 und ist damit in der Lage, Geschwindigkeitsvariationen des Sterns mit einer Genauigkeit von unter 1 m/s zu detektieren. 

Rückseitig beleuchtete CCD-Sensoren sind mittlerweile mit mehr als 16 Mega­pixeln bei einer Diagonale von mehr als 87 mm erhältlich. Das geringe Ausleserauschen von bis zu 2,1 e-/Pixel in Kombination mit einer Pixelkapazität von 350.000 e- rechtfertigen eine Digitalisierung mit 18 Bit. Andor Technology bietet diese CCD-Sensoren in der iKon-XL-Serie an. 

Auch neu entwickelte sCMOS-Sen­soren, die zum Beispiel in der Andor MARANA-Kamera verwendet werden, sind für die Echelle-Spek­troskopie sehr gut geeignet, denn sie zeichnen sich aus durch:

• 2048 x 2048 Pixel mit 11 µm Pixel­größe
• sehr hohe Quanteneffizienz von 95 %
• eine große Sensordiagonale von 32 mm
• thermo-elektrische Kühlung bis -25 °C mit Luft bzw. -45 °C mit Wasser für sehr geringen Dunkelstrom
• ausgezeichnete Linearität besser als 99,7 %
• sehr geringes Ausleserauschen von nur 1,6 Elektronen
• eine Pixelkapazität von 85.000 Elektronen/Pixel