Zur Untersuchung schnell veränderlicher Sterne wurde in den Jahren
1989 bis 1993 im Rahmen eines Forschungsprojekts der
Deutschen Forschungsgemeinschaft
(DFG-Kz. Ba867/2-1, Ba867/2-2) das
Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK
an der Universitäts-Sternwarte München
entwickelt und gebaut. Dieses Instrument erlaubt die spektral aufgelöste
Messung von Helligkeitsveränderungen auf sehr kurzen Zeitskalen mit
hoher Präzession und ist damit zur Untersuchung schnell
veränderlicher Phänomene, wie sie z.B. bei
Zwergnova-Ausbrüchen,
in Flares, bei Bedeckungen von engen Doppelsternen,
sowie bei periodischen und stochastischen Helligkeitsänderungen
(z.B. Flickering) auftreten besonders gut geeignet.
Die erreichbare Genauigkeit bodengebundener, optischer Helligkeitsmessungen
erfordert zum einen eine genaue Kenntnis der aktuellen atmosphärischen
Extinktion, sowie eine möglichst exakte Transformation der instrumentellen
Helligkeitsmessungen in ein photometrisches Standardsystem. MEKASPEK
wurde deshalb speziell so gebaut, dass eine möglichst genaue Bestimmung
der aktuellen atmosphärischen Extinktion und eine exakte Transformation
in verschiedene photometrische Standardsysteme möglich ist. Gleichzeitig
wurde versucht eine möglichst hohe Zeit- und Spektralauflösung zu
erzielen. Abbildung 1 zeigt das Instrument im schematischen Überblick.
Abb. 1: Das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK im schematischen Überblick.
Vier Lichtleiterbündel, die in der Fokalebene des Teleskops rechnergesteuert positioniert werden können, leiten die Signale von vier verschiedenen Objekten in einen Prismenspektrographen. Dort wird das Licht spektral zerlegt und auf die Photokathode eines zweidimensionalen, photonenzählenden Detektors (MEPSICRON) abgebildet. Ein VME-Bus Rechnersystem wird zur Registrierung der Messdaten verwendet. Zur Auswahl der Objekte und zur automatischen Nachführung des Teleskops während der Beobachtung wird eine CCD-Kamera mit Bildverstärker benutzt.
Mit Hilfe von 4 Lichtleiterbündeln wird das Licht von vier verschiedenen
Objekten (in der Regel ausgewählter Programmstern, 2 Vergleichssterne
und Himmelshintergrund) aus der Fokalebene des Teleskops zu einem
Doppel-Prismenspektrographen
geleitet. Die Verwendung von Lichtleiterbündel dient folgenden Zwecken:
Abb. 2: Positioniereinheit mit montiertem Lichtleiterbündel.
Der Doppel-Prismenspektrograph
Die vier Lichtleiterbündel bilden
den rechteckigen Eingangsspalt des Doppel-Prismenspektrographen. Abbildung 3
zeigt den geöffneten Spektrographen.
Zur Erzielung einer möglichst hohen Effizienz wird das Licht der 4
Quellen mit Hilfe
eines dichroitischen Filters (Kantenfilter) in einen blauen und roten
Spektralbereich zerlegt.
Beide Spektralbereiche werden getrennt durch jeweils ein für diesen
Spektralbereich
optimiertes Prisma spektral zerlegt. Ein zweites dichroitisches Filter
zusammen mit
der Kameraoptik bildet die Spektren des blauen und roten Spektralbereichs
der vier
Eingangskanäle auf den zweidimensionalen Detektor
ab. Mit diesem Aufbau ergibt sich
eine gleichbleibend hohe Effizienz von mehr als 65% über den gesamten
optischen
Spektralbereich von 370-900 nm bei einer spektralen Auflösung von
dlambda/lambda=50.
Abb. 3: Doppel-Prismenspektrograph. Am linken oberen Bildrand die Kollimatoroptik, in der Mitte sind die beiden Prismen für den roten (oben) und blauen (unten) Spektralbereich sichtbar, links und rechts daneben die beiden dichroitischen Filter, am rechten unteren Bildrand die Kameraoptik. Unterhalb des linken dichroitischen Filters ist innen am Gehäuse ein Spiegel zur Umlenkung des blauen Spektralbereichs angebracht.
Zur Registrierung der Spektren der 4 Lichtquellen wird ein zweidimensionaler,
photonenzählender Detektor (MEPSICRON) verwendet. Die Spektren
werden auf die
Photokathode des Detektors abgebildet und erzeugen dort über den Photoeffekt
Elektronen.
Mit Hilfe einer Kaskade von 5 Mikrokanalplatten entsteht aus jedem
einzelnen Elektron eine
Elektronenwolke, die auf eine Widerstandsanode fällt. Eine Auswerte-Elektronik
bestimmt
den Schwerpunkt der Ladungsverteilung auf der Widerstandsanode und
damit die Position
des registrierten Photons. Damit können bis
zu 100000 Photonen pro Sekunde gemessen werden. Zur Vermeidung von
thermischen
Rauschen wird der Detektor mit Hilfe von Peltier-Elementen auf -20
Grad Celsius gekühlt.
Die durch die Auswerte-Elektronik bestimmten Positionen der gemessenen
Photonen
(d.h. die gemessenen Spektren) werden über einen VME-Bus Rechner mit
Echtzeitbetriebssystem
gespeichert. Insgesamt können damit von den vier Eingangskanälen
bis zu 100 Spektren
pro Sekunde gemessen werden.
Abb. 4: Zweidimensionaler, photonenzählender Detektor MEPSICRON. In der Mitte des Bildes die Detektorröhre mit der Photokathode (vorne) auf der die Spektren der Objekte abgebildet werden. Rechts das Detektorgehäuse mit eingebauter Peltierkühlung. Links Vorverstärker und Auswerte-Elektronik.
Photometrische Helligkeitsmessungen durch die Atmosphäre sind immer
durch die atmosphärische Extinktion beeinflußt, die erratische
Helligkeitsänderungen - auch auf kurzen Zeitskalen - hervorruft.
Zur Ermittlung der intrinsischen Helligkeitsveränderungen eines Objekts
muss deshalb der Einfluß der Erdatmosphäre erfasst
werden. Dies geschieht bei MEKASPEK durch die simultane Messung des Objekts
zusammen mit einem
oder zweier benachbarter Vergleichssterne konstanter Helligkeit und des
Himmelshintergrundes in Kombination mit einem speziellen Auswerteverfahren.
In erster Nährung beeinflußen Änderungen in der atmosphärischen Extinktion Objekt und Vergleichstern(e) gleichermaßen. Darüber hinaus hinterlassen sie auch charakteristische Spuren im Himmelshintergrund und können dadurch von instrumentellen oder intrinischen Helligkeitsschwankungen (z.B. Mondauf- bzw. -untergang) unterschieden werden.
Bei der Reduktion der Messungen wird zunächst der simultan gemessene Himmelshintergrund von Objekt- und Vergleichssternmessungen subtrahiert. Anschließend werden die Messdaten des Objekts durch die des Vergleichssterns dividiert. Abbildung 5 zeigt dazu ein Beispiel: von oben nach unten sind die simultanen Messungen von Objekt, Vergleichsstern und Himmelshintergrund dargestellt, ganz unten im Bild sind die Messungen des Objekts nach dem Reduktionsverfahren zu sehen. Deutlich sind erratischen Schwankungen, hervorgerufen durch Variationen in der atmosphärischen Extinktion, in der gemessenen Helligkeit von Vergleichsstern und Himmelshintergrund zu sehen. Die reduzierten Messungen des Objekts zeigen, dass sich diese Einflüße nahezu vollständig eliminieren lassen und damit die intrinsische Variation des Objekts sichtbar wird. Die Variationen der atmosphärischen Extinktion machen sich in den reduzierten Daten lediglich durch ein verstärktes Rauschen bemerkbar. Damit können auf Grund der simultanen Messung und des speziellen Auswerteverfahrens Objektmessungen selbst unter stark variablen atmosphärischen Bedingungen durchgeführt werden.
Abb. 5: Das Auswerteverfahren. Von oben nach unten sind die
simultanen Messungen von Objekt,
Vergleichsstern und Himmelshintergrund zusammengefasst in einem Farbbereich
dargestellt. Ganz
unten sind die reduzierten Messungen dies Objekts zu sehen.
Bayerischer Staatspreis für MEKASPEK
Im Rahmen der Sonderschau ``EXEMPLA 1995 - Das Handwerk und die Metropolen'' beteiligte sich die Universitäts-Sternwarte München an der 47. Internationalen Handwerksmesse vom 11.-19.3.95 in München. Auf einem Ausstellungsstand wurden sowohl historische, als auch moderne high-tech Instrumente der bodengebundenen Astronomie gezeigt. Für die beiden Beobachtungsinstrumente MEKASPEK und MONICA, die in den Jahren 1989-1993 im Rahmen von Doktorarbeiten an der Universitäts-Sternwarte München entwickelt und gebaut wurden, wurde der Universitäts-Sternwarte München der Staatspreis der Bayerischen Staatsregierung für ``hervorragende Leistungen auf der internationalen Handwerksmesse München'' verliehen.
Das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK wurde im Rahmen von verschiedenen
Forschungsprojekten bisher sowohl am institutseigenen
80cm Teleskop
(Abb. 6) auf dem Wendelstein in den Bayerischen
Voralpen als auch an den verschiedenen Teleskopen (1.23m, 2.2m (Abb. 7) und 3.5m)
des Max-Planck-Instituts für Astronomie
auf dem Calar Alto in Südspanien sowie am 2.2m Teleskop der
Europäischen Südsternwarte (ESO)
in Chile eingesetzt.
Abb. 6: Das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK am 80cm Teleskop der Universitäts-Sternwarte München auf dem Wendelstein in den Bayerischen Voralpen.
Abb. 7: Das Mehr-Kanal-Spektralphotometer MEKASPEK montiert am 2.2m Teleskop des Max-Planck-Instituts für Astronomie auf dem Calar Alto in Südspanien. Das Instrument befindet sich innerhalb des grünen Montagerahmens.
Kataklysmische Veränderliche - IP Pegasus
Im Jahr 1990 wurde an der
Universitäts-Sternwarte München
eine Langzeit-Beobachtung
des kataklysmischen Veränderlichen IP Pegasus gestartet. Dazu wurden über einen Zeitraum
von 6 Jahren Messungen am institutseigenen
80cm Teleskop
auf dem Wendelstein, sowie am 2.2m und 3.5m Teleskop des
Max-Planck-Instituts für Astronomie
auf dem Calar Alto in Südspanien durchgeführt.
Ziel des Programms war es den Verlauf eines Zwergnova-Helligkeitsausbruches
zu studieren und nach typischen Langzeit-Veränderungen zu suchen.
Kataklysmische Veränderliche sind enge Doppelsterne bestehend aus einem Weißen Zwerg und einem späten Hauptreihenstern mit Massenaustausch. Die enge, gravitative Bindung und die Kompaktheit des Weißen Zwerges führen zu einem Materiestrom vom Hauptreihenstern zum Weißen Zwerg. Auf Grund von Drehimpulserhaltung fällt dieser jedoch nicht direkt auf den Weißen Zwerg, sondern wird in einer Akkretionsscheibe akkumuliert. An der Stelle, an der der Materiestrom auf die Akkretionsscheibe auftrifft wird die Materie aufgeheizt, es bildet sich der sogenannte Heiße Fleck, der sich in den Messdaten durch einen charakteristischen Helligkeitsanstieg bemerkbar macht.
Wird in der Akkretionsscheibe durch die einströmende Materie eine kritischen Dichte und Temperatur überschritten, so strömt ein Teil der Materie nach innen auf den Weißen Zwerg; dabei wird potentielle Energie in Form von Strahlung frei, ein sog. Zwergnova-Ausbruch wird beobachtet.
Der kataklysmische Veränderliche IP Pegasus zeigt alle 3.8h eine Bedeckung
der Akkretionsscheibe und des
Weißen Zwerges durch den Begleitstern. Diese Bedeckung kann benutzt
werden um Schwankungen in der
Bahnperiode des Systems zu untersuchen. Eine Analyse der Langzeitbeobachtungen
zeigt eine Variation
der Bahnperiode des Systems mit einer Periode von 4.7 Jahren. Eine
solche Veränderung kann durch einen
dunklen Begleiter in diesem Doppelsternsystem hervorgerufen werden.
Eine Analyse zeigte, dass ein
solcher Begleiter eine Masse zwischen 0.08 und 0.16 Sonnenmassen besitzen
müßte. Abbildung 8
zeigt oben die Lichtkurve des kataklysmischen Veränderlichen, darunter
die gemessenen Periodenänderungen
über einen Zeitraum von 6 Jahren.
Abb. 8: Lichtkurve des kataklysmischen Veränderlichen IP Pegasus (oben). Darunter ist die periodische Änderung der Bahnperiode über eine Zeitlauf von 6 Jahren dargestellt.
Im September 1992 wurde der kataklysmische Veränderliche SS Cygni mit
MEKASPEK am 80cm Teleskop
auf dem Wendelstein beobachtet. Ziel dieser Beobachtung war
es erratische Helligkeitsveränderungen, sog.
Flickering auf kurzen Zeitskalen zu untersuchen. Mit Hilfe der spektralen
Auflösung von MEKASPEK war es
möglich diese Untersuchung nicht nur in einem Farbbereich, sondern
spektral aufgelöst in bestimmten
Wellenlängen durchzuführen. Dazu wurden sowohl von den Wasserstoffemissionslinien
als auch vom
benachbarten Kontinuum Lichtkurven mit einer Zeitauflösung von 2 Sekunden
erstellt (siehe Abbildung 9). Beim
Vergleich der Messdaten zeigte sich, dass Flickering überwiegend im Kontinuum
auftritt. Da die Kontinuumsstrahlung
überwiegend in der Nähe des Weißen Zwerges und im Bereich des Heißen
Flecks entsteht, konnte
damit der Ursprung von Flickering festgelegt werden.
Abb. 9: Simultan aufgenommene Lichtkurven der H-alpha Emissionslinie (oben) und des benachbarten Kontinuums (unten) des Kataklysmischen Veränderlichen SS Cyg. Deutlich ist zu sehen, dass die erratischen Helligkeitsvariationen überwiegend im Kontinuum auftreten.
Im Juli 1996 schlugen die Bruchstücke des Kometen Shoemaker-Levy 9 auf Jupiter ein.
Die Einschläge selbst fanden auf der der Erde abgewandten Seite statt, waren also von
bodengebundenen und erdnahen Beobachtungsstationen aus nicht direkt zu beobachten. Auf
Grund der zu erwarteten freigesetzten Energie eines einzelnen Einschlags in der Größenordnung
von 10e23 - 10e25 erg/s bestand die Hoffnung eine Reflexion des Einschlagblitzes auf den inneren
Jupitermonden zu beobachten. Während des Einschlags des Bruchstückes L wurde am
2.2m Teleskop des Max-Planck-Instituts für Astronomie
auf dem Calar Alto in Südspanien mit MEKASPEK zeitlich hochaufgeloeste Spektrophotometrie
des Jupitermondes Europa durchgeführt.
Abbildung 10 zeigt die Lichtkurve von Europa während des Einschlags von Bruchstück L des Kometen Shoemaker-Levy 9 auf Jupiter mit einer Zeitauflösung von 0.5 Sekunden in den Johnson Farbbereichen B, V und R. Der Zeitpunkt des Einschlags auf Jupiter ist durch einen Pfeil markiert. Die Beobachtungsdaten zeigen zur Zeit des Einschlags des Bruchstücks L einen kurzzeitigen Anstieg in der Intensität, der allerdings innerhalb des Rauschpegels liegt, sodass eine eindeutige Identifizierung leider nicht möglich ist.
Abb. 10: Lichtkurve des Jupitermondes Europa während des Einschlags von Bruchstück L des Kometen Shoemaker-Levy 9 auf Jupiter.
In Zusammenarbeit mit dem
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik
in Garching bei München wurden
Flaresterne im Röntgenlicht und optischen Spektralbereich untersucht.
Flaresterne zeigen irreguläre
Helligkeitsausbrüche auf kurzen Zeitskalen mit Anstiegszeiten im (Sub-)Sekundenbereich
und Abklingzeiten
von Minuten bis Stunden. Flares entstehen in den äußeren Schichten
der Atmosphäre eines Sterns auf
Grund von Veränderungen des Magnetfeldes. In der Folge werden hochenergetische
Partikel (Protonen
und Elektronen) beschleunigt und in untere Bereiche der Atmosphäre
gelenkt. Dort wird die kinetische
Energie in Form von Strahlung freigesetzt.
Um diesen Prozeß genauer zu studieren, wurde im Januar 1992 eine simultane Beobachtungskampagne von mehreren Flaresterne initiert. Im Röntgenbereich wurde der ROSAT-Satellit, simultan dazu im optischen Spektralbereich MEKASPEK am 1.23m Teleskop des Max-Planck-Instituts für Astronomie auf dem Calar Alto und am 80cm Teleskop auf dem Wendelstein eingesetzt. Dabei konnten mehrere Flares simultan gemessen werden. Ein Vergleich der optischen Lichtkurve mit den Röntgendaten zeigte, dass in allen Fällen der optische Flare vor dem Röntgenflare auftritt. Es wurden Zeitverschiebungen von 1 bis 4 Minuten gemessen. Abbildung 11 zeigt für die Flaresterne EV Lac und EQ Peg die simultan gemessenen optischen und Röntgendaten, deutlich ist die Zeitverschiebung zu erkennen.
Abb. 11: Lichtkurven im optischen Spektralbereich und im Röntgenlicht der Flaresterne EV Lac und EQ Peg aufgenommen mit MEKASPEK und ROSAT.
Veröffentlichungen
Im Rahmen des MEKASPEK Projekts entstanden folgende Veröffentlichungen: