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Veröffentlicht von:Maya Frank Geändert vor über 7 Jahren
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Astronomische Beobachtungstechniken und -Instrumente G. Wiedemann, WS 0809 Infrarot-Detektoren
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WS0809 VBeob2 Saturn im IR
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WS0809 VBeob3 Germanium: ~ wie Si, aber Bandlücke = 1.8 m m indirekter Halbleiter kein GeO2 durch Oxydieren keine Ge CCDs (keine Mikromechanik, auch wg. schwacher Ätz-Anisotropie) Ge-Transistoren, bis 4 K
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WS0809 VBeob4 Kleine Energielücken:durch 'Doping' 'Verunreinigungen' 'impurities'
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WS0809 VBeob5 Infrarotdetektion Valenzband Leitungsban d l IR 'impurity band' Si:As Si:Sb Kühlung ~E gap 10 - 6
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WS0809 VBeob6 Einteilung: high flux - low flux Grobe Einteilung nach Anwendung geringe Signale, Hintergrund (wie nachts im Optischen, kurze, Spektroskopie) wichtig: geringes Rauschen, hohe QE small well capacity 10 5 e - teure Entwicklung längere Wellenlängen, thermische Strahlung, Breitband-Imaging, high well capacity 10 7 e - schnelle Ausleseelektronik erforderlich militärische Entwicklungen Kühlung (Geräte, Detektoren) Wärmebildkameras
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WS0809 VBeob7 Strahlungshärte: the BIB Aufbau eines Blocked Impurity Band Detectors Dicke ! BIB -detektor M. Petroff, Maran 'Dutch' Stapelbroek, W. Kleinhans IR Absorption -> hohe Dotierung hohe Dotierung-> Impurity Band Conduction Isolatorschicht (kein Valenzband!) -> Blocked Impurity Band backside-illuminated: BIBIB elektr. Kontakt Si undotiert Substra t Si, hochdotiert, As
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WS0809 VBeob8 Vorteil BIB geringes Eigenrauschen macht Beobachtungen möglich, bei denen die Empfind- lichkeit nicht mehr durch den Detektor limitiert wird: höhere spektrale Auflösung höhere zeitliche Auflösung 12 m m Spektroskopie auf der Sonne Sonnenoszillationen, T < 5 min SN 1987 A HighResSpektroskopie von Sternen Nachteile BIB: Betrieb bei ~ 10 K, Streu'licht'
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WS0809 VBeob9 BIB and more... ähnliche Verbesserungen gegenüber 'Standard' wie im Optischen: BIBIB: Backside Illuminated BIB Dünnes Substrat, Schleifspuren im FF SSPM Avalanche Region auf IR Detektor, wenige m m dick 7000 V/cm Feld, 50,000 e - /Photon hohe Zeitauflösung nach Freigabe wieder der Geheimhaltung unterworfen ~1988 später: IR-blind, als optischer Detektor vermarktet heute: wieder frei, aber durch bessere BIBs überholt BIB: weiterentwickelt durch Astro-Organisationen (ESO) aktuelle Mitteilung
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WS0809 VBeob10 CCDs sind aus Silizium = silicon optische Detektion und Ausleseelektronik benützen die selbe Struktur leichte Herstellung keine differentielle thermische Kontraktion Herstellung:etablierte Methoden aus der Halbleiterfertigung, Mikromechanik: anisotropes Ätzen Photolithographie Strukturierung (Masken) durch Oxidation Herstellungsmethoden nicht für Ge geeignet Si-Multiplexer + IR detektor: hybrid, keine IR CCDs
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WS0809 VBeob11 IR Detektoren Direct Readout (wie CMOS) jedes Pixel verbunden mit Ausleseelektronik (unit cell) nach Integration wird pixel auf 'lesen' geschaltet Auslesezeit abhängig von ADC Geschwindigkeit, Zahl der Kanäle etc, Hohe Flexibilität bei Auslesemoden, 'windowed readout' Herstellung : Multiplexer (Si) Detektorfeld, InSb, HgCdTe, As:Si, InGaAs, Ge. Bump-bonding
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WS0809 VBeob12 Einheitszell e t- RON
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WS0809 VBeob13 Aladdin oder Pentium 3 ?
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WS0809 VBeob14 SFD Elektronik für die Astronomie 'Modell '
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WS0809 VBeob15 Hybrid Buch S56
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WS0809 VBeob16
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WS0809 VBeob17 Heute InSb 1024 x 1024 -> 2048x 2048 HgCdTe 2k x 2 k -> besser 256 x 256 : 127,000 $ InGaAs 640 x 480 45,000 E
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Astronomische Beobachtungstechniken und -Instrumente G. Wiedemann, WS 06/07 Zuück zu den Sternen: Spektroskopie
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VBeob WS06/0719 Astro-Spektroskopie Was ist ? Was macht man mit ? Was macht man mit Spektroskopie in der Astronomie ? Was macht man mit Spektroskopie im Labor für die Astronomie ? Instrumente für die Spektroskopische Methoden
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VBeob WS06/0720 Spektroskopie Messung von I( l ) einer Strahlungsquelle spektrale Energieverteilung Spektrum spektrale Energieverteilung a.k.a. SED spectral energy distribution SED meist für niedrige Auflösung verwendet Spektrum, SED: (E, I, S) als Fkt von l, n, n, E : I( l ), I l manchmal verwendet: l * I l, n * I n Ortsinformation : I( l,a,d ) abbildende Spektroskopie, imaging spectroscopy spectral, spectroscopic imaging ~
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VBeob WS06/0721 Spektroskopie: Variationen über 1 Thema dispersiv, multiplex, IFU... Filter, Fabry-Perot : Abbildungen, R : dl, Dl: sequentiell, 'Datacube' multi-channel FP multiplex: FTS, FP: Trennung durch Interferenz, nicht räumlich, dispersiv: räumliche Trennung der Wellenlängen von 1 Punkt : Prismen, Gitterspektroskopie 1 dim l, 1 dim x, 2D Bild sequentiell integral-field spectroscopy:
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VBeob WS06/0722 Spektroskopie genaue Messung von Spektrum & SED erfordert spektrophotometrische Eichung, meist durch Vergleich mit Standardsternen. Dabei wird Empfindlichkeitskurve ('response curve) von Teleskop + Instrument + Detektor bestimmt. Auch atmosphärische Extinktion muß berücksichtigt werden. Messung von Spektren ohne Ansprüche an die Photometrie: Vergleichsmessungen der Transmission der Atmosphäre usw notwendig: Strahlungsquellen: Sterne ohne Linien, Mond, Sonne bei 2 untersch. Zenitdistanzen
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VBeob WS06/0723 Spektrale Energieverteilung eines Sterns
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VBeob WS06/0724 Spektrum
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VBeob WS06/0725 Spektrum, hochaufgelöst
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VBeob WS06/0726 Informationsgehalt Observable Spektrale Energieverteilung: Farben-> Temperatur Sternklassifikation Identifizierung L, T -Zwerge etc Altersbestimmung (aus theoret. Entwicklungskurven) Staub, PAHs IR exzess: Scheiben b Pic, Vega
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VBeob WS06/0727 Informationsgehalt eines Spektrums Kontinuumsniveau nötig für detaillierte Analyse, aber wichtiger sind oft die Linien Linienpositionen ( l ) Linienprofilform Linienstärken
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VBeob WS06/0728 Informationsgehalt eines Spektrums Linienpositionen ( D E, l ) und Übergangswahrscheinlichkeiten (A ij ) für die meisten Übergänge aus der QM bekannt Labormessungen Eisen-Projekt machmal: astronomische Messungen helfen bei Charakterisierung der Atome, Moleküle Beobachtet werden veränderte Positionen scheinbare Verschiebungen durch Komponenten-'blending' Messung (z.B. inLuft) Gravitations-rotverschiebung (Sonne 656 m/sec) kosmologische Rotverschiebung Druckverschiebung Starck-Effekt, Zeeman Doppler
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VBeob WS06/0729 Linienfrequenzmessungen Erfolgreiche Messung und richtige Interpretation ermöglicht: Identifikation der Spezies, Isotope Schwerkraft (sehr schwierig) kosmologische Entfernung Druck, Temperatur (über Linienverbreiterung) Magnetfeld Radialgeschwindigkeiten
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VBeob WS06/0730 Linienprofile QM, Unschärferelation, Fourieranalyse: Linienprofil eines Übergangs mit endlicher Lebensdauer t: Lorentzprofil mit Dämpfungskonstante d ~1/ t 'natürliche' Linienbreite FWHM = d / 2 p ( auch aus Unschärferel. ) Druckverbreiterung: Verkürzung der Lebensdauern durch Stoßabregung Dopplerverbreiterung -> Gaussfunktion Wenn keiner der Effekte vernachlässigbar-> Faltung Gauss * Lorentz-> Voigtprofil
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VBeob WS06/0731 Linienprofile Faltung Gauss * Lorentz-> Voigtprofil keine analytische Darstellung Linienprofile in der Praxis durch Strahlungstransport in den Medien gegeben Problem!
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VBeob WS06/0732 Linienstärken Linienstärke: S l ~ A ij * n * l * g *e -(E/kt) * F(l) Einsteinkoeffizient Dichte Weglänge statistisches Gewicht Besetzungswahrscheinlichkeit, Boltzmann-Faktor Linienprofil
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VBeob WS06/0733 und wieder: Linienstärken in der Praxis durch Strahlungstransport in den Medien gegeben Wie bestimmen wir die physikalischen Größen in den Medien? Wir messen ein Spektrum Wir machen ein Modell Die Atomphysik muß bekannt sein Wir wenden die physikalischen Gesetze an und berechnen ein Spektrum unseres Modells: Linienpositionen, -stärken,-profile drehen solange an den Modellparametern (T,P,v, e, machmal auch Atomparametern), bis theoretisches und gemessenes Spektrum (ausreichend) übereinstimmen.
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VBeob WS06/0734 tall order: Spektrum der Sonne
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VBeob WS06/0735 Spezielle Anwendung: Planeten um andere Sterne Problem: heller Stern, lichtschwacher Planet, geringer Abstand Idee: Trennung anhand der spektralen Eigenschaften Kontrast 10-4 Sternspektren nicht so genau bekannt Planeten: räumlich getrennt Doppler-verschoben beides Transitspektroskopie Eklipsespektroskopie
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VBeob WS06/0736 Informationsgehalt/Observable Spektrale Energieverteilung (spectral energy distribution, SED) Linienpositionen Linienstärken Linienprofilform Mögliche Ursachen für Verschiebung von Linien relativ zur Laborwelllen- länge 0 : Radialgeschwindigkeit des Sterns und/oder der Erde Konvektion Isotopieverhältnis
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VBeob WS06/0737 Endlich Astronomie: Doppler-Spektroskopie Spektroskopie zur Bestimmung von Geschwindigkeiten, vorwiegend über den Doppler-Effekt: kosmologische Expansion Galaxiendynamik,-rotation Sternrotation Doppelsterne Konvektion auf der Sonne Planeten um andere Sterne
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VBeob WS06/0738 Spectroscopic binaries Double lined spectroscopic binaries (DLSBs): Absorptionslinien beider Komponenten sichtbar Single-lined spectroscopic binaries (SLSBs): Absorptionslinien nur einer Komponente sichtbar, und diese zeigen periodische Wellenlängenverschiebungen.
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VBeob WS06/0739 Konvektion der Sonne Courtesy Stellar Physics Group, Astrophysikalisches Institut Potsdam (AIP) imaging spectroscopy !
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VBeob WS06/0740 Linienentstehung in der Sonne
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VBeob WS06/0741 Line shifts
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VBeob WS06/0742 Informationsgehalt/Observable Spektrale Energieverteilung (spectral energy distribution, SED) Linienpositionen Linienstärken Linienprofilform Kann mit sogennanten line bisectors gemessen werden, aber auch z.B. durch Spektrumssynthese
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VBeob WS06/0743 Line bisectors
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VBeob WS06/0744 Line asymmetries
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VBeob WS06/0745 Rotation Betrachte starre Rotation mit einer Winkelgeschwindigkeit um eine Achse senkrecht zur Beobachungs- richtung. v max sei der Betrag des Geschwindigkeitsvektors am Äquator. Bei konstanter Flächen- helligkeit über das gesamte Stern- scheibchen gilt dann für die pro Wellenlängenelement d abgestrahlte Energie E():
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VBeob WS06/0746 Rotationsprofile
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VBeob WS06/0747 Prinzipien der Spektroskopie
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VBeob WS06/0748 Spektrale Auflösung
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VBeob WS06/0749 Wellenlängenkalibration Erfolgt in der Regel durch Aufnahme eines Vergleichsspektrums mit der gleichen Spektrographenkonfiguration. Je nach spektraler Auflösung werden z.B. Helium-Argon-, Neon-Argon- oder Thorium-Argon-Lampen benutzt. Prozedur: 1. Linien im aufgenommenen Spektrum identifizieren 2. x-Positionen messen => Wertepaare (x, ) 3. Anfitten eines Polynoms n-ter Ordnung
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VBeob WS06/0750 Helium-Argon-Spektrum
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VBeob WS06/0751 Thorium-Argon Spektrum
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VBeob WS06/0752 Thorium-Argon Spektrum
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VBeob WS06/0753 Himmelsspektrum Zur Kontrolle kann das Himmels-emissionslinien-spektrum heran gezogen werden m(AB) = –2.5 log (f) – 48.60, where f is in cgs units, i.e., erg s –1 cm –2 Hz –1
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VBeob WS06/0754 Flexure Potentielles Problem bei nicht fest montierten Spektrographen (d.h. z.B. am Cassegrain-Fokus): Flexure, d.h. verbiegen des Spektrographen unter seinem eigenen Gewicht bei Änderung der Lage. Konsequenz: Vergleichsspektrum muss an der Himmelsposition aufgenommen werden, an der sich das Target befindet.
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VBeob WS06/0755 Spezielle Techniken
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VBeob WS06/0756 Echelle spectroscopy
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VBeob WS06/0757 Ultraviolet and Visual Echelle Spectgrograph UVES/VLT-UT2
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VBeob WS06/0758 HARPS High Accuracy Radial velocity Planet Searcher; R=120,000 Installiert am ESO 3.6m-Teleskop (La Silla) 200 Nächte pro Nacht sind für Suche nach Exo-Planeten reserviert
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VBeob WS06/0759 Iodine cells
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VBeob WS06/0760 Iodine cells Hochpräzise Radialgeschwindigkeitsmessungen (z.B. bei Suche nach Exo-Planeten) erfordern gleichzeitige Beobachtung von Target- und Vergleichsspektrum Licht wird durch eine durchsichtige, geheizte Zelle geleitet, in der Iod verdampft wird Absorptionsspektrum von I 2 sehr linienreich Erzielbare Genauigkeit von hochaufgelöster Spektroskopie (R > 100,000) mit Iod-Zelle und thermisch stabilisiertem Spektrographen: Einige Meter pro Sekunde! Zum Vergleich: Das entspricht der Geschwindigkeit einer schnellen Armbewegung.
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VBeob WS06/0761 HARPS iodine cell
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VBeob WS06/0762 Iodine cell spectrum
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