 schon einige ziemlich spannende Talks im Thema Astrophysik und ihr werdet es jetzt so ein bisschen in den Fingern kribbelt und ich denke, das würde ich auch kennenlernen, haben wir jetzt einen richtigen Talk und zwar Astrophysik zum selber machen. Harald Daumann hat 1984 das erste Mal Kontakt mit dem CCC gehabt, war zum Beispiel in Desi in Hamburg und in CERN, kennt sich ziemlich gut aus mit Neutrinos und Spektrocoskopie, ein Wort, das ich sehr gerne richtig schlecht sage und ist, so wie er selber sagt, eher als Amateur unterwegs und deswegen glaube ich genau der richtige Mann und uns eines zeigen, wie man sowas vielleicht auch selber zu Hause machen kann. Wir sind gespannt. Okay, danke Kitty. Also es geht um Decoding Stars, das heißt, was können wir über Sterne lernen, welche Eigenschaften haben sie, Masse, woraus bestehen sie, Temperatur, ähnliche Dinge und wie macht man das? Das Werkzeug dafür ist die Spektroskopie und ich habe mich hingesetzt und habe ein entsprechendes Spektrometer gebaut, Software dafür entwickelt und ich möchte an einem Hand eines Beispiels zeigen, dass das gar nicht so schwierig ist. Starten wir also bei mir im Garten. So, was man hier sieht ist mein Teleskop, das ist natürlich nicht selbst gemacht. Das Rote ist die Nachführung, damit wird die tägliche Erdrotation ausgeglichen, denn ich muss ja den Sternen relativ lange sozusagen auf, also stillhalten im Teleskop. Das Teleskop ist ein 25 cm Stiegel-Teleskop und am unteren Ende sieht man hier in diesem Fall eine Kamera angeschlossen. Die Kamera, wenn wird, wenn ich die Spektroskopie mache, ersetzt durch einen Anschluss, wo eine Fiber angeschlossen werden kann. Das kann man hier mal sehen. Das sind zwei Aluminiumrohre, die einfach ineinander geschoben sind mit entsprechenden Vorrichtungen da drin, die es mir erlauben, das Licht der Sterns, was auf den Eingang der Fiber fokussiert wird, mithilfe einer Observerkamera, die ich dort links markiert habe, einzufädeln. Dabei muss man sich vorstellen, die Fiber, die hat einen Querschnitt von ungefähr 50 Müh, das entspricht zu ungefähr einem meiner spärlichen Haare und wenn ich das quer schneide, dann sind das ungefähr 50 Müh. Der Sternen im Fokus sind 25 Müh, das sind also relativ kleine Größenordnungen und das muss dann in der Beobachtung für eine halbe Stunde aufeinander gehalten werden, obwohl sich die ganze Erde ja bewegt. So, das ist etwas, was hiermit möglich gemacht wird. Das ist die Einfädelungseinheit. Ja, dann bin ich noch, bin ich da noch drauf, ich höre andere Töne hier. So, okay. Jetzt wollen wir uns erstmal angucken, warum eigentlich dieser spezielle Stern, dieses ist eine Aufnahme der Milchstraße, auch uns aus dem Garten raus, einfach mit dieser Spiegelreflexkamera, die wir eben gesehen haben. Oben in dem gelben Kasten habe ich das Sternbild der Leier mal markiert. Der hellste Stern im Sommer, Weger, deutlich zu sehen und da in der Nachbarschaft gibt es einen Stern, da heißt Peter Lührer. Was ist eigentlich an dem so interessant? Nun, also für das bloße Auge ist er sehr schwach, der ist gerade so in Hamburg, bei dem ganzen Licht, was wir haben, man grad so mit bloßen Auge zu sehen. Aber schon seit 240 Jahren weiß man, dass der alle 13 Tage seine Helligkeit verändert. Wir haben also eine periodische Helligkeitschwankung und das sagt uns, dass wir ein Doppelsternsystem haben, weil es wo ein Stern um den anderen herum kreist und wir gucken genau auf die Kante und gelegentlich verdeckt der eine den anderen und dann ist insgesamt weniger Helligkeit da. Das kann man nun in dieser Lichtkurve sehen. Ja, immer dann, wenn die Ausschläge nach unten gehen, ist das Gesamtsystem etwas dunkler und wenn die Ausschläge oben sind, dann sieht man beide Komponenten und es ist etwas heller. Man kann sagen, naja, dann gucken wir einfach mal mit einem großen Teleskop dahin, gehen wir nach Chile oder nach Hawaii, 10 Meter und gucken mal drauf und ja, ist immer noch ein Stern. Also was geht da eigentlich vor und jetzt gucken wir mal, was kann man eigentlich aus dem Garten rausmachen. Dazu muss ich ein klein bisschen Theorie machen, aber nur ganz wenig. Ein Stern, was ist das eigentlich? Ein Stern ist erstmal ein Gasball. Im wesentlichen besteht da aus dem Bestandteil seiner Wolke, aus der ursprünglich mal entstanden ist und die besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium und einer Reihe von zusätzlichen Elementen. Aber die sind nur kleine Beimischungen. Der Stern konzentriert und verfusioniert dann Wasserstoff zu Helium und produziert so Wärme. Insofern ist der Stern erstmal ein Ofen. Das habe ich hier mal links mit der Halogenlampe dargestellt, die einfach ein kontinuierliches Licht aussendet über alle Wellenlängenbereiche. Aber der Stern ist nicht nur der Ofen, sondern der hat auch eine Atmosphäre drum herum, außenrum. Und das habe ich hier mal als Gasflamme dargestellt mit einer einfachen Lötgasflamme und bin in die Küche gegangen, habe mir ein bisschen Kochseits genommen. Wenn ich das da reinturl, dann wird diese Flamme knallig gelb. Dieses gelb ist sehr genau bestimmt. Das ist also eine ganz genaue Wellenlänge, also Farbe. Tatsächlich sind es sogar zwei eng benachbarte Wellenlängen im gelben. Warum sind die so scharf? Ich habe rechts mal ein kleines Atommodell sozusagen. Das liegt daran, dass einfach quantenmechanisch die Elektronen-energie Niveaus genau bestimmt sind in so einem Atom. Und wenn ich jetzt durch Temperatur oder Stöße ein Elektron aus seiner Ursprungslage etwas anhebe, dann geht das nur um einen ganz bestimmten Betrag. Und wenn das Elektron wieder in seinen Ruhestand zurückfällt, dann sendet es die gleiche Wellenlänge immer wieder aus, immer an der gleichen Stelle. Und in so entsteht eine genau bekannte Farbe. Wenn wir jetzt noch mal kurz einen Blick nach links unten werfen, haben wir den Dopplerverschiebung. Wir kennen das, der Krankenwagen kommt an, der Ton ist hoch. Wenn da uns passiert, wird der Ton tief. Aus dieser Differenz kann man direkt auf die Geschwindigkeit des Krankenwagens schließen. Und genauso ist es beim Stern auch. Wenn wir nämlich jetzt, also unser Natrium zum Beispiel, wenn wir mal anders wäre jetzt in so einer Sternatmosphäre drin, und der Stern bewegt sich auf uns zu, dann ist das Licht etwas blauer verschoben. Das heißt, die Linien sind nicht da, wo ich sie im Labor erwarte. Wenn der Dich von uns weg bewegt, sind die Wellenlänge etwas in Richtung Rot verschoben. Insgesamt reden wir hier über eine sehr kleine Größenordnung. Ja, ich habe die Zahlen hier extra mal ausgeschrieben auch. Also so ein Atom hat ungefähr einen Angströhm Durchmesser, das sind 10 hoch minus 10 Meter. Und die Wellenlänge sind nochmal auf 100 mal genauer bekannt. Und so genau möchte ich eigentlich auch fast messen können. Und so ein Gerät wollen wir jetzt also dann auch uns gleich mal angucken. Eine Sache noch, was brauchen wir dafür, um überhaupt so ein Gerät zu bauen? Wir müssen ja das weiße Licht, das ist ja, wenn wir per Auge rauf gucken, erst mal immer weiß aussieht, in seine Farbbestandteile zerlegen und zwar eben auf so eine Genauigkeit. Die Natur liefert uns dafür den Regenbogen. Das entspricht ungefähr einem Prisma, was auch jeder ungefähr kennt. Und ich habe rechts mal einfach eine alte DVD bei mir die Decken Beleuchtung gehalten. Und man sieht auch ein Gitter, eine DVD kann man als ein Gitter auffassen, spaltet das Licht in seine Farben auf. Ja und so sieht dann auch so ein Spektrometer aus und man sieht, das ist wirklich nicht sehr kompliziert. Es braucht ein bisschen Aluminium und das sollte auch ein bisschen robust sein. Und ansonsten haben wir noch sechs Bauteile da drauf, die eigentlich für die Funktion der Spektrometers wichtig sind. Das fängt an mit dem rechts unten, dem Pfosten, wo die Glasfaser angeschlossen werden kann. In der darin befindet sich da noch ein Spalt, der diese 50 Mühe der Glasfaser noch mal runter auf 30 Mühe bringt, um eine etwas höhere Auflösung zu erreichen. Das Licht, was aus einer Glasfaser herauskommt, läuft nicht wie bei einem Leser gerade raus, sondern wie bei einer Taschenladen beauseinander. Deswegen brauchen wir das, was mit Kollimator hier bezeichnet ist. Das sammelt das Licht wieder ein und parallelisiert das, sodass das da hinten auf das Gitter fällt. Das Gitter entspricht der DVD, die wir eben gesehen haben. Dort passiert die eigentliche Farbzerlegung, aber das Gitter ist so konstruiert, dass die Farben trotzdem noch ein Stück weit vermusst sind, übereinander liegen. Und das wird dann durch einen Prisma, was wir da sehen, noch mal wieder entzerbt. Das läuft dann durch das Objektiv in die Kamera. Die Kamera könnte auch eine ganz normale Spiegelreflexkamera sein, aber es ist einfacher, näher für die Auswertung mit einer Schwarz-Weißkamera zu arbeiten. Da wird man dann die ganzen Bewertungskurven und so weiter, die eine Spiegelreflexkamera mit sich bringt, nicht beachten muss. Das handelt sich hier um eine einfache Schwarz-Weißkamera. Der Chip ungefähr ist etwas kleiner als ein Zeutschip. Die Geschwindigkeiten, die man damit ungefähr messen kann, daher werden wir jetzt doppelereffekte damit messen wollen auf dem Stern. Mit so einer einfachen Anordnung sind ungefähr plus oder minus zwei Kilometer pro Sekunde in der Geschwindigkeitskomponente entweder auf uns zu oder von uns weg. So sieht das Ganze aus, wenn wir einen Deckel drauf machen. Innen habe ich das noch geschwärzt. Das Bild habe ich jetzt weggelassen. Links sieht man noch ein altes Spektrometer. Oben gibt es einmal eine Silberbox, wo Halogen drauf steht. Da ist die Halogenlampe drin, die wir eben gesehen haben. Daneben gibt es eine Lampe für Thorium-Argon. Das dient der Kalibration. Kalibration heißt, ich muss ja jedem Pixel in der Kamera genau eine Wellenlänge zuordnen, damit ich hinterher sagen kann, wenn dort Licht erscheint, ist das die und die Farbe bzw. Wellenlänge. Den Prozess gucken wir uns gleich noch mal ein bisschen an. Da sieht man noch ein etwas abenteuerlich aussehendes Holzbrett. Da sind zwei Stepper drauf und unten an diesem Faden hinten noch ein kleines Gewicht. Das dient dazu, das Modenrausch und was Glasfasern manchmal mitbringen zu reduzieren. Modenrauschen entsteht, wenn es ruhende Glasfaser sich nicht bewegt, dann entstehen bei bestimmten Wellenlängen gewisse Intensitätsmaximum Minima, was das Rauschen letztendlich beeinflusst und das Bild etwas verschlechtert. Und wenn man die Fiber in Bewegung hält, werden eine Aufnahme dann verschwindet dieses Modenrauschen. Ja, jetzt gehen wir mal auf die Kalibration. Das sind jetzt direkt die Bilder, die die Kamera macht. Einmal das Halogenbild und da sieht man, so, ja, wir nennen das Ordnung, so übereinander. Und wir nennen das auch Ischelle Ordnung. Ischelle ist ein, ist französisches Wort und steht für Leiter und jetzt erkennt man, worum das Ischelle heißt, weil es so leiterförmig übereinander diese Ordnung gibt. Ich habe hier mal farblich in den Balken markiert, dass das nicht, dass das tatsächlich Farben sind. Das ist also nicht schwarz-weiß das wahre Bild, sondern nur die Kamera macht das schwarz-weiß. Und zwar oben ist es rot, gibt es einen Infrarotbereich, unten ist das UV, bis in den UV-Bereich und die linke Seite ist immer etwas blauer als die rechte. So, damit habe ich jetzt die Position, wo überhaupt Licht hin fällt. Wenn ich jetzt mit der Thorium-Argon-Lamp bekomme, das ist so ähnlich wie mit dem Natrium. Ja, wenn ich das Natrium nehme, das Natrium haben wir gesehen, habe zwei Linien. Das Thorium-Argon-Gemisch hat ungefähr 1000 Linien und das erlaubt es mir und die sind alle bekannt, im Labor ganz genau bekannt. Das heißt, ich kann, wenn ich diese Pattern mir jetzt angucke, hier genau sagen, wo welche Wellenlänge hier liegt und kann damit eine direkte Kalibration Pixel auf Wellenlinge machen. So, damit haben wir eigentlich alles das schon mal fertig, was wir brauchen, um ein Stern aufzunehmen. Der Stern ist hier eben Beta-Löhrer und auf dem ersten Blick sieht dieses Bild genauso aus wie von dem Hallogenlicht. Wenn wir genauer raufgucken, sehen wir darin aber bestimmte Muster, so dunkle Linien in einem oberen roten Rechteck zum Beispiel. Denn darunter das etwas hellerer rote Rechteck, da ist ein bisschen nach, es ist dieses bisschen heller aus da drin. Im gelben haben wir so eine doppel dunkle Linie, die sich sogar wiederholt. Tatsächlich überlappen sich diese Ordnungen alle und man muss, wenn man eine eine Auswertung macht, die richtigen Ausschnitte bilden. Das macht die Software, um dann ein durchgehendes, aus diesem zweidimensionalen Spektrum ein eindimensionales durchgehendes Spektrum zu machen. Dafür habe ich, ich habe das Ganze in Excel-VBA gemacht, ist etwas länglich geworden, weil da doch relativ viel Bildverarbeitung drin ist und auch die Analyse mache ich mit Excel-VBA. Das ist nicht unbedingt notwendig. Tatsächlich kann man fertige Software kaufen, aber selber schreiben bringt halt Spaß und man lernt jede Menge. Diese Aufnahmen hier von Beta Lyra sind tatsächlich zwei übereinander kopierte Aufnahmen mit jeweils eine halbe Stunde Belichtungszeit. So, wenn ich jetzt diesen Auswerteprozess mit der Excel-Software mache, dann entsteht ein eindimensionales Spektrum. Das ist jetzt die durchgehende Linie, die man so ahnen kann, habe ich willkürlich mal auf 1 gelegt und dann sieht man Ausreißer des Lichts nach oben und Ausreißer nach unten, also Absorption nach unten und Emission nach oben. Und das ist unser Sternencode. Da steckt jede Menge an Informationen drin und darum geht es jetzt, das sozusagen herauszukitzeln. Ich habe oben nochmal ein synthetisches Farbspektrum dazu gepackt, damit man sieht, wie diese Linien welcher Farbe die jeweils so auch entsprechen. Ganz auf der rechten Seite haben wir zum Beispiel Sauerstoff und Wasser. Das kommt aus der Atmosphäre natürlich der Erde, nicht vom Stern. Denn wenn ich jetzt hier auf der Erde bin und das Licht von Beta Lyra angucke, dann muss ja das ganze Licht alles passieren, was auf diesem Weg zu uns dazwischen kommt. Ganz egal, was das ist. Und auf alle Fälle kommt unsere Atmosphäre dazwischen. So, die bildet sich also hier sehr schön auch ab. Dann haben wir nach oben zur Emission hinzeigend Helium und H-Alpha und H-Beta, zum Beispiel, das sind Wasserstofflinien, sehr intensive Linien offensichtlich. Und dann habe ich noch Eisen, das berühmte Natrium von Kochsalz und Silizium markiert. Die roten Balken geben die Bereiche an, die wir uns gleich genauer angucken wollen. Dieses Spektrum hat eine Länge von 100.000 Pixel ungefähr. Das heißt, jetzt können wir uns hier auf diesem Bild, kann man also die Informationsfülle, die da drinsteckt, nicht sehen. Ich muss also Ausschnitte bilden. Und da habe ich jetzt mal 4 rausgenommen und an den wollen wir sozusagen die Dekodierung machen, die Entschlüsselung und wollen mal sehen, was wir daraus lernen können. So, das sind die 4 Ausschnitte, die sind jeweils für sich 6 Nanometer oder umgerechnet 60 Angstbrümmen, breit, alle gleich. In rot die Pfeile markieren die Laborwerte für die jeweiligen Elemente, also da, wo die man die Wellen länger erwarten würde. Und wenn wir links mal anfangen, dann sehen wir da Eisen, FE und Silizium, Silizium sogar 2 Linien und die sind moderat breit die Linien und sie sind blau verschoben. Also linke Seite ist immer blau, nach rechts sind es immer mal rot. Das heißt, da bewegt sich was auf uns zu. Wenn wir uns die rechte Seite angucken, dann habe ich da Wasserstoff oben gezeigt und Helium. Das sind sehr breite Linien mit sogar einer markanten Einbuchtung noch in der Mitte und die sind nicht so extrem verschoben oder so deutlich verschoben, wie die Eisen oder auch die Silizium Linien. Aber sie sind auch nicht genau symmetrisch, das gucken müssen wir uns nochmal genauer angucken. Und dann habe ich hier das Kochsalz, auch noch mal diese beiden Linien von einem Kochsalz, also in dem Fall, dass der Natrium war. Und die sieht man auch fast genau an der Stelle, wo sie sein sollen, auch nicht ganz genau. Und wenn man sich die Linien breiten anguckt, stellt man fest, die ist sehr schmal beim Natrium. Bei dem Silizium ist das sehr viel breiter schon und das Helium an der Wasserstoff, das sind extrem breite Linien. Was bedeutet das auch die Geschwindigkeitsverteilung innerhalb der Linie, was jetzt die jeweiligen Atome angeht, sehr groß ist. Nun ist dies eine Aufnahme von ziemlich genau zwei Monaten her, nämlich vom 28. Oktober und das ist eine Einmalaufnahme. Und bei so einer Einmalaufnahme weiß man nie so ganz genau, was man sieht. Deswegen habe ich diesen Stern schon über längere Zeit, einige Jahre beobachtet. Und wenn wir uns das jetzt angucken, dann haben wir, ja, man muss sich vielleicht ein bisschen einsehen, oben so Schattenbilder. Da drunter, das ist eigentlich nur noch mal genau das Gleiche, wie die Schattenbilder links und rechts. Nur eine andere Darstellung, wenn man jetzt sozusagen Details in Linien untersuchen möchte. Diese Angaben hier sind alle in Kilometer pro Sekunde schon umgerechnet, das heißt nicht mehr auf die Wellenlänge, sondern die Wellenlänge ist umgerechnet eine Geschwindigkeitsverteilung. Wir sehen in den Schattenbildern, fangen wir mal rechts oben beim Silizium an, da habe ich nur eine der Linien genommen, die Periode von diesen 13 Tagen, die wir ja schon seit 240 Jahren kennen, von Werder Lührer. Aber jetzt sehen wir auch, dass das Silizium Ausschläge macht von ungefähr plus minus 200 Kilometern pro Sekunde. Die Skalen, die kann man direkt übereinander legen hier. Unten kann man das sehen, also in dem etwas detaillierteren Bild. Wenn wir dann uns das Natium ansehen, dann sieht man, über alle diese 13 Tage bewegt sich das überhaupt gar nicht. Das hat offensichtlich mit unserem Stern nichts zu tun, aber es hat auch nichts mit unserer Atmosphäre zu tun. Da kommen wir gleich noch drauf. Und dann auf der linken Seite habe ich jetzt eine Helium Linie genommen und da sieht man, da ist periodische Bewegung über die 13 Tage. Allerdings sind die Ausschläge nicht so markant und deutlich wie in der Silizium Linie. Naja, wir wissen ja auch, wir haben zwei Komponenten in unserem System. Das ist ja ein Doppelsterrensystem, was umeinander kreist. Und da gibt es eine schnellere Komponente, die offensichtlich das Silizium Signal liefert und eine langsammere Komponente, die dann vermutlich auch die schwerere ist. Die drehen sich ja um einen gemeinsamen Schwerpunkt, die beiden Sterne und die jede Menge Helium ausspuckt. Ja, und wenn wir uns das, was wir jetzt hier sehen, mal die Geschwindigkeiten, da muss man ein bisschen genauer die unteren Bildchen auswirken. Wenn man die quantitativ rausnimmt, dann sieht man die Geschwindigkeit einmal von der schnellen Komponente, das ist der große Ausschlag, wo wir hier die Sinus Kurve sehen. Und von der schwereren Komponente ist die flachere Kurve. Die blauen Punkte sind meine Messwerte. Die roten Punkte sind jetzt bei der schnellen Komponente, sind ein Sinus Kurve, die ich sozusagen angepasst habe daran. Und zwar unter der Annahme, dass wir wirklich genau auf die Kante gucken von diesem System, dass die sich also genau in unserer Ebene direkt umeinander laufen und dass es sich um kreisförmige Bewegungen handelt. Man sieht, dass die Kurve systematisch etwas daneben liegt von unseren Mein-Mess-Werten. Und das liegt daran, dass die Annahmen natürlich nicht ganz richtig sind. Das will ich aber jetzt, daraus kann man jetzt zum Beispiel über die Winkel noch der Bahnlage und so weiterkommen. Das will ich aber nicht im Detail hier durchführen. Ich möchte nur mal auf die Geschwindigkeiten hier eingehen. Man sieht hier einen maximalen Geschwindigkeitsausschlag von 188 Kilometern pro Sekunde bei der schnellen Komponente und die langsame Komponente macht 42 Kilometer pro Sekunde, wobei da der Fehler größer ist, weil die so schlecht zu bestimmen ist. Insgesamt sind diese beiden Kurven nach unten verschoben. Die Nullinie liegt ein Stück weit drüber und die grüne Linie hier zeigt bei minus 19 Kilometern pro Sekunde sozusagen die Nullinie jetzt an. Das bedeutet, dass das gesamte System genau mit minus 19 Kilometern, sprich auf uns zu, kommt mit 19 Kilometern pro Sekunde. So, wenn ich jetzt diese Geschwindigkeiten alle kenne, die Periode auch kenne von den 13 Tagen, dann kann ich ausrechnen, wie groß der Abstand oder wie groß der Radius ist dieser Bahn von der einen Komponente und auch von der zweiten Komponente. Die schnelle Komponente läuft mit 41 Millionen Kilometern um den Schwerpunkt, um die zweite mit 7 Millionen. Das heißt, die haben einen Abstand, die beiden Komponenten von ungefähr 50 Millionen Kilometer. Dann müssen wir uns gleich nochmal klarmachen, was das eigentlich bedeutet. Was ist das eigentlich? Viel oder wenig? Das gucken wir gleich mal an. Wenn ich jetzt noch Kepler-Gesetze, da will ich jetzt nicht drauf anwende, dann kann ich sogar die Massen bestimmen. Das heißt, ich weiß, dass die schnelle Komponente drei Sonnenmassen schwer ist. Das ist schon gar nicht so wenig. Und die zweite Komponente, die schwere 13 Sonnenmassen. Das heißt, wir haben hier insgesamt 16 Sonnenmassen in einem, die alle 13 Tage untereinander drehen. So, und wie muss ich mir das Ganze jetzt vorstellen? Das ist letztendlich das Ergebnis der Untersuchung, so wie Sie mit diesem Equipment, was ich vorgestellt habe, auch gemacht wurden, was man daraus lernen kann. Gucken wir erst mal rechts auf das Erdesonnesystem. Da sieht man, dass der Abstand der Erdesonne 150 Millionen Kilometer ist. Wenn ich das zu den 50 Millionen Kilometer von Beta Lyra jetzt vergleiche, wo die beiden Komponenten nur 50 Millionen Kilometer auseinander sind, sehe ich, dass dort 16 Sonnenmassen auf einem sehr engem Raum zusammenliegen. Da ist also quasi die Hölle los. Wenn ich jetzt auf der Erde bin und jetzt dieses System beobachte, dann sehe ich einmal natürlich den Sauerstoff und das Wasser, das hatte ich vorhin schon mal erwähnt, weil das unser in unserer Atmosphäre ist. Ich sehe auch, dass sich die Erde um die Sonne dreht. Und je nachdem, um welchen Tag ich beobachte, würde ich ja andere Geschwindigkeiten messen, weil die Erde sich ja selbst mit ungefähr 30 Kilometern pro Sekunde bewegt um die Sonne. Das muss ich immer korrigieren. Das heißt, alle Werte, die ich immer angegeben habe und auch angebe, beziehen sich auf den Mittelpunkt unserer Sonne. So, und jetzt sehen wir auch, wo das Natrium hier kommt. Das ist eine interstellare Wolke, die sich mit 21 Kilometern pro Sekunde auf und zu bewegt, aber mit dem Sternensystem halt nichts zu tun hat. So, und das Sternensystem, was wir haben jetzt darüber eigentlich gelernt, wir sehen, dass wir solche großen Massen da haben. Wir konnten den aus den Linien, die wir gesehen haben. Ich habe jetzt nur Silizium und Eisen gezeigt, aber man kann daraus den Spektraltyp, wie man das nennt, bestimmen. Das ist aber nichts anderes als eigentlich die Temperatur dieses Sterns, dieses Ofens. Und das sind 13.000 Grad und wir wissen, dass so ein Stern, wenn er sein Wasserstoff verbrennt, Helium ja in der Mitte sammelt, dann wandert die Zone des Wasserstoffbrennens nach außen. Damit dehnt sich der Stern aus und kommt in den Einflussbereich der Gravitation der schweren Komponente und der verhält sich wie ein Kanibale. Der nimmt eben das Gas weg aus dieser Atmosphäre und zieht das ab und sammelt das, bevor es auf ihn einstürzt, in einer dicken Scheibe. Diese Scheibe ist tatsächlich so dick, dass wir diese schwere Komponente gar nicht sehen, denn wir haben ja schon vorhin in den Spektrenn gesehen. Wir haben dann nur Wasserstoff und Helium gesehen, aber keine weiteren Elementlinien, die ja dann mit dieser Geschwindigkeit der zweiten Komponente hätten auffallen müssen. Die sieht man nicht, weil der Stern komplett verdeckt ist. Diese Scheibe ist also nicht eine schmale Scheibe, sondern die ist so dick, mindestens wie der Stern dick ist und groß ist. Das nennt man Accretion-Desk oder Accretionscheibe und das ist der Gainer. Das ist der Stern, der also gewinnt und über den wissen wir eigentlich nicht sehr viel. Wir wissen nur, dass er 13 Sonnenmassen hat und dass der andere hat, das hatten wir ja vorhin auch rausgefunden, schon drei Sonnenmassen hat. Wir kennen die Geschwindigkeitskomponenten. Wenn man sich jetzt, da bin ich vorhin nicht genau darauf eingegangen, die Wasserstoff oder auch Helium-Verteilungen genau anguckt, die Emissionslinien dort, dann sieht man das, egal in welcher Konstellation. Das heißt, ob der Loser jetzt auf der Position 0,5 steht, wo er ja eigentlich dann Teil dieser Wolke verdecken müsste oder ob er dahinter steht auf der Position 1, ist kein großer Unterschied tatsächlich im Gesamtenergieauswurf. Das bedeutet, dass das meiste Wasserstoff oberhalb und unterhalb dieses schweren Komponente und dieser Scheibe ausgegeben wird und das nennt man jetzt, nenne ich jetzt mal Jets, ja das nennt man Jets. Es könnten auch andere Strukturen sein, die aber eine relativ große Geschwindigkeitsverteilung auch haben. Wir haben ja gesehen, die Geschwindigkeitsverteilung, wenn er vorhin nicht genau darauf eingegangen geht, bis zu plus minus 400 Kilometer pro Sekunde. Das heißt, da sind sehr hohe Geschwindigkeiten involviert. Wir wissen, das gesamte System bewegt sich mit 19 Kilometern auf uns zu. Wir kennen die Periode von ungefähr 13 Tagen und tatsächlich ist es so, alle 100 Jahre verliert das System 19 Sekunden davon. Das liegt daran, dass die leichte Komponente masserart gibt an die Schwere und damit die, sag ich mal, die Verhältnisse, die mechanischen Verhältnisse in so einem System etwas verändert werden. Der Abstand von Beta Lyra zur Sonne beträgt 960 Lichtjahre. Das können wir nicht in meinen Daten sehen. Dafür habe ich die Gaia Daten rangezogen. Wir sind also relativ frisch. Tatsächlich wird dieses System auch weiterhin, also nicht nur von mir als Amateur und alle haben das schon 100 mal untersucht oder so, sondern tatsächlich ist das Gegenstand der Forschung auch heute noch. Denn die genauen Details, wie der Massentransfer stattfindet, welche genauen Feinstrukturen die Scheibe hat, wie die Jets genau aussehen, das ist bis heute noch Gegenstand der Forschung. Was ich zeigen wollte, war also wie man mit relativ einfachen Mitteln, also 6 Bauteile und ein bisschen Aluminium. Natürlich braucht man noch einen Teleskop. Doch relativ detaillierte Angaben zu einem Stern, der 1000 Lichtjahre weg ist, machen kann und die übersteigen das, was man mit einem Foto, zum Beispiel von einem 10 Meter Spiegel oder so, Kek oder was auch immer, kann man das alles überhaupt nicht sehen. Aber in meinem Garten, da kann ich es sehen. Ja, vielen Dank. Damit bin ich durch. Einmal an alle, die zugehört haben. Vielen Dank. Vielen Dank auch an den Chaos Computer Club, dass ich das überhaupt hier machen darf. Ganz besonderer Dank geht an die Sternwarte Lübeck und Knut Henke, der an mich gedacht hat, dass ich hier mitmachen kann. Ulrich Waldschläger noch für Designhinweise, für dieses Spektrometer und natürlich jede Menge mehr Leute. Ja, damit bin ich durch. Dankeschön. Vielen, vielen Dank auch für unsere Seite. Ich denke, nicht nur Chat und mir ist aufgefallen, dass das ein wunderbarer Basic Talk ist, Leute mit Interesse, die aber vielleicht das Physikstudium nicht gemacht haben und das schon eine Weile her ist. Also danke auch, dass du am Anfang so wunderbar erklärt hast und was es geht und wieso es funktioniert. Wir haben einige Fragen aus dem Publikum oder aus dem Chat. Ich denke, da kommen auch noch ein paar mehr. Wir haben anfangs eine Frage gehabt. Ich habe ein 5 Zoller Teleskop und ein Handspektrometer geht, so als damit auch. Ja, man kann das auch machen. Also tatsächlich ist das Schöne bei der Spektroskopie, dass man eigentlich schon relativ einfach mitteln sehr gute Ergebnisse erzielen kann. Man muss die Sachen aber natürlich geschickt miteinander verbinden. Also ich muss ja das Spektrometer irgendwie an mein Teleskop bringen. Und das kann ich machen, wie ich das gemacht habe mit einer Glasfaser. Aber ich könnte auch, wenn das ein normales Spalt-Spektrometer ist und gar keine Glasfaser hat, dann kann ich das natürlich auch, wie auch immer jetzt, direkt montieren an mein Teleskop. Und ein 5 Zoller ist durchaus ein sehr leistungsfähiges Gerät. Und wenn man die Auflösung nicht so hoch treibt, wie ich das jetzt hier gemacht habe, dann kann man damit, also auch sogar Objekte am Himmel spektroskopierend, die sogar noch nicht schwächer sind als dieser Stern. Ich denke, eigentlich gibt es relativ viele Fragen. Ich habe hier eine Frage, ob es mehr Informationen zu den optischen Komponenten als Auslegung und Beschaffung gibt, wie auch zu der Kameralrauschen, Lichtempfindlichkeit und so weiter. Ja, das gibt es natürlich. Es ist vielleicht jetzt hier ein bisschen weit, also ich könnte noch mal zurückgehen auf die Folie, wo ich die Elemente aufgeführt habe. Also der Collimeter ist eine 1,2 Linse mit 125 mm, das ist ein einfacher Akkomat. Das Gitter ist 79 Linien pro Millimeter, 63 Grad Gitter. Das ist ein Eschel Gitter, was man als solches auch kaufen kann. Das kostet so um die 200 Euro. Das Prisma ist ein F2 Prisma 60 mal 60, kostet auch so um die 200 Euro. Die Kamera ist eine Attik, die wird gekühlt. Also das Rauschverhalten ist deshalb auch relativ gut, weil ich die also um minus 25 oder sogar minus 30 Grad gegenüber Umgebungstemperatur runterkühlen kann. Und darauf bin ich jetzt nicht im Einzelnen eingegangen, aber ich mache natürlich dann entsprechende Dunkelfeldaufnahmen, die ich dann abziehe, um das Rausch rauszufinden. Das heißt, die Aufnahmen, die wir dann hier sehen, die sind alle sehr rauschfrei, da steckt schon Verarbeitung drin, um das zu hinzubekommen. Aber es würde wie gesagt auch durchaus mit einer Spiegelreflexkamera funktionieren. Die Linse, das Objektiv, das heißt hier in Samyang ist mit F2. Also man könnte hier auch ganz normale Einzeugkamera nehmen, auch 135 mm, Lichtstärke ist wünschenswert, aber also man kommt mit relativ simplen Komponenten eigentlich längst. Was würde es dann sagen, wie viel Geld muss man für so einen Grundsetup mal investieren? Das habe ich sogar genauer gemacht, das sind ziemlich genau 1700 Euro ohne Kamera, aber inklusive das Objektiv. Das ist tatsächlich nicht schlecht, das kann man sich sogar fast mal überlegen. Ja, genau, wir lusten und ich sage mal andere Hobbys sind auch teuer. Ja, deutlich teurer teilweise. Zum Teil der teuer, ja. Okay, ich habe noch eine Frage über die Kalibrierung des Spektrometers. Wie gut muss man das kalibrieren und wie macht man das und wie oft? Ja, also die Kalibrierung, da können wir vielleicht nochmal kurz hier drauf eingehen. Mache ich ja mit Hilfe der Halogenlampe, um die Positionen, die sich durchaus auch verschieben. Also das ganze ist Temperatur- und Luftfeuchtigkeitsabhängig oder auch Luftdruckabhängig. Das heißt, ich muss durchaus gelegentlich eine Kalibrierung machen, aber eine Grundkalibrierung ist eigentlich nicht so häufig notwendig, da reicht alle paar Monate. Die fein Kalibrierung allerdings mache ich praktisch jedes Mal bei jeder Beobachtung, also jeden Tag. Und die Genauigkeit, die man hier erzielen kann, um das, was hatte ich hier auf dem Bild, ist ungefähr 400 Zulangström. Wir haben vorhin gesehen, also Natum ist ein Angström groß. Und die Kalibrierung hier ist ein 400 Zulangström. Und das funktioniert mit solchen einfachen Mitteln. Gibt es jetzt auch Veröffentlichungen? Deer Kommentar meint jetzt hier nicht auf der Homepage, sondern wirklich in einem wissenschaftlichen Journal, weil es wird dir zeigen, dass solche Forschungen auch mit relativ günstigen Mitteln zu machen sind. Ja, es gibt darüber natürlich jede Menge Veröffentlichungen, es gibt auch gute Bücher dazu. Ich selbst habe natürlich mit, das ist ja nicht alles auf meinem Mist jetzt hier gewachsen, sondern ich habe natürlich von anderen, die das schon lange machen profitiert. Es gibt Bücher, also eines, was ich hier empfehlen kann, was hier bekannte aus meinem Spektroskopie-Kreis geschrieben haben. Gibt das ein Buch? Ich kann das vielleicht mal reinhalten. Das heißt astrophysikalische Instrumentierung und Messtechnik für Spektroskopie, Theorie, Praxistechnik und Beobachtung von Daniel Savlowski und Lothar Schanne. Das benutze habe ich sehr stark frequentiert, aber es gibt auch andere Dinge. Also da gibt es jede Menge Veröffentlichungen zu, weil dieses Werkzeug Spektroskopie ist natürlich, was die Profis aufmachen. Alles, was wir über unser Universum wissen, was wir jetzt über Exoplaneten machen, alles basiert auf Spektroskopie. Das wäre tatsächlich meine nächste Frage, ob man auch Exoplaneten damit sehen kann. Ja, sehen, also wir haben, ich weiß nicht, der Knut hatte das, glaube ich, in seinem Vortrag. Der hatte dort auch das Zerren des Planeten am Stern. Und dadurch macht er, das ist eigentlich genau das Gleiche wie dieses Doppelsternensystem, was ich jetzt vorgestellt habe. Und in diesem Doppelsternensystem waren die Geschwindigkeiten so um die 200 Kilometer pro Sekunde. Bei einem Planeten, selbst ein schwerer Planet, der hat ungefähr 50 Meter pro Sekunde Veränderung. Das heißt, ich muss also deutlich höhere Auflösungen noch erzielen und das gelingt eben dann doch nur mit größeren Teleskopen und auch größeren Spektrometer. Also das könnte ich zum Beispiel hiermit nicht machen. Da müsste ich noch, also Faktor 100 ungefähr besser werden. Ja, also 100, ja doch ungefähr Faktor 100. Würde das dann mit einem Setup gehen? Nee, das geht nicht, weil das, diese hohe Genauigkeit bekomme ich so nicht hin. Ich müsste das alles ein bisschen größer bauen, wenn ich das machen würde, das Dinge schon. Also es gibt sicherlich Amateure, die sowas machen könnten, denke ich. Allerdings kommt dann noch hinzu, dass geeignete Sterne gefunden werden müssen. Die Lichthelligkeit muss auch stimmen. Denn je feiner ich das Licht verteile, das heißt, je länger ich das auf ein Faden ziehe, desto weniger Licht bleibt pro Pixel. Ich habe also irgendwann mal, brauche ich auch ein großes Teleskop um das machen zu können. Wobei es muss nicht besonders groß sein, aber 25 Zentimeter ist ein bisschen knapp. Also doppelt so groß, dreimal so groß würde schon gehen und es gibt viele Amateure, die haben so was. Tatsächlich wäre das auch die nächste Frage gewesen, wie groß die Öffnung des Teleskops war. Ich weiß nicht ganz sicher, ob das schon beantwortet wurde. Ja, ich hatte das, glaube ich, erwähnt. Das ist ein Zehenzeller mit 25 Zentimeter Öffnung, ein Spiel mit Teleskop. Tatsächlich, die Brennweide habe ich etwas verkürzt, weil es geht ja nur darum, der Stern ist immer punktförmig, egal was ich mache. Selbst bei Keck ist er ja noch oder bei Chile bei den großen Teleskopen. Ist der Stern immer ein Punkt? Der wird schlicht nicht aufgelöst. Und insofern kann ich dann auch, geht es also nur darum, dass ich kein Licht verliere von dem Stern und alles möglichst in die Fallbarreinkriege und deswegen habe ich die Brennweide auf 1,30 Meter ungefähr verkürzt. Und du hast ja auch einigermaßen viel selber gebaut. Was war denn das Schwierigste zum selber nachbauen, also das Schwierigste an dieser ganzen Geschichte ist tatsächlich die Justiererei. Das sieht man jetzt hier nicht so, aber tatsächlich, man kann vielleicht hier mal sehen. Man sieht ja, wenn man sich die Linien jetzt anguckt, die sind also nicht wirklich gerade. Das Ganze ist so ein bisschen schief und das ist eigentlich nicht optimal. Es wäre besser, wenn man das also noch, wenn man die Linien alle wirklich parallel alle kriegen würde, also nicht diese Krümmung da noch drin hätte. Und das ist etwas, was ich mit der Justiererei noch nicht ganz hingekriegt habe. Also die Justierung ist das, was am meisten Zeit wirklich braucht. Wenn das aber erst mal steht und dann man das nicht mehr anfasst, ist das eigentlich kein Problem. Wo ich am meisten Zeit tatsächlich gebraucht habe, ist die Software. Die Stunden kann man nicht zählen. Aber das lag auch daran, dass ich laden musste. Ich wollte ja sagen, das ist ja immer so mit guten Hobbys, oder? Ja. Ich habe jetzt hier, glaube ich, ich nehme an, das ist so ein bisschen eine Spaßfrage, kann man damit auch Hoscope berechnen? Ja, das ist vielleicht nicht. Aber man kann mit dem Spektrometer natürlich alles Mögliche machen. Ich habe zum Beispiel ein Laser, der für die Tattooentförmung benutzt wird. Also so ein Nanosekundenlaser. Wenn ich den zum Beispiel auf eine Münze schieße und das reflektierte Lichtmill hier angucke, dann kann ich die Zusammensetzung der Münze messen mit meinem Spektrometer. So was geht. Aber ein Horoscope kriege ich damit nicht hin. Ist vielleicht auch nicht ganz so wichtig. Was ist denn als allerletzte Frage, dein nächstes großes Projekt, das du machen möchtest? Wer ich ja sterben wird, als nächstes angeschaut. Was hast du vor? Also tatsächlich ist dieses nur ein Beispiel. Ich habe zum Beispiel letztes Jahr auch Nioh Weiß den Kometen spektroskopiert. Er sieht völlig anders aus im Spektrum. Da kann ich dann zum Beispiel die Kohlenstoffbanden drin sehen. Da sehe ich Swornbands drin. Ich kann da jetzt nicht drauf eingehen, was das jetzt alles Physikalsch bedeutet. Aber das heißt, da ist eine ganz andere Chemie und Physik in so einem Kometenkoma. Das lässt sich hiermit angucken und auch analysieren oder eben auch an der Sterne. Der Vorteil eines Amateurs ist eigentlich, dass man aber sich auch tatsächlich, so wie ich das jetzt hier bei Beta Lyra auch gezeigt habe, auf einen bestimmten Stern konzentrieren kann und den immer wieder angucken kann. Das können Profis nicht unbedingt, weil sie die Beobachtung seit langem voraus antragen müssen. Ist immer ein großer Wettbewerb und insofern können Amateure mit dieser Art von Equipment durchaus bei Langzeitbeobachtung wertvolle Hinweise auch immer noch für Profis liefern. Ja, das finde ich total schön. Das geht in keinem anderen Feld so gut, würde ich sagen. Ja, das geht ja. Vielen, vielen Dank nochmal. Wirklich ein toller Vortrag.