Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

kleinere Öffnung hat als der Flaschenhals, wird das Einfüllen ebenfalls ineffizient.
    Diese Tatsache bedeutet, dass man bei der Beobachtung von sehr schwachen Sternen besonders wetterabhängig ist. Denn man möchte ja möglichst keines der wenigen Photonen verlieren. Um trotzdem noch ein brauchbares Ergebnis zu erzielen, muss man bei schlechtem Wetter seinen Spalt den Bedingungen anpassen. Ein weit geöffneter Spalt bedeutet aber, dass die Datenqualität, also die spektrale Auflösung, beeinträchtigt wird. Aber oft ist diese Lösung besser, als gar keine Daten zu bekommen. Wenn man allerdings mit einer bestimmten Spaltbreite angefangen hat, ein Objekt zu beobachten, kann man die Spaltbreite nicht mehr wechseln, auch wenn das Wetter später wieder besser wird.
    Bei stundenlangen Belichtungszeiten kommt ein weiteres Problem dazu: Cosmic Rays. Cosmic Rays sind energiegeladene kleinste Teilchen kosmischen Ursprungs, die ständig durch alles hindurchfliegen und somit auch die CCD-Detektoren bombardieren. Für uns ist dieser Beschuss harmlos, aber nicht für einen Detektorpixel. Wenn ein hochenergetisches Cosmic Ray während einer Belichtung registriert wurde, bedeutet dies, dass es keine Chance mehr gibt, das schwache Sternenspektrum in diesem Pixel präzise zu messen.
    Aus diesem Grund müssen lange Beobachtungszeiten in kürzere Teilbelichtungen aufgespalten werden. Am besten sind Einzelbeobachtungen von 20 bis 30 Minuten, aber bei schwachen Objekten wie denen mit V ~ 19 tritt bei solch kurzen Belichtungen unweigerlich noch ein Problem auf.
    Die Detektoren müssen nämlich erst einmal ein gewisses Maß an Sternphotonen in all ihren Pixel registrieren, damit sie schließlich über das vorhandene Rauschen des CCD-Chips dominieren können. Ansonsten kann kein ablesbares Spektrum entstehen. Bei hellen Sternen ist dieses Rauschen schon kurz nach Belichtungsanfang überwunden. Aber bei diesen sehr schwachen Sternen muss die Belichtungszeit der Einzelbeobachtung auf mehr als 30 Minuten erhöht werden.
    Denn sonst gelangen bei weitem nicht genügend Sternphotonen auf den Detektor. Bei einstündigen Belichtungszeiten reicht die Zeit dann gerade aus, um genügend Photonen einzufangen, damit man hinterher auch ein Spektrum und nicht nur Detektorrauschen ablesen kann. Innerhalb einer Stunde wird man zwar ordentlich mit Cosmic Rays bombardiert, doch die Schäden im Sternspektrum sind noch akzeptierbar. Jede Einzelbeobachtung beinhaltet somit einen Kompromiss. Es sind diese technischen Gegebenheiten, die bestimmen, wo die Grenze des Möglichen für hochauflösende spektroskopische Beobachtungen von schwachen Sternen ist.
    Weiterhin spielen die zu beobachtende Wellenlänge eines Objekts und die Entscheidung, wie hoch die Auflösung sein soll, eine wichtige Rolle. Beide bestimmen direkt, wie viele Photonen eines Sterns aufgefangen werden können: Die Erfahrung zeigt eindeutig, dass man nicht zu hohe Erwartungen haben darf. Sogar bei 10 Stunden Belichtungszeit solcher Sterne ist kein brauchbares Spektrum unterhalb von etwa 4000 Å erhältlich, da die Sterne im blauen Bereich noch weniger strahlen als im roten. Solche langen, risikobehafteten Belichtungen sind daher nur für einzelne, wichtige Sterne möglich. Ein Beispiel ist ein extrem metallarmer Stern mit [Fe/H] = – 3.8 in der Sculptor-Zwerggalaxie, den ich im Juli 2009 mit dem Magellan-Clay-Teleskop mit MIKE beobachtet habe.

Abb. 7.7 : Verlauf der Beobachtungen der beiden Magellan-Teleskope am Himmel. Nebeneinanderliegende Punkte deuten stundenlange Beobachtungszeiten an, bei denen das Objekt über längere Zeit am Himmel verfolgt wird.
    Dieser Stern, S1020549, wurde letztendlich 498 Minuten, also 8 Stunden und 20 Minuten lang beobachtet. Ein Auszug aus meinem Beobachtungs-Log in Tabelle 7.2 zeigt die Einträge der Einzelaufnahmen mit Dateinamen, der Universal Time (UT) zu Beginn jeder Aufnahme, der Belichtungszeit (exposure time, t exp ), einer Angabe dazu, wie viel Luftmasse in die Richtung des Sterns durchschaut wird (Airmass), dem Seeing und der verwendeten Spaltbreite des Spektrographen. Bias-, Quartz-Flat und Milky-Flat-Aufnahmen werden dazu benutzt, die Rauschbeiträge und Eigenschaften des CCD-Chips zu charakterisieren, um diese später von den eigentlichen Sternbeobachtungen abzuziehen. Weiterhin werden die Quartz-Flat-Aufnahmen dazu benötigt, den Verlauf des gesamten Spektrums auf dem Chip genau vermessen zu können. So kann das Spektrum genauestens extrahiert und