Abbildende Spektrometer

Heute mal wieder ein längerer Beitrag getreu dem Motto "Da haben wir mal wieder was gelernt". Es geht um eine Klasse von Instrumenten, die unbemerkt eine Blüte erlebt hat: Abbildende Spektrometer.

Zuerst einmal eine Erklärung was Spektroskopie ist: Es ist die Aufspaltung von elektromagnetischen Wellen nach ihrer Frequenz in einzelne Messwerte. Das ganze kann man bei allen elektromagnetischen Wellen machen, von Gammastrahlen bis hin zu Langwellen. Ein Radio ist z.B. ein Spektrometer für UKW Wellen. Sie selektieren einen Bereich durch die Wahl der Frequenz und würden sie durch alle Frequenzen durchgehen und dabei jeweils die Lautstärke in der Y Achse notieren (die X Achse ist für die Frequenz bestimmt) so hätten sie ein Spektrogramm.

Nun die Instrumente die ich nun bespreche arbeiten im sichtbaren Licht und im Infraroten. Die Sonne sendet Strahlung dieser Wellenlänge aus und schon im Spektrum des Sonnenlichts findet man Einbrüche – scharf begrenzte Linien. Diese entstehen, weil Atome in der Korona und Photosphäre der Sonne Energie aus dem Licht aufnehmen und dabei Elektronen von einer Bahn auf eine andere springen. Jede Wellenlänge entspricht einer Energie und weil diese Sprünge nur von einer Bahn zur anderen gehen, aber nie in den Zwischenraum dazwischen, wird nur Energie einer bestimmten Wellenlänge absorbiert (analog wie wenn sie einen Ball genau in einem Basketballkorb versenken wollen – dazu muss er genauso so hoch wie der Korb geworfen werden – zu wenig und er erreicht den Korb nicht, zu viel und er prallt am Schild ab.)

Kommt nun das Sonnenlicht auf einen Planeten oder Mond, so absorbieren die Atmosphäre und die Oberfläche auch Energie. Die Energie regt Atombindungen zum Schwingen, Oszillieren und Rotieren an. Auch hier hängt die Wellenlänge von der Bindung ab. Allerdings gibt es hier einen breiten Bereich, weil die Bindung unterschiedliche Energien aufnehmen kann. Als ich noch Lebensmittelchemiker war, und es keine Computer für normale Studenten gab, musste man z.B. unbekannte Materialen durch Spektren vergleich bestimmen. Man schaute in der Literatur nach welche Bindungen wo in welchem Muster absorbieren, dann hatte man einige Bindungen des Moleküls. Damit suchte man nach Substanzen die diese Bindungen enthielten. War dort ein Teil des Spektrums identisch, so hatte man einen Molekülteil identifiziert z.B. einen aromatischen Ring, und man konnte nach ähnlichen Verbindungen suchen, welche den Rest des Spektrums (die dort identifizierten Bindungen) enthielten. Das war zum einen sehr lehrreich, aber auch sehr öde. Ich kann mich noch erinnern, dass ich knapp 2 Jahre nach dem Uni Studium in einem Praktikum dieselbe Aufgabe von einem Laborleiter bekam, der mich wohl damit abwimmeln wollte. Dummerweise hatte er eine Substanz rausgesucht, die ich schon mal identifizieren musste und so hatte ich die Lösung nach einer halben Stunde anstatt der vom Laborleiter erhofften Tage.

Diffiziler ist es wenn sich die Spektren überlagern, weil in der Atmosphäre mehrere Substanzen sind oder der Boden aus mehreren Mineralien besteht. Doch auch das ist lösbar. In meinem ersten Staatsexamen bestimmte ich 3 rote Farbstoffe, nicht wie üblich durch Dünnschichtchromatographie, sondern durch Spektren vergleich. Spektren liefern Daten über die mineralogische Zusammensetzung des Bodens und der Atmosphäre. Wie stark eine Substanz absorbiert ist ein Maß für ihre Menge. Kurzum: Man erhält so die Zusammensetzung von Planeten und Atmosphären – ohne eine direkte Analyse.

Mineralien absorbieren Licht im sichtbaren Bereich bis zum nahen Infrarot. Organische Stoffe und flüssige bis feste (extrem kalte) Gase im nahen bis mittleren Infrarot und Atmosphärengase im mittleren bis fernen infrarot. Daher haben zahlreiche Raumsonden ein Spektrometer für das sichtbare Licht und Infrarot an Bord. Ein solch klassisches Instrument besteht aus einem Teleskop, das Licht bündelt. Im Strahlengang ist dann eine Blende, die nur noch einen Schlitz durchlässt. Das begrenzt das Licht auf eine Stelle. Das Licht trifft dann auf ein Gitter, wo es durch Brechung in Spektralfarben aufgespalten wird (vergleichbar dem Regenbogen den eine CD erzeugt9. Das so entstandene Spektrum ist dann ein langgezogener Streifen, der entweder von einer sehr langen Zeile von Detektorelementen oder wenigen Detektoren, die mit einem Schrittmotor entlang dem Spektrum bewegt werden, erfasst werden.

Man erhält so ein Spektrum mit sehr hoher spektraler Auflösung, d.h. jedes Detektorelement deckt nur einen kleinen Wellenlängenbereich ab. Allerdings bekommt man es nur von einem Punkt, und man hat zwar so eine sehr gute spektrale Auflösung, aber eine sehr kleine räumliche Auflösung. Gute Spektrometer dieser Art, wie das PFS haben z.B. 10000-20000 Meßpunkte, aber ihre räumliche Auflösung ist sehr gering. CIRS an Bord von Cassini braucht sehr viele Vorbeiflüge um auch nur eine halbwegs komplette Karte mit Messungen von Titan anzufertigen. Von den anderen Monden gibt es nur Messungen kleiner Ausschnitte oder eben gleich des ganzen Mondes.

Seit Anfang der 90 er Jahre hat man neue Instrumente entwickelt, eine Art Zwitter zwischen Spektrometer und CCD Kamera – Die Optik und das Gitter ist wie bei einem klassischen Spektrometer. Doch dahinter setzt nun ein Array CCD Detektor, z.B. mit 256 x 256 Pixeln.

In der Y Richtung (Spalte) bekommt man den Schlitz zu sehen, also die räumliche Information. In der X Richtung (Zeile), das Spektrum also die spektrale Information. Das alleine ist nicht viel besser als ein normales Spektrometer – man hat eben anstatt wenigen nun 256 Bildpunkte untereinander. Doch wenn man nun durch einen Schrittmotor das Teleskop bewegt, erhält man Spalte für Spalte ein zweidimensionales Bild. Der Nutzen ist dann doppelt da: Die räumliche Auflösung ist deutlich höher, als bei einem klassischen Spektrometer und man kann neben dem Spektrum eines Punktes auch ein Bild des Himmelskörpers in einer Spektralfarbe machen und so z.B. Falschfarbenaufnahmen machen bei denen man mit Farben das Vorkommen von bestimmten Mineralien kodiert.

Der Hauptnachteil dieser Instrumente ist ihre enorme Datenmenge. Sie liefern pro Punkt viel mehr Daten als eine Kamera, selbst wenn man bedenkt das IR Sensorelemente viel gröber auflösen als CCD fürs sichtbare Licht. Für ein Bild eines Mondes von 256 x 256 Pixel räumlich, kommen pro Punkt 256 spektakle Messungen, also die 256 fache Menge einer Kamera derselben Auflösung. Daher betreibt man Cassinis Instrument meist in einem Summenmodus, indem es nur 64 x 64 x 64 Elemente erzeugt. Omega an Bord von Mars Express nutzt schon 352 Spektralkanäle. Heutige CCD sind bis 1024 x 1024 Pixel groß, würden also noch viel höhere räumliche und spektrale Auflösungen erlauben, doch da kommt man an die Grenze die man übertragen kann.

Heute findet man abbildendes Spektrometer an Bord fast jeder Raumsonde – Auf Dawn, Rosetta und Venus Express z.B. VIRTIS. An Bord von Mars Express ist es Omega. An Bord des MRO ist es CRISM und SIR und M3 an Bord von Chandrayaan 1. Diese Instrumente sagen uns mehr als Kameras und sie werden immer wichtiger – Die Oberfläche des Mars ist heute so gut bekannt wie man sie für geologische Untersuchungen kennen muss, doch ihre Zusammensetzung ist noch kaum erforscht. VIMS konnte auf den Saturnmonden unterscheiden wo im eis sich Ammoniak, Kohlenmonoxid und Methan befindet, wo organische Stoffe – auf den Bildern sehen die Monde absolute einfarbig aus. Und VIRTIS sieht im infraroten Bodenstrukturen durch unterschiedliche Temperaturen, und soll so auch nach heißen Quellen (Vulkanen) suchen.

Sodele, bis in ein paar Tagen, derzeit habe ich viel zu tun….