7.1.5 Einige praktische Probleme der Sterninterferometrie

Spaltbreite In der praktischen Arbeit ist die Bedingung $b \ll d$ meistens nicht zu verwirklichen. So wurde im vorliegenden Versuch bei möglichen Spaltabständen von $d=8 \dots 14$ cm eine Spaltbreite von 1 cm gewählt, um auch Objekte geringerer Helligkeit interferometrisch vermessen zu können (man bedenke, daß eine Verdoppelung der Spaltbreite $b$ eine um den Faktor 16 höhere Streifenintensität hervorbringt). Die daraus folgende Amplitudenmodulation der Interferenzmaxima (siehe Abb. 2 unten) kann dazu führen, daß die sich überlagernden Streifensysteme eines Doppelsterns gleichzeitig Gebiete mit gutem und sehr schlechtem Kontrast aufweisen.
Effektive Wellenlänge Die in den Gleichungen (5) und (9) bisher als monochromatisch angenommene Wellenlänge kann praktisch mit Hilfe schmalbandiger Filter nur angenähert werden, was in jedem Fall einen Kontrastverlust mit sich bringt. Mit wachsender Bandbreite $\Delta \lambda$ eines Filters verringert sich die Kohärenzlänge $l$ ( $l = \frac{\lambda^2}{\Delta \lambda}$), und die Anforderungen an Stabilität und Genauigkeit der Interferometeranordnung wie auch die Stabilität der Atmosphäre (Seeing) steigen (bei dieser Überlegung ist die Strahlung aller Wellenlängen innerhalb von $\Delta \lambda$ noch von gleicher Intensität). Da die Intensitätsverteilung der empfangenen Sternstrahlung nicht konstant ist, sondern durch ein Maximum charakterisiert wird, kann auch ohne Verwendung von Filtern interferometrisch gearbeitet werden. Bei Beobachtung in einem endlichen Spektralbereich verwendet man die effektive (d.h. die zur Bildung von Interferenzstreifen wesentliche) Wellenlänge, die sich nach der Wichtung der Intensitätsverteilung der Strahlung des Objektes $I_{\rm Objekt}(\lambda)$ mit der Durchlässigkeit der Atmosphäre $A(\lambda)$ und der Optik einschließlich der Farbfilter $O(\lambda)$ sowie mit der Empfindlichkeit des Empfängers $E(\lambda)$ ergibt: $I(\lambda_{\rm eff}) = \frac{\int_{\lambda_1}^{\lambda_2} I_{\rm Objekt}(\lamb... ...t_{\lambda_1}^{\lambda_2} [A(\lambda) O(\lambda) E(\lambda)] \ {\rm d}\lambda}$, $\lambda_2(\frac{I(\lambda_{\rm eff})}{2}) - \lambda_1(\frac{I(\lambda_{\rm eff})}{2}) \ \rightarrow \ \Delta \lambda_{\rm eff}$. Im Falle filterloser Beobachtung wird die effektive Wellenlänge $\lambda_{\rm eff} \approx 0,65 \mu$m im vorliegenden Versuch wesentlich durch die Empfindlichkeitskurve des CCD-Empfängers bestimmt. Bei Verwendung von Filtern ist $\lambda_{\rm eff} = \lambda_{\rm Filter}$.
Refraktion Die atmosphärische Refraktion wandelt das Bild eines Sterns in ein kurzes senkrecht zum Horizont liegendes Spektrum (oben: violett, unten: rot) um, dessen Länge mit kleiner werdender Gestirnshöhe zunimmt. Liegt die Verbindungslinie des Doppelspalt senkrecht zu diesem Spektrum, erhält man ein fächerförmiges Streifensystem (oben weiter als unten). Liegt die Verbindungslinie in Richtung des Spektrums, so verschieben sich die Maxima bei verschiedenen Wellenlängen mit zunehmendem Zentrumsabstand und löschen sich so aus (d.h. sie verringern den Kontrast, siehe effektive Wellenlänge). Der Effekt der Refraktion kann durch schmalbandige Beobachtung oder durch die Kompensation der atmosphärischen Dispersion mit optischen Hilfsmittels ausgeschaltet werden. Zur Verringerung des Effekts sollte bei großen Höhen beobachtet werden (siehe Aufgabe "`Messung der atmosphärischen Refraktion"').