Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

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1 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

2 Träger astrophysikalischer Informationen
Allgemeines Problem: Beobachtung entfernter Systeme von der Erde oder aus dem Erdorbit. Keine Manipulation des Systems durch Experimente möglich. Ausnahme: Naherkundung des Planetensystems durch Sonden / Lander. Photonen Neutrinos Geladene Teilchen (kosmische Strahlung) Staub / Meteorite Gravitationswellen Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

3 Das elektromagnetische Spektrum
Überwiegend genutzte Informationsquelle Heute ganzes Spektrum von Radio – Gamma-Strahlung beobachtbar. Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

4 Das elektromagnetische Spektrum
Erdgebundene Beobachtungen nur durch begrenzte „Fenster“ möglich: Optisch (340 – 800 nm) Nah-Infrarot (800 – 5000 nm) , einzelne Fenster Radio (ab ca. 1mm Wellenlänge) Hochenergie-Gammastrahlung (ab 30 GeV, indirekt durch optisches Fenster. Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

5 Grundlagen astronomischer Teleskope
Anforderungen an astronomische Teleskope: Grosses Lichtsammelvermögen, bestimmt durch die Fläche der freien Öffnung. Hohes Auflösungsvermögen. Definiert durch der Winkelabstand zweier gerade noch trennbarer Objekte (z.B. Doppelstern). Im Wellenbild entsteht Abbildung durch die Interferenz der auf den Brennpunkt zulaufenden Wellen. Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden Nur für unendlich große Öffnung ist die konstruktive Interferenz auf einen Punkt begrenzt. Interferenzmuster analog Einzelspalt.

6 Grundlagen astronomischer Teleskope
Für kreisförmige Öffnung ensteht ein Muster von konzentrischen Ringen. Auflösungsvermögen wird i.a. durch den Winkelabstand der 1. Nullstelle definiert. a= 1.22 l / D (im Bogenmaß) Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden → Beugungsbegrenztes Auflösungsvermögen Wird im allgemeinen nicht erreicht, limitierende Faktoren sind optische Aberrationen und atmosphärische Unruhe (seeing).

7 Grundlagen astronomischer Teleskope
Seeing wird durch die Halbwertsbreite des Bildes einer Punktquelle angegeben Beste Standorte (Chile, Hawaii) in sehr guten Nächten: ca. 0.5“. Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

8 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden
Optische Teleskope D/cm Fläche [cm2] Relativ zum Auge Beugungsbegrenztes Auflösungsvermögen [Bogensekunden] Auge dunkeladaptiert 0.7 0.38 1 20 Amateurteleskop 25 491 2000 0.5 1 VLT (von 4) 820 (50 qm) 106 0.015 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

9 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden
Optische Teleskope Historisch und bis heute wichtigster Wellenlängenbereich Auge: Wellenlängenbereich: nm Öffnung: bis 7 mm Auflösung: ca. 1 Bogenminute Grenzhelligkeit ca. 6 mag Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

10 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden
Optische Teleskope Geschichte: Erstes Teleskop: Lippershey 1608 Erste astronomische Nutzung : Galileo Galilei 1609 Heutiges Linsenteleskop (Refraktor) beruht auf dem Kepler´schen Fernrohr: Sammellinsen als Objektiv und Okular Vergrösserung: V=fobj/fOku Probleme von Linsenfernrohren: Chromatische Aberration (Brechungsindex ist Funktion von l) Durchmesser auf 1m begrenzt. Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

11 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden
Optische Teleskope Erstes Spiegelteleskop: Newton (1668) Vorteile des Spiegelteleskops gegenüber Refraktor: Nur eine große optische Fläche zu schleifen. Kann auf der ganzen Fläche gelagert werden. Geringere Anforderungen and die Glasqualität Kompakte Bauweisen möglich Heutige Großtelekope ausschließlich Spiegel Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

12 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden
Spiegelteleskope Newton-System: Parabolischer Primärspiegel, planer Sekundärspiegel Exakte Abbildung auf der optischen Achse, jedoch schnell wachsende Bildfehler off-axis. Cassegrain-System: Parabolischer Primärspiegel, hyperbolischer Sekundärspiegel Sehr kompakte Bauweise, Grundlage heutiger Großteleskope Abwandlung: Ritchey-Chrétien-System: hyperbolische Primär- und Sekundärspiegel. Grösseres korrigiertes Gesichtsfeld. Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

13 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden
Spiegelteleskope Cassegrain-System Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

14 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden
Spiegelteleskope Coudé-System: Realisierung eines ortsfesten Fokus durch mehrere Umlenkspiegel. Vorteil: Sehr schwere Instrumente (z.B. höchstauflösende Spektrographen müssen nicht mit dem Teleskop nachgeführt werden. Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

15 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden
Spiegelteleskope Schmidt-Spiegel Sphärischer Hauptspiegel + dünne Korrekturlinse Fokalebene gekrümmt (durchgebogene Fotoplatte) Erlaubt sehr großes (einige Grad) Gesichtsfeld mit guter Abbildungsqualität Wurden für Himmelsdurchmusterungen verwendet (z.B Palomar Sky Survey an Nordhimmel, ESO Sky Survey am Südhimmel. Die digitalisierten Sky Survey Platten sind im Internet verfügbar und bis heute tägliches Handwerkszeug der Astronomen. Z.B. Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden

16 Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden
Spiegelteleskope Kapitel V: Astronomische Beobachtungsmethoden Strahlengang eines Schmidt-Spiegels. Im Fokus befindet sich eine durchgebogene Photoplatte