Beobachtungsinstrumente der Astronomie - mirko-hans.de · Christian-Weise-Gymnasium Zittau - FB Physik - Mirko Hans 1 Beobachtungsinstrumente der Astronomie • Das astronomische

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Beobachtungsinstrumente der Astronomie

• Das astronomische Fernrohr

• Spiegelteleskope

• Moderne Technologien für Großteleskope

• Radioteleskope


Optische Teleskope

Welche Anforderungen müssen an den Standort eines optischen Teleskops gestellt werden, damit dieses Instrument optimale Beobachtungsergebnisse ermöglicht?

• große Höhe über dem Meeresspiegel• möglichst trockene Luft• große Häufigkeit klarer Nächte• wenig „Lichtverschmutzung“• wenig atmosphärische Turbulenzen

Lichtverschmutzung als Standortproblem astronomischer Forschung


Was muss ein astronomisches Fernrohr leisten?

� Es soll einen Sehwinkel liefern, der im Vergleich zum Sehwinkel mit bloßem Auge vergrößert ist.

� Es soll möglichst viel Licht aufsammeln, was dadurch erfolgt, dass man die Öffnung des Teleskops möglichst groß wählt.

� Es soll Bilder mit einer sehr hohen Auflösungliefern.


Quelle:http://www.wissenschaft-schulen.de/alias/material/teleskope-aus-optischer-mechanischer-und-historischer-sicht/1063411

Sehwinkel


Sehwinkel


Sehwinkel



Strahlengang im astronomischen Fernrohr (Refraktor) nach Kepler


V = fObjektiv/fOkular; l = fObjektiv + fOkular

Die langen Röhren desJohann Hevelius

� Das Bild zeigt die „machina coelestis“ (Himmelsmaschine) des Johann Heveliusum 1670.

� Warum ist das Fernrohr so lang?

� Welchen Nachteil hat die Konstruktion?


Quelle: Müller A. „Fotos und Gemälde …“;Astronomie + Raumfahrt im Unterricht 134;S. 12

Mond und Saturn

Wie stark muss ein Fernrohr vergrößern, damit der Saturn (der am weitesten von der Sonne entfernte Planet, der noch mit bloßem Auge sichtbar ist) so groß erscheint wie der Mond mit bloßem Auge?(D – Durchmesser, A – mittlerer Abstand)DMond = 3480 km; AMond = 384.000 kmDSaturn= 120.670 km;A(Saturn-Sonne)= 9,5 AE



Mond und Saturn

Wie lang muss ein astronomisches Fernrohr mit der Okularbrennweite fOkular = 2 cm sein, um diese Vergrößerung zu erreichen?



Aufgabe zum astronomischen Fernrohr

Der Objektivdurchmesser eines Fernrohrs beträgt 50 mm, die Objektivbrennweite 800 mm. Die maximal sinnvolle Vergrößerung eines Fernrohrs beträgt das Doppelte seiner Objektivöffnung.

� Berechnen Sie die Brennweite des Okulars im Fall der Maximalvergrößerung.

� Berechnen Sie die Vergrößerung bei der Verwendung eines Okulars mit einer Brennweite von 20 mm.


Quelle: LB Physik Gymnasium Klasse 10 Sachsen; Cornelsen Verlag Berlin 2007, S. 90

Lichtsammelvermögen



Lichtsammelvermögen

� Die Lichtstrahlen werden im Brennpunkt der Objektivlinse vereinigt und treten – da die Brennpunkte von Objektiv- und Okularlinse zusammenfallen - als paralleles Lichtbündel am Okular aus. Da die Lichtstrahlen nach Passieren des Teleskops dichter beieinander liegen, ist die Lichtintensität erhöht – man kann z.B. Objekte, deren Helligkeiten mit bloßem Auge unter der Wahrnehmungsschwelle liegen, beim Blick durch ein Fernrohr erkennen.

� Je größer die Öffnung des Fernrohrs, desto größer ist sein Lichtsammelvermögen.



Auflösungsvermögen

� Lesen Sie im LB bsv S. 199 f. und machen Sie sich zu folgenden Schwerpunkten kurze Notizen:

� Was gibt das Auflösungsvermögen eines Fernrohrs an und wodurch ist es begrenzt?

� Erläutern Sie mit einer mathematischen Formel welche Größen das Auflösungsvermögen eines Fernrohrs bestimmen.

� Erläutern Sie die Begrenzung des Auflösungsvermögens durch die Atmosphäre der Erde sowie durch optische Abbildungsfehler.




Der Begriff Auflösungsvermögenbezeichnet die Unterscheidbarkeitfeiner Strukturen, also z. B. denkleinsten noch wahrnehmbarenAbstand zweier punktförmigerObjekte. Die Auflösung wird durchdie Beugung des Lichts an derÖffnung des Fernrohrobjektivsbegrenzt.

Einfluss der Öffnung auf das Auflösungsvermögen


� Kleinster noch auflösbarer Winkelabstand zweier astronomischer Objekte:α = 1,22 * λ/D

� Je kleiner die verwendete Wellenlänge, desto kleinere Winkel sind auflösbar.

� Je größer die Objektivöffnung, desto kleinere Winkel sind auflösbar


Begrenzung des Auflösungsvermögens durch die Erdatmosphäre

� Refraktion (die nach außen hin abnehmende Dichte der Erdatmosphäre täuscht für das Objekt eine größere Höhe über dem Horizont vor)

� Extinktion (Streuung und Absorption des Lichts an Staubteilchen und Luftmolekülen)

� Szintillation (Turbulenzen in der Erdatmosphäre �

„Flimmern“ des Objekts (Seeing))


Astronomische Refraktion


Sonnenuntergang


Deformation der Sonnenscheibe durch Refraktion

Begrenzung des Auflösungsvermögens durch optische Abbildungsfehler

Sphärische Aberration (randnahe Strahlen werden von einer Linse stärker gebrochen als achsennahe Strahlen)


Begrenzung des Auflösungsvermögens durch optische Abbildungsfehler

Chromatische Aberration(Licht unterschiedlicher Wellenlänge bzw. Farbe wird unterschiedlich stark gebrochen)


Aufgabe zum Auflösungsvermögen

Mit einem Fernrohr mit 60 mm Objektivdurchmesser kann man noch Sterne trennen, die einen Winkeldurchmesser von 0,0006° haben. Aus welcher Entfernung müsste man eine 1€ - Münze (Durchmesser 23 mm) betrachten, um sie unter diesem Winkel zu sehen? Fertigen Sie eine Skizze an.


tan α = D/x � x = 2196 m


Linsenfernrohre (Refraktor)

Großer Doppelrefraktor in Potsdam:Erbaut 1889Linsendurchmesser80 cm und 50 cm


Linsenfernrohre (Refraktor)

Größtes Linsenfernrohr der Welt in Yerkes (Chicago, USA):Erbaut 1897Linsendurchmesser 1,02 m

Spiegelteleskope

� Lesen Sie im LB bsv S. 201 und erläutern Sie weshalb Newton das Spiegelteleskop (Reflektor) entwickelte.

� Skizzieren Sie den Strahlenverlauf im Spiegelteleskop nach Newton und Cassegrain.


Spiegelteleskope


Spiegelteleskope (Bauformen)


Moderne Technologien für Großteleskope - MMT

Beim Keck-Teleskop auf Hawaii setzt sich der Hauptspiegel aus 36 wabenförmigen (hexagonalen) Spiegeln von je 1,8 Meter Durchmesser, aber nur 7,5(!) cm Dicke zusammen, die ständig über 180 Aktuatoren computergesteuert auf optimale Lage justiert werden (� aktive Optik). Der effektive Objektivdurchmesser beträgt bezüglich der lichtsammelnden Wirkung 9,82 Meter.


Primärspiegel eines derKeck – Teleskope



Spiegelteleskop (Reflektor)

Keck-Observatorium(Mauna Kea, Hawaii)2 x 10 m Spiegel

Aktive Optik

� Die aktive Optik wird eingesetzt, um die Spiegelkrümmung auszugleichen, die beim Schwenken des Teleskops entsteht.

� Um diese Abbildungsfehler zu korrigieren, werden die Spiegel auf Aktoren (motorisierte Stellelemente) gelagert.

� Erstmals eingesetzt beim New Technology Telescope (NTT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) auf La Silla in Chile 1989.


Adaptive Optik

Lesen Sie das Material zur adaptiven Optik und beantworten Sie folgende Fragen:

� Was passiert, wenn aus dem Weltall kommendes Licht die Erdatmosphäre durchquert?

� Wie funktioniert die adaptive Optik?


Quelle: http://www.wissenschaft-schulen.de/alias/material/endlich-scharf-sehen/1051413

Adaptive Optik


Adaptive Optik

Erzeugung eines Referenzsterns durch einen Laser am VLT


Interferometrie am VLT

Erhöhung des Lichtsammelvermögens und der Auflösung durch Zusammenschalten von benachbarten Teleskopen, z.B. bei den vier VLT auf einen wirksamen Spiegeldurchmesser von 16 m.



VLT – Very Large Telescope(Cerro Paranal, Chile)

4 Teleskope je 8,20 m


LBT – Large Binocular Telescope(Mt. Graham Arizona, USA)

2 x 8,40 mSpiegeldurchmesser

Zukunftsvisionen …European ExtremelyLarge Telescope


Größenvergleich mit dem Brandenburger Tor und dem VLT

Einige Fakten:• Hauptspiegeldurchmesser: 39,3 m• Hauptspiegel besteht aus 798

sechseckigen Spiegelelementen• Inbetriebnahme: 2022• Standort: Cerro Armazones, Chile• Kosten: ca. 1,1 Mrd. Euro


Hubble Space Teleskop

gestartet 1990;Hauptspiegel-durchmesser 2,40 m

Radioteleskope

Lesen Sie im LB bsv S. 204 f. und machen Sie kurze Notizen zu folgenden Schwerpunkten:

� Pionier der Radioastronomie

� Bauweise der Antennen

� Vergleich des Auflösungsvermögens mit dem von optischen Teleskopen

� Begriff „very long baseline interferometry“

� Beobachtungsobjekte der Radioastronomie


Karl Jansky

� Karl Jansky (1905 - 1950) war ein US-amerikanischer Physiker und Radioingenieur. Er wurde zum Begründer der Radioastronomie, als er 1932 feststellte, dass die Milchstraße Radiostrahlung emittiert.

� Er identifizierte das Sternbild Sagittarius als Quelle der Radiostrahlung � Zentrum der Milchstraße


Bauweise – Würzburg Riese


Radioteleskop -Auflösungsvermögen

� Radiowellen haben eine größere Wellenlänge als optische Lichtwellen � Radioteleskope haben ein geringeres Auflösungsvermögen als optische Teleskope

� Zur Steigerung des Auflösungsvermögens �

Bau sehr großer Antennen



Radioteleskop in Arecibo(Puerto Rico)

Spiegeldurchmesser305 m


Radioteleskop in Effelsberg(Deutschland)

Spiegeldurchmesser 100 m


Radioteleskop in Green Bank (West Virginia, USA)

Spiegeldurchmesser 102 m

Very Long Baseline Interferometry

� „Zusammenschalten“ von mehreren Radioteleskopen zur Erhöhung der Auflösung der Radiomessung

� In der VLBI werden die Signale der einzelnen Antennen zusammen mit sehr genauen Zeitreferenzen gespeichert und später rechnerisch korreliert.



VLA Very Large Array

Radioastronomie-Beobachtungsobjekte

� Radiowellen durchdringen interstellaren Staub �

Beobachtung von Objekten, die hinter kosmischen Staubschichten verborgen sind

� Sonnensystem (Sonne, Planeten)

� Milchstraße (galaktisches Zentrum, Supernovaüberreste, Pulsare)

� Extragalaktische Objekte (Quasare)



Aufnahme eines Radioteleskops

Radiokarte des Himmels bei 45 MHz

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