Upload
ilma-landaker
View
103
Download
0
Embed Size (px)
Citation preview
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
1
Kapitel V:Astronomische Beobachtungsmethoden
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
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
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
3
Das elektromagnetische Spektrum Überwiegend genutzte Informationsquelle Heute ganzes Spektrum von Radio –
Gamma-Strahlung beobachtbar.
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
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.
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
5
Grundlagen astronomischer TeleskopeAnforderungen 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.
Nur für unendlich große Öffnung ist die konstruktive Interferenz auf einen Punkt begrenzt.
Interferenzmuster analog Einzelspalt.
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
6
Grundlagen astronomischer Teleskope Für kreisförmige Öffnung ensteht ein Muster von konzentrischen Ringen. Auflösungsvermögen wird i.a. durch den Winkelabstand der 1. Nullstelle definiert./ D (im Bogenmaß)
→ Beugungsbegrenztes Auflösungsvermögen
Wird im allgemeinen nicht erreicht, limitierende Faktoren sind optische Aberrationen und atmosphärische Unruhe (seeing).
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
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“.
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
8
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 5 . 105
(50 qm)
106 0.015
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
9
Optische Teleskope
Historisch und bis heute wichtigster Wellenlängenbereich
Auge: Wellenlängenbereich: 400-800 nm Öffnung: bis 7 mm Auflösung: ca. 1 Bogenminute Grenzhelligkeit ca. 6 mag
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
10
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 - Durchmesser auf 1m begrenzt.
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
11
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
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
12
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.
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
13
SpiegelteleskopeCassegrain-System
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
14
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.
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
15
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. http://archive.eso.org/dss/dss
Kap
itel V
: Ast
rono
mis
che
Beo
bach
tun
gsm
etho
den
16
Spiegelteleskope
Strahlengang eines Schmidt-Spiegels.
Im Fokus befindet sich eine durchgebogene Photoplatte