Einführung in die Astronomie und Astrophysik I

Transkript

1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Teil 13 Jochen Liske Fachbereich Physik Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de

2 Astronomische Nachricht der Woche

3 Astronomische Nachricht der Woche

4 Klausur Di, , Uhr, HS II Anmeldung in STiNE erforderlich Aufgaben orientieren sich an Übungsaufgaben Erlaubte Hilfsmittel: Taschenrechner Ein von Hand, beidseitig beschriebenes A4 Blatt (Benötigte Physikalische Konstanten und astronomische Größen werden in Aufgabenstellung angegeben)

5 Themen Einstieg: Was ist Astrophysik? Koordinatensysteme Astronomische Zeitrechnung Sonnensystem Gravitation Keplersche Gesetze Zwei- und Viel-Körper Dynamik Gezeiten und Finsternisse Strahlung Helligkeiten Sterne: Charakterisierung Sterne: Äußere Schichten Sterne: Innerer Aufbau Teleskope und Instrumente

6 Teleskope und Instrumente Aufgabe: Teleskop: Licht sammeln, fehlerfreies Bild in Fokalebene liefern Instrument: Verarbeitung und Aufzeichnung Teleskop + Instrument = Messapparatur für s(φ, θ, λ, t, Pol) Möglichst präzise Möglichst genau Mit möglichst großer Bandbreite in jedem Parameter Mit möglichst hoher Auflösung in jedem Parameter Physikalische Grundlagen: Strahlenoptik Wellennatur des Lichts

7 Teleskope und Instrumente Aufgabe: Teleskop: Licht sammeln, fehlerfreies Bild in Fokalebene liefern Instrument: Verarbeitung und Aufzeichnung Teleskop + Instrument = Messapparatur für s(φ, θ, λ, t, Pol) Möglichst präzise Möglichst genau Mit möglichst großer Bandbreite in jedem Parameter Mit möglichst hoher Auflösung in jedem Parameter Physikalische Grundlagen: Strahlenoptik Wellennatur des Lichts

8 Teleskope Leistungskriterien: Lichtsammelkapazität εd 2 D = Durchmesser des Objektivs = Teleskopöffnung = Apertur ε = Empfindlichkeitsfunktion Winkelauflösungsvermögen Größe des Gesichtsfeld Abbildungstreue

9 Teleskope Grundbegriffe: Apertur, Brennweite, Fokalebene Abbildungsmaßstab / lineare Ausdehnung: l = f tan ω ω: Winkelausdehnung eines Objekts Beispiel Sonne (ω 0.5), f = 10 m l 10 cm große Detektoren/CCD-Kameras notwendig

10 Teleskope Öffnungsverhältnis: o = D/f, bzw. Blendzahl: k = f/d Bestimmt Größe des Gesichtsfeldes und Lichtstärke des Bildes: größeres Öffnungsverhältnis Gesichtsfeld ist größer, Bild ist heller, Bild aber weniger detailreich Belichtungszeit: t 1/(D/f) 2 1/o 2 = k 2 Aber: größeres Öffnungsverhältnis stärkere Krümmung des Spiegels bzw. der Linse schwieriger herzustellen

11 Teleskope Vergrößerung: Verhältnis der Winkelgrößen des Bildes und des Objekts nur eine sinnvolle Größe bei Betrachtung des vom Objektiv geschaffenen Bildes mit einem Okular: V = ω 2 / ω 1 = f 1 / f 2 Wird das Bild nicht betrachtet, sondern mit einem Detektor aufgenommen, macht der Begriff keinen Sinn

12 Teleskope Winkelauflösungsvermögen: Minimaler Abstand zweier Objekte am Himmel, bei dem beide noch als eigenständige Objekte detektiert werden können und nicht zu einem Objekt verschmelzen

13 Teleskope Winkelauflösungsvermögen: Minimaler Abstand zweier Objekte am Himmel, bei dem beide noch als eigenständige Objekte detektiert werden können und nicht zu einem Objekt verschmelzen Wird maßgeblich bestimmt durch die Point Spread Function PSF = Bild einer Punktquelle (-Funktion, in der Praxis: Stern) Bild = Quellfunktion(,) PSF

14 Teleskope Winkelauflösungsvermögen: Minimaler Abstand zweier Objekte am Himmel, bei dem beide noch als eigenständige Objekte detektiert werden können und nicht zu einem Objekt verschmelzen Wird maßgeblich bestimmt durch die Point Spread Function PSF = Bild einer Punktquelle (-Funktion, in der Praxis: Stern) Bild = Quellfunktion(,) PSF Wichtigste Eigenschaft der PSF: Ausdehnung (FWHM)

15 Teleskope Winkelauflösungsvermögen: Minimaler Abstand zweier Objekte am Himmel, bei dem beide noch als eigenständige Objekte detektiert werden können und nicht zu einem Objekt verschmelzen Wird maßgeblich bestimmt durch die Point Spread Function PSF = Bild einer Punktquelle (-Funktion, in der Praxis: Stern) Bild = Quellfunktion(,) PSF Wichtigste Eigenschaft der PSF: Ausdehnung (FWHM) Rayleigh-Kriterium: zwei (gleich helle) Objekte sind nur dann zu trennen, wenn ihr Winkelabstand > FWHM Winkelauflösungsvermögen = FWHM der PSF

16 Teleskope Winkelauflösungsvermögen: Minimaler Abstand zweier Objekte am Himmel, bei dem beide noch als eigenständige Objekte detektiert werden können und nicht zu einem Objekt verschmelzen Wird maßgeblich bestimmt durch die Point Spread Function PSF = Bild einer Punktquelle (-Funktion, in der Praxis: Stern) Bild = Quellfunktion(,) PSF Wichtigste Eigenschaft der PSF: Ausdehnung (FWHM) Rayleigh-Kriterium: zwei (gleich helle) Objekte sind nur dann zu trennen, wenn ihr Winkelabstand > FWHM Winkelauflösungsvermögen = FWHM der PSF Was bestimmt das FWHM der PSF? Beugungseffekte Abbildungsfehler Atmosphäre

17 Teleskope Winkelauflösungsvermögen Beugungseffekte: Wellennatur des Lichts Beugungseffekte an der eine kreisförmige Lochblende darstellenden Teleskopöffnung Punktquelle resultiert in Airy-Interferenzmuster: FWHM Beugung / D Beugungseffekte sind unumgänglich! FWHM Beugung = bestmögliche Auflösung eines Teleskops

18 Teleskope Winkelauflösungsvermögen Atmosphäre:

19 Teleskope Winkelauflösungsvermögen Atmosphäre: Beim Durchqueren der Atmosphäre trifft das Licht eines Sterns auf turbulenzbedingte Luftpakete mit leicht unterschiedlichen Dichten und Temperaturen unterschiedliche Brechungsindizes Wellenfront wird gestört:

20 Teleskope Winkelauflösungsvermögen Atmosphäre: Beim Durchqueren der Atmosphäre trifft das Licht eines Sterns auf turbulenzbedingte Luftpakete mit leicht unterschiedlichen Dichten und Temperaturen unterschiedliche Brechungsindizes Wellenfront wird gestört:

21 Teleskope Winkelauflösungsvermögen Atmosphäre: Beim Durchqueren der Atmosphäre trifft das Licht eines Sterns auf turbulenzbedingte Luftpakete mit leicht unterschiedlichen Dichten und Temperaturen unterschiedliche Brechungsindizes Wellenfront wird gestört. Das Momentan-Bild besteht aus N Kopien der Beugungs-PSF ( speckles ), die in einem zufälligen Muster angeordnet sind

22 Teleskope Winkelauflösungsvermögen Atmosphäre: Beim Durchqueren der Atmosphäre trifft das Licht eines Sterns auf turbulenzbedingte Luftpakete mit leicht unterschiedlichen Dichten und Temperaturen unterschiedliche Brechungsindizes Wellenfront wird gestört. Das Momentan-Bild besteht aus N Kopien der Beugungs-PSF ( speckles ), die in einem zufälligen Muster angeordnet sind Das Muster ändert sich auf der Zeitskala der Turbulenzen: 0 einige ms

23 Teleskope Winkelauflösungsvermögen Atmosphäre: Beim Durchqueren der Atmosphäre trifft das Licht eines Sterns auf turbulenzbedingte Luftpakete mit leicht unterschiedlichen Dichten und Temperaturen unterschiedliche Brechungsindizes Wellenfront wird gestört. Das Momentan-Bild besteht aus N Kopien der Beugungs-PSF ( speckles ), die in einem zufälligen Muster angeordnet sind Das Muster ändert sich auf der Zeitskala der Turbulenzen: 0 einige ms Belichtungszeiten t >> 0 ergeben ein verschmiertes Bild Form der PSF Gaussian ( seeing ) mit FWHM Seeing / r 0 1 arcsec, wobei r 0 Längenskala der Turbulenz 10 cm

24 Teleskope Winkelauflösungsvermögen Beugung vs. Atmosphäre: Beispiel VLT (D = 8.2 m, λ = 1 μm): FWHM Beugung = 1.25 x 10 7 rad 0.03 arcsec = 30 mas Viel kleiner als Seeing 1 arcsec Ohne weitere Hilfsmittel (adaptive Optik) sind optische Teleskope mit D > 1 m nicht beugungslimitiert sondern Seeing-limitiert Beispiel Radioteleskop Effelsberg (D = 100 m, λ = 20 cm): FWHM Beugung = 8 arcmin Beugungslimitiert: Weltraumteleskope Radioteleskope Interferometer Bodengebundene optische Teleskope unter Einsatz von Adaptiver Optik

25 Teleskope Adaptive Optik Echt-Zeit Korrektur von Seeing Ermöglicht es großen Teleskopen, ihr beugungslimitiertes Auflösungsvermögen zu erreichen

26 Teleskope Abbildungsfehler / Aberrationen: Monochromatische Aberrationen Defokussierung Sphärische Aberration Koma Astigmatismus Bildfeldwölbung Verzeichnung Chromatische Aberration

27 Teleskope Sphärische Aberration: Brennpunkt abhängig von Distanz zur optischen Achse scharfer Kern (achsnahe Strahlen) + unscharfer Halo (achsferne Strahlen) geringer Kontrast

28 Teleskope Sphärische Aberration: Brennpunkt abhängig von Distanz zur optischen Achse scharfer Kern (achsnahe Strahlen) + unscharfer Halo (achsferne Strahlen) geringer Kontrast

29 Teleskope Koma: Brennpunkt abhängig von Strahlrichtung scharfes Bild im Mittelpunkt des Gesichtsfeldes, zunehmende Aberration mit zunehmender Entfernung vom Mittelpunkt kleines Gesichtsfeld

30 Teleskope Koma: Brennpunkt abhängig von Strahlrichtung scharfes Bild im Mittelpunkt des Gesichtsfeldes, zunehmende Aberration mit zunehmender Entfernung vom Mittelpunkt kleines Gesichtsfeld Koma Kein Koma

31 Teleskope Astigmatismus: Brennpunkt abhängig von Strahlebene zunehmende elliptische Bilddeformation mit zunehmender Distanz vom Mittelpunkt des Gesichtsfeldes kleines Gesichtsfeld

32 Teleskope Bildfeldwölbung: gekrümmte Brennebene Verzeichnung: verzerrte Brennebene

33 Teleskope Chromatische Aberration: Brennpunkt abhängig von Wellenlänge keine scharfen breitbandigen Bilder möglich (kann aber durch den Einsatz mehrerer Linsen korrigiert werden)

34 Teleskope Teleskope sind beweglich Winkel, unter dem die Schwerkraft auf die verschiedenen Elemente eines Teleskops angreift, verändert sich Leichte Verformung der Spiegel Relative Verschiebung der Spiegel Aberrationen Korrektur in Echt-Zeit durch aktive Optik Ständige, automatische Kontrolle der Bildqualität Korrektur von Spiegelformen und relativen Positionen durch Aktuatoren Frequenz: ~0.01 Hz (adaptive Optik: einige khz)

35 Teleskoptypen Grundsätzliche Unterscheidung nach Art des Objektivs Linse: Refraktor Spiegel: Reflektor

36 Teleskoptypen Refraktor Brennweite abhängig von Form der Oberflächen Beschaffenheit Wellenlänge chromatische Aberration Kann nur am Rand gehalten werden Deformation unter Eigengewicht zu groß für D > 1 m

37 Größter Refraktor: Yerkes 40

38 Teleskoptypen Reflektor Brennweite abhängig von Form des Spiegels Keine chromatische Aberration Nur eine Fläche herzustellen Kann an der gesamten Auflagefläche abgestützt werden Viel größere Teleskope möglich (Beispiel VLT: D = 8.2 m) Heute nur noch Reflektoren

39 VLT Spiegel: 8.2 m

40 Teleskoptypen Newton nur eine gekrümmte Fläche Koma (Parabolspiegel)

41 Teleskoptypen Gregory Zwei gekrümmte Spiegel mehr Flexibilität Konkaver, parabolischer Primärspiegel Konkaver, ellipsoider Sekundärspiegel Unkomplizierter Zugang zum Primärfokus Koma

42 Teleskoptypen Cassegrain Konkaver, parabolischer Primärspiegel Konvexer, hyperbolischer Sekundärspiegel Schwieriger zu bauen aber kürzer als Gregory Koma, Bildfeldwölbung

43 Teleskoptypen Ritchey-Chrétien (Cassegrain Variante) Konkaver, hyperbolischer Primärspiegel Konvexer, hyperbolischer Sekundärspiegel Kein Koma, gerade Brennebene, nur noch Astigmatismus sehr häufig für moderne Teleskope genutzt

44 Teleskoptypen Ritchey-Chrétien (Nasmyth Variante) Erlaubt stabile Montierung von Instrumenten

45 Beispiel: Very Large Telescope

46 Beispiel: VLT

47 Teleskoptypen Viele Typen für andere Wellenlängen (z.b. Röntgenbereich) oder spezielle Zwecke (z.b. Schmidt-Teleskop), Weltraumteleskope, segmentierte Teleskope,

48 Beispiel: XMM-Newton

49 Teleskopmontierungen Äquatoriale oder parallaktische Montierung: Eine Achse parallel zur Erdrotationsachse Teleskop muss nur um diese eine Achse nachgeführt werden Komplizierter im Bau Großer Refraktor an der Hamburger Sternwarte

50 Azimutale Montierung: Eine Achse zeigt zum Zenit Teleskop muss um beide Achsen nachgeführt werden Computersteuerung Einfacher im Bau Teleskopmontierungen

51 Teleskopvergleich

52 Beispiel: ELT Derzeit im Bau, Fertigstellung ca m größtes Teleskop der Welt 3-Spiegel Anastigmat + 2 flache Faltspiegel Hervorragende Bildqualität + eingebaute adaptive Optik

53 Beispiel: ELT

54 Beispiel: ELT

55 Beispiel: ELT

56 ELT: Segmentierung des Hauptspiegels

57 ELT: Segmentierung des Hauptspiegels

58 ELT: Segmentierung des Hauptspiegels

59 ELT: Standort Credit: Google Maps

60 ELT: Standort

61 ELT: Standort Credit: NASA Earth Observatory

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63 ELT: Standort

64 ELT: Standort

65 Instrumente Empfangen das Licht vom Teleskop i.d.r. in der Fokalebene Weitere Verarbeitung des Lichts Abbildung auf einen Detektor Viele verschiedene Typen: Bildgebende Instrumente Spektrografen Integralfeld-Spektrografen Polarimeter Zeitlich hochauflösende Kameras

66 Instrumente Bildgebende Instrumente (= Kameras ) Photometrie = Messung von Helligkeiten Astrometrie = Messung von Positionen

67 Instrumente Spektrographen Aufspaltung des Photonenstrahls vor dem Detektor mit dispersiven Elementen, z.b. Prisma oder Gitters Allgemein: dispersives optisches Element, z.b. Prisma

68 Instrumente Spektrographen Aufspaltung des Photonenstrahls vor dem Detektor mit dispersiven Elementen, z.b. Prisma oder Gitters

69 Instrumente Spektrographen Aufspaltung des Photonenstrahls vor dem Detektor mit dispersiven Elementen, z.b. Prisma oder Gitters

70 Instrumente Gitterspektrograph: Beugungsbild ähnlich wie Mehrfachspalt Konstruktive Interferenz bei: sin θ = m λ/d θ: Winkelabstand m: Ordnung d: Abstand Gitterlinien

71 Instrumente Gitterspektrograph: Beugungsbild ähnlich wie Mehrfachspalt Konstruktive Interferenz bei: sin θ = m λ/d θ: Winkelabstand m: Ordnung d: Abstand Gitterlinien Winkelabstand λ-abhängig Winkeldispersion: D = dθ/dλ = m / (d cos θ) Spektrale Aufspaltung Spektrales Auflösungsvermögen: R = λ/δλ = D x Eintrittsspaltbreite Helligkeit abhängig von m, kann optimiert werden

72 Detektoren Quantendetektoren Auge Photographische Emulsion geringe QE, geringer dynamischer Bereich, nichtlinear Photomultiplier CCD, CMOS und Konsorten Heute üblich: bis zu 4k x 4k, ~10 μm pixel Andere Antennen Bolometer

73 CCD = Charge Coupled Device

74 Pixel = picture element CCD

75 Quantenausbeute

76 CCD Mosaik OmegaCam: 32 CCDs DECam: 62 CCDs

77 Fragen?

78 Themen Einstieg: Was ist Astrophysik? Koordinatensysteme Astronomische Zeitrechnung Sonnensystem Gravitation Keplersche Gesetze Zwei- und Viel-Körper Dynamik Gezeiten und Finsternisse Strahlung Helligkeiten Sterne: Charakterisierung Sterne: Äußere Schichten Sterne: Innerer Aufbau Teleskope und Instrumente

79 Ausblick: Themen in EA&A II Sternentstehung Exoplaneten Sternentwicklung Interstellare Materie Die Milchstraße Galaxien Galaxienhaufen Intergalaktische Materie Kosmologie