Optische Teleskopie von Andreas Reuß

Transkript

1 Optische Teleskopie von Andreas Reuß

2 Inhalt Historisches Physik optischer Instrumente Klassifikation optischer Teleskope Seeing und Korrekturmethoden Ausblick

3 Frühe Astronomie (~ v. Chr.)

4 Eine kurze Geschichte der Astronomie BC: erste gesicherte Beobachtung einer Mondfinsternis (Maya) ca 200 BC: Aus Beobachtungen der Sonnen- und Mondbewegungen leitet Erasthotenes den Heliozentrismus ab 1608 AD: Hans Lippershey baut das erste Fernrohr, Galilei ein Jahr später 1616 AD: Jesuitenpater Nicolaus Zucchius erfindet das Spiegelteleskop

5 Physik, grundlegende Formeln Snellius: n 1 sin(α) ) = n 2 sin(β) Abbildungsgleichung: 1/g + 1/b = 1/f Vergrößerung: V = B/G minimaler Sehwinkel: θ min = λ/d = 3600 x 180/π,, # Bogensekunden; d: Durchmesser der Aperturblende Rayleigh-Auflösung: A = 1,22 n θ min

6 Physik, grundlegende Formeln Numerische Apertur N A = n sin(θ/2) θ: : objektseitiger Öffnungswinkel des Lichtkegels θ = 2 arctan(d/(2 Abstand Eintrittspupille-Gegenstand )) Öffnungsverhältnis: O = d/f Lichtsammelvermögen: L ~ A/λ 2 ~ (d/λ) 2 Plattenskala: s = 0,0175 f s: Verhältnis normaler Sehwinkel/Bildgröße

7 Physik, Helligkeit Scheinbare ~: m 1 m 2 = -2,5 lg(e 1 /E 2 ) E: Bestrahlungsstärke, E =dφ/da, Strahlungsfluss Φ ist die Leistung, die durch eine Fläche fließt Absolute ~: M 1 M 2 = -2,5 lg(l 1 /L 2 ) L: Leuchtkraft, Gesamtenergie/Zeit Flächen~: S = m - 2,5 lg(winkelfläche)

8 Physik, Helligkeit ~ wird in Magnituden gemessen, d.h. Größenordnungen sie ist ein logarithmsches Maß: E 1 /E 2 = 100 -> m 1 /m 2 = 10 5 ein Stern ist leichter zu entdecken, als ein ausgedehntes Objekt mit gleicher scheinbarer ~

9 Physik, Linsenfehler Sphärische Aberration Verzeichnung durch Lauflängenunterschiede achsferner Strahlen Asphärische Elemente Koma (Asymmetriefehler) nicht paraxiale Strahlen werden wegen Unvollkommenheiten der opt. Elemente nicht in einem Punkt gebündelt Aplanate

10 Physik, Linsenfehler Astigmatismus nicht paraxiale Bündel besitzen unterschiedliche sagittale/meridonale Schnittflächen Anastigmate Verzeichnung Abbildungsmaßstab hängt von der Distanz zur opt. Achse ab

11 Physik, Linsenfehler Bildfeldwölbung Bild wird nicht in eine plane, sondern in eine gewölbte Ebene abgebildet Chromatische Aberration (Linsen) dn/dλ 0 Korrektur durch Verwendung verschiedener Materialien oder O klein (sehr lange Teleskope) Achromate: rot-blau korrigiert Apochromate (APO): rot-grün-blau korrigiert

12 Optik Klassifikation, grundlegende Bestandteile Linsenfernrohr (Refraktor) Spiegelfernrohr (Reflektor) Detektor Auge, Kamera, Fotoplatte, CCD, Montierungen Parallaktisch, Azimutal, (Hexapod-~)

13 Klassifikation, Refraktor Galilei-/Holländisches ~ kein Zwischenbild Bild aufrecht kompakt kleines Sehfeld schlechte Lokalisierung Keplersches/Astron. ~ reelles, seitenverkehrtes Bild

14 Klassifikation, Refraktor Kometensucher kompakt große Öffnung und Flächenhelligkeit Astrografen lichtstarke Kameras mit großem f verzeichnungsfrei und apochromat geringer Wärmedehnungskoeffizient der Linsen Zenitteleskop Präzisionsinstrument zur Ortsbestimmung von Sternen Ausrichtung vertikal in örtlicher Meridianebene

15 Klassifikation, Refraktor Faltrefraktor geknickte Bauweise Umlenkung über planparallele Spiegel Verkürzung des Tubus Coudé-Refraktor (Ellbogen) Strahlengang wird durch Montierung in festen Fokus umgelenkt zwei Spiegel üblich

16 Klassifikation, Reflektor Newton-~ (1668 AD) wegen einfacher Bauweise bei Amateuren beliebt RCC-~ (Theorie: Abbè) konvexer Fangspiegel komafreie, aplanate Mehrspiegeloptik basierend auf Cassegrain-Modell

17 Klassifikation, Reflektor Gregory-~ konkaver Fangspiegel Bildumkehr Segmentation segmentierter HS des Southern African Large Telescope sprengt Größenlimit, für Linsen nicht möglich

18 Klassifikation, Vergleich Der große Refraktor des Yerkes-Observatoriums, d = 102cm f = 19,7m Einweihung 1897 AD Gran Telescopio Canarias (GTC) auf La Palma d = 10,4m HS aus 36 Hexagonen Aktive Optik

19 Klassifikation, Detektoren Auge Fotoplatte zur Astrofotografie Langzeitbelichtung zeigt lichtschwache Objekte CCD (Charge-Coupled Device) photoempfindliche Diode mit feiner, matrixartiger Pixelung Stärke des aus einem Pixels fließenden el. Stroms gibt die eingestrahlte Lichtenergie wieder

20 Klassifikation, Montierung Was muss eine Montierung können? Teleskop tragen und ausrichten Ausgleich der Erdrotation, d.h. die ~ muss fähig sein über lange Zeit bestimmte Koordinaten fest zu halten bewegte Objekte verfolgen (z. B. durch zusätzliche Achsen/Antriebe)

21 Klassifikation, Montierung Parallaktisch Stunden-/Rektaszensionsachse parallaktisch Deklinationsachse äquatorial orientiert Azimutal schwenkbar um senkrechte Hauptachse Objektiv schwenkbar um 90 rotierendes Gesichtsfeld mechanisch stabiler, aber komplizierte Steuerung

22 Seeing und Korrekturen das Seeing bezeichnet die Unschärfe, die durch turbulente Störungen der Atmosphäre entsteht gemessen in Bogensekunden, meist 2-5, am Cerro Paranal z. B. nur 0,18 Blinken der Sterne (Szintillation, also Brechzahlschwankungen der Atmosphäre), heiße Luft überm Asphalt je kleiner λ,, desto stärker ist das Seeing

23 Seeing und Korrekturen Speckle-Interferometrie ist eine Methode die Flecken (speckles) aus dem Seeing zu kompensieren Feinstruktur ändert sich in t < 1s völlig Punkt wandert und wird mehrfach abgebildet A ist begrenzt auf den mittleren Durchmesser des Specklemusters Bild verschmiert bei Langzeitbelichtung Reihe mehrerer kurzer Einzelaufnahmen (1ms bis 1s) wird nichtlinear gemittelt

24 Seeing und Korrekturen Adaptive Optiken pas- sen sich den Störungen an Aktive Optiken gleichen Eigengewicht aus gibt es mit Segment- und Einspiegeln Spiegel aus Glaskeramik (z. B. Zerodur) mit kleinem Wärmeaus- dehnungskoeffizienten

25 Konsequenz der Korrekturen Interferometrie A prop. größtem Abstand der beteiligten Teleskope v. a. Radioastronomie optisch: direkte Überlagerung der Signale, da l k ~ 3μm3 VLTI am Paranal- Observatorium (Atacama, Chile) mit d = 8,2m

26 Ausblick Hubble Space Telescope 1990 bis x d = 2,4m f = 57,6m Ritchey-Chretién deckt IR bis UV ab James Webb ~ ab 2013 d = 6,5m (Beryllium) reines IR-Teleskop

27 Ausblick Giant Magellan Telescope geplant bis Gregory-~ mit d eff = 21,4m, f = 18m Overwhelmingly Large Telescope d = 100m (!) 2005 gestoppt, da Kosten über 1 Milliarde Euro European Extremely Large Telescope d = 42m aus 906 hexagonalen Segmenten geplant bis 2017

28 Danke für die Aufmerksamkeit und einen schönen Abend!