Vorlesung "Astronomische Beobachtungstechniken", Uni Hamburg

Astronomische Beobachtungstechniken
und -instrumente
WS 08/09
G. Wiedemann
6. November 2008
Rauschen
Signal-zu-Rauschen


Güte einer Messung ~ S/N (signal-to-noise)
Rauschen: Fluktuationen im Signal


statistisch, nicht reproduzierbar
Minimalforderung 3σ, Signal über dem Rauschpege


S/N = S / (SR2 + RBG2+ RON

Strahlungsrauschen:
VorlBeob WS0809
2
+ Rdark2 + Rsys2)1/2
SR ~ S1/2, limit S/N ~Nphot1/2
2
Infrarotdetektoren




Nahinfrarot
mittleres IR , Wärmebilddetektoren
FernIR
exotische ...
QWIP (nicht mehr sehr exotisch), STJ, E-auflösende
CCD, InGaAs, InSb, µBol vorhanden
VorlBeob WS0809
3
.. und andere Detektoren



UV: ~ wie optisch
x-ray: CCD
γ-ray, ν: andere

VorlBeob WS0809
4
Helligkeit etc
LEUCHTKRAFT:
Die gesamte ausgestrahlte Energie pro Zeiteinheit
Glühbirne: 100 W
Sonne:
VorlBeob WS0809
4*1026W
5
Helligkeit etc
Spektralverteilung:
Die gesamte Abstrahlung ist i.d.R. über viele Wellenlänge
kontinuierlich verteilt: Spektrum
wichtiger Fall : Planckverteilung : Intensität (λ-spezifisch)
durch nur 1 Parameter charakterisiert: T
Planckfunktion gibt die pro Zeitintervall, Fläche, Raumwinkelelement und Spektralelement abgestrahlte Energie
1/T , T4
VorlBeob WS0809
6
Leuchtkraft und Strahlungsstrom(fluss,
'flux')
Durch Integration über θ,φ „nach aussen“ erhält man die
Oberfächenhelligkeit (Strahlungsfluss an der OF)
π /2 2π

4
F = ∫ ∫ I dθ dφ=π B T =σ T .
0 0
Integration über die Oberfläche liefert die Gesamtstrahlungsleistung (Leuchtkraft):
2

2
L=4π R F =4π R σ
VorlBeob WS0809
T und Teff
4
T eff .
7
Die astronomische Magnitudenskala
Neben Strahlungsstrom ist ein zweites System
gebräuchlich, vor allem in der optischen Astronomie. Geht
zurück auf Hipparch: hellste Sterne = 1. Grösse (<=>
Magnitude oder kurz „mag“); schwächste = 6. Grösse.
 Physiologische Rechtfertigung: Auge hat „logarithmische
Wahrnehmungsskala“.
D.h. konstante Verhältnisse S1/S2 => Differenzen m1−m2.
Definition:
S1
m1 −m 2 =−2 .5×log 10
S2


S1
S2
−0 . 4 m 1−m 2 
=10
Die magnitude ist als log eines Verhältnisses definiert:
dimensionslose Grösse!
VorlBeob WS0809
8
Die astronomische Magnitudenskala
Die magnitude ist als log eines Verhältnisses definiert:
5 mag entsprechen Faktor 100
Flux -magnitude conversion web, Spitzer Science Ctr
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9
Beispiel für Schätzung eines
Photonenstroms
VorlBeob WS0809
Definition der ROI !
10
Photonenzahl
Umrechnung von Strahlungsstrom in Anzahl Quanten pro
Fläche und Zeiteinheit (=> Photonenstrom Γ):
S Sλ
Γ= =
hν hc
Beispiel:
 Quelle mit Sλ = 2 × 10−20 W m−2 nm−1 im visuellen
Spektralbereich (entspricht etwa V = 23 mag).
 Photonenenergie bei λ = 500nm: hν ≈ 2 eV = 4 × 10−19 J.
=> Photonenstrom:
−1
Γ λ=0 .05 s
−2
m
nm
−1
Grenze für: kleine Tel., kurze Belichtungen, hohe λ-Auflösung
VorlBeob WS0809
11
Beispiel für Schätzung von
Photonenströmen
Vorsicht!:
Intensitätsskala oft in ADU angegeben
Umrechnungsfaktor e- / ADU notwendig!

Messung !
VorlBeob WS0809
12
Photonenzahl
?
Beispiel: Beobachtung mit dem ESO 2.2m-Teleskop;
Filter 450−550nm, CCD-Detektor und Kamera haben
zusammen ca. 50% Quantenausbeute. Dann werden im
Mittel (!) pro Sekunde
k =0 . 05×π  1 .1 2 ×100×0 .5≈10
Photonen registriert.
Für gegebenen Strahlungsstrom: Je höher die Frequenz (E pro
Photon) , desto kleiner die Photonenzahl: IR Vorteil mit
Quantendetektoren!


im Röntgenbereich ist Registrierung einzelner Photonen der
Normalfall!
Im MIR ist Breitband Imaging bei 108-10 Phot/sec schwierig
VorlBeob WS0809
13
Wie sähe das im MIR aus?
VorlBeob WS0809
14
Heute



Beobachtungen: Grundlagen
Teleskope
Spektroskopie
ISM
VorlBeob WS0809
Atm
Tel
Tel
Ins
Det
15
Grenzen der Beobachtbarkeit von:
Begrenzung durch Rauschen
Positionen
Bildschärfe
Helligkeiten
Spektralverteilungen
Timing
Begrenzung durch andere Effekte .......................
VorlBeob WS0809
16
'Rauschen'
1.7 %
WS0607 Beob
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Grenzen der Beobachtbarkeit
Die Genauigkeit von astronomischen Beobachtungen werden
begrenzt durch:



Umgebungseinflüsse: Absorption und Turbulenz in der
Atmosphäre; Streustrahlung unerwünschter Quellen (siehe
nächster Abschnitt), thermische Emission
Technische Limits: Z.B. Auflösungsvermögen der Apertur;
Verfügbarkeit geeigneter Detektoren; begrenzte Genauigkeit in
der Kalibration instrumenteller Effekte (z.B. Flatfields);
Verstärkung und Diskretisierung des Signals (z.B.
Ausleserauschen eines CCDs).
Fundamentales Limit: Statistische Fluktuationen im
Strahlungsfeld.
VorlBeob WS0809
18
Emission/visueller Bereich
Nachthimmel ist nicht völlig dunkel:
 Streuung terrestrischer Quellen (Stadtlicht, etc.),
HS:skycam

VorlBeob WS0809
19
VorlBeob WS0809
20
Lichtverschmutzung
VorlBeob WS0809
21
Auswirkungen der Erdatmosphäre

Absorption, Streuung

Emission


thermisch
nicht-thermisch ('airglow)

Refraktion

Szintillation
VorlBeob WS0809
22
Absorption und Streuung
(Extinktion)




Streuung an Wasserdampf: Für Tröpfchengrösse a >> λ
unabhängig von Wellenlänge => Wolken
Elektronische Übergänge und Ionisation von
Luftmolekülen: Relevant für λ < 320 nm => Atmosphäre völlig
undurchsichtig für UV- und Röntgenstrahlung
Anregung von Rotations- und Schwingungsübergängen: Vor
allem H2O, CO2. Relevant für IR-Bereich.
Streuung an Luftmolekülen: Für simple 2-atomige Moleküle ist
Streuquerschnitt σ~λ-4 (Rayleigh-Streuung),+ S(ν); relevant für
optischen Bereich. => Atmosphärische Extinktion, am stärksten in
nahem UV (=> blauer Taghimmel, roter
Sonnenuntergang)..Demo?
Staub (Vulkan), Aeorosole
 Absorption durch freie Elektronen: Für Wellenlängen > 30m
(ν < 10 MHz) ist Ionosphäre total reflektierend. Genaue
Frequenzgrenze abhängig von Elektronendichte, d.h. variabel mit
VorlBeob WS0809
23
Tag/Nacht und Sonnenaktivität.

Aerosole
Feste und flüssige Schwebeteilchen
d= 0.001 – 100 µm
Pinatubo 1991
VorlBeob WS06/07
24
Airmass
Wegen Absorption durch Erdatmosphäre hängen
beobachtete Strahlungs– bzw. Photonenströme von der
Weglänge durch die Erdatmosphäre ab => airmass.
Beobachtete Grössen werden daher auf Zenitdistanz z = 0°
normiert.
Lichtquelle (z.B. Stern)
Erdatmosphäre
Planparalle Näherung, gültig für kleine z:
1
airmass≡ X ≈
=sec z
VorlBeob WS0809
cos z
25
Streuung






Im visuellen Spektralbereich(!): Tageshimmel dominiert
durch gestreutes Sonnenlicht. Konsequenz: Beobachtungen
(meist) nur auf der Nachtseite möglich!
Ausnahme: helle Sterne, z.B. für Zeitbestimmung
Radio, IR
welcher Stern kann nur am Tag beobachtet werden?
Welche Objekte befinden sich wo zu gegebener Jahreszeit?
Objekte 'gegenüber der Sonne', in RA stehen um
Mitternacht am höchsten, sind am längsten beobachtbar


Monat des Mitternachttransits = (RA -4) /2
VorlBeob WS0809
26
Emission/visueller Bereich
Nachthimmel ist nicht völlig dunkel:



gestreutes Mondlicht , 'dark time'
Emissionslinien (+ cont) aus Hochatmosphäre, angeregt
vor allem durch Sonnenwind ('OH airglow', vor allem im IR)
(Lichtquelle für Nachtsichtgeräte)
Die entsprechenden Photonen müssen aus den spektralen
Beobachtungen 'herausreduziert' werden. Das Rauschen
kann nicht weggerechnet werden!
VorlBeob WS0809
27
Himmels-Emissionsspektrum
!
!
m(AB) = –2.5 log (f) – 48.60,
where f is in cgs units, i.e., erg s–1 cm–2 Hz–1
VorlBeob WS0809
Himmelslinien auf Detektor
28
Emission/visueller Bereich
Nachthimmel ist nicht völlig dunkel:

Airglow:
Empfindlichkeitslimit bei Breitbandaufnahmen ('Imaging')
(-> OH suppression)
(Variabilität der)Linien beeinträchtig(t)en Spektroskopie
VorlBeob WS0809
29
Helligkeit des Nachthimmels bei
optischen Wellenlängen
Typische Werte für Helligkeit des Nachthimmels an dunklen
Standorten (z.B. Chile):
Helligkeit des Nachthimmels
[mag arcsec–2]
VorlBeob WS0809
Tage nach U
Neumond
B
V
R
I
0
22.0
22.7
21.8
20.9
19.9
3
21.5
22.4
21.7
20.8
19.9
7
19.9
21.6
21.4
20.6
19.7
10
18.5
20.7
20.7
20.3
19.5
14
17.0
19.5
20.0
19.9
19.2
30
Helligkeit des Nachthimmels bei
optischen Wellenlängen
Typische Werte für Helligkeit des Nachthimmels an dunklen
Standorten (z.B. Chile):
Helligkeit des Nachthimmels
[mag arcsec–2]
Tage nach U
Neumond
B
V
R
I
0
22.0
22.7
21.8
20.9
19.9
3
21.5
22.4
21.7
20.8
19.9
7
19.9
21.6
21.4
20.6
19.7
10
18.5
20.7
20.7
20.3
19.5
14
17.0
19.5
20.0
19.9
19.2
VorlBeob WS0809
!
31
Interpretation !
Konsequenzen
Beispiel: Photometrie
 Ein Stern habe eine Helligkeit von
V = 20.0 mag
 Seeing = 0.56 arcsec FWHM
(wieso ist das wichtig?)
Radius der Apertur, über die integriert
wird, sei FWHM des Seeing-Profils
 Dann ist Helligkeit des Himmels innerhalb
der Apertur bei Vollmond 20.0 mag
=> Innerhalb einer gegebenen Zeit
werden genau so viele Photonen von
der Quelle detektiert wie vom
Himmel!
⇒ Reduzierung der Messgenauigkeit: S/N ?

VorlBeob WS0809
32
Konsequenzen II
mehr Arbeit beim Einreichen eines
Beobachtungszeitantrags:
'dark time' reserviert für FOC, FOS,
Extragalaktik
Begründung des gewünschten Zeitraums
erforderlich
VorlBeob WS0809
33
Emission/Infrarot

Thermische Eigenemission der Atmosphäre relevant.
Wegen T ≈300K ist λmax≈ 10µm, steiler Abfall zu kürzeren,
wird irrelevant für λ < 2µm (Spektroskopie ca 1.7 µm)
Dieser Unterschied ist von großer technischer und $$ Bedeutung !

(Entspricht Übergang NIR -> mittleres IR; auch thermisches IR
genannt.)


Im mittleren IR: Himmel ist immer 'hell', Sonnenstreulicht
irrelevant (da λmax≈ 500nm) => Tagesbeobachtungen ohne
Einschränkungen möglich. (Nein!, Sonne und seeing)
Spezielle Beobachtungstechniken erforderlich zur genauen
Himmelserfassung und –subtraktion. Signaldetektion mit kQ
≈ 10-4 kH möglich! (chopping, nodding, 'sky subtraction')
VorlBeob WS0809
34
Refraktion
Brechungsindex von Luft ≠ 1 (typisch: nL ≈ 1.0003).
Richtungsänderung von Lichtstrahlen nach Brechungsgesetz:
sin z 0 =n L sin z
⇒ z 0−z≈ n L −1  tan z 0
z .B .: z 0 −z≈1' für z 0 =45°
in Näherung planparalleler Atmosphäre und für kleine
Zenitdistanzen z. Einfach zu merkende Näherung:
z 0 −z=tan z [ arcmin ]
VorlBeob WS0809
35
Refraktion

Refraktion: muß beim pointing berücksichtigt werden

imaging mit kleinem Gesichtsfeld, Faseroptik



'Leitrohr' auch bei modernen Teleskopen
IR Beobachtungen von visuell unsichtbaren Quellen
Spalt-Spektroskopie
VorlBeob WS0809
36
Differentielle Refraktion



Refraktion allein muß beim pointing berücksichtigt werden
aber
differentielle Refraktion: Bilder bei verschiedenen
Wellenlängen erscheinen an unterschiedlichen Stellen


Nachführung (guide - camera)


Spaltspektroskopie: slit-viewing bei λBeob

Übung: Messung der differentiellen Refraktion mit OLT
VorlBeob WS0809
37
Differentielle Refraktion

Refraktion ist wellenlängenabhängig, d.h. nL = nL (λ)!
=> differentielle Refraktion.
Konsequenzen:
 Bei Abbildungen mit breiter Wellenlängenüberdeckung
verschmiert das Bild senkrecht zum Horizont.
 Bei Spektroskopie ist Zentrierung des Objekts im Spalt
wellenlängenabhängig! Bei grosser Zenitdistanz
dramatisch...
VorlBeob WS0809
38
Differentielle Refraktion
Zenitdistanz
z = 25°
z = 34°
z = 44°
Abweichung bei λ von 500 nm [in arcsec]
VorlBeob WS0809
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Differentielle Refraktion
Bei Spaltspektroskopie (Was ist das, FOV?)
: Spalt senkrecht zum Horizont, d.h. nach dem parallaktischen
Winkel, ausrichten; (nicht immer erwünscht)
Rotes Bild des Sterns
Blaues Bild des Sterns
Spaltausrichtung Nord-Süd
VorlBeob WS0809
Spalt im parallaktischen Winkel
40
Differentielle Refraktion
Änderung d. parallaktischen Winkels mit dem Stundenwinkel:
VorlBeob WS0809
=> Bei Spektroskopie ist es in der Regel vorteilhaft, Objekte nicht im Meridian
zu beobachten, weil sich dort der parallaktische Winkel am schnellsten ändert.
Besser ist es, bei einem Stundenwinkel von 2-3 Stunden zu beobachten.
41
Aus der Praxis
Im Service Modus hat man oft keine Wahl
Bei kleinen ∆λ irrelevant
ADC: Atmospheric Dispersion Compensator
=> Bei Spektroskopie ist es in der Regel vorteilhaft, Objekte nicht im Meridian
zu beobachten, weil sich dort der parallaktische Winkel am schnellsten ändert.
Besser ist es, bei einem Stundenwinkel von 2-3 Stunden zu beobachten.
VorlBeob WS0809
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Def. Positionswinkel
„Von Norden über Osten“
VorlBeob WS0809
43
Szintillation und Seeing
Man unterscheidet:
 Richtungs-Szintillation (oder Seeing). Ursache:
Brechungsindex von Luft ist nicht räumlich konstant, wg.
Turbulenzen in Erdatmosphäre. Folge: Ursprünglich
planparallele Wellenfronten erreichen das Teleskop aus
unterschiedlichen Richtungen.



Beispiel für ähnlichen Effekt: Flimmernde Luft über heissem
Asphalt.
Kann nicht nur in hohen Luftschichten, sondern auch in
Bodennähe oder sogar im Teleskopgebäude entstehen
(=> „Dome seeing“)
Intensitäts-Szintillation (oder einfach Szintillation).
Entsteht durch Dichtefluktuationen.
VorlBeob WS0809
44
Seeing
Folge der Richtungs-Szintillation (<=> Seeing): Punktquellen werden
zu „Seeing-Scheibchen“ verschmiert.
Zentraler Bereich kann i.d.R. gut
durch Gaussfunktion modelliert werden;
Flügel aber breiter (=> Moffat-Funktion)
VorlBeob WS0809
45
Typische Seeing-Werte
Calar Alto
VorlBeob WS0809
Paranal
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Seeing und Winkelauflösung

Folge des Seeings: Räumliches Auflösungsvermögen von
optischen bodengebundenen Teleskopen ab ca. 1m
begrenzt durch Seeing, nicht durch Apertur!
VorlBeob WS0809
47
Seeing und Winkelauflösung
VorlBeob WS0809
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Szintillation
Folge der Intensitäts-Szintillation: Sehr kurze
Belichtungszeiten (t < 1 Sekunde) sind nicht sinnvoll für
Photometrie oder Spektrophotometrie, weil Messung
möglicherweise systematisch verfälscht werden.
Verfälschung durch Bewegung rel zu Pixel
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Astronomische Beobachtungen
ausserhalb der Erdatmosphäre
Wenn Erdatmosphäre so viele Probleme mit sich bringt,
warum dann nicht vom Weltraum aus beobachten?

Weltraumteleskope sind extrem teuer!
Beispiel: HST (d=2.4m, Fläche=4.5m2) hat 1.5 Milliarden US-$
gekostet (ohne COSTAR), d.h. ca. 300 Mio. Euro pro m2
Spiegelfläche; ESO-VLT (d=4x8.2m, Fläche=211m2) „nur“ 0.5
Milliarden Euro, d.h. 2.4 Mio Euro pro m2 Spiegelfläche!
Wartung (in der Regel) nicht möglich

Eine der wenigen Ausnahmen ist HST (COSTAR; Service Missions)
Neuere Technologie am Boden
 HST: NICMOS 256
 VLT: HAWAII 2048
VorlBeob WS0809

50
Astronomische Beobachtungen
ausserhalb der Erdatmosphäre
Einige historische Meilensteine:
1949
Detektion solarer Röntgenstrahlung (V2-Rakete; Friedmann)
1962
Entdeckung von Scorpius X-1 (Aerobee rocket; Giacconi)
1970
UHURU: Erster Röntgen-Satellit
1978
International Ultraviolet Explorer (IUE): UV-Spektroskopie
lang leb(t)e IUE
1990
ROSAT: Erste vollständige Himmelsdurchmusterung im
Röntgenbereich
1990
Hubble Space Telescope (HST)
VorlBeob WS0809
51
Aerobee-Rakete mit Röntgendetektor
VorlBeob WS0809
52
ROSAT
VorlBeob WS0809
eRosita
53
Hubble Space Telescope
VorlBeob WS0809
54
ENDE
VorlBeob WS0809
55