Vorlesung "Astronomische Beobachtungstechniken", Uni Hamburg

Astronomische Beobachtungstechniken
und -instrumente
WS 09/10
G. Wiedemann
9. November 2009
Heute



Beobachtungen: Grundlagen
Teleskope
Spektroskopie
ISM
VorlBeob WS0809
Atm
Tel
Tel
Ins
Det
2
Rauschen
Signal-zu-Rauschen

Güte einer Messung ~ S/N (signal-to-noise)

Rauschen: Fluktuationen im Signal


statistisch, nicht reproduzierbar
Minimalforderung 3σ , Signal über dem Rauschpegel


S/N = S / (SR2 + RBG2+ RON

Strahlungsrauschen:
VorlBeob WS0809
2
+ Rdark2 + Rsys2)1/2
SR ~ S1/2, limit S/N ~Nphot1/2
3
Wozu brauchen wir Teleskope


?
Teleskope: vergrössern optisch
Teleskope: sammeln Licht (x),Étendue A Ω

Detektoren sammeln Licht : t


Reiseziele
VorlBeob WS0910
4
Teleskope
......



Auflösungsvermögen:
∆Φ ∼ λ / D
seeing


Étendue A Ω (δ ν ,τ )
VorlBeob WS0910
5
1.7 %
VorlBeob WS0910
6
Wozu braucht Astronomie Detektoren?
(und wieso wird genauso viel Geld für ihre Entwicklung und
Konstruktion ausgegeben)

Detektoren wandeln Licht in elektrische Signale
um
 besser als das menschliche Auge
 in allen Wellenlängenbereichen
 mit vielen Bildpunkten ('Megapixel'), 'Arrays'
 mit geringen Störungen
 integrierend

Kosten für Detektor und Datenakquisitions-HW
sind vergleichbar mit Instrument
VorlBeob WS0910
7
OmegaCam @ VST
VorlBeob WS0910
The OmegaCAM mosaic with its 32 2k*4k CCDs (pixel size: 15 μm)
8
Infrarotdetektoren




Nahinfrarot
mittleres IR , Wärmebilddetektoren
FernIR
exotische ...
QWIP (nicht mehr sehr exotisch), STJ, E-auflösende
CCD, InGaAs, InSb, µ Bol vorhanden
VorlBeob WS0910
9
.. und andere Detektoren



UV: ~ wie optisch
x-ray: CCD
γ -ray, ν : andere

VorlBeob WS0910
10
(Back to the) Grundlagen:
Informationsträger





Axionen
Gravitationswellen
Neutrinos
Teilchen
Festkörper (Staub; Materie, z.B. Meteoriten)


elektromagnetische Strahlung
VorlBeob WS0910
11
Informationsträger










Axionen, (die zukünftigen Stars der Astrophysik?)
ALPS, SHIPS, WIMPS
in der Elementarteilchenphysik postuliert
schon für viele Prozesse im Kosmos verantwortlich
gemacht
schwer nachzuweisen
erste experimentelle Hinweise führen zu
Entdeckungsversuchen
B-Feld benötigt (für manche Varianten)
Nachweis: Sekundärphotonen
Experiment am DESY in Vorbereitung, StWB Mitwirkung
Stud. Mitarbeit....
VorlBeob WS0910
12
Informationsträger

Gravitationswellen




AR: Beschleunigte Massen erzeugen Gravitationswellen
analog zu EM-Wellenerzeugung durch beschleunigte
elektrische Ladungen
Entdeckung: über Beschleunigung von Probemassen


Indizienbeweise: Änderung von Periodizitäten vereinbar
mit Energieverlust durch Gravitationswellen
VorlBeob WS0910
13
Mittelklasse
Resonante Detektion
Webersche Aluminium-Zylinder
 Resonant bei 1.6 kHz =
erwarteter Peak in Energieverteilung bei SN-Kollaps
 Empfindlichkeit: 10−15
 Im Mittel ca. 1 Signal pro
Jahr detektiert, aber konnte
von anderen Gruppen nicht
reproduziert werden
 Unwahrscheinlich, dass so
starke Signale existieren
(s.o.).
VorlBeob WS0910
14
Informationsträger




Neutrinos
1930 von W. Pauli postuliert
1956 erstmalig entdeckt
SN 1987 A: 3 Neutrinos


heute etabliert


aber kaum direkte industrielle Anwendungen
Grosse Detektoren nötig
VorlBeob WS0910
15
Informationsträger




Teilchen mit m ≠ 0
e-, p, n, (“Sonnenwind“)
v= x00 km/sec : Lokalnachrichten
Sonnensturm, 'substorm' etc
VorlBeob WS0910
16
Informationsträger

Materie




Staub, Festkörper
Kometenmaterie
Meteoriten
Mondgestein
VorlBeob WS0910
17
Informationsträger

Testfrage: Welcher Informationsträger war das?











VorlBeob WS0910
Welche Botschaft ?
18
Elektromagnetische Strahlung


fast alle astronomisch wichtige Information kommt über
EM Strahlung
Dualität



Wellencharakter : Interferenz
Teilchencharakter: photoelektrischer Effekt
beide Aspekte wichtig für die Beobachtung



VorlBeob WS0910
Spektroskopie: Wellenlängenmessung
Detektion mit Bolometer : Energie hc/λ
Detektion mit Photoleiter: WW hν mit e-
19
Elektromagnetische Strahlung








EM – Strahlung: gekoppelte elektrische und
magnetische Felder
Beschreibung durch Maxwell-Gleichungen
Prüfung: “Wie alle Felder werden natürlich auch e.-mag.
Felder durch Quellen und Wirbel beschrieben“
Divergenz und Rotation
Keine Ladungen und Ströme : -> Wellengleichungen
Ausbreitungsgeschwindigkeit = c
Photonenruhemasse 0
Wichtig für


Diplomprüfung E-dynamik
Bau von astronomischen Instrumenten
VorlBeob WS0910
20
Elektromagnetische Strahlung






Für Wellen gilt c = λ ν
für EM Wellen im Vakuum gilt: c = Lichtgeschwindigkeit
ν in Hz (Hertz = sec-1)
λ in cm, nm, m , 1 Å = 0.1 nm
Laserphysik, IR Spektroskopie :
1 Wellenzahl = 1 Kayser = 1 cm-1,
ν ∼ = 1/ λ , wichtig im IR



In Materie c(λ ) wg λ (n),



1µ m entspricht 10000 cm-1
10 µ m entspricht 1000 cm-1
Prismen, Linsen λ /4 Platten etc +
Dispersion in Fasern , Farbfehler -
Vorsicht bei Definition: Messung in Vakuum oder Luft
VorlBeob WS0910
21
Das ans Sichtbare grenzende EMSpektrum

Nah-IR Infrarot




780 nm: für das Auge nicht mehr sichtbar
1.1 µ m : Si-CCD Grenze
2.5 µ m (5 µ m): Atmosphäre, Thermische Strahlung, HgCdTe(= MCT) Detektoren ('Mercatel')
UV


300 nm : Atmosphärengrenze
380 nm: Augenempfindlichkeit
VorlBeob WS0910
22
Empfindlichkeitsbereiche von
Detektoren:










Si CCD (0.x – 1.1 µ m),
Ge-CCD ?
InGaAs 0.9 – 1-7 µ m, ungekühlt, Pe-cooler
HgCdTe 1-2.5 µ m 273 K – 77K
HgCdTe -2.6 µ m 273 K (mil)
InSb ('Insbi') 1-5 µ m, 30 K
Si:As 3-28 µ m
Mikrobolometer 7 – 14 µ m ungekühlt
Photoemulsion
VorlBeob WS0910
23
Das elektromagnetische Spektrum:
Definition der Wellenlängenbereiche
In welchen Bereichen wird Astronomie betrieben?

überall Astronomie, 'sichtbarer' Bereich klein, aber wichtig:
(stellar)astronomisch und beobachtungstechnisch
VorlBeob WS0910
24
Absorption durch die
Erdatmosphäre
h: Höhe, in der eintreffende Strahlung um 50% geschwächt ist.
Testfragen: x-ray Astronomie, γ , FIR, NIR, Radio, Ballon, HE vom Boden?
VorlBeob WS0910
25
Einige astrophysikalische Grundlagen





Leuchtkraft und Helligkeit
Strahlungsrauschen
Grenzen der Beobachtbarkeit
Auswirkungen der Erdatmosphäre
Weltraumteleskope
VorlBeob WS0910
26
Helligkeit etc
LEUCHTKRAFT:
Die gesamte ausgestrahlte Energie pro Zeiteinheit
Glühbirne: 100 W
Sonne:
4*1026W
Sonne in 10 pc Entfernung : ?
VorlBeob WS0910
27
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
VorlBeob WS0910
4
1/T, T
28
Leuchtkraft und
Strahlungsstrom(fluss, 'flux')
Durch Integration über θ ,φ „nach aussen“ erhält man die
Oberfächenhelligkeit (Strahlungsfluss(dichte) 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 WS0910
T und Teff
4
T eff .
29
Leuchtkraft und
Strahlungsstrom
Ein Beobachter in Entfernung r misst den Strahlungsstrom S
(engl. flux):
 
2
L
 R
S=
=F
=I dω.
2
2
4π r
r
θ
θ
Gleichungen genauso gültig für monochromatische Grössen.
Verknüpfung von Sν und Sλ :
c
S ν dν=S λ dλ und λ= .
ν
VorlBeob WS0910
30
Einheiten
Jansky
VorlBeob WS0910
31
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:
m1 −m 2 =−2 .5×log 10
S1
S2
=10
 
S1
S2
−0 . 4 m 1−m 2 
Die magnitude ist als log eines Verhältnisses definiert:
dimensionslose Grösse!
VorlBeob WS0910
32
Die astronomische
Magnitudenskala
Die magnitude ist als log eines Verhältnisses definiert:
Der Nullpunkt der Skala muss festgelegt werden
Nullpunkt der Magnitudenskala per Konvention:
Für α Lyrae (Wega) gilt m ≡ 0.
(V)Wega: α = 18h36m56.3, δ = 38d47m01.3
ÜA: wo finde ich was? und wann?
Flux -magnitude conversion web, Spitzer Science Ctr
5 mag entsprechen Faktor 100
D.h. m = 25 mag bedeutet, dass Strahlungsstrom um den
Faktor 10−0.4 × 25 = 10−10 geringer ist als der von Wega.
VorlBeob WS0910
33
Beispiel für Schätzung von
Photonenströmen
VorlBeob WS0910
34
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 WS0910
35
Beispiel für Schätzung von
Photonenströmen
Vorsicht!:
Intensitätsskala oft in ADU angegeben
Umrechnungsfaktor e- / ADU notwendig!

VorlBeob WS0910
36
Beispiel für Schätzung eines
Photonenstroms
VorlBeob WS0910
Definition der ROI !
37
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 WS0910
38
Wie sähe das im MIR aus?

Demo bald!
VorlBeob WS0910
39
Grenzen der
Beobachtbarkeit von:
Positionen
Bildschärfe
Helligkeiten
Spektralverteilungen
Timing
VorlBeob WS0910
40
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). Mehr dazu u.a. in der Vorlesung
über Detektoren.
Fundamentales Limit: Statistische Fluktuationen im
Strahlungsfeld.
VorlBeob WS0910
41
Poisson-Modell für
Quantenrauschen
Betrachte Urne mit Ns schwarzen und Nw weissen Kugeln.
Gesamtzahl der Kugeln sei N. A-priori-Wahrscheinlichkeit für
das Ziehen einer schwarzen Kugel ist somit
NS
NS
p=
=
N
N S N W
Wie gross ist die Wahrscheinlichkeit, dass beim Ziehen von n
Kugeln k schwarz sind? Antwort: Binomialverteilung!

n−k
n
k
p  k ∣n  =
p  1− p 
k
Erwartungswert: ⟨ k ⟩=n⋅p
Varianz:
σ 2k =np 1− p 
VorlBeob WS0910
Rest in WEB version
42
Auswirkungen der
Erdatmosphäre

Absorption, Streuung

Emission


thermisch
nicht-thermisch ('airglow)

Refraktion

Szintillation
VorlBeob WS0910
43
Emission/visueller Bereich
Nachthimmel ist nicht völlig dunkel:
 Streuung terrestrischer Quellen (Stadtlicht, etc.),
HS:skycam

VorlBeob WS0809
44
VorlBeob WS0809
45
Lichtverschmutzung
VorlBeob WS0809
46
Absorption und Streuung



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); relevant für
optischen Bereich. => Atmosphärische Extinktion, am stärksten in
nahem UV (=> blauer Taghimmel, roter Sonnenuntergang)..

Absorption durch freie Elektronen: Für Wellenlängen > 30m
(ν < 10 MHz) ist Ionosphäre total reflektierend. Genaue
Frequenzgrenze abhängig von Elektronendichte, d.h. variabel mit
Tag/Nacht und Sonnenaktivität.
VorlBeob WS0910
47
Aerosole
Feste und flüssige Schwebeteilchen
d= 0.001 – 100 m
Pinatubo 1991
VorlBeob WS06/07
48
Airmass
(Luftmaß?) 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 siehe ÜA :
1
airmass≡ X ≈
=sec z
VorlBeob WS0910
cos z
49
Streuung





Im visuellen Spektralbereich(!): Tageshimmel dominiert
durch gestreutes Sonnenlicht. Konsequenz: Beobachtungen
(meist) nur auf der Nachtseite möglich!
Ausnahme: helle Sterne, z.B. für Zeitbestimmung
Sonnennähe wichtig
Welche Objekte befinden sich wo zu gegebener Jahreszeit?
ÜA
Objekte 'gegenüber der Sonne', in RA stehen um
Mitternacht am höchsten, sind am längsten beobachtbar
VorlBeob WS0910
50
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
51
Emission/visueller Bereich
Nachthimmel ist nicht völlig dunkel:
 Streuung terrestrischer Quellen (Stadtlicht, etc.)
 gestreutes Mondlicht
 Emissionslinien aus Hochatmosphäre, angeregt vor allem
durch Sonnenwind (OH airglow, vor allem im IR)
(Lichtquelle für Nachtsichtgeräte)
Die entsprechenden Photonen müssen aus den
Beobachtungen herausreduziert werden. Das Rauschen
kann nicht weggerechnet werden! Beides vermindert die
Messgenauigkeit.
Poissonstatistik mit Beitrag des Himmels:
VorlBeob WS0910
Γ ∝k Q± k Q2⋅k H
k Q : Anzahl Photonen von der beobachteten Quelle
k H : Anzahl Photonen vom Himmel
52
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 WS0910
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
53
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 WS0910
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
54
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

VorlBeob WS0910
55
Konsequenzen II
mehr Arbeit beim Einreichen eines
Beobachtungszeitantrags:
'dark time' reserviert für FOC, FOS,
Extragalaktik
Begründung des gewünschten Zeitraums
erforderlich
VorlBeob WS0910
56
Emission/Infrarot

Thermische Eigenemission der Atmosphäre relevant.
Wegen T ≈300K ist λ max≈ 10µ m, steiler Abfall zu kürzeren
λ , wird irrelevant für λ < 2µ m (Spektroskopie ca 1.7
µ m)
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 λ max≈ 500nm) => Tagesbeobachtungen
ohne Einschränkungen möglich. (Nein!, Sonne und seeing)
(KPNOG)
 Spezielle Beobachtungstechniken erforderlich zur genauen
Himmelserfassung und –subtraktion. Signaldetektion mit kQ
VorlBeob WS0910
57
≈ 10-4 kH möglich!

HimmelsEmissionsspektrum
VorlBeob WS0910
m(AB) = –2.5 log (f) – 48.60,
where f is in cgs units, i.e., erg s–1 cm–2 Hz–1
58
Wie sieht eine Aufnahme
aus?
VorlBeob WS0910
m(AB) = –2.5 log (f) – 48.60,
where f is in cgs units, i.e., erg s–1 cm–2 Hz–1
59
Emission/visueller Bereich
Nachthimmel ist nicht völlig dunkel:

Airglow:
Empfindlichkeitslimit bei Breitbandaufnahmen ('Imaging')
(-> OH suppression)
(Variabilität der)Linien beeinträchtig(t)en Spektroskopie
VorlBeob WS0809
60
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 WS0910
61
Differentielle Refraktion
Refraktion 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...
 Korrektur durch Atmosph. Dispersions-Kompensator
(ADC...)
 Anomaler Brechungsindex
VorlBeob WS0910
62
Differentielle Refraktion
z = 25°
z = 34°
z = 44°
VorlBeob WS0910
63
Differentielle Refraktion
Bei Spaltspektroskopie (Was ist das, FOV?)
: Spalt senkrecht zum Horizont,
d.h. nach dem parallaktischen Winkel, ausrichten.
Rotes Bild des Sterns
Blaues Bild des Sterns
Spaltausrichtung Nord-Süd
VorlBeob WS0910
Spalt im parallaktischen Winkel
64
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
65
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Beob

Übung: Messung der differentiellen Refraktion mit OLT
VorlBeob WS0809
66
Differentielle Refraktion
Änderung d. parallaktischen Winkels mit dem Stundenwinkel:
VorlBeob WS0910
=> 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.
67
Aus der Praxis
Im Service Modus hat man oft keine Wahl
Bei kleinen  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
68
Def. Positionswinkel
„Von Norden über Osten“
VorlBeob WS0910
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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 WS0910
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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 WS0910
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Typische Seeing-Werte
Calar Alto
VorlBeob WS0910
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 WS0910
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Szintillation
Folge der Intensitäts-Szintillation: Sehr kurze
Belichtungszeiten (t < 1 Sekunde) nicht sinnvoll für
Photometrie oder Spektrophotometrie, weil Messung
möglicher Weise systematisch verfälscht.
VorlBeob WS0910
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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)
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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
WS0809
VorlBeob
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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
1990
ROSAT: Erste vollständige Himmelsdurchmusterung im
Röntgenbereich
1990
Hubble Space Telescope (HST)
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ENDE
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Aerobee-Rakete mit
Röntgendetektor
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79
ROSAT
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80
Hubble Space Telescope
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Lichtverschmutzung
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