Optische Teleskopie

Optische Teleskopie
23. 10. 2007
von Andreas Reuß
Inhalt
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Historisches
Physik optischer Instrumente
Klassifikation optischer Teleskope
Seeing und Korrekturmethoden
Ausblick
Frühe Astronomie
(~3000-2000 v. Chr.)
Eine kurze Geschichte der
Astronomie
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15. 02. 3379 BC: erste gesicherte Beobachtung
einer Mondfinsternis (Maya)
ca 200 BC: Aus Beobachtungen der Sonnenund 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
Physik, grundlegende Formeln
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Snellius: n1 sin(α) = n2 sin(β)
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Abbildungsgleichung: 1/g + 1/b = 1/f
Vergrößerung: V = B/G
minimaler Sehwinkel: θmin = 206.265 λ/d
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206.265 = 3600 x 180/π, # Bogensekunden;
d: Durchmesser der Aperturblende
Rayleigh-Auflösung: A = 1,22 n θmin
Physik, grundlegende Formeln
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Numerische Apertur NA = n sin(θ/2)
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θ: objektseitiger Öffnungswinkel des Lichtkegels
θ = 2 arctan(d/(2 AbstandEintrittspupille-Gegenstand))
Öffnungsverhältnis: O = d/f
Lichtsammelvermögen: L ~ A/λ2 ~ (d/λ)2
Plattenskala: s = 0,0175 f
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s: Verhältnis normaler Sehwinkel/Bildgröße
Physik, Helligkeit
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Scheinbare ~: m1 – m2 = -2,5 lg(E1/E2)
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Absolute ~: M1 – M2 = -2,5 lg(L1/L2)
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E: Bestrahlungsstärke, E =dΦ/dA,
Strahlungsfluss Φ ist die Leistung, die durch
eine Fläche fließt
L: Leuchtkraft, Gesamtenergie/Zeit
Flächen~: S = m - 2,5 lg(Winkelfläche)
Physik, Helligkeit
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~ wird in Magnituden gemessen, d.h.
Größenordnungen
sie ist ein logarithmsches Maß: E1/E2 = 100
-> m1/m2 = 105
ein Stern ist leichter zu entdecken, als ein
ausgedehntes Objekt mit gleicher
scheinbarer ~
Physik, Linsenfehler
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Sphärische Aberration
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Verzeichnung durch Lauflängenunterschiede
achsferner Strahlen
Asphärische Elemente
Koma (Asymmetriefehler)
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nicht paraxiale Strahlen werden wegen
Unvollkommenheiten der opt. Elemente nicht
in einem Punkt gebündelt
Aplanate
Physik, Linsenfehler
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Astigmatismus
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nicht paraxiale Bündel besitzen
unterschiedliche sagittale/meridonale
Schnittflächen
Anastigmate
Verzeichnung
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Abbildungsmaßstab hängt von der Distanz zur
opt. Achse ab
Physik, Linsenfehler
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Bildfeldwölbung
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Bild wird nicht in eine plane, sondern in eine
gewölbte Ebene abgebildet
Chromatische Aberration (Linsen)
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dn/dλ ≠ 0
Korrektur durch Verwendung verschiedener
Materialien oder O klein (sehr lange
Teleskope)
Achromate: rot-blau korrigiert
Apochromate (APO): rot-grün-blau korrigiert
Klassifikation, grundlegende
Bestandteile
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Optik
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Detektor
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Linsenfernrohr (Refraktor)
Spiegelfernrohr (Reflektor)
Auge, Kamera, Fotoplatte, CCD,…
Montierungen
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Parallaktisch, Azimutal, (Hexapod-~ )
Klassifikation, Refraktor
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Galilei-/Holländisches ~
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kein Zwischenbild
Bild aufrecht
kompakt
kleines Sehfeld
schlechte Lokalisierung
Keplersches/Astron. ~
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reelles, seitenverkehrtes
Bild
Klassifikation, Refraktor
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Kometensucher
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Astrografen
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kompakt
große Öffnung und Flächenhelligkeit
lichtstarke Kameras mit großem f
verzeichnungsfrei und apochromat
geringer Wärmedehnungskoeffizient der Linsen
Zenitteleskop
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Präzisionsinstrument zur Ortsbestimmung von Sternen
Ausrichtung vertikal in örtlicher Meridianebene
Klassifikation, Refraktor
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Faltrefraktor
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geknickte Bauweise
Umlenkung über
planparallele Spiegel
Verkürzung des Tubus
Coudé-Refraktor (Ellbogen)
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Strahlengang wird durch
Montierung in festen Fokus
umgelenkt
zwei Spiegel üblich
Klassifikation, Reflektor
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Newton-~ (1668 AD)
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wegen einfacher
Bauweise bei
Amateuren beliebt
RCC-~ (Theorie:
Abbè)
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konvexer Fangspiegel
komafreie, aplanate
Mehrspiegeloptik
basierend auf
Cassegrain-Modell
Klassifikation, Reflektor
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Gregory-~
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konkaver Fangspiegel
Bildumkehr
Segmentation
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segmentierter HS des
Southern African Large
Telescope
sprengt Größenlimit, für
Linsen nicht möglich
Klassifikation, Vergleich
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Der große Refraktor des
Yerkes-Observatoriums,
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d = 102cm
f = 19,7m
Einweihung 1897 AD
Gran Telescopio Canarias
(GTC) auf La Palma
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d = 10,4m
HS aus 36 Hexagonen
Aktive Optik
Klassifikation, Detektoren
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Auge
Fotoplatte zur Astrofotografie
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Langzeitbelichtung zeigt lichtschwache Objekte
CCD (Charge-Coupled Device)
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photoempfindliche Diode mit feiner, matrixartiger
Pixelung
Stärke des aus einem Pixels fließenden el. Stroms
gibt die eingestrahlte Lichtenergie wieder
Klassifikation, Montierung
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Was muss eine Montierung können?
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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)
Klassifikation, Montierung
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Parallaktisch
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Stunden-/Rektaszensionsachse
parallaktisch
Deklinationsachse äquatorial
orientiert
Azimutal
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schwenkbar um senkrechte
Hauptachse
Objektiv schwenkbar um 90°
rotierendes Gesichtsfeld
mechanisch stabiler, aber
komplizierte Steuerung
Seeing und Korrekturen
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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
Seeing und Korrekturen
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Speckle-Interferometrie ist eine Methode die
Flecken (speckles) aus dem Seeing zu
kompensieren
Feinstruktur ändert sich in t < 1s völlig
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A ist begrenzt auf den mittleren Durchmesser
des Specklemusters
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Punkt wandert und wird mehrfach abgebildet
Bild verschmiert bei Langzeitbelichtung
Reihe mehrerer kurzer Einzelaufnahmen (1ms
bis 1s) wird nichtlinear gemittelt
Seeing und Korrekturen
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Adaptive Optiken passen sich den Störungen
an
Aktive Optiken gleichen
Eigengewicht aus
gibt es mit Segmentund Einspiegeln
Spiegel aus
Glaskeramik (z. B.
Zerodur) mit kleinem
Wärmeausdehnungskoeffizienten
Konsequenz der Korrekturen
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Interferometrie
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A prop. größtem Abstand
der beteiligten Teleskope
v. a. Radioastronomie
optisch: direkte
Überlagerung der Signale,
da lk ~ 3μm
VLTI am ParanalObservatorium (Atacama,
Chile) mit d = 8,2m
Ausblick
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Hubble Space
Telescope
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1990 bis 2013 + x
d = 2,4m
f = 57,6m
Ritchey-Chretién
deckt IR bis UV ab
James Webb ~
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ab 2013
d = 6,5m (Beryllium)
reines IR-Teleskop
Ausblick
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Giant Magellan Telescope
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Overwhelmingly Large Telescope
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geplant bis 2016
7 Gregory-~ mit deff = 21,4m, f = 18m
d = 100m (!)
2005 gestoppt, da Kosten über 1 Milliarde Euro
European Extremely Large Telescope
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d = 42m aus 906 hexagonalen Segmenten
geplant bis 2017
Danke für die Aufmerksamkeit
und einen schönen Abend!