Helligkeiten / Teleskope
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Astro-Semester-Abschlussveranstaltung Wer? Alle an der UHH, die irgendwie mit Astro zu tun haben Wo? Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg Wann? Freitag, 15. Juli 2016, 14:00 Was? Führung durch die Sternwarte, Kaltgetränke, Erhitzung von Essbarem durch die Bestrahlung mit Schwarzkörperstrahlung Astronomischer Netzfund der Woche Earth & Sky Photo Contest 2016 https://vimeo.com/170335293 Astronomische Nachricht der Woche Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher: 8 Mʘ + 14 Mʘ = 21 Mʘ Wovon eins rotierte! Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Teil 9 Jochen Liske Hamburger Sternwarte [email protected] Themen Einstieg: Was ist Astrophysik? Koordinatensysteme Astronomische Zeitrechnung Sonnensystem Die Keplerschen Gesetze Himmelsmechanik Gezeiten und Finsternisse Strahlung Helligkeiten Teleskope Extrasolare Planeten Sternaufbau Sternentstehung Sternentwicklung Sternhaufen Interstellare Materie Die Exoten: Neutronensterne und Schwarze Löcher Helligkeiten Helligkeiten ~0.03 mag Helligkeiten Helligkeiten Anzahl Photonen Helligkeiten Photometrische Systeme Photometrische Systeme Photometrische Systeme Helligkeiten Helligkeiten Helligkeiten Helligkeiten Helligkeiten Teleskope Licht sammeln! Genauer: Teleskop + Instrument = Messapparatur für I(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 Teleskope Leistungskriterien: Lichtsammelkapazität ∝ εD2 D = Durchmesser des Objektivs = Teleskopöffnung = Apertur Winkelauflösungsvermögen ∝ λ/D Gesichtsfeld Abbildungstreue Teleskope Grundbegriffe: Apertur, Brennweite, Fokalebene, Öffnungsverhältnis Abbildungsmaßstab / lineare Ausdehnung: l = f tanω ω: Winkelausdehnung eines Objekts Beispiel Sonne (ω ≈ 0.5), f = 10 m l ∼ 10 cm große Detektoren/CCD-Kameras notwendig 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 Belichtungszeit: t ∝ 1/(D/f)2 ∝ 1/o2 = k2 Teleskope Vergrößerung: nur eine sinnvolle Größe bei Betrachtung des vom Objektiv geschaffenen Bildes mit einem Okular: V = ω2 / ω1 = f1 / f2 große Objektivbrennweite detailreicheres Bild Teleskope Winkelauflösungsvermögen Wellennatur des Lichts Beugungseffekte an der eine kreisförmige Lochblende darstellenden Teleskopöffnung Punktquelle resultiert in Airy-Interferenzmuster: Rayleigh-Kriterium: zwei (gleich helle) Objekte sind nur dann zu trennen, wenn ihr Winkelabstand > Teleskope Winkelauflösungsvermögen Beispiel VLT (D = 8m, λ = 1 μm): α = 1.25×10−7 rad ≈ 0.03’’ = 30 mas viel kleiner als durch Luftunruhe (Seeing) ohne weitere Hilfsmittel (adaptive Optik) sind große optische Teleskope nicht beugungslimitiert sondern Seeing-limitiert Beispiel Effelsberg (D = 100 m, λ = 20 cm): α = 8’ Beugungslimitiert: Weltraumteleskope Radioteleskope Interferometer Optische Teleskope unter Einsatz von Adaptiver Optik Adaptive Optik Teleskope Abbildungsfehler / Aberrationen: Monochromatische Aberrationen Defokussierung Sphärische Aberration Koma Astigmatismus Bildfeldwölbung Verzeichnung Chromatische Aberration Teleskope Sphärische Aberration: Brennpunkt abhängig von Distanz zur optischen Achse scharfer Kern (achsnahe Strahlen) + unscharfer Halo (achsferne Strahlen) geringer Kontrast Teleskope Sphärische Aberration: Brennpunkt abhängig von Distanz zur optischen Achse scharfer Kern (achsnahe Strahlen) + unscharfer Halo (achsferne Strahlen) geringer Kontrast Teleskope Koma: Brennpunkt abhängig von Strahlrichtung scharfes Bild im Mittelpunkt des Gesichtsfeldes, zunhemende Aberration mit zunehmender Entfernung vom Mittlepunkt kleines Gesichtsfeld Teleskope Koma: Brennpunkt abhängig von Strahlrichtung scharfes Bild im Mittelpunkt des Gesichtsfeldes, zunhemende Aberration mit zunehmender Entfernung vom Mittlepunkt kleines Gesichtsfeld Koma Kein Koma Teleskope Astigmatismus: Brennpunkt abhängig von Strahlebene zunehmende elliptische Bilddeformation mit zunehmender Distanz vom Mittelpunkt des Gesichtsfeldes kleines Gesichtsfeld Teleskope Bildfeldwölbung: gekrümmte Brennebene Verzeichnung: verzerrte Brennebene Teleskope Chromatische Aberration: Brennpunkt abhängig von Wellenlänge keine scharfen breitbandigen Bilder möglich (kann aber durch den Einsatz mehrer Linsen korrigiert werden) Teleskope Tatsächliches Winkelauflösungsvermögen: Überlagerung von Seeing (atmosphärisch bedingte Bild”verschmierung”), Aberrationen und Beugungseffekten Point Spread Function (PSF) = Bild einer perfekten Punktquelle Echtzeit-Korrektur von Seeing: adaptive Optik Echtzeit-Korrektur von Aberrationen: aktive Optik Interferometer Zusammenschaltung mehrerer Teleskope durch phasengerechte Überlagerung der Signale Effektive Apertur zweier Teleskope mit Abstand d: Deffektiv = 2d Verbesserung der Auflösung: θd/θD = D/2d Zwei Teleskope sensitiv für θ = λ/2d Zusammenschaltung vieler Teleskope mit verschiedenen d Apertursynthese Interferometrie Rekonstruktion der Quellenstruktur durch Änderung des (projizierten) Teleskopabstands durch Erddrehung Interferenzmuster wie Einzelquelle Imax(θ1) = Imin (θ2) Interferenzmuster wie Einzelquelle
