Benutzer:Rivi/sandbox

Beobachtungswerkzeuge

Teleskope

Das Kerninstrument der modernen beobachtenden Astronomie ist das Teleskop. Es vereint die beiden Ziele, mehr Licht zu sammeln - um schwache Objekte beobachten zu können - und die Vergrößerung des Bildes - um kleine und weit entfernte Objekte beobachten zu können. Für die Nutzung in der optischen Astronomie müssen optische Komponenten eines Teleskops sehr hohe Anforderungen erfüllen, was große Fertigungspräzision verlangt. Einige moderne Teleskope sind keine Einzelteleskope mehr, sondern ganze Felder von solchen, die zusammengeschaltet werden können und durch interferometrische Blendensynthese eine höhere Auflösung erreichen als Einzelteleskope.

Die Teleskope sind meist unter Kuppeln untergebracht, die sie einerseits vor dem Wetter schützen und andererseits die Umweltbedingungen stabil halten. Wäre zum Beispiel die Temperatur an einer Seite des Teleskops höher als an einer anderen, würde sich durch die dadurch enstehende konvektive Lunftunruhe die Bildqualität durch ineternes Seeing drastisch verschlechtern. Kuppeln sind daher meist in Weiß oder unbemaltem Metall gehalten. Die Kuppeln werden oft bei Sonnenuntergang geöffnet, lange bevor die Beobachtung beginnen kann, sodass die Luft zirkulieren und das Teleskop auf Umgebungstemperatur bringen kann. In grossen Teleskopen hält zusätzlich eine Klimaanlage das Teleskop tagsüber auf der erwarteten Temperatur der kommenden Nacht. Um das Teleskop vor Vibrationen durch Wind zu schützen ist es üblich, die Montierung von der Kuppel architektonisch zu trennen, z.B. durch einen unabhängigen Betonpfeiler innerhalb der Kuppel.

Für fast jede wissenschaftliche Arbeit ist es nötig, die Erddrehung durch eine langsame Teleskopdrehung in Gegenrichtung auszugleichen. Bis der durch den Computer kontrollierte Drehmechanismus entwickelt wurde, war die Standardlösung die äquatoriale Montierung; für kleinere Teleskope ist diese sie noch immer üblich. Ihr Vorteil liegt darin, dass die Erddrehung in nur einer einzigen Achse kompensiert werden kann. Bei zunehmender Teleskopgröße wird diese Montierungsart jedoch sehr massiv und raumgreifend. Das weltgrößte, nicht mit Computerdrehung betriebene Teleskop ist das rund 5,1 Meter große Hale-Teleskop auf dem Mount Palomar. Dagegen nutzen neuere Teleskope die azimutale Montierung. Bei dieser Montierungsart müssen drei Achsen simultan korrigiert werden, was erst durch Computertechnologie praktikabel wurde. Die Kuppeln und Montierungen dieser Teleskope sind bei gleichen optischen Daten deutlich kleiner als jene des Hale-Teleskops.

Im Jahr 2006 gibt es Gestaltungsausschreibungen für neue, gigantische Teleskope: das Thirty Metre-Teleskop mit 30 Metern Durchmesser und das 100 Meter im Durchmesser messende Overwhelmingly Large Telescope, das „Überwältigend großes Teleskop“.

Amateurastronomen benutzen Instrumente wie das Newton-Teleskop und das immer populärer werdende Maksutov-Teleskop.

Instrumente

Die Positionsmessschraube ist ein Gerät, welches zum Messen von Doppelsternen mit dem Auge benutzt wurde. Es besteht aus einem Paar dünnen, beweglichen Linien, die zueinander oder voneinander bewegt werden können. Die Teleskoplinse wird mit dem Linienpaar durch Positionsdrähte, die im rechten Winkel zu den beiden Sternen liegen, abgeglichen. Die beweglichen Drähte werden dann so eingestellt, dass sie sich mit den beiden Sternenpositionen treffen. Die Entfernung der beiden Sterne wird dann am Instrument abgelesen, schliesslich wird die wahre Winkeldistanz des Sternpaars über die Vergrößerung des Teleskops ermittelt.

Ein oft benutztes Werkzeug war das Spektroskop. Die Absorption bestimmter Wellenlängen des Lichts durch die Elemente erlaubt es, bestimmte Eigenschaften entfernter Körper zu beobachten. Diese Möglichkeit führte etwa zur Entdeckung das Heliums von der Sonne abgestrahlt wird, außerdem konnte man eine viele Informationen über weit entfernte Sterne, Galaxien und andere Himmelskörper herausfinden. Der Doppler-Effekt (insbesondere die Rotverschiebung) von Spektren können auch genutzt werden, um die Drehbewegung oder Distanz zur Erde zu ermitteln. Spektroskope hatten Reihen von Prismen, die das Licht in ein breites Spektrum spalteten. Später wurde das mit dem Auge eingesetzte Spektroskop durch den Spektrographen abgelöst, der durch den Einsatz von Film und heute von elektronischen Detektoren sehr viel empfindlicher ist. Dadurch können schwache Objekte spekrospopiert werden oder aber hellere mit größerer spektroskopischer Auflösung. Lezteres wurde besonders durch spektrographen mit optischem Gitter möglich.

Stellare Photometrie wird seit 1861 benutzt, um Sternfarben zu messen. Diese Technik misst die scheinbare Helligkeit eines Sterns in bestimmten Frequenzbereichen, erlaubt eine Unterscheidung der gesamten Farbe, also der Temperatur eines Sterns. Seit 1951 wurden mehrere photometrische Standardsysteme entwickelt, die die Frequenzbereiche durch Filter definieren. Für die Stellarphotometrie am bekannesten sind das Johnson UBV- und das Strömgren ubvy-System.

Auch bildaufnehmende Verfahren wurden verbessert. Bis vor etwa zwanzig Jahren blieb ein durch das Teleskop gemachtes Bild durch die atmosphärischen Bedingungen zum Aufnahmezeitpunkt, besonders das Seeing beschränkt. Durch sehr kurze Berlichtungszeiten kann das Verschmieren der Seeingstruktur verhindert werden. Der Nachteil der kurzen Belichtungszeit wird durch hunderte bis tausende Bilder ausgeglichen, die schliesslich am Computer kombiniert werden. Mit adaptiver Optik kann die Bildqualität schliesslich die maximale mögliche, theoretische Auflösung für ein Teleskop erreichen. Bislang wurde adaptive Optik vor allem im nahen Infrarot erfolgreich eingesetzt.

Optische Filter werden benutzt, um ein bestimmtes bei festgelegten Frequenzen oder in festgelegten Frequenzbereichen anzusehen. Mehrschichtige Filter geben die Möglichkeit die blockierten und durchgelassenen Frequenzen sehr genau zu kontrollieren, man kann zum Beispiel nur das Licht angeregter Wasserstoffatome sichtbar machen. Filter können auch die Lichtverschmutzung dämpfen, indem sie ungewolltes Licht ausblenden. Polarisationsfilter können benutzt werden, um festzustellen, ob die Quelle polarisiertes Licht ausstrahlt und wie es polarisiert ist.

Detektoren

Vor der Erfindung der Fotografie war Astronomie allein vom Auge abhängig. Das menschliche Auge wertet jeweils nur unmittelbare Eindrücke aus, was eine direkte Einschränkung der Beobachtungsempfindlichkeit bedeutete und den Zwischenschritt des Zeichnens notwendig machte, um die Ergebnisse dauerhaft zu speichern. Dadurch ergab sich allerdings ein subjektives Moment, dass den Vergleich verschiedener Zeichnungen erschwerte.

Als Filme empfindlich genug waren, um sie in der Astronomie einzusetzen, ging die gesamte Astronomie innerhalb weniger Jahrzehnte zu diesem Medium über. Fotoplatten konnten beliebig lange belichtet werden und waren einfach archivierbar, so dass Astronomen bis heute die Daten nutzen und auswerten können. Rein visuelle Beobachtungsmethoden, etwa die Transitmessung, wurden auf spezielle Anwendungen, z.B. in der Geodäsie reduziert.

Mit dem Blinkkomparator konnten zwei Aufnahmen vom selben Himmelsgebiet zu unterschiedlichen Aufnahmezeiten verglichen werden. Der Komparator wechselt die Beleuchtung beider Platten ab, so dass Unterschiede durch blinkende Punkte oder Streifen offen gelegt werden. Dieses Instrument wurde zum Finden vom Asteroiden, Kometen und des Zwergplaneten Pluto benutzt.

Das Foto spielte über ein Jahrhundert lang eine entscheidende in der beobachtenden Astronomie, in den letzten 30 Jahren wurde es jedoch zunehmend von digitalen Sensoren wie CCD und CMOS-Chips abgelöst. Spezialgebiete wie die Photometrie und die Interferometrie nutzen elektronische Detektoren in anderer Form, etwa Photomultiplier, schon erheblich länger. Die Astrofotografie benutzte spezielle Filme oder Glasplatten, welche mit fotografischer Emulsion beschichtet waren. Bei ihrer Einführung als erster intergrierender detektor revolutionär, hatten diese Emulsionen auch deutliche Nachtteile, speziell die geringe Quanteneffizienz von etwa 3 Prozent. CCDs erreichen dagegen eine Quanteneffizienz von über 90 Prozent bei geringer Wellenlängenbandbreite, etwas weniger wenn das gesamte visuelle Spektrum beobachtet werden soll. Nahezu alle modernen Teleskope besitzen elektronische Detektoren, ältere Teleskope wurden entweder geschlossen oder nachgerüstet. Die speziellen astronomischen Emulsionen werden heute nicht mehr hergestellt, Glasplatten in der Anwendung zu teuer und unpraktisch. Alte Aufnahmen auf Glasplatte werden allerdings immer noch zum Betrachten benutzt, denn die mit chemischem Film mögliche Auflösung ist deutlich höher als die eines elektronischen Sensors. Das Design neuer Instrumente nimmt dies allerdings in Betracht, so dass es keine echter Nachteil ist.