Astronomie

Systeme zur Messung von Strahlung

Es gibt drei grundlegende Komponenten eines modernen Systems zur Messung von Strahlung aus astronomischen Quellen. Zunächst gibt es ein Teleskop, das als „Eimer“ zum Auffangen des sichtbaren Lichts (oder der Strahlung anderer Wellenlängen, wie in Abbildung 1 dargestellt) dient. So wie man mit einer Mülltonne mehr Regen auffangen kann als mit einer Kaffeetasse, fangen große Teleskope viel mehr Licht auf, als das Auge erfassen kann. Zweitens ist am Teleskop ein Instrument angebracht, das die einfallende Strahlung nach Wellenlängen sortiert. Manchmal ist die Sortierung recht grob. Zum Beispiel könnten wir einfach blaues Licht von rotem trennen wollen, um die Temperatur eines Sterns zu bestimmen. In anderen Fällen wollen wir einzelne Spektrallinien sehen, um zu bestimmen, woraus ein Objekt besteht, oder um seine Geschwindigkeit zu messen (wie im Kapitel Strahlung und Spektren erläutert). Drittens brauchen wir eine Art Detektor, ein Gerät, das die Strahlung in den von uns gewählten Wellenlängenbereichen erfasst und die Beobachtungen dauerhaft aufzeichnet.

Abbildung 1: Orionregion bei verschiedenen Wellenlängen. Derselbe Teil des Himmels sieht anders aus, wenn er mit Instrumenten beobachtet wird, die für verschiedene Spektralbereiche empfindlich sind. (a) Sichtbares Licht: Dies zeigt einen Teil der Orion-Region, wie sie das menschliche Auge sieht, mit gestrichelten Linien, die die Figur des mythischen Jägers Orion darstellen. (b) Röntgenstrahlen: Hier hebt die Ansicht die punktförmigen Röntgenquellen in der Nähe hervor. Die Farben sind künstlich und wechseln mit zunehmender Energie der Röntgenstrahlen von gelb über weiß zu blau. Die hellen, heißen Sterne im Orion sind auf diesem Bild noch zu sehen, aber auch viele andere Objekte in sehr unterschiedlichen Entfernungen, darunter andere Sterne, Sternleichen und Galaxien am Rande des beobachtbaren Universums. (c) Infrarotstrahlung: Hier sehen wir hauptsächlich den leuchtenden Staub in dieser Region. (Bildnachweis a: Modifikation der Arbeit von Howard McCallon/NASA/IRAS; Bildnachweis b: Modifikation der Arbeit von Howard McCallon/NASA/IRAS; Bildnachweis c: Modifikation der Arbeit von Michael F. Corcoran)

Die Geschichte der Entwicklung astronomischer Teleskope handelt davon, wie neue Technologien angewandt wurden, um die Effizienz dieser drei Grundkomponenten zu verbessern: die Teleskope, die Wellenlängensortiervorrichtung und die Detektoren. Betrachten wir zunächst die Entwicklung des Teleskops.

Viele antike Kulturen errichteten spezielle Stätten zur Beobachtung des Himmels (Abbildung 2). In diesen antiken Observatorien konnten sie die Positionen von Himmelsobjekten messen, vor allem um die Zeit und das Datum im Auge zu behalten. Viele dieser antiken Observatorien hatten auch religiöse und rituelle Funktionen. Das Auge war das einzige Gerät, das zur Verfügung stand, um Licht zu sammeln, alle Farben des Lichts wurden auf einmal beobachtet, und die einzige dauerhafte Aufzeichnung der Beobachtungen erfolgte durch Menschen, die aufschrieben oder skizzierten, was sie sahen.

Abbildung 2: Zwei präteleskopische Observatorien. (a) Machu Picchu ist eine Inkastätte aus dem fünfzehnten Jahrhundert in Peru. (b) Stonehenge, eine prähistorische Stätte (3000-2000 v. Chr.), befindet sich in England. (credit a: Abwandlung einer Arbeit von Allard Schmidt)

Während Hans Lippershey, Zaccharias Janssen und Jacob Metius die Erfindung des Fernrohrs um 1608 zugeschrieben wird – sie meldeten die Patente innerhalb weniger Wochen an -, war es Galilei, der 1610 diese einfache Röhre mit Linsen (die er „Fernrohr“ nannte) benutzte, um den Himmel zu beobachten und mehr Licht zu sammeln, als seine Augen allein es konnten. Selbst sein kleines Teleskop – das er über viele Nächte hinweg benutzte – revolutionierte die Vorstellungen über die Natur der Planeten und die Position der Erde.

Wie Teleskope funktionieren

Teleskope haben sich seit Galileis Zeiten stark weiterentwickelt. Heute sind sie in der Regel riesige Geräte; die teuersten kosten Hunderte von Millionen bis Milliarden von Dollar. (Zum Vergleich: Allein die Renovierung von College-Football-Stadien kostet in der Regel Hunderte von Millionen Dollar – die teuerste Renovierung der letzten Zeit, das Kyle Field der Texas A&M University, kostete 450 Millionen Dollar.) Der Grund, warum Astronomen immer größere Teleskope bauen, ist, dass Himmelsobjekte – wie Planeten, Sterne und Galaxien – viel mehr Licht zur Erde senden, als das menschliche Auge (mit seiner winzigen Öffnung) erfassen kann, und dass größere Teleskope schwächere Objekte erkennen können. Wenn Sie schon einmal mit einer Gruppe von Freunden den Sternenhimmel beobachtet haben, wissen Sie, dass es genug Sternenlicht für alle gibt; jeder von Ihnen kann jeden der Sterne sehen. Wenn tausend weitere Personen zusehen würden, würde jeder von ihnen auch ein wenig vom Licht jedes Sterns sehen. Doch für dich ist das Licht, das nicht in dein Auge scheint, verschwendet. Es wäre schön, wenn ein Teil dieses „verschwendeten“ Lichts eingefangen und zu Ihrem Auge gebracht werden könnte. Genau das ist die Aufgabe eines Teleskops.

Die wichtigsten Funktionen eines Teleskops sind (1) das Sammeln des schwachen Lichts einer astronomischen Quelle und (2) das Fokussieren des gesamten Lichts auf einen Punkt oder ein Bild. Die meisten Objekte, die für Astronomen von Interesse sind, sind extrem lichtschwach: Je mehr Licht wir sammeln können, desto besser können wir solche Objekte untersuchen. (Und denken Sie daran: Auch wenn wir uns zunächst auf das sichtbare Licht konzentrieren, gibt es viele Teleskope, die auch andere Arten von elektromagnetischer Strahlung sammeln)

Teleskope, die sichtbare Strahlung sammeln, verwenden eine Linse oder einen Spiegel, um das Licht zu sammeln. Andere Arten von Teleskopen können Sammelvorrichtungen verwenden, die ganz anders aussehen als die Linsen und Spiegel, mit denen wir vertraut sind, aber sie haben die gleiche Funktion. Bei allen Arten von Teleskopen wird die Lichtsammelfähigkeit durch die Fläche des Geräts bestimmt, das als Lichtsammelgefäß dient. Da die meisten Teleskope mit Spiegeln oder Linsen ausgestattet sind, können wir ihre Lichtsammelleistung vergleichen, indem wir die Öffnungen oder Durchmesser der Öffnungen vergleichen, durch die das Licht wandert oder reflektiert wird.

Die Lichtmenge, die ein Teleskop sammeln kann, steigt mit der Größe der Öffnung. A telescope with a mirror that is 4 meters in diameter can collect 16 times as much light as a telescope that is 1 meter in diameter. (The diameter is squared because the area of a circle equals πd2/4, where d is the diameter of the circle.)

Nachdem das Teleskop ein Bild erzeugt hat, brauchen wir eine Möglichkeit, es zu erkennen und aufzuzeichnen, damit wir das Bild auf verschiedene Weise messen, reproduzieren und analysieren können. Vor dem 19. Jahrhundert betrachteten die Astronomen die Bilder einfach mit den Augen und schrieben Beschreibungen über das, was sie sahen. Das war sehr ineffizient und führte nicht zu einer sehr zuverlässigen Langzeitaufzeichnung; aus Fernsehkrimis weiß man, dass Augenzeugenberichte oft ungenau sind.

Im neunzehnten Jahrhundert verbreitete sich der Einsatz der Fotografie. Damals war die Fotografie eine chemische Aufzeichnung eines Bildes auf einer speziell behandelten Glasplatte. Heute wird das Bild im Allgemeinen mit Sensoren ähnlich denen in Digitalkameras erfasst, elektronisch aufgezeichnet und in Computern gespeichert. Diese dauerhafte Aufzeichnung kann dann für detaillierte und quantitative Studien verwendet werden. Professionelle Astronomen schauen nur selten durch die großen Teleskope, die sie für ihre Forschungen verwenden.

Bildentstehung durch eine Linse oder einen Spiegel

Abbildung 3: Erzeugung eines Bildes durch eine einfache Linse. Parallele Strahlen von einer weit entfernten Quelle werden durch die konvexe Linse so gebogen, dass sie alle an einem einzigen Ort (dem Brennpunkt) zusammenkommen und ein Bild bilden.

Ob Sie eine Brille tragen oder nicht, Sie sehen die Welt durch Linsen; sie sind Schlüsselelemente Ihrer Augen. Eine Linse ist ein durchsichtiges Stück Material, das die Lichtstrahlen, die es durchqueren, krümmt. Wenn die Lichtstrahlen beim Eintritt parallel verlaufen, führt die Linse sie an einer Stelle zusammen, um ein Bild zu erzeugen (Abbildung 3). Wenn die Krümmungen der Linsenoberflächen genau richtig sind, werden alle parallelen Lichtstrahlen (z. B. von einem Stern) so gebeugt oder gebrochen, dass sie in einem Punkt, dem Brennpunkt der Linse, zusammenlaufen. Im Brennpunkt erscheint ein Bild der Lichtquelle. Bei parallelen Lichtstrahlen wird der Abstand zwischen der Linse und dem Ort, an dem sich die Lichtstrahlen hinter der Linse bündeln, als Brennweite der Linse bezeichnet.

Bei der Betrachtung von Abbildung 3 werden Sie sich vielleicht fragen, warum zwei Lichtstrahlen vom selben Stern parallel zueinander verlaufen. Denn wenn du ein Bild von einem Stern zeichnest, der in alle Richtungen leuchtet, sehen die Lichtstrahlen, die vom Stern kommen, überhaupt nicht parallel aus. Aber bedenken Sie, dass die Sterne (und andere astronomische Objekte) alle extrem weit entfernt sind. Wenn die wenigen Lichtstrahlen, die auf uns gerichtet sind, tatsächlich auf der Erde ankommen, sind sie praktisch parallel zueinander. Anders ausgedrückt: Alle Strahlen, die nicht parallel zu den auf die Erde gerichteten Strahlen waren, bewegen sich jetzt in eine ganz andere Richtung im Universum.

Um das von der Linse eines Teleskops erzeugte Bild zu betrachten, verwenden wir eine zusätzliche Linse, das so genannte Okular. Das Okular fokussiert das Bild in einer Entfernung, die entweder direkt von einem Menschen gesehen werden kann oder an einem für einen Detektor geeigneten Ort. Mit verschiedenen Okularen können wir die Vergrößerung (oder Größe) des Bildes verändern und auch das Licht auf einen besser zugänglichen Ort umleiten. Sterne sehen aus wie Lichtpunkte, und ihre Vergrößerung macht kaum einen Unterschied, aber das Bild eines Planeten oder einer Galaxie, das eine Struktur hat, kann oft von einer Vergrößerung profitieren.

Viele Menschen stellen sich bei einem Teleskop eine lange Röhre mit einer großen Glaslinse an einem Ende vor. Diese Konstruktion, die eine Linse als wichtigstes optisches Element verwendet, um ein Bild zu erzeugen, wird als Refraktor bezeichnet (Abbildung 4), und ein Teleskop, das auf dieser Konstruktion basiert, wird als Linsenteleskop bezeichnet. Die Teleskope von Galileo waren Refraktoren, ebenso wie die heutigen Ferngläser und Feldstecher. Die Größe eines Linsenfernrohrs ist jedoch begrenzt. Der größte jemals gebaute Refraktor war ein 49-Zoll-Refraktor, der für die Pariser Weltausstellung 1900 gebaut wurde und nach der Ausstellung abgebaut wurde. Der derzeit größte Refraktor ist der 40-Zoll-Refraktor am Yerkes-Observatorium in Wisconsin.

Abbildung 4: Linsen- und Spiegelteleskope. Bei einem Linsenteleskop tritt das Licht durch eine Linse am oberen Ende ein, die das Licht am unteren Ende des Teleskops bündelt. Ein Okular vergrößert dann das Bild, so dass es mit dem Auge betrachtet werden kann, oder ein Detektor wie eine fotografische Platte kann in den Brennpunkt gestellt werden. Das obere Ende eines Spiegelteleskops ist offen, und das Licht fällt auf den Spiegel am unteren Ende des Teleskops. Der Spiegel bündelt das Licht dann am oberen Ende, wo es erfasst werden kann. Alternativ kann, wie in dieser Skizze, ein zweiter Spiegel das Licht an eine Stelle außerhalb des Teleskopaufbaus reflektieren, wo es für einen Beobachter leichter zu erreichen ist. Die Teleskope professioneller Astronomen sind zwar komplizierter, folgen aber den gleichen Prinzipien der Reflexion und Brechung.

Ein Problem bei einem Linsenteleskop ist, dass das Licht durch die Linse eines Refraktors fallen muss. Das bedeutet, dass das Glas durchgängig perfekt sein muss, und es hat sich als sehr schwierig erwiesen, große Glasstücke ohne Fehler und Blasen herzustellen. Außerdem ändern sich die optischen Eigenschaften transparenter Materialien mit den Wellenlängen (oder Farben) des Lichts ein wenig, so dass es zu einer zusätzlichen Verzerrung kommt, die als chromatische Aberration bezeichnet wird. Jede Wellenlänge wird an einer etwas anderen Stelle gebündelt, wodurch das Bild unscharf erscheint.

Da das Licht durch die Linse hindurchgehen muss, kann die Linse außerdem nur an den Rändern gestützt werden (genau wie die Rahmen unserer Brillen). Die Schwerkraft führt dazu, dass eine große Linse durchhängt und den Weg der Lichtstrahlen beim Durchgang verzerrt. Schließlich müssen beide Seiten der Linse genau die richtige Form haben, um ein scharfes Bild zu erzeugen.

Eine andere Art von Teleskop verwendet einen konkaven Hauptspiegel als wichtigstes optisches Element. Der Spiegel ist wie die Innenfläche einer Kugel gekrümmt und reflektiert das Licht, um ein Bild zu erzeugen (Abbildung 4). Teleskopspiegel sind mit einem glänzenden Metall beschichtet, in der Regel mit Silber, Aluminium oder gelegentlich auch mit Gold, um sie hochreflektierend zu machen. Wenn der Spiegel die richtige Form hat, werden alle parallelen Strahlen zum gleichen Punkt, dem Brennpunkt des Spiegels, zurückreflektiert. Daher werden Bilder von einem Spiegel genauso wie von einer Linse erzeugt.

Abbildung 5. Fokusanordnungen bei Spiegelteleskopen: Spiegelteleskope haben verschiedene Möglichkeiten, wo das Licht in den Fokus gebracht wird. Beim Primärfokus wird das Licht dort erfasst, wo es nach der Reflexion am Hauptspiegel in den Brennpunkt gelangt. Beim Newtonschen Fokus wird das Licht von einem kleinen Sekundärspiegel an einer Seite reflektiert, wo es erfasst werden kann (siehe auch ). Die meisten großen professionellen Teleskope haben einen Cassegrain-Fokus, bei dem das Licht vom Sekundärspiegel durch ein Loch im Hauptspiegel zu einer Beobachtungsstation unterhalb des Teleskops reflektiert wird.

Teleskope mit Spiegeln vermeiden die Probleme von Refraktoren. Da das Licht nur von der vorderen Oberfläche reflektiert wird, haben Fehler und Blasen im Glas keinen Einfluss auf den Weg des Lichts. Bei einem Spiegelteleskop muss nur die Vorderseite in einer präzisen Form hergestellt werden, und der Spiegel kann von der Rückseite aus gestützt werden. Aus diesen Gründen verwenden heute die meisten astronomischen Teleskope (sowohl Amateure als auch Profis) einen Spiegel anstelle einer Linse, um ein Bild zu erzeugen; diese Art von Teleskop wird Spiegelteleskop genannt. Das erste erfolgreiche Spiegelteleskop wurde 1668 von Isaac Newton gebaut.

Bei einem Spiegelteleskop befindet sich der konkave Spiegel am Boden eines Rohrs oder eines offenen Rahmens. Der Spiegel reflektiert das Licht zurück in den Tubus, um ein Bild in der Nähe des vorderen Endes an einem Ort zu erzeugen, der Primärfokus genannt wird. Das Bild kann im Primärfokus beobachtet werden, oder zusätzliche Spiegel können das Licht auffangen und es in eine Position umleiten, in der der Beobachter es leichter sehen kann (Abbildung 5). Da ein Astronom im Hauptfokus einen Großteil des Lichts, das zum Hauptspiegel gelangt, blockieren kann, ermöglicht die Verwendung eines kleinen Sekundärspiegels, dass mehr Licht durch das System gelangt.

Ein Teleskop sammelt das schwache Licht von astronomischen Quellen und bringt es in einen Brennpunkt, wo ein Instrument das Licht nach Wellenlängen sortieren kann. Das Licht wird dann auf einen Detektor gelenkt, wo eine dauerhafte Aufzeichnung erfolgt. Die Lichtsammelleistung eines Teleskops wird durch den Durchmesser seiner Öffnung bestimmt, d. h. durch die Fläche der größten Linse oder des Hauptspiegels. Das primäre optische Element in einem Teleskop ist entweder eine konvexe Linse (bei einem Linsenteleskop) oder ein konkaver Spiegel (bei einem Spiegelteleskop), der das Licht in einen Brennpunkt bringt. Die meisten großen Teleskope sind Spiegelteleskope; es ist einfacher, große Spiegel herzustellen und zu tragen, weil das Licht nicht durch Glas gehen muss.

Glossar

Öffnung: Durchmesser der Primärlinse oder des Spiegels eines Teleskops

chromatische Aberration: Verzerrung, die ein Bild unscharf erscheinen lässt, wenn jede Wellenlänge, die auf ein transparentes Material trifft, an einem anderen Punkt fokussiert wird

Detektor: Gerät, das für elektromagnetische Strahlung empfindlich ist und astronomische Beobachtungen aufzeichnet

Okular: Vergrößerungslinse, mit der das von der Objektivlinse oder dem Hauptspiegel eines Teleskops erzeugte Bild betrachtet wird

Fokus: (eines Teleskops) Punkt, an dem sich die von einem Spiegel oder einer Linse gebündelten Lichtstrahlen treffen

Primärfokus: Punkt in einem Teleskop, an dem die Objektivlinse oder der Hauptspiegel das Licht bündelt

Spiegelteleskop: Teleskop, bei dem der Hauptlichtsammler ein Hohlspiegel ist

Brechendes Teleskop: Teleskop, bei dem der Hauptlichtsammler eine Linse oder ein Linsensystem ist

Teleskop: Instrument zum Sammeln von sichtbarem Licht oder anderer elektromagnetischer Strahlung