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Astronomie für NichtPhysiker SS 2011

14.4. Astronomie heute (Just, Fendt)

21.4. Teleskope, Instrumente, Bilder, Daten (Fendt)

28.4. Sonne, Mond und Erde (Just)

5.5. Sonne und Planetensystem (Just)

12.5. Sterne: Zustandsgrößen (Fendt)

19.5. Sterne: Entwicklung (Fendt)

26.5. Die Milchstraße (Just)

9.6. Galaxien (Just)

16.6. Galaxienhaufen (Just)

30.6. Quasare und Schwarze Löcher (Just)

7.7. Materiekreislauf und Leben (Fendt)

14.7. Urknall und Expansion (Just)

21.7. Weltmodelle (Just)

2. Teleskope, Daten, Bilder

Grundproblematik astronomischer Beobachtung: 1) alle Information kommt über das “Licht” -> Informtion aus Lichtsignal “herausfiltern”

2) astronomische Objekte sind lichtschwach -> Licht muß also “aufgesammelt” werden

Lösung: Teleskope: -> durch Linsen, Spiegel große Sammelfläche -> große Auflösung -> Nebeneffekt: Vergößerung

Instrumente:

-> Speicherung des Lichts mit Detektoren (vgl. Photoplatte, digitale Kamera) -> Analyse der “Licht”-Eigenschaften


1. Beobachtung (Observatorium): mit Teleskop wird Objekt verfolgt mit Instrument Signal zerlegt mit Detektor gespeichert -> Daten

Astronomische Untersuchung: 2. Datenanalyse (im Büro): Signalverarbeitung: Reduktion von

Vorder- und Hintergrundeffekten Vergleich verschiedener Datensätze: -> Zeitentwicklung des Signals

-> Bestimmung z.B. Farbe

3. Interpretation der Daten:

Berücksichtigung physik. Prozesse:

aus gemessener Helligkeit, Farbe -> Temperatur, Dichte, Geschw. Interpretation abgeleiteter Größen -> Entfernung, Masse. Energie

Verständnis ablaufender physikalischer Prozesse, Entwicklungszustand, Alter

0. Theoretische Modellierung:

theoretische Untersuchung physik.

Prozesse: -> Analytisch-mathem. Lösungen astrophysikalischer Gleichungen (z.B. Massenerhaltung, Energieerhaltung)

-> Oder: Computersimulationen der Prozesse -> aus Berechnungen: “theoretische”

Beobachtungsdaten zum Vergleich


Quantenphysik: Welle - Teilchen - Dualismus: -> Licht kann als Lichtwelle oder als Lichtteilchen (Photon) betrachtet werden -> “Welle” und “Teilchen” tragen Energie mit sich (Vergleiche mit Tsunami-Welle oder Gewehrkugel) -> physikalische Größen von “Welle”: Wellenlänge (Länge von Wellenberg zu Wellenberg) Frequenz (wie schnell schlägt Welle an?) -> Quantentheorie: physikalische Größe von “Teilchen”: Energie E = h -> Geschwindigkeit von “Welle” oder Photon: Lichtgeschwindigheit c = 300000km/s Merke: c =

“Licht”:


Licht- “Welle” oder -“Teilchen” mit verschiedener Enegie -> Licht verschiedener Wellenlänge oder Frequenz -> also Licht unterschiedlicher Farbe

-> Spektrum: Verteilung der “Wellen” oder Photonen verschiedener Energie in eine Lichtquelle Beispiel: Sonnenlicht wird aufgespalten in mehrere Farben

“Licht”:


-> Spektrum: Verteilung der “Wellen” oder Photonen verschiedener Energie in eine Lichtquelle Beispiel: Sonnenlicht wird aufgespalten in mehrere Farben

Spektralanalyse des Lichts astronomischer Quellen

Achtung: Linien im Spektrum (dunkle und helle) zeigen die Existenz bestimmter Elemente an (Calzium Ca, Eisen Fe, Sauserstoff O2, etc)

“Licht”:


Prinzip = “Lichtsammler”:

-> großes Objektiv, beste Optik:

1) Lichtsammelvermögen 2) Auflösungsvermögen

-> Präzessionsmechanik: genaueste Verfolgung der Objekte am Himmel (Ausgleich der Erdrotation)

-> Standort für beste Beobachtungsbedingungen: 1) stabiles, “gutes” Wetter (trockene Lage ohne Niederschläge)

2) wenig störende Atmosphärenschichten (hohe Lage)

zum Vergleich: menschliches Auge:

Wellenlängenbereich 400-800nm (blau-rot) Öffnung (Pupille) 7mm Auflösung 1 Bogenminute (1/60 Grad = 1/30 Vollmonddurchmesser)

Astronomische Teleskope:


Optisches Prinzip Linsenteleskop (Refraktor):

Licht, das durch die Objektivlinse fällt wird auf das Okular fokussiert.Okular wird mit dem Auge angeschaut.

Leistungsvermögen: große “Lichtstärke” -> Öffnungsverhältnis: o = D/f (= Durchmesser / Brennweite ) kleines Öffnungsverhältnis = große LichtstärkeAuflösungsgvermögen: Trennung zweier Lichtpunkte im Abstand d

Auflösungsgrenze d = /D

Vergrößerung: Verhältnis Brennweiten Objektiv/Okular Beispiel für die Lichtverstärkung: mit Lupe Feuer entzünden:



Linsenteleskope (Refraktoren):

Amateurteleskop ~10cm Linse Yerkes-Refraktor 1897, 102 cm



Refraktoren - Reflektoren:

Problem Linsenteleskop:

Linse wird von außen gehalten -> Durchmesser < 100cm, da Linse sich sonst durchbiegt

Andere optische Probleme: - farbliche Fehler, Fokusierung unterschiedlicher Wellenlängen Lösung: verwendung “achromatischer” Linsen (teuer)

Alternative: Spiegel als Objektiv

Spiegel wird großflächig “unten” unterstützt -> Spiegeltelekope (Reflektoren) mit großen Durchmessern < 10m



Spiegelteleskope (Reflektoren):

Leistungsvermögen, Auflösungsgvermögen, Vergrößerung definiert wie für Refraktor,

-> aber viel größere Durchmesser D möglich, da Spiegel extern unterstützt werden kann

Beispiel Auflösungsgrenze HST (2.4 m Spiegel) d = 0.05 Bogensekunden E-ElT (42m-Spiegel) 15x schärfer



Geschichte (optische Teleskope):

- Erste Linsenteleskope: Holländer Lippershey, Jansen, Metius ~1608;

Galilei 1609, Kepler 1611- Erstes Spiegelteleskop Newton 1668- 18. Jhdt: erstes Großteleskop (Herschel); 19. Jhdt: große Linsentelskope- 1917: Mt Wilson 2.5m Spiegel: extragalaktischer Ursprung d. Spiralnebel (Hubble 1928), Entdeckung Expansion des Universums (Hubble 1929)- 1948: Mt. Polamar 5m Spiegel- 1976: Selentschuk (Kaukasus) 6m Spiegel- 70er, 80er: 3.5-4m Spiegel (Calar Alto 3.5, ESO 3.6, AAT 3.9, Kitt Peak 4m)- ab 1969 European Southern Observatory (ESO), La Silla- 1990: Start des Hubble Space Telescope mit Space Shuttle- ab 1996 VLT (Very Large Telescope), ESO, 4x 8m Spiegel, Ziel Interferometrie- ab 2008 LBT (Large Binocular Telescope), Arizona unter MPIA/LSW-Beteiligung- ab 2018 E-ELT (European Extremely Large Tel.), ESO , 42m, Kosten 1 Mrd Euro



Jan Hevel

Riesenteleskop in Danzig 1670:

Linsenteleskop

46m lang, am 20m langen Masten mit Flaschenzug aufgehängt

Lange Brennweite um Farbfehler auszugleichen

Blenden um Streulicht abzuschirmen



Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822): - Erfinder der Großteleskope

- Uranus Entdeckung (1781) - “Nebel” sind Sternsysteme

- größtes Teleskop (1789):

Spiegeldurchmesser: 122 cm Länge: 12 m -> Öffnungsverhältnis 1:10



E-ELT (European Extremely Large Telescope) : 42m Durchmesser, 42m Durchmesser,

5-Spiegel-Strahlengang,5-Spiegel-Strahlengang,

5000 Tonnen Teleskop,5000 Tonnen Teleskop,

Hauptspiegel aus Hauptspiegel aus

~1000 Segmenten~1000 Segmenten

(jedes 1.4m breit, (jedes 1.4m breit,

50mm dick,50mm dick,

unterstützt von 5000 unterstützt von 5000

Stellwerken, die Spiegelform Stellwerken, die Spiegelform

1000x/Sekunde optimieren)1000x/Sekunde optimieren)

Kuppel 100m DurchmesserKuppel 100m Durchmesser



Teleskop-Montierung:

bewegt das mehrere 100(0) Tonnen schwere Teleskop auf 1/100 mm

Nachführung des Teleskops = Ausgleich der Erdrotation = (Ausgleich der scheinbaren Himmelsbewegung) -> 2 Hauptachsen Parallaktische Montierung: eine Achse der Montierung auf Erdachse ausgerichtet: mechanisch einfache Nachführung hauptsächlich um eine Achse

traditionell, limitiert durch Gewicht des Teleskops Azimutale Montierung: Achsen auf Horizont (und Schwerkraft) ausgerichtet

Vorteil: kann schwere Telekope unterstützen Nachführung komplex: um drei Achsen -> geht nur computer-gesteuert Nachteil: Bildrotation während der Belichtung (3. Achse)



Himmelskoordinaten:

Von der Erde aus gesehen:

Erde rotiert von W -> O: Himmel (Sonne, Mond, Planeten) bewegen sich von O -> W Links -> rechts auf Nord-Halbkugel, rechts -> links auf Süd-HK

Erdbewegung um Sonne von W -> O :Sonne bewegt sich von W -> O durch die SternbilderSterne gehen jede Nacht früher auf

Mond bewegt sich von W -> O; Mondaufgang jeden Tag verzögertPlanetenbewegung komplizierter ....

http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Zirkumpolar_ani.gif


Himmelskoordinaten:

Ebene der “Ekliptik”

Großkreis der Sonnenbewegung am Himmel

Sonne bewegt sich durch “12” Sternbilder -> Zodiak (eigentlich durch 13 Sternbilder)


Himmelskoordinaten: Problematik:

Orientierung am Beobachtungsplatz: -> horizontale Koordinaten Orientierung am Himmel: -> “mitbewegte” Himmels- Koordinaten


Himmelskoordinaten:

Mitbewegtes äquatoriales Koordinatensystem

Rektaszension : α

Winkeldifferenz zwischen Stundenwinkeln von Objekt und Frühlingspunkt

Gemessen in “Stunden”, d.h. 24 Std entsprechen 360°

Dekination : δ

Winkeldistanz zum Himmelsäquator: -90º. . .+90º



Parallaktische Montierung Calar Alto 2.2m Spiegel :

Azimutale Montierung LBT (Large Binocular Telescope): 2x 8m Spiegel



Astronomische Teleskope:http

://rohr.a

iax.d

e/FD

D/e

ntw

icklung.p

hp


Teleskop-Kuppel:

- Um Teleskop “herum” gebaut: keine Erschütterung des Teleskops

- Schutz des Teleskops vor Schmutz und Windlast- Bewegt sich unabhängig vom Teleskop: Teleskop wird auf Stern/Galaxie eingestellt und folgt diesem

Kuppelöffnung folgt dem Sehstrahl des Teleskops- Wichtig: Temperaturgleichgewicht zwischen Teleskop / Teleskopgebäude / Umgebung muß erhalten bleiben, ansonsten Luftturbulenzen, die die Bildqualität stören



Standort-Wahl:

Primäre Anforderungen:

- Gute klimatische Bedingungen: trocken - Gleichmäßige thermische Bedingungen: wenig Turbulenz -> gutes “Seeing” - Wenig Streulicht -> entfernt von Besiedlung

- Geringe Luftfeuchtigkeit

Weitere Anforderungen: - Politische Stabilität - Logistische Machbarkeit

-> Standorte: allgemein in Wüsten, Berglagen

in Hawaii, Chile, Südspanien, USA-Südwesten, Australien,

Südpol Mauna Kea, Hawaii



Teleskop sammelt Licht - Instrument untersucht Lichteigenschaften

Teleskop ohne Instrument wertlos - Instrument oft ähnlich teuer wie Teleskope, ähnlich lange Entwicklungszeit

Verschiedene Instrumente:

- CCD-Detektoren (früher Photoplatten): er geben Abbildung, Helligkeitsverteilung (räumliche Verteilung)

- Spektrographen: erzeugen Spektrum des beobachteten Objekts (spektrale Energieverteilung)

- Farbfilter: untersuchen Licht verschiedener “Farben” (verschiedener Energie)

- Polariationsfilter: untersuchen Schwingungsrichtung der (Licht)wellen

Astronomische Instrumente:


CCD - Detektoren :

Früher: Photographische Platten, lange Belichtungszeiten (z.T. Stunden)

Quantitative Auswertung schwierig -> Messung der Helligkeit?

Heute: CCD-Kameras (Charge-coupled Device), - seit Mitte 80er in der Astronomie,

- seit ~10 Jahren in jeder digitalen Kamera/Camcorder - 2009: Nobelpreis für Physik: W. Boyle, G: E. Smith, für CCD-Sensor

Prinzip CCD-Kamera: - Anordnung von bis zu 4000x4000 lichtempfindlichen elektronischen Zellen - fällt Licht (ein Photon) in die Zelle, wird di e Zelle elektrisch aufgeladen - elektrische Ladungen werden gezählt -> quantitative Messung der Helligkeit



Prinzip CCD-Kamera: - Anordnung von bis zu 4000x4000 lichtempfindlichen elektronischen Zellen - fällt Licht (ein Photon) in die Zelle, wird di e Zelle elektrisch aufgeladen - elektrische Ladungen werden gezählt



Spektrographische Untersuchung:

Spektrum: Verteilung der “Wellen” oder Photonen verschiedener Energie in eine Lichtquelle

-> Licht von heißeren Objekten ist “blauer” Licht von kühleren Objekten ist “roter” -> physikalisches Gesetz, durch Laborexperimente bestätigt -> gilt immer, nicht nur astronomisch, -> Anwendung auf astronomische Objekte

-> Spektralverteilung: gemessene Lichtintensität für verschiedene Wellenlängen -> Planck-Kurve




-> Spektralverteilung: gemessene Lichtintensität für verschiedene Wellenlängen

Astronomen untersuchen alle Wellenlängenbereiche




Astronomen untersuchen alle Wellenlängenbereiche

Erdatmosphäre nicht für alle Wellenlängen durchlässig -> Weltraum, Satelliten



Radioastronomie:

- untersucht die Strahlung im

Wellenlängenbereich der Radiowellen- Radiolicht gibt Hinweise auf Magnetfelder im Universum und

kühles Gas

-> große Wellenlänge (cm) -> große Teleskope nötig um

vergleichbare Auflösung zu erzielen (Oberfläche kann aber gröber sein)

Beispiel: 100m Radiotelekop bei Bonn (Effelsberg)

Andere Wellenlängenbereiche:


Radioastronomie - Interferometrie:

-> große Teleskope nötig um vergleichbare Auflösung zu erzielen

Aber: Grenze ist ~100 m Daher: Zusammenschalten mehrerer Teleskope

Trick: Nicht mehr Durchmesser, sondern Abstand zwischen den Teleskopen zählt für Auflösung

Maximaler Abstand auf der Erde = Erddurchmesser

= Teleskop mit 12000km Durchmesser VLBI (Very Long Baseline Interferometry)

= Netwerk von Radiotelekopen ueber die Erde verteilt -> Auflösung = Millibogensekunden (je nach Wellenlänge) Für noch größere Auflösung: VSOP ( VLBI Space Observatory Program) = ein Teleskop in den Weltraum (Abstand 32000km)

-> Auflösung = 90 Microbogensekunden



Radioastronomie - Interferometrie:

-> große Teleskope nötig um vergleichbare Auflösung zu erzielen

VLA (Very Large Array): 27x 25m-Teleskope, verfahrbar entlang 'Y' mit 35 km, Auflösung 0.05 Bogensekunden Golfball in 150 km)



Röntgenastronomie (X-ray astronomy) : ROSAT

-> wichtiger Bereich der Hochenergieastronomie Wellenlänge 12 - 0.0025nm, (= Photonenergie 0.1 - 500 keV)

-> Röntgenstrahlung zeigt heißes Gas: T > 107 K

Atmosphäre undurchlässig für Röntgenstrahlen -> Satellitentelekope: ROSAT 1990-1999 (Deutschland), Bahn 550km Höhe

-> 100000 neue Röntgenquellen CHANDRA (Sterne, Schwarze Löcher, Quasare, ...) Spiegel CHANDRA 1999- ... (USA)

stark eliptische Umlaufbahn bis 80000 km Distanz

Problem Röntgenoptik: andere ”Spiegel”, da

Brechung und Reflexion sehr schwierig



Vergleich verschiedenen Wellenlängenbereiche:

Bsp: Galaxie Centaurus A

Radiodaten (lila): -> Magnetfeld, “Jet”Optisch (weiß):, -> SterneRöntgen (rot): -> heißes Gas

X-ray (CXC/NASA/CfA/Hardcastle et al, 2007); radio (VLA/NSF/U.Hertfordshire/Hardcastle et al); optical (ESO/VLT/ISAAC/Rejkuba et al)


Teleskop sammelt Licht - Instrument untersucht Lichteigenschaften

Teleskop ohne Instrument wertlos

Verschiedene Instrumente -> verschiedene Datensätze -> verschiedene physikalische Eigenschaften des Lichtquelle

Helligkeit(sverteilung): räumliche Anordnung der strahlenden Materie in der Quelle

Farbe des Objekts (Spektrum): Helligkeitsdifferenz z.B.im blauen und im roten Licht

Zeitliche Änderung (von Helligkeit / Farbe / Ausdehnung): Ablauf / Entwicklung physikalischer Prozesse

Zusammenfassung 1:


Astronomische Meßdaten:

Position am Himmel: Rektaszension, Deklination Koordinaten an der Himmelskugel

Helligkeit: physikalisch: “Anzahl der Photonen”, astronomisch: Magnituden “m”, historisch bedingt, vergleichende Einheit angelehnt an das Auge: m=6 gerade noch sichtbar, m = 0 hellste Sterne Farbe des Objekts: physikalisch: Spektralverteilung astronomisch: Helligkeitsdifferenz, z.B. mBLAU - mGELB = 0.5

Zeitliche Änderung (von Helligkeit / Farbe / Ausdehnung): z.B. Winkeldifferenz pro Jahr, Helligkeitsdifferenz pro Stunde etc

Zusammenfassung 2:

Astronomie für NichtPhysiker SS 2011

14.4. Astronomie heute (Just, Fendt)

21.4. Teleskope, Instrumente, Bilder, Daten (Fendt)

28.4. Sonne, Mond und Erde (Just)

5.5. Sonne und Planetensystem (Just)

12.5. Sterne: Zustandsgrößen (Fendt)

19.5. Sterne: Entwicklung (Fendt)

26.5. Die Milchstraße (Just)

9.6. Galaxien (Just)

16.6. Galaxienhaufen (Just)

30.6. Quasare und Schwarze Löcher (Just)

7.7. Materiekreislauf und Leben (Fendt)

14.7. Urknall und Expansion (Just)

21.7. Weltmodelle (Just)

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