Astronomische Beobachtungstechniken und -instrumente

WS 06/07

G. Wiedemann

6. November 2006

WS0607 Beob 2

Heute

Nützliches und Wichtiges zu Teleskopen .... Rauschen Grundlagen Detektoren Spektroskopie

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Teleskope : wie und wozu ?

Teleskope: vergrössern optisch astronomische Objekte sind i.d.R. sehr weit entfernt: von

jedem Punkt kommt ein kollimierter Lichtstrahl wird vom Objektiv (Linse, Hauptspiegel) zu einem Bild gebracht

Prismenferngläser nützen anamorphischen Effekt aus reelles oder virtuelles Bild

für 1/f=1/b+ 1/g gleichwertig Teleskope mit virtuellen Zwischenbildern meist kompakter reelle Zwischenabbildungen erlauben Blenden! (A und Ω ) A: Limitierung auf Teleskopspiegel Ω : Limitierung des Gesichtsfeld Limitierung: zur Unterdrückung von Streulicht oder

thermischem Hintergrund

WS0607 Beob 4

Wozu brauchen wir Teleskope ?

Teleskope: vergrössern optisch Vergrösserung:

m = f1/f2 = D1/D2

Probleme beim 'Schauen durch ein großes Teleskop'

WS0607 Beob 5 f1/f2 = D1/D2

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Wozu brauchen wir Teleskope ?

Teleskope: vergrössern optisch Auflösungsvermögen: ∆ Φ ∼ λ / D, beugungsbegrenzt seeing dominiert i.d.R bei großen Teleskopen gutes Fernglas oft besser

Étendueerhaltung ' Lichtmenge' ~ A Ω Étendue ('extent', aber engl. 'grasp', oft 'Eyoméga') A Ω =

constPhasenraumdichte =const

A: Teleskopfläche; Ω : Öffnungswinkel Étendueerhaltung gilt in jeder Dimension

D Φ = const = s f#Strahlkomprimierung ist mit größerer Divergenz verbundenBei optischem Design z.B. FP zu beachten

erlaubt Berechnung der Bildgröße, Abbildungsmaßstab

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Wozu brauchen wir Teleskope ?

Berechnung des notwendigen Strahldurchmessers (Grösse der Optik!) in Abh. von D und FOV

D Φ = const

Bei gegebenem FOV und Abbildungsmaßstab skaliert die Größe der Optik (d oder f#) mit D

Tel

Berechnung des Abbildungsmaßstabes: [arcsec / pixel oder “/mm]

Φ / s = f# / D ( = 1 / FL)

z.B. OLT mit CCD:D= 1.2 m , FL = 15.6 m, f# =1/13, 24 µ m Pixel ergibt

0.32 arcsec pro pixel, äquiv. 3 pix pro “'sampling'

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Wozu brauchen wir Teleskope ?

Ergänzung FOV ?

FOV = FOV pro pixel x Zahl der Pixel OLT 1024 px x 0.32 arcsec/px = 5 arcmin x 5 arcmin (Mond?)

FOV limitiert durch Qualität der opt. Abbildung Beim Entwurf optischer Systeme sind meist Kompromisse zu machen: Auflösung vs FOV, $$ Komplikation: unterschiedliche Bedingungen, z.B. Seeing Ausweg (?): Wechseloptik

schlecht für Zuverlässigkeit, Kryo-Betrieb etc.

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1.7 %

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Wozu brauchen wir Teleskope ?

1. Teleskope vergrößern 2. Teleskope sammeln viel Licht

wichtige Grösse: Signal/Rauschen :S/N Störende Einflüsse, Streulicht etc. Rauschen Lichtsammelfläche zielt auf Signal wichtig für lichtschwache Objekte wichtig für helle Objekte (wenn grosse Störeinflüsse oder

sehr hohe Messgenauigkeit, S/N erforderlich ist) Planeten neben Sternen, RV-Messungen, Transitlichtkurven

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Rauschen Signal-zu-Rauschen

Güte einer Messung ~ S/N (signal-to-noise) Rauschen: Fluktuationen im Signal

statistisch, nicht reproduzierbar

Minimalforderung 3σ , Signal über dem Rauschpegel

S/N = S / (SR2 + RBG

2+ RON 2 + Rdark

2 + Rsys

2)1/2

S/N= Psig

* t1/2 / NEP

unterschiedliche Zeitabhängigkeiten Strahlungsrauschen: SR ~ S1/2, limit S/N ~N

phot1/2

∆ n ~ n ½ allgemeingültig für unabhängige Ereignisse Ziel: Rauschen reduzieren

Wenn es aber trotzdem zuviel Rauschen gibt:

später mehr

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Abhilfen

Rauschen abgewöhnen oft an den Grenzen wegen technischer Schwierigkeiten

(CCD Messungen : wenige Signalelektronen pro Stunde!) Dark current: Kühlung bis d/dT =0; bei BG unmöglich

fundamentales Limit: Fluktuationen im Signal d. Quelle Emission von Photonen = statistischer Prozess, (Bose) mehr Signal ?

Quelle heller machen: geht nur im Labor näher zur Quelle : keine Option längere Belichtungszeit: ineffektiv wg t1/2, 1h -1n Grenze (mehrere Teleskope + Ins.) ?? Andere λ ! ;

größeres Teleskop!

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Wozu braucht Astronomie Detektoren? (und wieso wird genauso viel Geld für ihre Entwicklung und Konstruktion ausgegeben)

Detektoren wandeln Licht in elektrische Signale um besser als das menschliche Auge in allen Wellenlängenbereichen mit vielen Bildpunkten ('Megapixel'), 'Arrays' mit geringen Störungen integrierend

Kosten für Detektor und Datenakquisitions-HW sind vergleichbar mit Instrument

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Detektoren: nicht nur CCD arraysWide Field Imager (WFI)@ ESO 2.2m: 8 CCDs á 2k x 4k, d.h.

insgesamt 8k x 8k, d.h. 64 Millionen Pixel!

Grössere CCDs nicht sinnvoll wg. CTE

Preis: ≈1 Cent pro Pixel (+ controller)

8 FIERA controllers => Auslesezeit nur ca. 20 Sekunden!

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OmegaCam @ VST

The OmegaCAM mosaic with its 32 2k*4k CCDs (pixel size: 15 μm)

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Infrarotdetektoren

Nahinfrarot mittleres IR , Wärmebilddetektoren FernIR exotische ...

QWIP (nicht mehr sehr exotisch), STJ, E-auflösende

CCD, InGaAs, InSb, µ Bol vorhanden

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.. und andere Detektoren

UV: ~ wie optisch x-ray: CCD γ -ray, ν : andere

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Back to the Grundlagen:Informationsträger

Axionen Gravitationswellen Neutrinos Teilchen Festkörper (Staub; Materie, z.B. Meteoriten)

elektromagnetische Strahlung

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Informationsträger

Axionen, (die zukünftigen Stars der Astrophysik?) in der Elementarteilchenphysik postuliert schon für viele Prozesse im Kosmos verantwortlich

gemacht schwer nachzuweisen erste experimentelle Hinweise führen zu

Entdeckungsversuchen B-Feld benötigt Experiment am DESY in Vorbereitung, StWB Mitwirkung Stud. Mitarbeit....

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Informationsträger Gravitationswellen

AR: Beschleunigte Massen erzeugen Gravitationswellen analog zu EM-Wellenerzeugung durch beschleunigte

elektrische Ladungen Entdeckung: über Beschleunigung von Probemassen

Indizienbeweise: Änderung von Periodizitäten vereinbar mit Energieverlust durch Gravitationswellen

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Resonante DetektionWebersche Aluminium-Zylinder Resonant bei 1.6 kHz =

erwarteter Peak in Energie-verteilung bei SN-Kollaps

Empfindlichkeit: 10−15

Im Mittel ca. 1 Signal pro Jahr detektiert, aber konnte von anderen Gruppen nicht reproduziert werden

Unwahrscheinlich, dass so starke Signale existieren (s.o.).

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Informationsträger

Neutrinos 1930 von W. Pauli postuliert 1956 erstmalig entdeckt SN 1987 A: 3 Neutrinos

heute etabliert aber kaum direkte industrielle Anwendungen

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Informationsträger

Teilchen mit m ≠ 0 e-, p, n, (Sonnenwind) v= x00 km/sec : Lokalnachrichten

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Informationsträger

Materie Staub, Festkörper Kometenmaterie Meteoriten Mondgestein

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Informationsträger

Testfrage: Welcher Informationsträger war das?

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Elektromagnetische Strahlung

fast alle astronomisch wichtige Information kommt über EM Strahlung

Dualität Wellencharakter : Interferenz Teilchencharakter: photoelektrischer Effekt beide Aspekte wichtig für die Beobachtung

Spektroskopie: Wellenlängenmessung Detektion mit Bolometer : Energie hc/λ Detektion mit Photoleiter: WW hν mit e-

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Elektromagnetische Strahlung

EM – Strahlung: gekoppelte elektrische und magnetische Felder

Beschreibung durch Maxwell-Gleichungen Prüfung: “Wie alle Felder werden natürlich auch e.-mag.

Felder durch Quellen und Wirbel beschrieben“ Divergenz und Rotation Keine Ladungen und Ströme : -> Wellengleichungen Ausbreitungsgeschwindigkeit = c Photonenruhemasse 0 Wichtig für

Diplomprüfung E-dynamik Bau von astronomischen Instrumenten

VorlBeob WS06/07 29

Elektromagnetische Strahlung

Für Wellen gilt c = λ ν für EM Wellen im Vakuum gilt: c = Lichtgeschwindigkeit ν in Hz (Hertz = sec-1) λ in cm, nm, m , 1 Å = 0.1 nm Laserphysik, IR Spektroskopie :

1 Wellenzahl = 1 Kayser = 1 cm-1, ν ∼ = 1/ λ , wichtig im IR

1µ m entspricht 10000 cm-1

10 µ m entspricht 1000 cm-1

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Messbare Grössen:alle wichtig!

Strahlungsstrom S

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Das elektromagnetische Spektrum: Definition der Wellenlängenbereiche

Anmerkung: In Astronomie Bezeichnungen der Wellenlängenbereiche nicht immer identisch mit Lehrbuchkategorien; Übergänge oft durch instrumentelle Bedingungen gegeben (Detektoren; Reflektivität und Transmissivität optischer Elemente, etc.). Beispiel: 780-1000nm früher Nahinfrarot, heute optisch.

E

λ

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Das ans Sichtbare grenzende EM-Spektrum

Nah-IR Infrarot 780 nm: für das Auge nicht mehr sichtbar 1.1 µ m : Si-CCD Grenze 2.5 µ m (5 µ m): Atmosphäre, Thermische Strahlung, HgCdTe-

(= MCT) Detektoren UV

300 nm : Atmosphärengrenze 380 nm: Augenempfindlichkeit

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Empfindlichkeitsbereiche von Detektoren:

Si CCD (0.x – 1.1 µ m), Ge-CCD ? InGaAs 0.9 – 1-7 µ m, ungekühlt HgCdTe 1-2.5 µ m 273 – 77K InSb 1-5 µ m, 30 K Si:As 3-28 µ m Mikrobolometer 7 – 14 µ m ungekühlt Photoemulsion

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Das elektromagnetische Spektrum: Definition der Wellenlängenbereiche

überall Astronomie, 'sichtbarer' Bereich klein, aber wichtig: (stellar)astronomisch und beobachtungstechnisch

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Absorption durch die Erdatmosphäre

h: Höhe, in der eintreffende Strahlung um 50% geschwächt ist.Testfragen: x-ray Astronomie, γ , FIR, NIR, Radio, Ballon, HE vom Boden?

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Einige astrophysikalische Grundlagen

Leuchtkraft und Helligkeit Strahlungsrauschen Grenzen der Beobachtbarkeit Auswirkungen der Erdatmosphäre Weltraumteleskope

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Helligkeit etcLEUCHTKRAFT:

Die gesamte ausgestrahlte Energie pro ZeiteinheitGlühbirne: 100 W

Sonne: 4*1026WSonne in 10 pc Entfernung : ?

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Helligkeit etcSpektralverteilung:

Die gesamte Abstrahlung ist i.d.R. über viele Wellenlänge kontinuierlich verteilt: Spektrum

wichtiger Fall : Planckverteilung : Intensität (λ -spezifisch)

durch nur 1 Parameter charakterisiert: T

Planckfunktion gibt die pro Zeitintervall, Fläche, Raumwinkelelement und Spektralelement abgestrahlte Energie

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Helligkeit etc:Gesamtintensität kugelsymmetrischeStrahlungsquelle mit Radius R,z.B. Hohlraumstrahler(schwarzer Körper) mit Temperatur T. Intensität I:

ist Mass für die abgestrahlte Leistung pro Fläche undRaumwinkel. Für reale Objekte ist I = I (θ ,φ).

I=B T =∫ BνT dν

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Leuchtkraft und Strahlungsstrom(fluss, 'flux')

Durch Integration über θ ,φ „nach aussen“ erhält man die Oberfächenhelligkeit (Strahlungsfluss an der OF)

Integration über die Oberfläche liefert die Gesamtstrahlungs-leistung (Leuchtkraft):

F= ∫0

π /2

∫0

2π

I dθ dφ=π B T =σ T 4 .

L=4π R2 F=4π R2 σ T eff

4 .

T und Teff

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Leuchtkraft und StrahlungsstromEin Beobachter in Entfernung r misst den Strahlungsstrom S(engl. flux):

Gleichungen genauso gültig für monochromatische Grössen. Verknüpfung von Sν und Sλ :

S=L

4π r2=F R2

r2 =I dω .

S ν dν=S λ dλ und λ=cν

.

θ

θ

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Einheiten

Jansky

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Die astronomische Magnitudenskala Neben Strahlungsstrom ist ein zweites System

gebräuchlich, vor allem in der optischen Astronomie. Geht zurück auf Hipparch: hellste Sterne = 1. Grösse (<=> Magnitude oder kurz „mag“); schwächste = 6. Grösse.

Physiologische Rechtfertigung: Auge hat „logarithmische Wahrnehmungsskala“.

D.h. konstante Verhältnisse S1/S2 => Differenzen m1−m2.Definition:

Die magnitude ist als log eines Verhältnisses definiert: dimensionslose Grösse!

m1−m2=−2 .5×log10S 1

S 2

S1

S 2

=10−0 . 4m1−m2

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Die astronomische Magnitudenskala

Die magnitude ist als log eines Verhältnisses definiert: Der Nullpunkt der Skala muss festgelegt werden Nullpunkt der Magnitudenskala per Konvention:

Für α Lyrae (Wega) gilt m ≡ 0.(V)Wega: α = 18h36m56.3, δ = 38d47m01.3

ÜA: wo finde ich was? und wann?

5 mag entsprechen Faktor 100D.h. m = 25 mag bedeutet, dass Strahlungsstrom um denFaktor 10−0.4 × 25 = 10−10 geringer ist als der von Wega.

VorlBeob WS06/07 45

Beispiel für Schätzung von Photonenströmen

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PhotonenzahlUmrechnung von Strahlungsstrom in Anzahl Quanten proFläche und Zeiteinheit (=> Photonenstrom Γ ):

Beispiel: Quelle mit Sλ = 2 × 10−20 W m−2 nm−1 im visuellen

Spektralbereich (entspricht etwa V = 23 mag). Photonenenergie bei λ = 500nm: hν ≈ 2 eV = 4 × 10−19 J.=> Photonenstrom:

Grenze für: kleine Tel., kurze Belichtungen, hohe λ -Auflösung

Γ λ=0 . 05 s−1 m−2 nm−1

Γ =Shν

=Sλhc

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Beispiel für Schätzung von Photonenströmen Vorsicht!:Intensitätsskala oft in ADU angegebenUmrechnungsfaktor e- / ADU notwendig!

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Beispiel für Schätzung eines Photonenstroms

Definition der ROI !

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PhotonenzahlBeispiel: Beobachtung mit dem ESO 2.2m-Teleskop; Filter 450−550nm, CCD-Detektor und Kamera haben zusammen ca. 50% Quantenausbeute. Dann werden imMittel (!) pro Sekunde

Photonen registriert.Für gegebenen Strahlungsstrom: Je höher die Frequenz (E pro

Photon) , desto kleiner die Photonenzahl: IR Vorteil mit Quantendetektoren!

im Röntgenbereich ist Registrierung einzelner Photonen der Normalfall!

Im MIR ist Breitband Imaging bei 108-10 Phot/sec schwierig

k=0 .05×π 1 .1 2×100×0 .5≈10

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Wie sähe das im MIR aus? Demo bald!

VorlBeob WS06/07 51

Grenzen der Beobachtbarkeit von:

PositionenBildschärfeHelligkeitenSpektralverteilungenTiming

VorlBeob WS06/07 52

Grenzen der BeobachtbarkeitDie Genauigkeit von astronomischen Beobachtungen werdenbegrenzt durch:

Umgebungseinflüsse: Absorption und Turbulenz in der Atmosphäre; Streustrahlung unerwünschter Quellen (siehe nächster Abschnitt), Thermische Emission

Technische Limits: Z.B. Auflösungsvermögen der Apertur; Verfügbarkeit geeigneter Detektoren; begrenzte Genauigkeit in der Kalibration instrumenteller Effekte (z.B. Flatfields); Verstärkung und Diskretisierung des Signals (z.B. Ausleserauschen eines CCDs). Mehr dazu u.a. in der Vorlesung über Detektoren.

Fundamentales Limit: Statistische Fluktuationen im Strahlungsfeld.

VorlBeob WS06/07 53

Poisson-Modell für QuantenrauschenBetrachte Urne mit Ns schwarzen und Nw weissen Kugeln.

Gesamtzahl der Kugeln sei N. A-priori-Wahrscheinlichkeit fürdas Ziehen einer schwarzen Kugel ist somit

Wie gross ist die Wahrscheinlichkeit, dass beim Ziehen von nKugeln k schwarz sind? Antwort: Binomialverteilung!

Rest in WEB version

p=N S

N=

N S

N SN W

p k ∣n =nk pk 1− p n−k

Erwartungswert: ⟨ k ⟩=n⋅pVarianz: σk

2=np 1−p

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Auswirkungen der Erdatmosphäre

Absorption, Streuung

Emission thermisch nicht-thermisch ('airglow)

Refraktion

Szintillation

VorlBeob WS06/07 55

Absorption und Streuung Streuung an Wasserdampf: Für Tröpfchengrösse a >> λ

unabhängig von Wellenlänge => Wolken Elektronische Übergänge und Ionisation von

Luftmolekülen: Relevant für λ < 320 nm => Atmosphäre völlig undurchsichtig für UV- und Röntgenstrahlung

Anregung von Rotations- und Schwingungsübergängen: Vor allem H2O, CO2. Relevant für IR-Bereich.

Streuung an Luftmolekülen: Für simple 2-atomige Moleküle ist Streuquerschnitt σ ~λ -4 (Rayleigh-Streuung); relevant für optischen Bereich. => Atmosphärische Extinktion, am stärksten in nahem UV (=> blauer Taghimmel, roter Sonnenuntergang)..Demo? Beob.

Absorption durch freie Elektronen: Für Wellenlängen > 30m (ν < 10 MHz) ist Ionosphäre total reflektierend. Genaue Frequenzgrenze abhängig von Elektronendichte, d.h. variabel mit Tag/Nacht und Sonnenaktivität.

VorlBeob WS06/07 56

Airmass(Luftmaß?) Wegen Absorption durch Erdatmosphäre hängen

beobachtete Strahlungs– bzw. Photonenströme von der Weglänge durch die Erdatmosphäre ab => airmass.

Beobachtete Grössen werden daher auf Zenitdistanz z = 0°normiert.

Lichtquelle (z.B. Stern)

Erdatmosphäre

Planparalle Näherung, gültig für kleine z siehe ÜA :

airmass≡X≈1

cos z=sec z

VorlBeob WS06/07 57

Streuung

Im visuellen Spektralbereich(!): Tageshimmel dominiert durch gestreutes Sonnenlicht. Konsequenz: Beobachtungen (meist) nur auf der Nachtseite möglich!

Ausnahme: helle Sterne, z.B. für Zeitbestimmung Welche Objekte befinden sich wo zu gegebener Jahreszeit?

ÜA Objekte 'gegenüber der Sonne', in RA stehen um

Mitternacht am höchsten, sind am längsten beobachtbar

VorlBeob WS06/07 58

Emission/visueller BereichNachthimmel ist nicht völlig dunkel: Streuung terrestrischer Quellen (Stadtlicht, etc.) gestreutes Mondlicht Emissionslinien aus Hochatmosphäre, angeregt vor allem

durch Sonnenwind (OH airglow, vor allem im IR)(Lichtquelle für Nachtsichtgeräte)

Die entsprechenden Photonen müssen aus den Beobachtungenherausreduziert werden. Das Rauschen kann nicht weggerechnet werden! Beides vermindert die Messgenauigkeit.

Poissonstatistik mit Beitrag des Himmels:

Γ ∝k Q±k Q2⋅k H

k Q : Anzahl Photonen von der beobachteten Quellek H : Anzahl Photonen vom Himmel

VorlBeob WS06/07 59

Helligkeit des Nachthimmels bei optischen WellenlängenTypische Werte für Helligkeit des Nachthimmels an dunklen Standorten (z.B. Chile):

Helligkeit des Nachthimmels[mag arcsec–2]

19.219.920.019.517.014

19.520.320.720.718.510

19.7

19.9

19.9

I

20.621.421.619.97

20.821.722.421.53

20.921.822.722.00

RVBUTage nach Neumond

VorlBeob WS06/07 60

Helligkeit des Nachthimmels bei optischen WellenlängenTypische Werte für Helligkeit des Nachthimmels an dunklen Standorten (z.B. Chile):

Helligkeit des Nachthimmels[mag arcsec–2]

19.219.920.019.517.014

19.520.320.720.718.510

19.7

19.9

19.9

I

20.621.421.619.97

20.821.722.421.53

20.921.822.722.00

RVBUTage nach Neumond

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KonsequenzenBeispiel: Photometrie Ein Stern habe eine Helligkeit von

V = 20.0 mag Seeing = 0.56 arcsec FWHM (wieso ist das wichtig?) Radius der Apertur, über die integriert

wird, sei FWHM des Seeing-Profils Dann ist Helligkeit des Himmels innerhalb

der Apertur bei Vollmond 20.0 mag=> Innerhalb einer gegebenen Zeit werden genau so viele Photonen von der Quelle detektiert wie vom Himmel!⇒ Reduzierung der Messgenauigkeit

VorlBeob WS06/07 62

Konsequenzen IImehr Arbeit beim Einreichen eines

Beobachtungszeitantrags:

'dark time' reserviert für FOC, FOS, Extragalaktik

Begründung des gewünschten Zeitraums erforderlich

VorlBeob WS06/07 63

Emission/Infrarot Thermische Eigenemission der Atmosphäre relevant.

Wegen T ≈300K ist λ max≈ 10µ m, steiler Abfall zu kürzeren λ , wird irrelevant für λ < 2µ m (Spektroskopie ca 1.7 µ m)

Dieser Unterschied ist von großer technischer und $$ Bedeutung !

(Entspricht Übergang NIR -> mittleres IR; auch thermisches IR genannt.)

Im mittleren IR: Himmel ist immer 'hell', Sonnenstreulicht irrelevant (da λ max≈ 500nm) => Tagesbeobachtungen ohne Einschränkungen möglich. (Nein!, Sonne und seeing) (KPNOG)

Spezielle Beobachtungstechniken erforderlich zur genauen Himmelserfassung und –subtraktion. Signaldetektion mit kQ ≈ 10-4 kH möglich!

VorlBeob WS06/07 64

Brechungsindex von Luft ≠ 1 (typisch: nL ≈ 1.0003).

Richtungsänderung von Lichtstrahlen nach Brechungsgesetz:

in Näherung planparalleler Atmosphäre und für kleine Zenitdistanzen z. Einfach zu merkende Näherung:

Refraktion

sin z 0=nL sin z

⇒ z0−z≈ nL−1 tan z0

z . B . : z0−z≈1 ' für z0=45 °

z0−z= tan z [ arcmin ]

VorlBeob WS06/07 65

Differentielle Refraktion

Refraktion wellenlängenabhängig, d.h. nL = nL (λ )!

=> differentielle Refraktion.

Konsequenzen: Bei Abbildungen mit breiter Wellenlängenüberdeckung

verschmiert das Bild senkrecht zum Horizont. Bei Spektroskopie ist Zentrierung des Objekts im Spalt

wellenlängenabhängig! Bei grosser Zenitdistanz dramatisch...

VorlBeob WS06/07 66

Differentielle Refraktion

z = 25°

z = 34°

z = 44°

VorlBeob WS06/07 67

Differentielle RefraktionBei Spaltspektroskopie (Was ist das, FOV?): Spalt senkrecht zum Horizont, d.h. nach dem parallaktischen Winkel, ausrichten.

Spaltausrichtung Nord-Süd Spalt im parallaktischen Winkel

Blaues Bild des Sterns

Rotes Bild des Sterns

VorlBeob WS06/07 68

Differentielle RefraktionÄnderung d. parallaktischen Winkels mit dem Stundenwinkel:

=> Bei Spektroskopie ist es in der Regel vorteilhaft, Objekte nicht im Meridianzu beobachten, weil sich dort der parallaktische Winkel am schnellsten ändert. Besser ist es, bei einem Stundenwinkel von 2-3 Stunden zu beobachten.

VorlBeob WS06/07 69

Def. Positionswinkel„Von Norden über Osten“

VorlBeob WS06/07 70

Szintillation und SeeingMan unterscheidet: Richtungs-Szintillation (oder Seeing). Ursache:

Brechungsindex von Luft ist nicht räumlich konstant, wg. Turbulenzen in Erdatmosphäre. Folge: Ursprünglich planparallele Wellenfronten erreichen das Teleskop aus unterschiedlichen Richtungen.

Beispiel für ähnlichen Effekt: Flimmernde Luft über heissem Asphalt.

Kann nicht nur in hohen Luftschichten, sondern auch in Bodennähe oder sogar im Teleskopgebäude entstehen(=> „Dome seeing“)

Intensitäts-Szintillation (oder einfach Szintillation). Entsteht durch Dichtefluktuationen.

VorlBeob WS06/07 71

SeeingFolge der Richtungs-Szintillation (<=> Seeing): Punktquellen werdenzu „Seeing-Scheibchen“ verschmiert.

Zentraler Bereich kann i.d.R. gut durch Gaussfunktion modelliert werden;Flügel aber breiter (=> Moffat-Funktion)

VorlBeob WS06/07 72

Typische Seeing-Werte

Calar Alto Paranal

VorlBeob WS06/07 73

Seeing und Winkelauflösung Folge des Seeings: Räumliches Auflösungsvermögen von

optischen bodengebundenen Teleskopen ab ca. 1m begrenzt durch Seeing, nicht durch Apertur!

VorlBeob WS06/07 74

Szintillation

Folge der Intensitäts-Szintillation: Sehr kurzeBelichtungszeiten (t < 1 Sekunde) nicht sinnvoll fürPhotometrie oder Spektrophotometrie, weil Messungmöglicher Weise systematisch verfälscht.

VorlBeob WS06/07 75

Astronomische Beobachtungen ausserhalb der Erdatmosphäre

Wenn Erdatmosphäre so viele Probleme mit sich bringt,warum dann nicht vom Weltraum aus beobachten?

Weltraumteleskope sind extrem teuer!Beispiel: HST (d=2.4m, Fläche=4.5m2) hat 1.5 Milliarden US-$ gekostet (ohne COSTAR), d.h. ca. 300 Mio. Euro pro m2 Spiegelfläche; ESO-VLT (d=4x8.2m, Fläche=211m2) „nur“ 0.5 Milliarden Euro, d.h. 2.4 Mio Euro pro m2 Spiegelfläche!

Wartung (in der Regel) nicht möglichEine der wenigen Ausnahmen ist HST (COSTAR; Service Missions)

VorlBeob WS06/07 76

Astronomische Beobachtungen ausserhalb der ErdatmosphäreEinige historische Meilensteine:

1949 Detektion solarer Röntgenstrahlung (V2-Rakete; Friedmann)

1962 Entdeckung von Scorpius X-1 (Aerobee rocket; Giacconi)

1970 UHURU: Erster Röntgen-Satellit

1978 International Ultraviolet Explorer (IUE): UV-Spektroskopie

1990 ROSAT: Erste vollständige Himmelsdurchmusterung im Röntgenbereich

1990 Hubble Space Telescope (HST)

VorlBeob WS06/07 77

ENDE

VorlBeob WS06/07 78

Aerobee-Rakete mit Röntgendetektor

VorlBeob WS06/07 79

ROSAT

VorlBeob WS06/07 80

Hubble Space Telescope

VorlBeob WS06/07 81

Lichtverschmutzung

VorlBeob WS06/07 82

Himmels-Emissionsspektrum

m(AB) = –2.5 log (f) – 48.60,where f is in cgs units, i.e., erg s–1 cm–2 Hz–1

VorlBeob WS06/07 83

Poisson-Modell für QuantenrauschenWenn n sehr gross, p sehr klein, aber np = a = const., gehtBinomialverteilung über in Poissonverteilung:

p k ∣n =ak e−a

k !Erwartungswert: ⟨ k ⟩=aVarianz: σk

2 =a

VorlBeob WS06/07 84

Poisson-Modell für QuantenrauschenUmgekehrte Frage: Die unbekannte sei p, und sie soll mit nZiehungen „gemessen“ werden. k gezogene Kugeln seienschwarz. Dann ist

Detektion von Photonen ist ähnliches Problem.

p=an≈

k± kn

VorlBeob WS06/07 85

Poisson-Modell für QuantenrauschenBeobachtungen im Urnenmodell: Belichtungszeit t sei unterteilt in n Abschnitte Δt « t. Wenn Δt klein genug ist, gibt es für jeden Abschnitt nur

zwei Zustände: „Photon registriert“, oder „kein Photon registriert“.

Insgesamt werden k Photonen innerhalb von t registriert. Für den Photonenstrom folgt somit:

Zu beachten: k/t ist nur eine Schätzung für Γ ! D.h. erst fürt → ∞ geht k/t → Γ .

Γ ≈k

n Δt=

k± kt

VorlBeob WS06/07 86

Photonenrauschen