Teleskope Refraktoren

Max Camenzind - Akademie HD - 2017

• Beobachtungsfenster Erdatmosphäre

• Optische Systeme: Auflösungsvermögen

• Refraktoren des 19. Jahrhunderts

• Teleskop-Montierungen & moderne

Observatorien: Mauna Kea, Cerro Paranal, …

• Teleskope der Zukunft GMT, TMT, EELT

• TeV Astronomie: H.E.S.S., Magic, Whipple

• Grundlagen Radioastronomie

• Optische Detektoren: CCDs & Spektrografen

Themen zu Teleskopen

• Astronomie lebt von Strahlung.

• Heute ganzes Spektrum von Radio – Gamma-

Strahlung beobachtbar.

Das elektromagnetische Spektrum

E = h n

Das Universum strahlt in allen W’Längen

Weißes Licht = Summe aller Farben

Sterne haben Farben – Fornax 5

Transparenz der Erdatmosphäre

• Hängt von Dichte- und Temperaturverlauf ab;

• Absorption durch N2, O2, O3 (Ozon), CO2, H2O;

• Streuung und Absorption an Staub

Transparenz der Erdatmosphäre

Wellenlänge

Transparenz der Erdatmosphäre

Erdatmosphäre

Beobachtungsfenster im Infrarot

(Sub)Millimeter Interferometers

ASTE telescope:

Ship to Chile ’01

Operational in ’02

SIS receivers

Superconducting

submm camera

Transparenz im sub-mm Bereich

Alma

ALMA Chile ESO Projekt

ALMA = Atacama Large Millimeter Array: Sajnantor Chile: ~

64 x 12 Meter Tische Basis Linien: 150 Meter bis 10 km

CBI (CMB)

Atacama

ALMA

Problem - Lichtverschmutzung

Lichtverschmutzung Europa

Anforderungen an astronomische Teleskope:

– Grosses Lichtsammelvermögen, bestimmt durch die

Fläche der freien Öffnung.

– Hohes Auflösungsvermögen.

• Definiert durch der Winkelabstand zweier gerade noch

trennbarer Objekte (z.B. Doppelstern).

• Im Wellenbild entsteht Abbildung durch die Interferenz

der auf den Brennpunkt zulaufenden Wellen.

Nur für unendlich große

Öffnung ist die konstruktive

Interferenz auf einen Punkt

begrenzt.

Interferenzmuster analog

Einzelspalt.

Optische Grundlagen - Teleskope

Beugung an

Kreis-Öffnung:

Airy-Scheibe

(1835)

Punktquelle

wird auf Scheibe

abgebildet

sin d = m l/D

1. Min m = 1,220

2. Max m = 1,635

Teleskop Auflösungsvermögen

z

r

Beugung an Kreisblende nach Sir George Biddell Airy 1835

Teleskop Auflösungsvermögen

IRAS 1983 ISO 1995 Spitzer 2003

Schlechte Auflösung verschmiert die Quellen.

Verfälschung der Strukturen.

Auflösungseffekte

Auflösungseffekte VLT – E-ELT

Grafik: ESO

Beugungs-

strukturen

Teleskop

• Die Auflösung astronomischer Fernrohre ist beugungsbegrenzt. Die Form der Teleskopöffnung spiegelt sich in den Beugungsscheibchen der punktförmigen Sterne wider, die auf dem Detektor aufgezeichnet werden.

• Beispiel: Aufnahme von Sternen mit dem Hubble-Teleskop (Abb). Obwohl die Beugungsscheibchen gleich groß sind, erscheinen aufgrund von Überstrahlungen im Aufnahmematerial helle Sterne größer. Die ausgedehnten sternförmigen Spikes entstehen durch Beugung an den rechtwinklig angeordneten Fangspiegelstreben im Strahlengang.

• Aufsteigende Blasen in Atmosphäre schnelle Bewegungen und Helligkeitsveränderungen (konvektive Elemente > Teleskopdurchmesser).

• Brechung an Inhomogenitäten Flickering.

• Punktquelle Seeing-Scheibchen ausgeschmiert.

• Bestes Seeing: Mauna Kea (Hawai), Paranal (Chile):

• 0,´´5 – 0,´´6 (50 % der Zeit), 0,´´25 optimal.

Zeit

Bei kurzer

Belichtung

wandert eine

Punktquelle

hin und her

Seeing

Szintillation und Seeing

Seeing wird durch die

Halbwertsbreite des Bildes einer

Punktquelle angegeben.

Beste Standorte (Chile, Hawaii) in

sehr guten Nächten: ca. 0,5“.

Das Seeing

• Historisch und bis heute wichtigster

Wellenlängenbereich.

• Auge:

– Wellenlängenbereich: 400 - 800 nm

– Öffnung: bis 7 mm

– Auflösung: ca. 1 Bogenminute

– Grenzhelligkeit ca. 6 mag.

Das Auge als optisches Teleskop

Optische Teleskope: Refraktoren

• Geschichte: – Erstes Teleskop: Hans Lippershey 1608

– Erste astronomische Nutzung : Galileo Galilei 1609

Heutiges Linsenteleskop (Refraktor)

beruht auf dem Kepler´schen Fernrohr:

Sammellinsen als Objektiv und Okular

Vergrösserung: V = fobj/fOku

Probleme von Linsenfernrohren:

- Chromatische Aberration

(Brechungsindex ist Funktion von l)

- Durchmesser auf 1m begrenzt.

Optische Teleskope: Refraktoren

Galilei erklärt sein Teleskop

Kepler Fernrohr (1611) rotiertes Bild

• f = fOb / D Öffnungsverhältnis, ~ 10 - 20

• Vergrösserung V = fOb / fOk 8 mm Auge

Das Kepler Fernrohr

Galilei – Kepler Teleskope

Newton

~ 1680

mit

Newton

Fokus

Kepler

1611

Strahlengang Refraktor / Spiegel

400 Jahre Teleskop-

Entwicklung

Galilei Galileo 1609 Johannes Kepler 1611

Refraktoren

Reflektoren

Typischer Refraktor

Galileo Galilei * 15. Februar 1564 in Pisa; 1592-1610 Padua;

† 8. Januar 1642 in Arcetri bei Florenz

• Teleskope neue Erkenntnisse:

• Struktur der Mondoberfläche

• Sonne hat Flecken (!)

• Venus zeigt Phasen (!)

• Jupiter hat Monde (!)

• Milchstraße aus Sternen

Galilei Monde

Größenvergleich

Im Argelanderturm in Bonn bis 1954 Hoher List in der Eiffel

18. Jh.: Zeit der Refraktoren Schröder Refraktor (1784)

• Geschichtliche Entwicklung: – 18. Jh.: erstes Großteleskop (Herschel)

– 19. Jh.: Zeit der großen Linsenfernrohre

– 1917: Mt. Wilson 100 Zoll (2,5 m) “Hooker” • Nachweis des extragalaktischen Ursprungs der Spiralnebel

(Hubble 1925).

• Entdeckung der Expansion des Universums (Hubble 1929)

• Auflösung des Andromedanebels in Einzelsterne (Baade 1942).

– 1948: Mt. Palomar 200 Zoll (5m) „Hale Teleskop“

– 1976: Selentschuk im Kaukasus (6m) • Erster Spiegel: Fehlproduktion

• Auch heute noch mechanische und thermische Probleme

– 70er, 80er Jahre: mehrere 3,5 - 4m Teleskope • ähnliche Bauart wie Mt. Palomar, nun auch in Europa:

• z.B. Calar Alto 3,5m, ESO 3,6m, AAT 3,9m, Kitt Peak 4m

Von Stadt- zu Berg-Observatorien

Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822)

• Entdeckte den siebten

Planeten Uranus (1781).

• „Erfinder“ des astronomi-

schen Großteleskops 1789.

• Hat sich nicht durchgesetzt.

46 Meter Fokallänge J. Hevelius

• Entdeckte die

Spiralstruktur

von Messier 51.

• Zwischen 2

Mauern gebaut.

• Hatte keine

Nach-

führmechanik.

William Parson, Earl of Rosse Birr (Irland), 36 Zoll, 1845 eingweiht

Leviathan 2005 Nachbau in Birr (Irland)

Lord Rosses Whirlpool Galaxy

Royal Greenwich Observatory *1675

Lick Observatorium um 1900 Erstes Bergobs 1988 erbaut Great Lick Refractor

36 Zoll Refraktor Lick Observatorium

“Einstein-Sonnenfinsternis” 21.9.1922

William Campbell

Direktor Lick

Observatorium

hat erfolgreich

1922 die

Lichtablenkung

an der Sonne

gemessen

Heutiges Lick Observatorium

Lick Observatorium 3-m Shane Teleskop

und dem 2,5-m Planet Finder

3-m Shane Lick Observatorium 1959

Ausgehendes 19. Jahrhundert Blütezeit der Refraktoren

Observatoire de Paris 1889 (Grande Lunette, Meudon 33 Zoll)

Grande Lunette Weltausstellung 1900 Öffnung: 1,25 m; Fokallänge: 57 m; Demos

Wien 1888

Wien 1888: 27 Zoll (68 cm) Öffnung 10,5m Brennweite

Potsdam Babelsberg

Eingeweiht wurde der Große Refraktor am 26. August

1899 in Anwesenheit von Kaiser Wilhelm II als

Hauptteleskop des Astrophysikalischen

Observatoriums Potsdam. Damals wie auch heute ist

er das viertgrößte Linsenfernrohr der Welt, als

fotografisch korrigierter Refraktor sogar das größte.

Das Teleskop ist ein Doppelrefraktor, der zwei fest und

parallel miteinander verbundene Fernrohre auf einer

parallaktischen Montierung vereinigt. Er besteht aus

einem fotografischen Fernrohr mit einem

Linsendurchmesser von 80 Zentimetern und 12,2

Metern Brennweite und einem optischen Fernrohr von

50 Zentimetern Durchmesser und einer Brennweite

von 12,5 Metern für unmittelbare Sternbeobachtungen.

Erfolge verzeichnete der Große Refraktor

insbesondere bei der Messung von Doppelsternen

nach photometrischen Verfahren.

Potsdam

80 cm

12,0 m

Thaw

Pittsburgh

30 Zoll

Refraktoren - Linsenteleskope

Großer Refraktor in Nizza 1888

76-cm-Refraktor Observatoire de Nice

Das Yerkes Observatorium Yerkes Observatorium ist ein Institut des

Department of Astronomy and Astrophysics

der University of Chicago (Lake Geneva, 1897).

Yerkes Refraktor (1897): 40 Zoll Öffnung (102 cm), f = 19,4 m

Refraktoren – das Meisterstück

Refraktoren sind ausgestorben