Das menschliche Auge ist nur für einen kleinen Bereich der elektromagnetischen Strahlung empfindlich. Dazu kommt, dass die Erdatmosphäre nahezu alle andere aus dem Universum auf uns zukommende Strahlung absorbiert. Der Bereich der optischen Astronomie ist daher definiert nach dem von der Erdatmosphäre durchgelassenen Bereich. Er umfasst alle Strahlung ab etwa 320 nm beginnend mit nah-ultraviolett (bis etwa 400 nm) über blau (450 nm), grün (500 nm), gelb (etwa 600 nm) und rot (etwa 650 nm) bis ins nahe Infrarote (bis 1000 nm).
Mit dem blossen Auge sieht man vor allem Sterne. Die Verteilung der Intensität über die Wellenlängen wird im wesentlichen von ihrer Temperatur bestimmt. Die Intensitäten werden in erster Näherung durch die Planck-Funktion gegeben (siehe auch das HRD).
Desweiteren kommt Strahlung aus diffusen Strukturen,
die man in ganz dunklen Nächten und weit entfernt
von der Himmelsaufhellung durch Strassenbeleutung und dergleichen
erkennen kann.
Es handelt sich hier um
leuchtende Gasnebel
(z.B. den Orion Nebel) in unserer Milchstrasse (Galaxis)
und Galaxien (z.B. den Andromeda Nebel).
Ausser wenige sind sie aber für das blosse Auge zu schwach
und werden am besten mit Hilfe von Langzeitbelichtungen sichtbar gemacht.
Teleskope und deren Zubehör
Um auch lichtschwache Objekte gut sehen zu können
muss eine gewisser technischer Aufwand getrieben werden.
Erstens möchte man möglichst viel Licht sammeln,
viel mehr als die Pupille unseres Auges es alleine kann.
Dazu benutzt man Teleskope.
Die Grösse der Teleskopöffnung (Fläche der `Hauptoptik'!)
bestimmt die Leistung eines Teleskops.
Sie wird daher sehr oft mit dem Namen eines Teleskops angegeben.
Zweitens verwendet man Langzeitbelichtungen,
Diese Belichtungen sind viel länger als die `Belichtungszeit des Auges',
die nur etwa 1/20 Sekunde ist.
Die Detektoren (früher Fotoplatten),
sind heute lichtempfindliche elektronische Empfänger wie
CCDs.
Drittens, da die Erde sich um ihre Achse dreht,
und sich die Sterne daher scheinbar von Ost nach West am Himmel bewegen,
sind für Langzeitbelichtungen Nachführeinrichtungen notwendig.
Dies wird mit Motoren erreicht, die
das Teleskop der scheinbaren Bewegung des Sterns am Himmel nachführen.
Siehe dazu auch Teleskope und Detektoren - Was bringen sie?
Aktive und adaptive Optik
Die Teleskopmechanik und -optik kann (leider) nicht perfekt sein.
Mit ausgefeilter Technik lässt sich ein Teil dieser Probleme beheben.
Dabei handelt es sich um die sogenannte aktive Optik.
Bei aktiver Optik wird die Form des grossen Teleskopspiegels an Hand der festgestellten Bildqualität angepasst. Die Hauptspiegel haben dazu eine grosse Zahl an steuerbaren Tragstellen. So kann man z.B. die bei verkippter Ausrichtung auftretende Durchbiegung des Spiegels aktiv korrigieren. Dies wird, z.B., angewendet beim NTT der ESO, und selbstverständlich beim ESO VLT.
Die Unruhe der Erdatmosphäre behindert die Messungen im optischen Spektralbereich. Durch Turbulenz wird der Weg des Lichts von Himmelsobjekten `gebrochen' und innerhalb von Sekundenbruchteilen mal mehr oder weniger seitlich verschoben. Die Abbildung ist daher verschwommen. Dies erklärt auch das `Flackern' der Sterne, dass man mit dem blossen Auge bemerken kann. (Für Messungen im sichtbaren Teil des Spektrums sind, wenn es um die Unruhe der Erdatmosphäre geht, Teleskope auf Satelliten vorteilhaft: es gibt dann keine Störung der Abbildung durch die Erdatmosphäre; z.B. Hubble Space Telescope! Sie sind aber sehr teuer.) Mit speziellen Techniken, die adaptive Optik, lässt sich doch einiges bei Teleskopen am Erdboden ausbesseren.
Bei adaptiver Optik wird die Form des grossen Teleskopspiegels
in rascher Zeitabfolge
an die durch Luftunruhe beeinträchtigte Bildqualität angepasst.
Die Bildqualität selber wird
mit Hilfe künstlicher Sterne festgestellt.
Ein künstlicher Stern ist ein kleiner Lichtflecken,
der in der Erdatmosphäre in etwa 90 km Höhe
künstlich erzeugt wird.
Dort sind Na-Atome vorhanden, die mit Hilfe von
durch das Teleskop nach oben gestrahltem Laserlicht zum Leuchten kommen.
Der Flecken wird durch das Teleskop mit dem Sternenhimmel
mit abgebildet und mit Hilfe von schnellen Detektoren und Rechnern
auf dessen Form analysiert.
Demenstsprechende Korrektursignale passen dann die Form des Spiegels
zur Erlangung einer nahezu perfekten Abbildung an.
Arbeiten in der Richtung gibt es für das nahe Infrarot z.B. im Projekt
ALFA
vom
MPIA
zusammen mit dem MPE für das 3.5m Teleskop am
Calar Alto.
Interferometrie
Mit den heutigen Techniken ist es auch möglich,
das Licht von zwei oder mehr Teleskopen interferometrisch zusammenzubringen.
Die Physik dazu ist seit mehr als einem Jahrhundert bekannt.
Mit solchen Interferometern wird eine räumliche Auflösung
am Himmel erreicht,
identisch mit der eines Einzelteleskop mit einem Durchmesser gleich
dem maximale Abstand der zusammengeschalteten Teleskope ist.
Allerdings ist die Empfindlichkeit nur die der Summe der Einzeltelekope,
da ja nur dieses Licht gesammelt wird.
Beispiele dafür sind das
Keck Telescope auf Mauna Kea
sowie das
Very Large Telescope Interferometer (VLTI)
der ESO
auf dem Paranal.
In der Radioastronomie wird Interferometrie schon länger verwendet.
Die Technik der
Radio-Interferometrie
ist einfacher als die im Optischen.
Empfindlichkeit im Optischen
Der optische Bereich ist für Astronomen immer noch der beste Teil
des elektromagnetischen Spektrums um nach Objekten zu suchen.
Dafür gibt es drei wichtige Gründe.
Zum einen kann man im optischen vom Erdboden aus arbeiten,
so dass sehr grosse, schwere, und komplizierte Teleskope gebaut
und dauerhaft gewartet sowie ausgebessert werden können.
Auch kann man immer wieder bessere Detektionsgeräte anmontieren.
Des weiteren wirkt die Kombination der Abbildungstechnik und der
Technik der Detektoren sich vorteilhaft für den optischen Bereich aus.
Die Auflösung f einer Abbildung
ist abhängig von der Grösse des Teleskops durch
f ~ Durchmesser/Wellenlänge .
Damit ist klar, dass grosse Teleskope in der Hinsicht günstig sind
(mit als Einschränkung die Wirkung der Erdatmosphäre).
Die Techniken und Auflösung der Detektoren
sind bei kürzeren Wellenlängen
als im Optischen sehr viel komplizierter
(siehe dort, Themen in Leiste oben!).
Bei grösseren Wellenlängen wird bei gleichem Teleskopdurchmesser
die Feinheit der Auflösung geringer.
Schliesslich sind fast alle Objekte, so wie wir sie im Universum kennen,
mit Messungen im optischen Bereich sichtbar zu machen und zu studieren.
Dazu wird die grobe spektrale Energieverteilung (z.B. Planck) verwendet
aber auch die feinere spektrale Information
(Absorptions- sowie Emissionslinien).