Teleskope und Detektoren - was bringen sie?

K.S. de Boer,   Sternwarte, Universität Bonn

Ohne Teleskope und Detektoren wäre die Astronomie nicht in der Lage gewesen, das Universum und die darin enthaltenen Objekte zu verstehen. Worin liegt die Bedeutung der Teleskope und der Detektoren? Was bringen sie?

Teleskope

1. Ein Teleskop sammelt Licht. Ohne Teleskop würde die Netzhaut unseres Auges nur die kleine Menge an Licht sehen, die direkt durch die Pupillenöffnung (etwa 4 mm) einfallen kann. Teleskope werden daher immer nach dem Durchmesser der Sammelöffnung (plus Name des Aufstellungsortes) benannt (siehe Benennungen).

Je größer das Teleskop um so besser. Aber es sind auch weitere Bedingungen zu erfüllen. Die Optik muss eine gute Qualität haben und die Konstruktion muss ausreichend stabil sein sowie eine dementsprechend genaue Nachführung haben.

2. Ein Teleskop liefert eine vergrößerte Abbildung. Die Vergrößerung (Abbildungsmaßstab) dient insbesondere dazu, die vielen schwachen Quellen voneinander getrennt sehen zu können, z.B. um Galaxien und Kugelsternhaufen auflösen zu können.

Es gibt aber 2 Gründe, weshalb die Stärke der Vergrößerung nie extrem groß ist.
-o- Je stärker die Vergrößerung ist, um so weniger Himmel wird auf eine Einheitsfläche in der Fokalebene abgebildet (beim Entwurf eines Teleskops kommt es auf die Ziele der Forschung mit dem jeweiligen Teleskop an).
-o- Die Luftunruhe in der Erdatmosphäre führt zur "Verschmierung" (auf englisch: seeing) der Sternbilder. Beim Entwurf eines Teleskops eine viel bessere Auflösung/Vergrößerung als diese zu erreichen, erschien nie sinnvoll. Allerdings ist es heute mit Hilfstechniken (siehe dazu die Webseite in "Physik des Monats": Instrumente und Methoden; Astronomie im Visuellen) möglich, die Effekte der Luftunruhe bis zu einen Faktor 10 zu reduzieren, was entsprechend gesteigerte Anforderungen gegenüber herkömmlichen Bauweisen zur Folge hat.

3. Ein Teleskop führt nach. Mit einem Motor (in alten Zeiten mit einer Uhr) kann das Teleskop kontinuierlich so bewegt werden, dass damit die Bewegung des Himmels (die Erdrotation!) kompensiert wird. Das Teleskop wird nachgeführt.

Eine mechanische Nachführung erlaubt es, Langzeitbeobachtungen von Himmelsobjekten zu machen, ohne fortlaufend die Ausrichtung des Teleskops von Hand anpassen zu müssen. Dies ist unabdingbar für Langzeitbelichtungen.

Detektoren

Ohne Detektoren wäre die Astronomie nicht in der Lage gewesen, das Universum und die darin enthaltenen Objekte zu verstehen.

1. Ein Detektor erlaubt es, eine Langzeitbelichtung durchzuführen. Das Auge (die Netzhaut) hat eine Reaktionszeit von etwa 1/20 Sekunde, astronomische Belichtungen können je nach Umständen sogar über eine Nachtlänge hinausgehen.

Bei langen Belichtungszeiten gibt es zwei Einschränkungen: Ein Detektor hat Eigenrauschen (was man so gering wie möglich zu halten versucht, z.B. bei elektronischen Detektoren mit Kühlung), und der Himmelshintergrund liefert auch Signale.

Die Fokalebene ist, bei den meisten Teleskopen, nicht eben. Zu große Detektoren bilden daher nicht über die ganze Fläche scharf ab. Hier gilt es zu optimieren (die Kombination von Teleskop und Detektor). Des weiteren ist die abbildende Optik generell nicht für alle Wellenlängenbereiche gleichzeitig optimal (siehe z.B. die Lösung dieses Problems beim Doppelrefraktor; Bild unten).

2. Detektoren können für andere Wellenlängen als die, die das Auge registriert, empfindlich sein. Die einfachsten Beispiele findet man beim Hubble Space Telescope, das sowohl UV-empfindliche als auch IR-empfindliche Detektoren hat. Für weitere Informationen siehe den Text über astronomische Instrumente in anderen Wellenlängenbereichen.

3. Die heutigen Detektoren sind meist CCDs. Elektronische Detektoren wie ein "Charge Coupled Device" (CCD) haben, neben der Möglichkeit langer Belichtungszeiten, den großen Vorteil, dass die Daten sofort im Rechner gespeichert und verarbeitet werden können. Mit wenigen Ausnahmen sind die Detektoren fast immer CCDs (wie in Digitalkameras). Sie sind oft großflächig (BUSCA hat 4096x4096 Bildelemente) oder werden aus mehreren kleineren CCDs zu einem Mosaik zusammengebaut (wie z.B. das WFI und demnächst das VST). Link zu mehr über CCDs.

Beispiele von Benennungen

-o- Das 1m-Teleskop des Observatorium Hoher List (der Sternwarte der Uni Bonn), das 3.6m auf La Silla, das 2.2m auf dem Calar Alto. Spezielle Teleskope haben Eigennamen: das NTT, das VLT, das Keck Teleskop. Bei Radioteleskopen wird die Größe oft nicht erwähnt, da es meistens an jedem Aufstellungsort nur ein Radioteleskop gibt: der 25m-Spiegel in Dwingeloo, das SEST, das Radioteleskop Effelsberg (mit 100m Durchmesser).
-o- Teleskope in Satelliten werden nur nach dem Satelliten benannt.
-o- Oft wird das Zusatz-/Beobachtungsinstrument mit erwähnt: BUSCA am 2.2m Calar Alto, FORS am VLT, WFPC2 und GHRS des HST.

Teleskope: Linsen oder Spiegel?

Die ersten "Fernrohre" waren lange Tuben mit Linsen, Objektiv und Okular. Um mehr Licht zu sammeln, wurden größere Linsen gebaut. Es gibt dann drei Nachteile.
-o- Linsen haben wegen der Brechung der Lichtstrahlen Farbfehler. Die Lage des Fokus hängt von der Wellenläge ab so dass Objekte farblich unscharf abgebildet werden.
-o- Es stellte sich heraus, dass Glas plastisch ist, die Linse verformte sich mit der Zeit unter dem eigenen Gewicht. Daher gibt es keine Linsenteleskope mit großer Öffnung.
-o- Um eine bessere Vergrößerung zu erreichen, wurde der Tubus länger, was wiederum zum Durchbiegen des Tubus (also zu Abbildungsfehlern) führte. Der längste Refraktor ist am Yerkes Observatory mit 40 inch (1.02m) Öffnung und 19.2m Baulänge.

Spiegelteleskope können sehr große Hauptspiegel haben, da der Hauptspiegel (Primärspiegel) sehr einfach gestützt werden kann. Durch die Spiegelung des Lichtbündels am Sekundärspiegel und mit der Fokalebene "hinter" dem Hauptspiegel in einem Cassegrain-System kann es zu einer kompakten Bauweise kommen. Sie ist darüber hinaus mechanisch sehr stabil.
Bei starker Krümmung des Hauptspiegels ist ein Spiegelteleskop relativ kurz, bei geringer Krümmung muss der Tubus lang bleiben. Die Krümmung des Haupt- und Sekundärspiegels und deren Entfernung werden nach der geometrischen Optik berechnet, um die gewünschte Vergrößerung und Fokallänge zu erreichen. Die Baulänge (Abstand Hauptspiegel zu Sekundärspiegel) ist etwa die Hälfte der Fokallänge (der Lichtstrahl ist eben "gefaltet").

Heute werden für die professionelle Astronomie fast ausschliesslich Spiegelteleskope gebaut. Deren Fokalebene ist aber nicht ganz flach.

Teleskope: Montierung

-o- Teleskope mit "parallaktischer" Montierung, also mit einer auf den Himmelspol gerichteten Hauptachse, lassen sich leicht nachführen, da eben nur eine Achse gedreht werden muss.
-o- Große und schwere Teleskope werden meist im Azimuth-Altitude-System gebaut; dies ist dann mechanisch stabiler. Bei einer derartigen Montierung dreht sich das Himmelsfeld im Laufe der Belichtung über die Fokalebene (den Detektor). Abhilfe wird geschaffen, in dem man während der Messungen den Detektor gegenüber dem Teleskop-Flansch (gegen)dreht.

Beispiele

Spiegelteleskope

Das 1m Teleskop am Observatorium Hoher List Das 3.5m Teleskoop des Calar Alto Observatoriums Weitwinkel Foto vom Kuyen des VLT
Der Durchmesser des Hauptspiegels bestimmt die Größe der "Wanne", in der der Spiegel liegt. Damit wird auch die Skala dieser Bilder gegeben.
Links: das 1m-Teleskop am Observatorium Hoher List (aus 1960). Im Vergleich zu Linsenteleskopen ist die kompakte Bauweise sofort ersichtlich. Alles "unter" dem Hauptspiegel gehört zum Bereich Zusatzinstrumente. Hier sind eine weitere abbildende Optik und ganz unten der gekühlte CCD Detektor anmontiert. Für von der Sternwarte verwendete CCDs siehe "Einige CCDs".
Mitte: Das 3.5m Teleskop des Calar Alto Observatoriums. Bei der Größe und der "Parrallaktische-(Polachs-)Montierung" ist eine kräftige Träger- und Bewegungsstruktur notwendig. (Großes Bild)
Rechts: Eines der vier 8m Teleskope (das Kuyen) des VLT (Bau 1995-2000). Mit einem Hauptspiegel von 8m Durchmesser ist die Handhabung nur ordentlich möglich mit einer Altitude-Azimuth-Montierung. (Weitwinkelfoto, ESO)
Birr Castle in Irland mit den 2 großen "Speculi"
Das 1.80m Teleskop (das Speculum) des Lord Rosse bei Birr Castle in Irland, so, wie es um 1845 im Bau war (nach einem Gemälde). Hier entstand das erste "Großteleskop". Lord Rosse konnte mit dem Teleskop feststellen, dass einige der diffusen Flecken am Himmel (Galaxien) Spiralstruktur zeigen. Das fertige 90cm Teleskop ist auch zu sehen.
Das Teleskop hatte einen Metallspiegel als Lichtsammler, und die Auswirkung deren Abbildungsfehler wurde mit Hilfe einer großen Fokallänge unterdrückt.
Etwa 15 Jahre später entwickelte Foucault in Paris das erste Teleskop mit einem silberbeschichteten Glasspiegel. Diese Glasspiegel waren viel genauer geformt als Metallspiegel und lieferten eine hervorragende Abbildungsqualität.
Linsenteleskope

Argelanders "Kometensucher" zur Erstellung der BD Der Doppelrefraktor am Observatorium Hoher List

Links: Das kleine Linsenteleskop mit einer Linsenöffnung von 7.7 cm und einer Tubuslänge von 78 cm, das Argelander zur Herstellung der "Bonner Durchmusterung" (BD) zwischen 1845 und 1855 verwendete. Es ist jetzt in der Eingangshalle der Astronomischen Institute der Universität Bonn aufgestellt.
Rechts: Der "Doppelrefraktor" des Observatorium Hoher List (Baujahr des Teleskops ist 1899). Zwei zusammengebaute Rohre mit Linsenöffnungen von 36 und 30 cm und einer Tubuslänge von 5.4m sind auf einer 4.4m hohen Säule montiert. Er ist aus zwei Gründen doppelt: Fotografische Platten sind eher empfindlich für blaues Licht und die Linsen sind dementsprechend geformt, das Auge ist eher empfindlich für gelbes Licht und das zweite Rohr (mit Okularkonstruktion) ist genau dafür ausgelegt (sowohl für visuelle Beobachtungen als für die manuelle Nachführung bei einer fotografischen Aufnahme). Die beiden Rohre zusammengebaut liefern eine gute mechanische Stabilität.

Wie weit kann man mit einem Teleskop sehen?

Diese Frage "Wie weit sieht man mit dem Teleskop?" erfordert eine ähnliche Antwort wie die Frage "wie weit sehen wir mit unseren Augen?".

Sie sehen das Haus dort, und wenn Sie auf einer Anhöhe stehen und es ist klar, auch den Hügel in 50 km Entfernung. Sie sehen Flugzeuge in 10 km Höhe und Sie sehen auch den Mond und die Sonne. Und den nächsten Stern in etwa 1 pc Entfernung (1 parsec entspricht etwa 3 Lichtjahren). Die leuchtkräftigsten Sterne sehen Sie bis zu 5 kpc (kiloparsec) oder bis 1/6 der Durchmesser unserer Galaxis. Auch können Sie am Südhimmel die Magellanschen Wolken sehen, zwei Begleitgalaxien zu der unsrigen, in 50 kpc Entfernung. Alles nur mit den blossen Augen. Aber eine leuchtende Glühbirne auf dem Neumond würden Sie nicht sehen. Es ist alles eine Frage der von den Objekten abgestrahlten Lichtmenge (Eigenlicht oder auch reflektiert).

Mit einem Teleskop sieht man viel mehr. Mit einem 8-m-Teleskop, im Vergleich zur blossen Pupille von 4 mm, und mit einer Belichtungszeit von 8 Stunden (statt die 1/20 Sekunde des Auges) und mit der Quantenausbeute eines CCDs von 80% (das Auge erreicht nur etwa 1%) gibt es einen Steigerungsfaktor von

(8000/4)2 x (8x3600/(1/20)) x (80/1) = (4x106) x (0.57x106) x 80 = etwa 100 x 1012
für die Signalmenge. Da die Intensität des Lichtes mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, entspricht dies für die Entfernung einen Faktor 107. Man sieht mit dem 8-m-Teleskop und mit 8 Stunden Belichtungszeit etwa 100 Billionen mal so schwache Objekte, oder 10 Millionen mal so "weit" wie mit dem blossen Auge. Alles immer abhängig davon, ob der Detektor genug Licht empfängt um zu einem erkennbaren Signal zu kommen.

Bei allen kleineren Teleskopen ist der Faktor dementsprechend kleiner.

Bei der Anwendung einer derartigen Berechnung ist zu beachten, dass über sehr große Entfernungen dicht beisammen stehende Objekte an der Himmelsphäre übereinander projiziert werden, so dass man sie unter Umständen nicht mehr gut erkennt. Auch kann das Licht durch interstellare Extinktion abgeschwächt werden. Deswegen ist in der Realität der oben berechnete Entfernungsfaktor kleiner.


Verwendete und noch nicht erklärte Akronyme:
ESO = European Southern Observatory (Hauptsitz in Garching bei München);
              Observatorien in Chile auf den Bergen "La Silla" und "Paranal"
VLT = Very Large Telescope (ESO; Paranal)
FORS = FOcal Reducer/low dispersion Spectrograph (am VLT)
VST = VLT Survey Telescope
NTT = New Technology Telescope (ESO: La Silla)
SEST = Swedish Eso Sub-mm Telescope (auf La Silla)
WFI = Wide Field Imager (am ESO 2.2m, La Silla)
BUSCA = Bonn University Simultaneous CAmera (am 2.2m Teleskop auf dem Calar Alto)
HST = Hubble Space Telescope (NASA/ESA)
GHRS = Goddard High Resolution Spectrograph (im HST)
WFPC2 = Wide Field Planetary Camera 2 (im HST)
www.astro.uni-bonn.de/~deboer/teleskope/teleskope.html
2003.07.07, 2004.07.07, 2005.07.22
2009.11.18   Siehe auch den Aufsatz "Europas Weg zum weltgrößten Teleskop - Das ELT" von Markus Kissler-Patig in "Sterne und Weltraum", Dez 2009, S.30
Wie wirkt sich die Berechnung aus für das ELT? Das ELT soll einen Hauptspigel mit 42 m Durchmesser haben!