Techniklexikon

astronomische Instrumente

ganz allgemein alle Instrumente, die in der Astronomie eingesetzt werden. Im engeren Sinne versteht man unter astronomischen Instrumenten die Geräte, mit denen die vom Himmel kommende Strahlung aufgefangen und untersucht wird, also Teleskope aller Art (optische-, Radio-, Röntgenteleskope etc.) sowie die an ihnen eingesetzten Geräte, mit denen die Strahlung gespeichert und analysiert wird. Bei direkten Instrumenten verschmelzen Empfang und Analyse der Strahlung. Sie werden überwiegend in der Hochenergie-Astrophysik eingesetzt und messen beispielsweise die Energie von Teilchen der kosmischen Strahlung oder von Neutrinos. Üblicherweise besteht ein Instrument aber aus einem Primärempfänger (z.B. einem Teleskopspiegel), der die Strahlung auffängt, sammelt und bündelt und einem Sekundärempfänger, der die Strahlung aufnimmt und entweder in elektrische Signale (Halbleiterdetektor, Sekundärelektronenvervielfacher) oder chemische Prozesse (Photoplatte) umwandelt. Mit einem Analysator (z.B. einem Photometer) wird die Strahlung dann untersucht. Oft verschmelzen die Aufgaben von Sekundärempfänger und Analysator, etwa in einem Spektrographen, in dem das ankommende Licht spektral aufgefächert und somit gleichzeitig analysiert wird, oder bei den Teilchendetektoren der Hochenergie-Astrophysik.

Bei astronomischen Fernrohren sind die Spiegel (Reflektoren) bzw. die Linsen (Refraktoren) die Primärempfänger. Die Erfindung des Refraktors wird dem holländischen Optiker H. Lippershey zugeschrieben, der das Funktionsprinzip 1608 entdeckt haben soll. Reflektoren wurden erst gegen Ende des 17. Jh. von Isaac Newton erfunden. Da die ersten Generationen dieser Geräte mit Metallspiegeln ausgerüstet waren, die sich schon bei geringen Temperaturschwankungen stark verformten, wurden in der Astronomie über viele Jahrzehnte hinweg überwiegend nicht Reflektoren, sondern Refraktoren eingesetzt. Diese stossen jedoch an eine praktische Grössengrenze. Da Glas ein amorpher Körper mit plastischen Eigenschaften ist, können grosse Linsen unter ihrem Eigengewicht langsam zu fliessen beginnen und sich dabei verzerren. Durch den Einsatz von metallbedampften Glaskeramiken, bei denen der Hauptspiegel mechanisch gestützt wird und die eine hohe Temperaturbeständigkeit aufweisen, sind heute Spiegeldurchmesser von 8m und mehr technisch realisierbar.

Verlässt man den Bereich der optischen Astronomie, werden Refraktoren gänzlich unbrauchbar, und Spiegelsysteme sind nur noch bedingt einsetzbar. So verwendet man für Radioteleskope engmaschige Metallnetze oder dünne Metallplatten, die jedoch die Masse von Radioteleskopen erhöhen und grosse Anforderungen an die Teleskopmontierungen sowie die Nachführungseinrichtungen stellen. Das grösste freibewegliche Radioteleskop steht in Effelsberg in der Eifel und besitzt einen Durchmesser von 100m. Kleinere Radioteleskope mit Durchmessern um 25m sind einfacher und kostengünstiger zu erstellen und werden zudem oft zu mehreren zusammengeschlossen und bilden dann Apertursyntheseteleskope, die eine besseres Auflösungsvermögen als Einzelteleskope besitzen (Apertursynthese). Einige Radioteleskope sind auch starr montiert, wie das 300m durchmessende Arecibo-Radioobservatorium, oder bestehen aus einer Sammlung kleinerer reflektierender Flächen, die einzeln bewegt werden können, wie das russische Ratan-Teleskop.

Sowohl optische Spiegelteleskope als auch Radioteleskope besitzen in der Regel eine parabolisch geformte Oberfläche, um die Strahlung zu bündeln und zum Empfänger zu leiten. Um die Drehung des Himmels über dem Teleskop auszugleichen, sind die meisten optischen Teleskope parallaktisch montiert, d.h. die drehbare Achse der Montierung verläuft parallel zur Rotationsachse der Erde. Je höher die Masse eines Teleskops ist, desto schwerer ist allerdings die Montierung und desto grösser die mechanische Belastung. Daher werden grosse Teleskope heute oft azimuthal montiert. Diese Montierungen besitzen zwei bewegliche Achsen, eine vertikale und eine horizontale, was die mechanische Belastung verringert, aber zu einem neuen Problem, dem der Bildfeldrotation führt.

Auch im kurzwelligen Bereich bis hin zum Röntgenbereich dienen Reflektoren zum Sammeln und Bündeln der Strahlung. Aufgrund der hohen Energie der Röntgenphotonen nutzt man beispielsweise in den Wolter-Teleskopen streifende Reflexion an hintereinanderliegenden hyperbolischen Flächen zur Bündelung der Röntgenstrahlen, die dann in einem Teilchendetektor analysiert werden.

Zu astronomischen Instrumenten mit Spezialaufgaben, die nicht wie die meisten Teleskope universell einsetzbar sind, gehören Meridiankreise, Coelostaten und Heliostaten zur Sonnenbeobachtung sowie die meisten astronomischen Sonden und Satelliten.

Lange Zeit diente das Auge gleichzeitig als Empfänger und Detektor der Strahlung. Erst durch Entwicklung der Photographie Ende des 19. Jh. wurden Astroplatten als Empfänger verfügbar, die das Licht dauerhaft speichern konnten. Dies ermöglichte Langzeitaufnahmen, in denen ein Teleskop auf ein und dasselbe Objekt ausgerichtet bleibt und die Strahlung über lange Zeit hinweg gesammelt wird. Eine Folge solcher Aufnahmen war die die Möglichkeit der Katalogisierung von Positionen, Helligkeiten, Farben usw. vieler sehr lichtschwacher Himmelskörper. Zudem konnte man feinere Strukturen in flächenhaften Objekten wie Gasnebeln und Galaxien untersuchen, die Hinweise auf die physikalischen Bedingungen in diesen Objekten geben.

Viele Nachteile von Photoplatten werden von Halbleiterdetektoren (kurz CCD für Charge Coupled Device) überwunden, die heute üblicherweise als Sekundärempfänger Verwendung finden. CCDs weisen eine hohe Quantenausbeute (bis zu 80%) sowie eine strenge Linearität zwischen einfallendem Strahlungsstrom und gespeicherter Ladungsmenge auf. Darüber hinaus ermöglichen sie die gleichzeitige Messung sehr starker und sehr schwacher Strahlungsströme (bis zu einem Verhältnis von 100000/1). In Radioteleskopen bilden ausschliesslich elektronische Geräte die Sekundärempfänger, wobei die Signale meist auf Magnetbänder oder -platten gespeichert werden.

In allen Wellenlängenbereichen können Filter eingesetzt werden, mit denen bestimmte Teile der einfallenden Strahlung selektiert werden. In der optischen Astronomie verwendet man meist spezielle Glasfilter, die durch Interferenz an optischen Flächen nur bestimmte Wellenlängenbereiche durchlassen. Um sehr enge spektrale Bereiche von nur einigen Ångström Breite zu untersuchen, werden heute oft Fabry-Perot-Interferometer eingesetzt. In der Radioastronomie dienen elektronische Filter zur Selektion der interessierenden Frequenzbereiche, während in der Hochenergie-Astrophysik die Detektoren so eingestellt werden, dass sie in bestimmten Energiebereichen selektiv auf die Teilchen reagieren.

astronomische Instrumente: Typische Eigenschaften astronomischer Instrumente.

bottom:none;border-right:none; mso-border-top-alt:solid black .75pt;mso-border-left-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> Typ	typische Dimensionen	bottom:none;border-right:solid black 1.0pt; mso-border-top-alt:solid black .75pt;mso-border-right-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> Anmerkungen
Primärempfänger (Auffänger)
optische Teleskopspiegel	0,05-8 m	freibeweglich (parallaktisch, azimuthal)
Radioteleskope	10-100 m	freibeweglich
Radioteleskope	> 100 m	starr, bewegliche Sekundärempfänger
Heliostaten	0,5-2,5 m	starr, Turmteleskope
Sekundärempfänger (Detektoren)
Photoplatte	bis ca. 50´50 cm	optische Teleskope
CCD	bis ca. 4000´4000 Pixel	optische Teleskope in allen Wellenlängenbereichen
Radioempfänger		Radioteleskope
Analysatoren
Koordinatenmesstische		optische Astronomie; Auswertung von Positionen
Blinkkomparatoren		optische Astronomie; Erkennen von Helligkeitsänderungen und Bewegungen
Photometer		optische Teleskope in allen Wellenlängenbereichen
Spektrographen		alle Teleskope
Frequenzmessgeräte		Radioteleskope
Spezielle Detektoren/Analayatoren
Teilchendetektoren		Röntgen- und Gammabereich; Orbitalteleskope (Photonen, kosmische Strahlung)
Teilchendetektoren		erdgebunden, atmosphärische Teilchenschauer (kosmische Strahlung, Myonen, Neutrinos)
bottom:solid black 1.0pt;border-right:none; mso-border-left-alt:solid black .75pt;mso-border-bottom-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> Chlor-/Gallium-Tanks	bottom: solid black 1.0pt;mso-border-bottom-alt:solid black .75pt;padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'>	bottom:solid black 1.0pt;border-right:solid black 1.0pt; mso-border-bottom-alt:solid black .75pt;mso-border-right-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> erdgebunden, Neutrinos

 

Die Analyse der einfallenden Strahlung erfolgte in der optischen Astronomie ursprünglich durch Auswertung von Photoplatten mit Koordinatenmesstischen, Blinkkomparatoren und einfachen Photometern. Koordinatenmesstische sind Geräte, mit einer genau justierten Skala, auf der die Positionen von Himmelskörpern auf der Platte vermessen werden. Durch Anschluss der Position an astrometrisch bekannte Objekte, etwa die Fundamentalsterne, misst man nach Korrektur von Plattenungenauigkeiten (wie z.B. Verzerrungen in der Trägersubstanz) die Positionen aller Sterne und Objekte. In Blinkkomparatoren werden zwei Astroplatten miteinander verglichen, wobei Positions- bzw. Helligkeitsänderungen sofort sichtbar werden. Photometer (visuelle, lichtelektrische Photometer sowie Plattenphotometer) dienen zur Messung der Helligkeit von Himmelskörpern. Alle derartigen Messungen werden heute mit Hilfe von Computern durchgeführt. So können beispielsweise CCD-Sensoren dazu verwendet werden, gleichzeitig Helligkeiten und Positionen von Objekten auf Photoplatten zu messen. Die Daten werden gespeichert und später gemeinsam auf Plattenfehler korrigiert. Durch die Messalgorithmen lassen sich sogar in vielen Fällen Sterne und Galaxien voneinander unterscheiden. Den Helligkeitsmessungen in der optischen Astronomie entsprechen die Messungen von Strahlungsflüssen in der Radioastronomie und der Hochenergie-Astrophysik, die mit entsprechenden elektronischen Detektoren bzw. mit Teilchendetektoren durchgeführt werden.

Spektrographen zerlegen mit Hilfe optischer Elemente (Prismen oder Gitter) die einfallende Strahlung in ihre spektralen Bestandteile. Zumeist wird die Strahlung dabei vor der spektralen Zerlegung durch einen Eingangsspalt geführt, der im Idealfall nur das Licht des zu untersuchenden Objekts durchlässt. Erst in jüngster Zeit wurden unter Ausnutzung von CCDs auch zweidimensionale Spektren möglich (Langspaltspektrographen).

Durch Glasfasern, die sich in Bohrungen speziell hergestellter Masken befinden, kann das Licht mehrerer Objekte auf einen Spektrographen geleitet werden. Dies erhöht die Messgenauigkeit, da Streulicht durch andere Objekte im Spektrographenspalt weitgehend vermieden werden kann. Ausgedehnte flächenhafte Objekte werden zumeist mit Fabry-Perot-Interferometern untersucht.

Auch Spektren werden mit Computern ausgewertet und liefern Aussagen beispielsweise über die Elementhäufigkeiten und die physikalischen Bedingungen in Himmelskörpern.  [GR1]