Beobachtungsastronomie - Observational astronomy

Eine Versammlung in Estland , um Meteore zu beobachten

Beobachtende Astronomie ist eine Abteilung der Astronomie , die sich mit der Aufzeichnung von Daten über das beobachtbare Universum befasst , im Gegensatz zur theoretischen Astronomie , die sich hauptsächlich mit der Berechnung der messbaren Auswirkungen physikalischer Modelle befasst . Es ist die Praxis und das Studium der Beobachtung von Himmelsobjekten mit Teleskopen und anderen astronomischen Instrumenten.

Als Wissenschaft wird das Studium der Astronomie dadurch etwas behindert, dass direkte Experimente mit den Eigenschaften des fernen Universums nicht möglich sind. Dies wird jedoch teilweise dadurch kompensiert, dass Astronomen eine Vielzahl von sichtbaren Beispielen für stellare Phänomene haben, die untersucht werden können. Auf diese Weise können Beobachtungsdaten in Diagrammen aufgezeichnet und allgemeine Trends aufgezeichnet werden. Anhand von Beispielen aus der Nähe bestimmter Phänomene wie veränderlichen Sternen kann dann auf das Verhalten weiter entfernter Vertreter geschlossen werden. Diese entfernten Maßstäbe können dann verwendet werden, um andere Phänomene in dieser Umgebung zu messen, einschließlich der Entfernung zu einer Galaxie .

Galileo Galilei richtete ein Teleskop zum Himmel und zeichnete auf, was er sah. Seitdem hat die beobachtende Astronomie mit jeder Verbesserung der Teleskoptechnologie stetige Fortschritte gemacht.

Unterteilungen

Eine traditionelle Einteilung der beobachtenden Astronomie basiert auf dem beobachteten Bereich des elektromagnetischen Spektrums :

Methoden

Neben elektromagnetischer Strahlung können moderne Astrophysiker auch Beobachtungen mit Neutrinos , kosmischer Strahlung oder Gravitationswellen machen . Die Beobachtung einer Quelle mit mehreren Methoden wird als Multi-Messenger-Astronomie bezeichnet .

Ultra-HD-Fotografie, aufgenommen am La Silla-Observatorium .

Optische und Radioastronomie können mit bodengestützten Observatorien durchgeführt werden, da die Atmosphäre bei den erfassten Wellenlängen relativ transparent ist. Observatorien befinden sich normalerweise in großen Höhen, um die Absorption und Verzerrung durch die Erdatmosphäre zu minimieren. Einige Wellenlängen des Infrarotlichts werden stark von Wasserdampf absorbiert , daher befinden sich viele Infrarotobservatorien an trockenen Orten in großer Höhe oder im Weltraum.

Die Atmosphäre ist bei den Wellenlängen, die von der Röntgenastronomie, Gammastrahlenastronomie, UV-Astronomie und (mit Ausnahme einiger Wellenlängen-"Fenster") der Ferninfrarot-Astronomie verwendet werden , undurchsichtig , so dass Beobachtungen meist von Ballons oder Weltraumobservatorien aus durchgeführt werden müssen . Mächtige Gammastrahlen können jedoch durch die großen Luftschauer nachgewiesen werden, die sie erzeugen, und die Erforschung der kosmischen Strahlung ist ein schnell wachsender Zweig der Astronomie.

Wichtige Faktoren

Für einen Großteil der Geschichte der beobachtenden Astronomie wurden fast alle Beobachtungen im visuellen Spektrum mit optischen Teleskopen durchgeführt . Während der Erdatmosphäre in diesem Teil des relativ transparent ist elektromagnetischen Spektrums , ist am Teleskop Arbeit noch abhängig von Sehen Bedingungen und Luft Transparenz, und wird in der Regel auf die Nachtzeit begrenzt. Die Seeing-Bedingungen hängen von Turbulenzen und thermischen Schwankungen in der Luft ab. Orte, die häufig bewölkt sind oder unter atmosphärischen Turbulenzen leiden, schränken die Auflösung der Beobachtungen ein. Ebenso kann die Anwesenheit des Vollmonds den Himmel mit Streulicht aufhellen und die Beobachtung schwacher Objekte behindern.

Sonnenuntergang über den Mauna Kea Observatorien.

Für Beobachtungszwecke ist der optimale Standort für ein optisches Teleskop zweifellos im Weltraum . Dort kann das Teleskop Beobachtungen machen, ohne von der Atmosphäre beeinflusst zu werden . Derzeit ist es jedoch noch kostspielig, Teleskope in die Umlaufbahn zu heben . Somit sind die nächstbesten Standorte bestimmte Berggipfel, die eine hohe Anzahl an wolkenlosen Tagen aufweisen und im Allgemeinen gute atmosphärische Bedingungen (mit guten Seeing- Bedingungen) aufweisen. Die Gipfel der Inseln Mauna Kea, Hawaii und La Palma besitzen diese Eigenschaften, ebenso wie in geringerem Maße auch Gebiete im Landesinneren wie Llano de Chajnantor , Paranal , Cerro Tololo und La Silla in Chile . Diese Observatoriumsstandorte haben eine Ansammlung leistungsstarker Teleskope angezogen, die Investitionen in Höhe von mehreren Milliarden US-Dollar getätigt haben.

Die Dunkelheit des Nachthimmels ist ein wichtiger Faktor in der optischen Astronomie. Mit der immer größer werdenden Größe von Städten und von Menschen besiedelten Gebieten hat auch die Menge an künstlichem Licht in der Nacht zugenommen. Diese künstlichen Lichter erzeugen eine diffuse Hintergrundbeleuchtung, die die Beobachtung schwacher astronomischer Merkmale ohne spezielle Filter sehr schwierig macht. An einigen Orten wie dem Bundesstaat Arizona und im Vereinigten Königreich hat dies zu Kampagnen zur Reduzierung der Lichtverschmutzung geführt . Die Verwendung von Hauben um Straßenlaternen herum verbessert nicht nur die auf den Boden gerichtete Lichtmenge, sondern trägt auch dazu bei, das zum Himmel gerichtete Licht zu reduzieren.

Atmosphärische Effekte ( astronomisches Seeing ) können die Auflösung eines Teleskops stark beeinträchtigen . Ohne einige Mittel zur Korrektur des Unschärfeeffekts der sich verschiebenden Atmosphäre können Teleskope mit einer Öffnung von mehr als 15–20 cm ihre theoretische Auflösung bei sichtbaren Wellenlängen nicht erreichen. Infolgedessen war der Hauptvorteil der Verwendung sehr großer Teleskope die verbesserte Lichtsammelfähigkeit, die es ermöglicht, sehr schwache Helligkeiten zu beobachten. Das Auflösungshandicap wird jedoch durch adaptive Optik , Speckle- und interferometrische Bildgebung sowie durch den Einsatz von Weltraumteleskopen überwunden .

Messergebnisse

Astronomen verfügen über eine Reihe von Beobachtungswerkzeugen, mit denen sie den Himmel vermessen können. Bei Objekten, die relativ nahe an der Sonne und der Erde sind, können direkte und sehr genaue Positionsmessungen vor einem entfernteren (und damit nahezu stationären) Hintergrund durchgeführt werden. Frühe Beobachtungen dieser Art wurden verwendet , um sehr präzise Orbitalmodelle der verschiedenen Planeten zu entwickeln und ihre jeweiligen Massen und Gravitations zu bestimmen Störungen . Solche Messungen führten zur Entdeckung der Planeten Uranus , Neptun und (indirekt) Pluto . Sie führten auch zu einer irrigen Annahme eines fiktiven Planeten Vulcan innerhalb der Merkurbahn (aber die Erklärung der Präzession der Merkurbahn durch Einstein gilt als einer der Triumphe seiner allgemeinen Relativitätstheorie ).

Entwicklungen und Vielfalt

ALMA ist das weltweit leistungsstärkste Teleskop zur Untersuchung des Universums bei Submillimeter- und Millimeterwellenlängen.

Neben der Untersuchung des Universums im optischen Spektrum können Astronomen zunehmend auch Informationen in anderen Teilen des elektromagnetischen Spektrums gewinnen. Die frühesten nicht-optischen Messungen wurden der thermischen Eigenschaften der Sonne durchgeführt . Während einer Sonnenfinsternis eingesetzte Instrumente könnten verwendet werden, um die Strahlung der Korona zu messen .

Radioastronomie

Mit der Entdeckung der Radiowellen, Radioastronomie begann als eine neue Disziplin in der Astronomie entstehen. Die langen Wellenlängen von Radiowellen erforderten viel größere Sammelschalen, um Bilder mit guter Auflösung zu machen, und führten später zur Entwicklung des Multi-Dish- Interferometers zur Herstellung hochauflösender Apertursynthese -Radiobilder (oder "Radio Maps"). Die Entwicklung des Mikrowellen-Hornempfängers führte zur Entdeckung der mit dem Urknall verbundenen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung .

Die Radioastronomie hat ihre Fähigkeiten weiter ausgebaut und verwendet sogar Radioastronomie-Satelliten , um Interferometer mit Basislinien zu produzieren, die viel größer als die Größe der Erde sind. Die immer stärker werdende Nutzung des Funkspektrums für andere Zwecke übertönt jedoch nach und nach die schwachen Funksignale der Sterne. Aus diesem Grund könnte in Zukunft Radioastronomie von abgeschirmten Orten aus durchgeführt werden, beispielsweise von der Rückseite des Mondes .

Entwicklungen des späten 20. Jahrhunderts

In der letzten Hälfte des 20. Jahrhunderts gab es rasante technologische Fortschritte in der astronomischen Instrumentierung. Optische Teleskope wurden immer größer und verwendeten adaptive Optiken , um atmosphärische Unschärfen teilweise zu negieren. Neue Teleskope wurden in den Weltraum geschossen und begannen mit der Beobachtung des Universums im Infrarot- , Ultraviolett- , Röntgen- und Gammastrahlenbereich des elektromagnetischen Spektrums sowie der Beobachtung der kosmischen Strahlung . Interferometer-Arrays erzeugten die ersten extrem hochauflösenden Bilder durch Apertursynthese bei Radio-, Infrarot- und optischen Wellenlängen. Orbitale Instrumente wie das Hubble-Weltraumteleskop führten zu schnellen Fortschritten im astronomischen Wissen und dienten als Arbeitspferd für die Beobachtung von lichtschwachen Objekten mit sichtbarem Licht. Neue in der Entwicklung befindliche Weltrauminstrumente sollen Planeten um andere Sterne, vielleicht sogar einige erdähnliche Welten, direkt beobachten.

Neben Teleskopen haben Astronomen damit begonnen, andere Instrumente zu verwenden, um Beobachtungen zu machen.

Andere Instrumente

Neutrino-Astronomie ist der Zweig der Astronomie, der astronomische Objekte mit Neutrino-Detektoren in speziellen Observatorien, meist riesigen unterirdischen Tanks, beobachtet. Kernreaktionen in Sternen und Supernova- Explosionen produzieren sehr viele Neutrinos , von denen nur sehr wenige mit einem Neutrino-Teleskop nachgewiesen werden können . Die Neutrino-Astronomie wird durch die Möglichkeit motiviert, Prozesse zu beobachten, die für optische Teleskope nicht zugänglich sind , wie zum Beispiel den Kern der Sonne .

Es werden Gravitationswellendetektoren entwickelt, die Ereignisse wie Kollisionen massereicher Objekte wie Neutronensterne oder Schwarze Löcher erfassen können .

Auch für hochdetaillierte Beobachtungen von Planeten innerhalb des Sonnensystems werden zunehmend Roboter- Raumschiffe eingesetzt , so dass die Planetenwissenschaften inzwischen bedeutende Überschneidungen mit den Disziplinen Geologie und Meteorologie aufweisen .

Beobachtungswerkzeuge

Eines der ältesten Observatorien in Südamerika ist das Astronomische Observatorium von Quito , das 1873 gegründet wurde und sich 12 Minuten südlich des Äquators in Quito, Ecuador, befindet. Das Astronomische Observatorium von Quito ist das Nationale Observatorium von Ecuador und befindet sich im historischen Zentrum von Quito und wird von der National Polytechnic School verwaltet .

Teleskope

Ein Amateur-Astrofotografie-Setup mit einem automatisierten Leitsystem, das an einen Laptop angeschlossen ist.

Das Schlüsselinstrument fast aller modernen beobachtenden Astronomie ist das Teleskop . Dies dient dem doppelten Zweck, mehr Licht zu sammeln, damit sehr schwache Objekte beobachtet werden können, und das Bild zu vergrößern, damit kleine und entfernte Objekte beobachtet werden können. Die optische Astronomie erfordert Teleskope, die optische Komponenten von hoher Präzision verwenden. Typische Anforderungen zum Schleifen und Polieren eines gekrümmten Spiegels erfordern beispielsweise, dass die Oberfläche innerhalb eines Bruchteils einer Wellenlänge des Lichts einer bestimmten konischen Form liegt. Viele moderne "Teleskope" bestehen tatsächlich aus einer Reihe von Teleskopen, die zusammenarbeiten, um durch Apertursynthese eine höhere Auflösung zu erzielen .

Große Teleskope sind in Kuppeln untergebracht, um sie sowohl vor Witterungseinflüssen zu schützen als auch die Umweltbedingungen zu stabilisieren. Wenn beispielsweise die Temperatur von einer Seite des Teleskops zur anderen unterschiedlich ist, ändert sich die Form der Struktur aufgrund der thermischen Ausdehnung , die optische Elemente aus ihrer Position drückt. Dies kann das Bild beeinträchtigen. Aus diesem Grund sind die Kuppeln meist strahlend weiß ( Titandioxid ) oder unlackiertes Metall. Die Kuppeln werden oft bei Sonnenuntergang geöffnet, lange bevor die Beobachtung beginnen kann, damit die Luft zirkulieren und das gesamte Teleskop auf die gleiche Temperatur wie die Umgebung bringen kann. Um zu verhindern, dass Windböen oder andere Vibrationen die Beobachtung beeinträchtigen, ist es üblich, das Teleskop auf einem Betonpfeiler zu montieren, dessen Fundamente vollständig von denen der umgebenden Kuppel und des Gebäudes getrennt sind.

Um fast jede wissenschaftliche Arbeit durchführen zu können, müssen Teleskope Objekte verfolgen, während sie über den sichtbaren Himmel rollen. Mit anderen Worten, sie müssen die Rotation der Erde reibungslos kompensieren. Bis zum Aufkommen computergesteuerter Antriebe war die Standardlösung eine parallaktische Montierung , und bei kleinen Teleskopen ist dies immer noch die Norm. Dies ist jedoch eine konstruktiv schlechte Konstruktion und wird mit zunehmendem Durchmesser und Gewicht des Teleskops immer unhandlicher. Das größte äquatorial montierte Teleskop der Welt ist das 200 Zoll (5,1 m) Hale-Teleskop , während neuere 8–10-m-Teleskope die strukturell bessere Altazimut-Montierung verwenden und trotz der größeren Spiegel tatsächlich physikalisch kleiner sind als das Hale- Teleskop . Ab 2006 laufen Designprojekte für gigantische Alt-Az-Teleskope: das Thirty Meter Telescope [1] und das Overwhelmingly Large Telescope mit 100 m Durchmesser .

Amateurastronomen verwenden Instrumente wie den Newton-Reflektor , den Refraktor und das immer beliebter werdende Maksutov-Teleskop .

Fotografie

Die Fotografie hat über ein Jahrhundert lang eine entscheidende Rolle in der beobachtenden Astronomie gespielt, aber in den letzten 30 Jahren wurde sie für bildgebende Anwendungen weitgehend durch digitale Sensoren wie CCDs und CMOS- Chips ersetzt. In Spezialgebieten der Astronomie wie Photometrie und Interferometrie werden elektronische Detektoren schon viel länger verwendet. Astrofotografie verwendet einen speziellen fotografischen Film (oder normalerweise eine mit einer fotografischen Emulsion beschichtete Glasplatte ), aber es gibt eine Reihe von Nachteilen, insbesondere eine geringe Quanteneffizienz in der Größenordnung von 3%, während CCDs auf eine QE >90% in . abgestimmt werden können ein schmales Band. Fast alle modernen Teleskopinstrumente sind elektronische Arrays, und ältere Teleskope wurden entweder mit diesen Instrumenten nachgerüstet oder stillgelegt. Glasplatten werden noch immer in einigen Anwendungen verwendet, beispielsweise bei der Vermessung, da die mit einem chemischen Film mögliche Auflösung viel höher ist als bei jedem bisher gebauten elektronischen Detektor.

Vorteile

Vor der Erfindung der Fotografie wurde die gesamte Astronomie mit bloßem Auge durchgeführt. Doch noch bevor Filme empfindlich genug wurden, wandte sich die wissenschaftliche Astronomie aufgrund der überwältigenden Vorteile vollständig auf den Film um:

  • Das menschliche Auge verwirft das, was es sieht, von Sekundenbruchteilen zu Sekundenbruchteilen, aber fotografischer Film sammelt immer mehr Licht, solange der Verschluss geöffnet ist.
  • Das resultierende Bild ist dauerhaft, sodass viele Astronomen dieselben Daten verwenden können.
  • Es ist möglich, Objekte im Laufe der Zeit zu sehen ( SN 1987A ist ein spektakuläres Beispiel).

Blinkkomparator

Der Blinkkomparator ist ein Instrument, mit dem zwei nahezu identische Fotografien desselben Himmelsausschnitts zu unterschiedlichen Zeitpunkten verglichen werden. Der Komparator beleuchtet abwechselnd die beiden Platten, und alle Änderungen werden durch blinkende Punkte oder Streifen angezeigt. Dieses Instrument wurde verwendet, um Asteroiden , Kometen und veränderliche Sterne zu finden .

50-cm-Refraktionsteleskop am Observatorium von Nizza .

Mikrometer

Die Position oder Querdrahtmikrometer ist ein Gerät , das verwendet wurde zur Messung der Doppelsterne . Diese besteht aus einem Paar feiner, beweglicher Linien, die zusammen oder auseinander verschoben werden können. Das Teleskopobjektiv wird auf dem Paar aufgereiht und mit Hilfe von Positionsdrähten ausgerichtet, die im rechten Winkel zum Sternenabstand liegen. Die beweglichen Drähte werden dann an die beiden Sternpositionen angepasst. Der Abstand der Sterne wird dann vom Instrument abgelesen und der wahre Abstand anhand der Vergrößerung des Instruments bestimmt.

Spektrograph

Ein wichtiges Instrument der beobachtenden Astronomie ist der Spektrograph . Die Absorption bestimmter Lichtwellenlängen durch Elemente ermöglicht die Beobachtung bestimmter Eigenschaften entfernter Körper. Diese Fähigkeit hat zur Entdeckung des Elements Helium im Emissionsspektrum der Sonne geführt und es Astronomen ermöglicht, viele Informationen über ferne Sterne, Galaxien und andere Himmelskörper zu bestimmen. Die Dopplerverschiebung (insbesondere " Rotverschiebung ") von Spektren kann auch verwendet werden, um die radiale Bewegung oder Entfernung in Bezug auf die Erde zu bestimmen .

Frühe Spektrographen verwendeten Prismenbänke , die Licht in ein breites Spektrum aufspalten. Später wurde der Gitterspektrograph entwickelt, der den Lichtverlust im Vergleich zu Prismen reduziert und eine höhere spektrale Auflösung bietet. Das Spektrum kann in einer Langzeitbelichtung fotografiert werden, wodurch das Spektrum schwacher Objekte (z. B. entfernter Galaxien) gemessen werden kann.

Die stellare Photometrie wurde 1861 als Mittel zur Messung der stellaren Farben verwendet . Diese Technik maß die Helligkeit eines Sterns in bestimmten Frequenzbereichen, was eine Bestimmung der Gesamtfarbe und damit der Temperatur eines Sterns ermöglichte. Bis 1951 wurde ein international standardisiertes System von UBV- Größen ( U ltraviolett- B lue- V isual) eingeführt.

Photoelektrische Photometrie

Photoelektrische Photometrie unter Verwendung des CCD wird heute häufig verwendet, um Beobachtungen durch ein Teleskop durchzuführen. Diese empfindlichen Instrumente können das Bild fast bis auf die Ebene einzelner Photonen aufzeichnen und können so konzipiert sein, dass sie in für das Auge unsichtbaren Teilen des Spektrums sichtbar sind. Die Möglichkeit, die Ankunft einer kleinen Anzahl von Photonen über einen bestimmten Zeitraum aufzuzeichnen, kann eine gewisse Computerkorrektur für atmosphärische Effekte ermöglichen, wodurch das Bild schärfer wird. Mehrere digitale Bilder können auch kombiniert werden, um das Bild weiter zu verbessern. In Kombination mit der adaptiven Optiktechnologie kann die Bildqualität dem theoretischen Auflösungsvermögen des Teleskops nahe kommen.

Filter werden verwendet, um ein Objekt bei bestimmten Frequenzen oder Frequenzbereichen anzuzeigen. Mehrschichtige Filmfilter können die übertragenen und blockierten Frequenzen sehr genau steuern, so dass beispielsweise Objekte mit einer bestimmten Frequenz betrachtet werden können, die nur von angeregten Wasserstoffatomen emittiert wird . Filter können auch verwendet werden, um die Auswirkungen von Lichtverschmutzung teilweise zu kompensieren, indem unerwünschtes Licht ausgeblendet wird. Polarisationsfilter können auch verwendet werden, um zu bestimmen, ob eine Quelle polarisiertes Licht emittiert, und die Orientierung der Polarisation.

Beobachten

Die Hauptplattform von La Silla beherbergt eine riesige Auswahl an Teleskopen, mit denen Astronomen das Universum erkunden können.

Astronomen beobachten ein breites Spektrum astronomischer Quellen, darunter hochrotverschobene Galaxien, AGNs , das Nachleuchten des Urknalls und viele verschiedene Arten von Sternen und Protosternen.

Für jedes Objekt können verschiedene Daten beobachtet werden. Die Positionskoordinaten zu lokalisieren , das Objekt am Himmel , die Techniken der Verwendung von sphärischer Astronomie und die Größe bestimmt , die Helligkeit , wie aus der gesehenen Erde . Die relative Helligkeit in verschiedenen Teilen des Spektrums liefert Informationen über die Temperatur und Physik des Objekts. Fotografien der Spektren ermöglichen die Untersuchung der Chemie des Objekts.

Parallaxenverschiebungen eines Sterns gegenüber dem Hintergrund können verwendet werden, um die Entfernung bis zu einer durch die Auflösung des Instruments vorgegebenen Grenze zu bestimmen. Die Radialgeschwindigkeit des Sterns und seine Positionsänderungen im Laufe der Zeit ( Eigenbewegung ) können verwendet werden, um seine Geschwindigkeit relativ zur Sonne zu messen. Helligkeitsschwankungen des Sterns weisen auf Instabilitäten in der Sternatmosphäre oder auf die Anwesenheit eines okkultierenden Begleiters hin. Die Umlaufbahnen von Doppelsternen können verwendet werden, um die relativen Massen jedes Begleiters oder die Gesamtmasse des Systems zu messen. Spektroskopische Doppelsterne können durch die Beobachtung von Dopplerverschiebungen im Spektrum des Sterns und seines nahen Begleiters gefunden werden.

Sterne gleicher Masse, die zur gleichen Zeit und unter ähnlichen Bedingungen entstanden sind, haben typischerweise fast identische beobachtete Eigenschaften. Die Beobachtung einer Masse eng verbundener Sterne, beispielsweise in einem Kugelsternhaufen , ermöglicht es, Daten über die Verteilung von Sterntypen zu sammeln. Aus diesen Tabellen kann dann auf das Alter des Vereins geschlossen werden.

Für ferne Galaxien und AGNs werden Beobachtungen der Gesamtform und der Eigenschaften der Galaxie sowie der Gruppierungen, in denen sie gefunden werden, durchgeführt. Beobachtungen bestimmter Arten veränderlicher Sterne und Supernovae bekannter Leuchtkraft , sogenannte Standardkerzen , in anderen Galaxien erlauben den Rückschluss auf die Entfernung zur Wirtsgalaxie. Durch die Raumausdehnung werden die Spektren dieser Galaxien entfernungsabhängig verschoben und durch den Dopplereffekt der Radialgeschwindigkeit der Galaxie modifiziert . Sowohl die Größe der Galaxie als auch ihre Rotverschiebung können verwendet werden, um etwas über die Entfernung der Galaxie zu sagen. Beobachtungen einer großen Anzahl von Galaxien werden als Rotverschiebungsdurchmusterungen bezeichnet und werden verwendet, um die Entwicklung von Galaxienformen zu modellieren.

Siehe auch

Verwandte Listen

Verweise

Externe Links