Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Optische Interferometrie
Optische Interferometrie
Das Auflösungsvermögen eines Teleskops hängt (von den Störungen der Erdatmosphäre einmal
abgesehen) von seiner Öffnung (Apertur) und von der Wellenlänge des Lichts ab, das beobachtet wird.
Wie bereits beschrieben, ist dafür der Abstand des ersten Minimums des Beugungsscheibchens zu
seinem Zentrum ausschlaggebend. Wenn zwei (gleichhelle) Doppelsterne einen Abstand haben, bei
dem der jeweils erste Beugungsring des einen Sterns mit dem des anderen zusammenfällt, dann
erfüllen sie das Rayleigh-Kriterium und werden gerade aufgelöst. Bei Großteleskopen begrenzt leider
die Erdatmosphäre das praktische Auflösungsvermögen. Man kann aber durch den Einsatz adaptiver
Optik Bedingungen herstellen, bei denen auch irdische Teleskope zumindest im infraroten
Spektralbereich nahezu beugungsbegrenzt arbeiten. Auf diese Weise ist es möglich, bezüglich des
Auflösungsvermögens in Bereiche der Größenordnung von einigen 10 Millibogensekunden
vorzustoßen (10 Meter-Keck-Teleskope).
Um das Auflösungsvermögen noch weiter zu steigern, nutzt man die moderne Version einer Idee aus,
die von dem französischen Physiker ARMAND HIPPOLYTE LOUIS FIZEAU (1819-1896) stammt und die
man als astronomische Interferometrie bezeichnet. Seine (später von ABRAHAM A. MICHELSON (1852-
1931) verbesserte) Methode soll im Folgenden kurz erläutert werden, da man mit ihr selbst mit kleinen
Amateurgeräten Abstände von hellen Doppelsternen sehr genau vermessen kann.
Wenn man ein Teleskop verwendet, dessen freie Öffnung bis auf zwei Lochblenden (entsprechend dem
klassischen Doppelspaltexperiment) abgedeckt ist, dann erhält man in der Brennebene von einem i. A.
nichtauflösbaren Stern ein Beugungsscheibchen mit einem Muster aus hellen und dunklen Streifen.
Diese Streifen werden als „Fringes“ bezeichnet Ist a der Mittenabstand der beiden Lochblenden, dann
gilt für den Streifenabstand ϕ:
λ
ϕ = [1.30]
a
Durch eine Veränderung des Lochabstandes kann man demnach auch die Anzahl der Streifen auf
einem Beugungsscheibchen verändern wobei sich der Fringe-Abstand ϕ verkleinert wenn der
Lochabstand vergrößert wird.
Hat man es anstelle eines Sterns mit einem Doppelstern zu tun, dessen Abstand größer ist als das
theoretische Auflösungsvermögen des Teleskops (d.h. wenn a ungefähr der Apertur entspricht), dann
überlagern sich die Interferenzmuster dieser beiden Sterne. Ist s der Winkelabstand der beiden
Komponenten, dann kommt es bei günstig gewählten a zu dem Effekt, das ein heller Streifen der einen
Komponente mit einem dunklen Streifen der anderen Komponente zusammenfällt. Im Okular macht
sich das dadurch bemerkbar, daß der Kontrast zwischen den hellen und dunklen Streifen stark
abnimmt. Die Bedingung für das Zusammenfallen von Minima und Maxima ist durch folgenden
Ausdruck gegeben:
(2n −1)
λ
amin ( n)
= [1.31]
2s
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