400 Jahre Teleskop-Entwicklung (von Galilei zu E

lsw.uni.heidelberg.de

400 Jahre Teleskop-Entwicklung (von Galilei zu E

Max Camenzind

TUDA @ SS 2011

Instrumente der

Astronomie


• Beobachtungsfenster Erdatmosphäre

• Optische Systeme: Auflösungsvermögen

• Refraktoren des 19. Jahrhunderts

Teleskop-Montierungen & moderne

Observatorien: Mauna Kea, Cerro Paranal, …

Teleskope der Zukunft LBT, GMT, TMT, EELT

• TeV Astronomie: H.E.S.S.

• Grundlagen Radioastronomie

Unsere Themen

• Optische Detektoren: CCDs und Spektrografen


Das elektromagnetische Spektrum

• Astronomie lebt von Strahlung.

• Heute ganzes Spektrum von Radio – Gamma-

Strahlung beobachtbar.


Transparenz der Erdatmosphäre


Transparenz der Erdatmosphäre

• Hängt von Dichte- und Temperaturverlauf ab;

• Absorption durch N 2, O 2, O 3 (Ozon), CO 2, H 2O;

• Streuung und Absorption an Staub


Erdatmosphäre


Transparenz im sub-mm Bereich

(Sub)Millimeter Interferometers

ASTE telescope:

Ship to Chile ’01

Operational in ’02

SIS receivers

Superconducting

submm camera


ALMA

Chile

ESO Projekt


ALMA = Atacama Large Millimeter Array:

Sajnantor Chile: ~ 64 x 12 Meter Tische

Basis Linien: 150 Meter bis 10 km


CBI (CMB)

Atacama

� ALMA


Optische Grundlagen - Teleskope

Anforderungen an astronomische Teleskope:

– Grosses Lichtsammelvermögen, bestimmt durch die

Fläche der freien Öffnung.

– Hohes Auflösungsvermögen.

• Definiert durch der Winkelabstand zweier gerade noch

trennbarer Objekte (z.B. Doppelstern).

• Im Wellenbild entsteht Abbildung durch die Interferenz der auf

den Brennpunkt zulaufenden Wellen.

� Nur für unendlich große

Öffnung ist die konstruktive

Interferenz auf einen Punkt

begrenzt.

� Interferenzmuster analog

Einzelspalt.


Teleskop Auflösungsvermögen

Beugung an

Kreis-Öffnung:

�Airy-Scheibe

(1835)

�Punktquelle

wird auf Scheibe

abgebildet

sin d = m l/D

� 1. Min m = 1,220

� 2. Max m = 1,635


Beugung an Kreisblende

z

r


Auflösungseffekte

Schlechte Auflösung verschmiert die Quellen.

� Verfälschung der Strukturen.

IRAS 1983 ISO 1995 Spitzer 2003


• Die Auflösung astronomischer

Fernrohre ist

beugungsbegrenzt. Die Form

der Teleskopöffnung spiegelt sich

in den Beugungsscheibchen der

punktförmigen Sterne wider, die

auf dem Detektor aufgezeichnet

werden.

• Beispiel: Aufnahme von Sternen

mit dem Hubble-Teleskop (Abb).

Obwohl die Beugungsscheibchen

gleich groß sind, erscheinen

aufgrund von Überstrahlungen im

Aufnahmematerial helle Sterne

größer. Die ausgedehnten

sternförmigen Spikes entstehen

durch Beugung an den

rechtwinklig angeordneten

Fangspiegelstreben im

Strahlengang.

Beugungs-

strukturen

Teleskop


• Aufsteigende Blasen in Atmosphäre � schnelle

Bewegungen und Helligkeitsveränderungen (konvektive

Elemente > Teleskopdurchmesser).

• Brechung an Inhomogenitäten � Flickering.

• Punktquelle � Seeing-Scheibchen ausgeschmiert.

• Bestes Seeing: Mauna Kea (Hawai), Paranal (Chile):

• � 0,´´5 – 0,´´6 (50 % der Zeit), 0,´´25 optimal.

Bei kurzer

Belichtung

wandert eine

Punktquelle

hin und her

� Seeing

Szintillation und Seeing

Zeit


Das Seeing

� Seeing wird durch die

Halbwertsbreite des Bildes einer

Punktquelle angegeben.

� Beste Standorte (Chile, Hawaii) in

sehr guten Nächten: ca. 0,5“.


Optische Teleskope: das Auge

• Historisch und bis heute wichtigster

Wellenlängenbereich.

• Auge:

– Wellenlängenbereich: 400 - 800 nm

– Öffnung: bis 7 mm

– Auflösung: ca. 1 Bogenminute

– Grenzhelligkeit ca. 6 mag.


Optische Teleskope: Refraktoren

Optische Teleskope: Refraktoren

• Geschichte:

– Erstes Teleskop: Hans Lippershey 1608

– Erste astronomische Nutzung : Galileo Galilei 1609

Heutiges Linsenteleskop (Refraktor)

beruht auf dem Kepler´schen Fernrohr:

Sammellinsen als Objektiv und Okular

Vergrösserung: V = f obj/f Oku

Probleme von Linsenfernrohren:

- Chromatische Aberration

(Brechungsindex ist Funktion von l)

- Durchmesser auf 1m begrenzt.


Das Kepler Fernrohr

Kepler Fernrohr (1611) � rotiertes Bild

• f = f Ob / D � Öffnungsverhältnis, ~ 10 - 20

• Vergrösserung V = f Ob / f Ok � 8 mm Auge


Strahlengang Refraktor / Spiegel

Kepler

1611

Newton

~ 1680

mit

Newton

Fokus


Galilei

(Fernglas)


400 Jahre

Teleskop-

Entwicklung

Galilei Galileo 1609

Johannes Kepler 1611


Moderne Observatorien

• Geschichte

– 18. Jhdt: erstes Großteleskop (Herschel)

– 19. Jhdt: Zeit der großen Linsenfernrohre

– 1917: Mt Wilson 100 Zoll (2,5 m)

• Nachweis des extragalaktischen Ursprungs der Spiralnebel

(Hubble 1926).

• Entdeckung der Expansion des Universums (Hubble 1929)

• Auflösung des Andromedanebels in Einzelsterne (Baade

1942).

– 1948: Mt Palomar 200 Zoll (5m)

– 1976: Selentschuk im Kaukasus (6m)

• Erster Spiegel: Fehlproduktion

• Auch heute noch mechanische und thermische Probleme

– 70er, 80er Jahre: mehrere 3,5 - 4m Teleskope

• ähnliche Bauart wie Mt Palomar.

• z.B. Calar Alto 3,5m, ESO 3,6m, AAT 3,9m, Kitt Peak 4m


Friedrich Wilhelm Herschel

(1738-1822)

• Er entdeckte den

siebten Planeten:

Uranus (1781)

• „Erfinder“ des

astronomischen

Großteleskops

• Hat sich nicht

durchgesetzt.


Ausgehendes 19. Jahrhundert

Zeit der Refraktoren

Observatoire de Paris 1889 (Grande Lunette, Meudon 33 Zoll)


Wien 1888


Wien 1888:

27 Zoll Öffnung


Potsdam Babelsberg


Potsdam

80 cm

12,0 m

Refraktoren - Linsenteleskope

Thaw

Pittsburgh

30 Zoll


Das Yerkes Observatorium

Yerkes Observatorium ist ein Institut des

Department of Astronomy and Astrophysics

der University of Chicago (Lake Geneva, 1897).


Refraktoren – das Meisterstück

Yerkes Refraktor (1897): 40 Zoll Öffnung (102 cm), f = 19,4 m


Optische Spiegelteleskope

• Erstes Spiegelteleskop: Newton (1668)

– Vorteile des Spiegelteleskops gegenüber Refraktor:

• Nur eine große optische Fläche zu schleifen.

• Kann auf der ganzen Fläche gelagert werden.

• Geringere Anforderungen and die Glasqualität.

• Kompakte Bauweisen möglich.

– Heutige Großtelekope ausschließlich Spiegeltelesk.


Fokal-

Systeme

Reflektor

Primär-Fokus

Cassegrain

Fokus

Coude-Fokus:

ortsfester

Fokus

durch mehrere

Umlenkspiegel

Cassegrain Fokus


Spiegelteleskope

Cassegrain


Ritchey-Chretien Systeme

• Das Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop

(auch RC-Teleskop genannt) ist ein

Spiegelteleskop, dessen Bauform der des

klassischen Cassegrain-Systems sehr ähnelt.

Ein RCT hat einen hyperbolischen primären

und einen hyperbolischen sekundären

Spiegel. Moderne Teleskope (VLT, Keck,

Subaru etc) verwenden diese Bauform.

• Es wurde 1910 vom Amerikanischen

Astronomen George Willis Ritchey (1864–1945)

und dem Französischen Astronomen Henri

Chrétien (1879–1956) erfunden.


Modernes (Carbon)

Ritchey-Chretien

14 Zoll Teleskop

(hyperbol. Spiegel)

Preis: $25.000


Modernes (Carbon)

Ritchey-Chretien

16 Zoll Teleskop

(hyperbol. Spiegel)

Preis: $38.000

Leitfernrohr


Schmidt-Spiegel-Teleskope

� Himmelsphotographien

entwickelt worden.

Strahlengang eines

Schmidt-Spiegels.

Im Fokus befindet sich

eine durchgebogene

Photoplatte (heute CCD).


Schmidt-Spiegel-Teleskope

• Schmidt-Spiegel

– Sphärischer Hauptspiegel + dünne Korrekturlinse

– Fokalebene gekrümmt (durchgebogene Fotoplatte)

– Erlaubt sehr großes (einige Grad) Gesichtsfeld mit

guter Abbildungsqualität

– Wurden für Himmelsdurchmusterungen verwendet

(z.B Palomar Sky Survey an Nordhimmel, ESO Sky

Survey am Südhimmel).

– Die digitalisierten Sky Survey Platten sind im Internet

verfügbar und bis heute tägliches Handwerkszeug der

Astronomen.

– z.B. http://archive.eso.org/dss/dss


Teleskopmontierungen

• Parallaktisch

– 1 Achse parallel zur

Erdachse

– Normalfall bei bisherigen

optischen Teleskopen

– Einfache Nachführung

entlang einer Achse

– asymmetrische

mechanische Belastungen

• Azimutal

– Radioteleskope, moderne

optische Teleskope (VLT)

– ungleichmäßige Nachführbewegung

in beiden Achsen

– Bildfelddrehung

– Kein prinzipielles Problem

mehr bei

Computersteuerung


Standortwahl Observatorien

• Primäre Anforderungen

– Gute klimatische Bedingungen

– Gleichmäßige Thermik (Seeing)

– Wenig Streulicht

– Geringe Luftfeuchtigkeit (für sub-mm)

• Weitere Anforderungen

– politische Stabilität

– Logistik

� Allgemein: Wüsten, hohe Berglagen

� Hawaii, Chile

� Spanien, Südwesten der USA, Australien

� Südpol


Mt Wilson 1908


Mt Wilson 2001


Die Erde ist zu hell geworden !


Wichtigste Spiegel-

Teleskop Observatorien


60 Zoll 1908

100 Zoll 1917 � 2,54 m


1917 -- First equatorial giant � 100 Zoll (2,5m)

Hooker Teleskop auf Mt. Wilson � Hubble’s “Besitz”


Palomar Observatory

Hale Teleskop


Mount Palomar

200 Zoll (5 m)

(1948)


Mt Palomar - Cassegrain


Palomar Schmidt-Spiegel

� POSS


Selentschuk-Observatorium

SAO 6m

Kaukasus


Kitt Peak National Observatory

1958 gegründet / Arizona Tucson 2097 müM


Kitt Peak

WIYN

Telescope

1994 in Betrieb

3,5 m dünn Spiegel

46 t Spiegel

� aktive Optik


ESO

La Silla

seit 1964

2400 m üM


ESO Hauptquartier Garching


ESO 3,6 m (1976)

La Silla


ESO

3,6 m

Teleskop

-

Casse-

Grain

Fokus


Calar Alto

3,5 m

(1983)


Probleme großer Spiegel

• Generelles Problem großer Spiegel im

klassischen Design:

– Glas ist eine Flüssigkeit

– statische Stabilität: möglichst dicke Spiegel

– Schnelle thermische Adaption (maximal ~1h):

möglichst dünne Spiegel

– Geringe Verformung: teure Gläser (Zerodur)

– Schon bei ca. 50 cm sind bei klassischem Design

beide Bedingungen nicht einzuhalten (� Probleme

beim 6m-Teleskop)

– Beispiel: Palomar 5m: thermische Adaptionszeit: ca.

3 Wochen

�seit ~1980: aktive Optiken


Lösung: aktive Optiken

• Grundidee:

– Dünne, verformbare Spiegel.

• Eine Vielzahl von Aktuatoren drückt

den Spiegel in Form. � 2 Methoden:

• (i) Dünne monolithische Spiegel

– Wiyn (3,5m), VLT (8,2m), LBT (8,4m)

– Herstellung deutlich anspruchsvoller

• (ii) Segmentierte Spiegel

– Keck (10m), Hobby-Eberly (11,4m)

– Gut für Spektroskopie, suboptimale

Abbildungseigenschaften


LBTSpiegel

8,4 m x 12 cm


Kitt Peak

WIYN

Telescope

1994 in Betrieb

3,5 m dünn Spiegel

46 t Spiegel

�aktive Optik

�New Technology

Telescope

�Video

Research Channel


CFHT

Observatorium auf

Hawaii

Nordhalbkugel


Mauna Kea

Mauna Loa

Hawaii


Keck-Teleskope (seit 1993) auf

dem Mauna Kea (Hawaii)


Keck (Mauna Kea)

Keck-Plattform

Segmentierte Spiegel


Hawaii: Keck I & II


Subaru

Teleskop


Paranal (ESO / Chile)

ESO: Europ. Südsternwarte


Paranal Observatorium


VLT

Mount

Paranal

(Chile)

4 Units

-

Kueyen

Antu

Melipal

Yepun


Paranal Plattform

• 4 VLT Teleskope

• Hilfsteleskope (Interferometrie)

• Survey Teleskope


Kueyen

Paranal


FORS

LSW

1. Detektor

Cassegrain


MIDI

VLTI

(MPIA)

-

Interfero

-metrie

mit

2 VLTs


Gran Telescopio Canarias – 10,4 m


GTC


• LBT

• GMT

• TMT

• E-ELT

Teleskope der Zukunft


LBT now has 2 co-pointing prime foci and

1 bent Gregorian focal station


LBT Project Partners

Large Binocular Telescope Corporation

• Research Corporation –

12.5%

– Ohio State University

– University of Notre Dame

– University of Minnesota

– University of Virginia

• Arizona – 25%

– University of Arizona

– Arizona State University

– Northern Arizona University

• Ohio State University –

12.5%

• Italy: INAF – 25%

National Institute of Astrophysics

• Germany: LBTB – 25%

LBT Beteiligungsgesellschaft

– Landessternwarte (Heidelberg)

– Max-Planck-Institut für Astronomie

(Heidelberg)

– Astrophysikalisches Institut Potsdam

– Max-Plank-Institut für Extraterrestriche Physik

(Munich)

– Max-Plank-Institut für Radioastronomie (Bonn)


LBT Focal Station Allocation


LUCIFER 1+2

LSW++/LBT


LBT Vergleich


Von Monolithen

zu Segmenten


GMT:

East Coast

Astronomers

2018


Giant Magellan T

Optical Properties:

• 7 x 8.4m Segments

• 18m focal length

• f/0.7 primary

• f/8 Gregorian focus

• 21.4 m equivalent

collecting area

• 24.5 m equivalent

angular resolution

• 20-25’ FOV


GMT – Cerro Las Campanas


Video GMT


TMT

Observatory

Corporation

2003

West Coast

� Thirty

Meter

Telescope TMT

30 m, 492 Segment

Hawaii ~ 2018


TMT Astronomie

• Mit dem TMT - Thirty Meter Telescope - wollen

Astronomen unter anderem das Licht der ältesten Sterne

und Galaxien auffangen und analysieren.

• Zudem sollen die Planeten naher Sterne untersucht

und physikalische Gesetze überprüft werden.

• Kern der Anlage: ein Spiegel mit 30 Metern

Durchmesser aus insgesamt 492 Einzelsegmenten.

Dank ausgefeilter Technik werde der Unschärfe-Effekt

der Erdatmosphäre keine Rolle spielen, das TMT liefere

so klare Bilder wie ein Weltraumteleskop, kündigte die

Gesellschaft an.

• Die hawaiianischen Behörden müssten dem Vorhaben

aber noch zustimmen.


ESO Träume:

ESO OWL

100 m


E-ELT / ESO

Konzept 2010:

� In Betrieb ~ 2017

� 42 m Primary

� 6m Secondary !

� 960 Segmente


Moderne Detektoren

• Fotoplatte ist in den letzten 30 Jahren durch

digitale CCD-Detektoren ersetzt worden.

• 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.

• großer Vorteil: die Daten können sofort im

Rechner gespeichert und verarbeitet werden.

CCDs sind lineare Detektoren - nicht log.


CCD Chip

Nobelpreis 2009


Subaru 8m (Mauna Kea): Suprime Prime Focus CCD Mosaic

8192 x 8192 pixels using SITe chips (15 mµ pixels)


Typisches

Roh-Bild

mit CCD

Cosmic Rays

Bad pixels

Sterne

� Bild-

verarbeitung


Prinzip Spektrograph


Analoge & Digitale Spektren


TeV Astronomie

H.E.S.S.

Namibia

• Detektion optischer

Cherenkov Photonen

aus Luftschauer im

TeV-Bereich.


Teilchenschauer

• Der österreichische Physiker

Victor Hess entdeckte 1912 die

kosmische Strahlung auf

damals recht abenteuerliche

Weise. Hess beschäftigte sich

mit der Frage, worauf die

elektrische Leitfähigkeit der Luft

beruht.

• Es gibt zwei Grundtypen:

Elektromagnetische Schauer

werden durch Teilchen erzeugt,

die hauptsächlich oder

ausschließlich durch die

elektromagnetischen Kräfte

wechselwirken. Dies sind

normalerweise Photonen oder

Elektronen. Hadronische

Schauer werden durch

Hadronen erzeugt. Dies sind

z.B. Nukleonen und andere

Teilchen, die aus Quarks

bestehen.


Cosmic Ray

Spektrum


MAGIC La Palma 1988 - 2011


MAGIC La Palma 1988 - 2011


MAGIC bei Nacht


nur MAGIC

Cherenkov Teleskope: Himmelsabdeckung

H.E.S.S. & MAGIC

nur H.E.S.S.


CTA – Zukunft TeV Astronomie

Konsortium 500 Wissenschaftler

� 24-m-Teleskope (~ 100 GeV)

� 10-m-Teleskope (100 GeV – 1 TeV)

� 6-m-Teleskope (Hochenergie > 10 TeV)


• Jansky (1938)

� Einheit: 1 Jansky

• Anfänge nach 1945

• 3C Katalog

ausgedehnter

Radioquellen

� M 87, Cygnus A,

Cen A, Quasare

• Interferometer:

MERLIN, VLA,

Parkes, VLBA, VLBI

Radio Teleskope


Vorteile der Radio Beobachtung

• Track physikalische Prozesse, die sonst

nicht beobachtbar sind (21 cm H,

Moleküle).

• Radio Wellen breiten sich auch im Staub

aus (z.B. Galaktisches Zentrum).

• Information über Magnetfelder.

• Information über Geschwindigkeitsfelder.

• Kann auch tagsüber beobachten (cm).


• Oberfläche aus

refl. Aluminium

• Fokussiert

einfallende

Wellen zu

primärem Fokus

oder sub-

Reflektor

Parabolischer Tisch

Green Bank Telescope (GBT 2000), WV

Sub-reflector


Sub-Reflektor

• Re-directs incoming

waves to Feed

Pedestal

• Can be rotated to

redirect radiation to

a number of

different receivers

Sub-

Reflector

Feed

Pedestal


1,5GHz 20cm

2,3GHz 13cm

4,8GHz 6cm

8,4GHz 4cm

14GHz 2cm

23GHz 1,3cm

43GHz 7mm

86GHz 3mm

327MHz 90cm

610MHz 50cm

Receiver Podest


Horn-Antennen

und Empfänger


Green Bank Telescope, WV

Radio Teleskope

• Gibt es in 2 Ausführungen

“Single Dish”

Very Large Array, NM

“Arrays”


Effelsberg 100 m

Nordhimmel

(MPIfR Bonn)


Parkes Telescope, Australien


Arecibo

305 m

fest

verankert

im

Erdboden


Pulsar-

Forschung


VLA

New Mexico


The Very Large Array (VLA)

• 1980 Inbetrieb

• 27 x 25-m

Antennen in

verschiedenen

Konfigurationen

(A, B, C) außerhalb

Socorro, NM

• Hat mehr

Publikationen

erbracht als andere

Teleskope


Entwicklung

Radio Teleskope


Aktive Galaxien

3C 353

3C 433

3C 175


Radio Galaxie Cygnus A

� -------------- 70 kpc -------------- �

VLA


200

kpc

Radio Jets

Optical quasar

Jets nur im Radiobereich sichtbar


Parkes

Australia


Very Long Baseline Array (VLBA)

• 1993 Inbetrieb

• Operiert von

Socorro aus

• 10 x 25-m

Antennen

verteilt über US,

Kanada

• Höchste

Auflösung in

Astronomie


Radio Teleskope: Auflösung

Green Bank Telescope, WV

Size

Single Dish

Very Large Array, NM

Arrays

Size


VLBI

&

VSOP

21‘000 km


Quasar-Jet: VLBI

VSOP


CalTech Submm CSO (10 m)


(Sub)Millimeter Interferometers

BIMA

OVRO

LkCa 15 Disk


What’s Next for Radio

Astronomy?

• 2004 - 2013:

– EVLA: � VLA 10 x besser

– ALMA: VLA für sub-Millimeter (ESO, ….)

– ATA: SETI Programme

• 2008 - 2030+

– FASR: “solar array”

– LOFAR: “Low Frequency Array” (NL, D)

– SKA: Fläche von 75 VLA’s (SAfrika/Austr)


Submm Array der Zukunft - ALMA

64 x 12m

Antennen

8 GHz IF

Correlator

2011


The Allen Telescope Array

• First telescope designed

specifically for the Search

for Extra-Terrestrial

Intelligence (SETI)

• Array of 350 commercial

satellite dishes, 6m in

diameter. More collecting

area than the GBT

• Will speed SETI targeted

searching by 100x

– Will target from 100,000 to 1

million nearby stars

– Will scan 100 million radio

channels

• Start-up scheduled for

2005 www.seti-inst.edu/seti/our_projects


Proposed Radio Instruments:

2008: Low-Frequency Array (LOFAR)

A low-frequency (10-240 MHz) multi-beamforming

array composed of ~100 antenna

“stations” each containing ~100 individual antenna,

spread over an area of ~400 km. Will open a new

window on the Universe

www.lofar.org

2009: Frequency Agile Solar Radiotelescope

(FASR)

A multi-frequency (~0.1 - 30 GHz) imaging array

composed of ~100 antennas for imaging the Sun with

high spectral, spatial, and temporal resolution.

www.ovsa.njit.edu/fasr/

2030?: Square Kilometer Array (SKA)

A multi-frequency (~0.1 - 3 GHz?) imaging array

with a collecting area of 1 square kilometer.

www.skatelescope.org


LOFAR: Low-Frequency Array

• LOFAR ist ein

neuartiges

Multi-Element,

Interferometrie

-Imaging

Teleskop, im

Freuqenzbereich

von 10-240

MHz

• Bereits in

Konstruktion


Zusammenfassung

• In 400 Jahren hat sich eine gewaltige

Entwicklung in der Teleskoptechnik

vollzogen. Heutiger Standard: 8 – 10 m.

• Wer die besten Teleskope hat, kann die

Astronomie weiter bringen (Bsp. Hubble).

• Wird in den nächsten 10 Jahren weiter

entwickelt � 30 – 40 m Teleskope.

• Radio Teleskope werden erst seit dem 2.

Weltkrieg gebaut � ALMA, LOFAR, SKA.

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