Astronomie

Wie hat Michelson die Durchmesser der Jupitermonde mit optischer Interferometrie gemessen?

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In Beteigeuze: How its Diameter wurde gemessen (Chant, C. A., Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 15, S.133, Bibliographic Code: 1921JRASC… 15… 133C) sagt der Autor:

Der Artikel, in dem dieses Ergebnis angegeben wurde, wurde 1890 in der Zeitschrift Philosophical veröffentlicht, und Michelson bemerkt darin, dass die Methode zur Messung der Durchmesser kleiner Planeten, Satelliten und möglicherweise der Fixsterne verwendet werden könnte. Im nächsten Jahr testete er auf Einladung des Lick-Observatoriums seine Methode mit entschiedenem Erfolg auf den Satelliten des Jupiter, wobei seine Ergebnisse nahe am Mittelwert der von Astronomen mit dem Mikrometer durchgeführten Messungen liegen. (Siehe Michelson, Lichtwellen und ihre Verwendung, s. 142.)

Ich habe mehrere Internetversuche unternommen, um nach einem Link zu suchen, und die URL zum aktuellen Artikel bearbeitet, um zu versuchen, auf Seite 142 zu wechseln, aber nichts funktioniert.

Frage: Wie hat Michelson die Durchmesser der Jupitermonde mit optischer Interferometrie gemessen und wie kann ich weiter darüber lesen? Welches Instrument hat er verwendet, welche Spaltabstände usw.?

Verwandte, die beschreiben, was der oben verlinkte Artikel beschreibt: Welche Geräte und Techniken wurden verwendet, um den Durchmesser von Beteigeuze im Jahr 1920 zu untersuchen?


Wie hat Michelson die Durchmesser der Jupitermonde mit optischer Interferometrie gemessen? - Astronomie

1675 erhielt der dänische Astronom Olaus Roemer einen ungefähren Wert von c mit Hilfe von Mondfinsternissen des Jupiter. Wenn Erde und Jupiter auf derselben Seite der Sonne stehen (E1 und J1 in Abbildung), treten Finsternisse um bis zu 11 Minuten früher als geplant auf, wenn sie auf gegenüberliegenden Seiten der Sonne liegen, sie sind um bis zu 11 Minuten verzögert (E2 und J2 in .). Zahl).

Das gibt c = 2 AE/22min = 2,2x10^8m/s .

Genauere Werte wurden von Fizeau und von Foucault gemessen, siehe Abbildung unten.

Foucault verwendet ein genaueres Timing, was eine kürzere Distanz und Messung von . ermöglicht v in Wasser und anderen transparenten Materialien v wurde gezeigt Weniger als c, entgegen Newtons Ansicht. Das wissen wir jetzt v=c/n, bei dem die Brechungsindex nein kann durch Refraktionsexperimente gemessen werden.

Fizeau (1851) maß dann die Lichtgeschwindigkeit in a ziehen um Medium (Wasser) siehe Abbildung unten.

Jeder Effekt wird klein sein, weil c ist so groß, aber wir brauchen nur die zu bestimmen Veränderung in der Lichtgeschwindigkeit, verglichen mit seinem Wert in stillem Wasser. Wenn sich Licht schneller ausbreitet, muss seine Wellenlänge zunehmen, da die Frequenz unverändert bleibt. Fizeau benutzte ein Gerät namens an Interferometer, das sehr empfindlich auf kleine Wellenlängenänderungen reagiert.

Betrachten Sie zunächst die Änderung der Lichteigenschaften zwischen Luft und stehendem Wasser:
Geschwindigkeit in stillem Wasser v = c/n = (3x10^8 m/s)/1,33 = 2,25 x 10^8 m/s
Fizeau verwendete gelbes Licht: gemessen in Luft, Lambda = 0,5 Mikrometer = c/f wobei f = Frequenz in Hz.
Gemessen in Wasser, Lambda = v/f = c/(nf) = 0,375 Mikrometer.
Anzahl der Wellenlängen in einer wassergefüllten Röhre der Länge L (=1,5m) ist N = L/Lambda = 1,5 / 0,376 x 10^-6 m = 4,0 x 10^6

Betrachten Sie jetzt die Veränderung in den Lichteigenschaften zwischen stillem und bewegtem Wasser. Eine Möglichkeit ist, dass die Lichtgeschwindigkeit unberührt durch die Wasserbewegung.

Eine zweite Möglichkeit ist, dass sich Licht verhält wie Klang: seine Geschwindigkeit in Bezug auf das Medium Bleibt das selbe. Wenn ja, wäre seine absolute Geschwindigkeit in Wasser, das sich mit der Geschwindigkeit u bewegt: v' = v + u (unter der Annahme, dass sich das Licht in der gleich Richtung wie das Wasser, andernfalls wird u mit einem Minuszeichen vorangestellt)
Die neue Wellenlänge, wenn sich das Wasser mit der Geschwindigkeit u bewegt, wäre: Lambda' = (v+u)/f
Die Anzahl der Wellenlängen in der Röhre ist nun N' = L/lambda' = Lf/(v+u) = (Lf/v) (1+u/v)^-1
Verwendung der Binomialsatz und unter Vernachlässigung der Terme höherer Ordnung (da u/v << 1) gilt: N' = (Lf/v) (1 - u/v )
Wenn wir eine zweite Röhre haben, in der sich Wasser in eine Richtung bewegt Gegenteil zu der des Lichts wird u durch -u ersetzt und die Anzahl der Wellenlängen wird zu N'' = (Lf/v) (1 + u/v)
Das Veränderung in der Anzahl der Wellenlängen in der Röhre ist N'' - N' = (Lf/v)(2u/v)
Wenn u = 7 m/s, N'' - N' = (4 x 10^6) [2 x 7/(3 x 10^8/1,33)] = 0,25
Wenn also Licht in zwei Röhren geleitet wird, in denen Wasser in entgegengesetzte Richtungen fließt (siehe Abbildung), ergibt sich ein Wegunterschied von einer Viertelwellenlänge im Vergleich zu stehendem Wasser. Wenn wir jetzt den Wasserfluss umkehren durch den ganzen Apparat, wird die Änderung der optischen Weglänge 0,5 Wellenlänge. Wenn sich zum Beispiel die beiden Lichtstrahlen zu einem construktive Störung des in eine Richtung fließenden Wassers, wäre die Störung destruktiv, wenn sich das Wasser in die entgegengesetzte Richtung bewegt, und das Interferometer sollte diese Änderung leicht als Intensitätsänderung erkennen, wenn die beiden Lichtstrahlen wieder kombiniert werden.

Das tatsächlich beobachtete Ergebnis war mittlere zwischen diesen beiden Möglichkeiten ! Die Störungsbedingung tat ändern, aber um einen Betrag, der nahelegt, dass die Geschwindigkeit im bewegten Medium durch die Gleichung gegeben sein muss:

wobei f(<1) jetzt die ist Fresnel-Luftwiderstandsbeiwert. Experimente mit Flüssigkeiten unterschiedlichen Brechungsindex nein gab die empirische Beziehung:

Die Bedeutung dieses Schleppeffekts wurde erst verstanden, als Einstein eine Interpretation vorlegte.

Stellare Aberration

Angenommen, Licht von einem bestimmten Stern trifft vertikal ein und die Erde bewegt sich horizontal mit einer Geschwindigkeit u relativ zum Äther. Während des Zeitintervalls t, das das Licht braucht, um das Teleskop nach unten zu wandern, bewegt sich seine Basis horizontal um einen Betrag ut (C&N Abb.12-9). Dazu muss das Teleskop um einen Winkel gekippt werden Alpha Damit das Licht seine Achse entlang wandern kann, ergibt ein Vektordreieck von Verschiebungen: Alpha

bräunen Alpha = u t/(c t) = u/c

Wenn der Äther stationär ist relativ zur Sonne, u schwankt zwischen +30km/s und -30km/s, je nach Jahreszeit, was ergibt Alpha

10-4 rad (20 Bogensekunden). Dies ist eine kleine Neigung: Das Ende eines 10 m langen Teleskops müsste nur 1 mm verschoben werden. Der beobachtete Effekt kommt dieser Vorhersage nahe.

(Beachte, wenn sich der Äther tatsächlich mit einer Geschwindigkeit V . bewegt relativ zur Sonne, die Geschwindigkeit der Erde relativ zum Äther wäre V +/- 30 km/s, also bleibt die Vorhersage unverändert)

Wenn das Teleskop nicht gekippt, bewegt sich das Licht in Kombination mit dem . Teleskop leicht achsenversetzt nach unten Parallaxeneffekt, Aberration erzeugt ein elliptisch scheinbare Bewegung des Sterns. [Für einen Stern, der in einer Höhe beobachtet wurde theta, wird die Winkelneigung Alpha =(u/c) sintheta, daher wird ein kleinerer Effekt für Sterne beobachtet, die sich nicht direkt über dem Himmel befinden.]

1871 wiederholte Sir George Airy das Experiment mit einem mit Wasser gefüllten Teleskop, Brechungsindex n = 1,33, in der Erwartung, dass die Winkelneigung auf . ansteigen könnte Alpha = u/(c/n) = n (u/c). Aber er beobachtete keinen Unterschied im Vergleich zu einem Teleskop in der Luft.

Tatsächlich wurde dieses Nullergebnis von Fizeau vorhergesagt, unter der Annahme, dass Licht, das sich im Wasser ausbreitet, mit einer Geschwindigkeit f u horizontal gezogen würde, wobei f = 1-1/n^2 der Fresnel-Widerstandskoeffizient ist. Der Brechungsindex des Wassers verlangsamt das Licht, aber sein Widerstandskoeffizient erhöht die Geschwindigkeit und (weil f = 1-1/n^2) die beiden Effekte genau abbrechen.

Bradleys ursprüngliche Beobachtung und Airys Experiment sind also beides konsistent mit der Erde, die sich durch einen Äther bewegt, der stationär (oder sich mit konstanter Geschwindigkeit bewegen) in Bezug auf die Sonne. Die Rolle des Äthers sollte jedoch bald in Frage gestellt werden.

Michelson-Morley-Experiment

Im Jahr 1887, A. W. Michelson baute ein Interferometer, um die Geschwindigkeit u der Erde relativ zum Äther zu messen. Die Anordnung (C&N Abb. 12-6) wird heute als Michelson-Interferometer bezeichnet. Mittels eines halbversilberten Spiegels wird ein Lichtstrahl in zwei senkrechte Richtungen gelenkt und dann auf denselben halbversilberten Spiegel zurückreflektiert, so dass ein Teil des Lichts von jedem Weg in einen Detektor (zB Okular) eintritt und dort kombiniert wird und können konstruktive oder destruktive Interferenzen aufweisen.

Wie in C&N (S. 301 - 303) gezeigt, würde Licht, das parallel und antiparallel zum "Ätherwind" wandert, eine Weile dauern
tA= L/(c+u) + L/(c-u) = (2L/c) (1 - u^2/c^2)^-1 ,
oder (unter Verwendung des Binomialsatzes) ungefähr (2L/c) (1 + u^2/c^2) für seine Rückreise entlang eines Arms (Länge L) des Apparats.

Licht, das sich senkrecht zum Ätherwind ausbreitet, würde eine Weile dauern

tB = 2L/(c2-u2)^1/2 = (2L/c)(1-u2/c2)^-1/2 oder ungefähr (2L/c) (1 + u^2/2c^2)

unter Annahme eines Arms gleicher Länge L. Beachten Sie, dass in beiden Fällen der Effekt aufgrund der Drift durch den Äther a zweite Bestellung Effekt (proportional zu u^2) und ist daher sehr klein, in der Größenordnung von 10^-8 für u = 3x10^4 m/s.

Der Zeitunterschied sollte zu einem Unterschied in führen Phase zwischen den beiden rekombinierenden Wellen. Es sollte sein sichtbar als Abwechslung in Intensität am Detektor, wenn die gesamte Vorrichtung um 90 Grad gedreht wird, wodurch die Strahlengänge vertauscht werden.
In der Praxis ist der erwartete Effekt a Verschiebung in einem Streifenmuster, das dadurch entsteht, dass sich die Phase (beim Betrachter) über das Gesichtsfeld (mit unterschiedlicher Verschiebung von der optischen Achse) ändert.

Michelson führte das Experiment erstmals 1881 durch und erwartete eine Streifenverschiebung (bei Rotation der Apparatur) von (2L/Lambda)(u^2/c^2) = 0,04 Streifen, für Lambda = 600 nm, L = 1,2 m und u = 30 km/s. Er beobachtete Nein Verschiebung. Es gab jedoch praktische Schwierigkeiten: Drehen des Geräts ohne Verzerrung, Empfindlichkeit gegenüber Vibrationen (wodurch die Streifen selbst um 2 Uhr morgens in der Stadt schwer zu erkennen sind) und Temperaturänderungen (die resultierende Wärmeausdehnung führte zu Streifendrift).

1887 gestaltete er den Apparat in Zusammenarbeit mit E. W. Morley neu. Ein Spiegelsystem wurde verwendet, um L um den Faktor 10 zu erhöhen, wobei die Apparatur auf einem Quecksilberbett schwamm. Sie erwarteten, bei einer 90-Grad-Drehung des Geräts eine fraktionelle Streifenverschiebung von 0,4 zu sehen, sahen jedoch nichts.

Diese Nullergebnisse können nicht auf Inkompetenz zurückgeführt werden. Michelson war ein sehr begabter Experimentator auf dem Gebiet der Optik. Zum Beispiel war er der erste Mensch, der die Durchmesser eines Sterns mit Interferometrie.

Michelson und Morley erkannten, dass die Geschwindigkeit der Erde relativ zum Äther Macht zum Zeitpunkt der Messung Null gewesen wären, wenn die Umlaufgeschwindigkeit der Erde um die Sonne zufällig durch die Bewegung des gesamten Sonnensystems relativ zum Äther exakt aufgehoben wurde. Sie planten, das Experiment in 3-Monats-Intervallen zu wiederholen.

Obwohl sie diese zusätzlichen Messungen nie durchführten, taten andere dies in den nächsten 50 Jahren mit verbesserten Geräten und beobachteten ebenfalls keinen Effekt. Um den Argumenten entgegenzuwirken, dass der Äther in ihrem Kellerlabor „mitgerissen“ werden könnte, verlegten Morley und Miller die Apparatur auf einen Hügel außerhalb von Cleveland, in einem Gebäude mit leichter Konstruktion und Fenstern in Richtung des erwarteten Ätherwinds.

Miller wiederholte das Experiment auf dem Mount Wilson (600 ft über dem Meeresspiegel, in Kalifornien) und verkündete 1925 einen kleinen positiven Effekt (u=10 km/s). Die Ergebnisse wurden jedoch von anderen erneut analysiert, die zu dem Schluss kamen, dass sie auf Temperaturschwankungen zurückzuführen waren.

Ether-Drag-Hypothese

Lorentz-Fitzgerald-Kontraktion

Er begründete diese Möglichkeit damit, dass der Abstand zwischen den Atomen von der Stärke der elektrostatischen Kräfte zwischen Elektronen und Atomkernen abhängt (C&N Abb. 10-9), die durch den Äther beeinflusst werden könnten. "Wir können davon ausgehen, dass elektrische und magnetische Kräfte durch den Einfluss des Äthers wirken".

1904 wies Lorentz darauf hin, dass die Maxwell-Gleichungen (die das Verhalten elektrischer und magnetischer Felder bestimmen und die Eigenschaften der elektromagnetischen Strahlung vorhersagen) nicht die galiläische Relativität erfüllen. Wird die Galilei-Transformation auf die Maxwell-Gleichungen angewendet, nehmen sie eine andere (kompliziertere) Form an.

Die ursprüngliche Form der Gleichungen können beibehalten werden, wenn die Galilei-Transformation wie folgt geändert wird:

Nach diesen Lorentz-Transformationen, Zeit ist eher eine lokale als eine universelle Größe. Längen- und Zeitänderungen aufgrund der Bewegung durch den Äther verschwören sich immer, um jede Messung unserer Geschwindigkeit in Bezug darauf zu verhindern.


Astronomische optische Interferometrie

Dieser Bericht dokumentiert die Entwicklung der optischen Interferometrie und liefert eine physikalische Erklärung der beteiligten Prozesse. Es basiert auf wissenschaftlichen Arbeiten, die in den letzten 150 Jahren veröffentlicht wurden, und ich habe Verweise auf die relevantesten aufgenommen. Es wird davon ausgegangen, dass der Leser die moderne optische Theorie bis zum Grundstudium versteht - Referenzen 28 und 29 geben Erklärungen auf einem einfacheren Niveau. Die Bildung von Bildern aus interferometrischen Messungen wird diskutiert und einige Beispielbilder sind enthalten.

Fizeau schlug erstmals 1867 an der Academie des Sciences vor, dass optische Interferometrie zur Messung von Sterndurchmessern verwendet werden könnte. Die kurze Wellenlänge des Lichts und das Fehlen empfindlicher kalibrierter Detektoren verhinderten über ein Jahrhundert lang anspruchsvollere interferometrische Messungen im optischen Spektrum. Nach dem Zweiten Weltkrieg wandten sich die meisten Forscher stattdessen dem Radiospektrum zu, wo makroskopische Wellenlängen und elektronische Detektion die Messung interferometrischer Größen stark vereinfachten. Moderne Computer, Laser, optische Detektoren und die für die Radiointerferometrie entwickelten Datenverarbeitungstechniken haben es Astronomen in letzter Zeit ermöglicht, hochauflösende Bilder mit optischen Arrays zu erzeugen. Derzeit sind nur wenige optische Interferometer-Arrays zur Bilderzeugung in der Lage, viele weitere sind jedoch in Planung oder im Bau. Die Grundprinzipien der Funktionsweise optischer Interferometer haben sich nicht geändert, daher beginne ich mit einem Blick auf einige der frühesten Instrumente.

  • Hochgestellte Zahlen 1) verweisen auf den Abschnitt Referenzen dieses Berichts und beziehen sich auf relevante Referenznummern.
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Frühe optische Interferometrie

Der amerikanische Physiker A. A. Michelson demonstrierte 1890 die Praktikabilität der Messung von Lichtquellen mittels optischer Interferometrie 2 mit der in Abbildung 1 gezeigten Versuchsapparatur.
Abbildung 1 - Michelsons Versuchsapparatur

Vor inkohärenten Lichtquellen wurden verschiedene Masken platziert, die als "künstliche Sterne" für das Experiment fungieren. Licht von einem entfernten künstlichen Stern fiel durch Schlitze Ö und Ö' und wurde dann durch ein Objektiv der Brennweite . fokussiert ja um ein Bild auf dem Bildschirm zu erstellen. Bei einer mathematischen Analyse dieses Experiments ist es einfacher, zunächst eine monochromatische Punktquelle bei zu betrachten Q auf der optischen Achse. Sphärische Wellenfronten werden von der Quelle abgestrahlt und erreichen Schlitze Ö und Ö' gleichzeitig. Licht durch den Schlitz Ö wird das durch den Schlitz fallende Licht stören Ö' Bilden von Intensitätsstreifen auf dem Bildschirm auf beiden Seiten des Punktes P. Die optische Weglänge von Q darauf hinweisen P auf dem Bildschirm ist für Strahlen, die durch einen der beiden Schlitze gehen, gleich. Dies ist nicht der allgemeine Fall für Lichtstrahlen, die von zu einem beliebigen Punkt auf dem Bildschirm wandern Q. Der Unterschied in der optischen Weglänge zwischen Lichtstrahlen, die über den Schlitz wandern Ö und diejenigen, die über reisen Ö' wird dann in erster Näherung sein, wobei v ist die Koordinate auf dem in Abbildung 1 gezeigten Bildschirm. Wenn Lichtstrahlen aus den beiden Schlitzen auf dem Bildschirm kombiniert werden, interferieren sie und erzeugen eine Intensität proportional zu , wobei k ist die Wellenzahl definiert als . Lichtstrahlen von einer Punktquelle versetzt von Q durch einen Winkel, wie in Abbildung 1 gezeigt, geben die Lichtintensität auf dem Bildschirm proportional zu . Eine bei Q platzierte erweiterte inkohärente Quelle kann als Verteilung vieler solcher Punktquellen betrachtet werden. Eine chromatische Quelle kann als Überlagerung vieler monochromatischer Quellen unterschiedlicher Frequenz betrachtet werden. Die auf dem Bildschirm beobachtete Intensität ist die Summe der Intensitäten, die von jedem Punkt auf der Quelle erzeugt werden.

Michelson war nicht in der Lage, quantitative Messungen der Sichtbarkeit von Interferenzstreifen auf dem Bildschirm durchzuführen, aber Messungen des Spaltabstands x was eine minimale Randsichtbarkeit ergab. Aus dieser Messung lässt sich die Größe des künstlichen Sterns berechnen, sofern Form und Entfernung bekannt sind. Mit modernen Photodiodendetektoren ist es möglich, genaue Intensitätsmessungen durchzuführen und damit Streifensichtbarkeiten zu berechnen. Der Sichtschirm wird durch vier Lichtintensitätsdetektoren ersetzt, wie in Abbildung 2 gezeigt. Detektor 1 ist so positioniert, dass die optische Weglänge vom Detektor zum Schlitzs Ö und vom Detektor zum Schlitz Ö' sind gleich. Detektor 2 ist so positioniert, dass die optische Weglänge Ö und Ö' unterscheiden sich um 1 /4 der mittleren Wellenlänge. Bei den Detektoren 3 und 4 betragen die Gangunterschiede 1 /2 einer Wellenlänge und 3 /4 einer Wellenlänge bzw. Wenn EIN ist die komplexe Amplitude des Lichts, das auf dem Weg durch den Spalt am Detektor 1 ankommt Ö, die Amplitude des über den Schlitz eintreffenden Lichts Ö' wird sein EINexp[-ich kx], was eine Gesamtamplitude von ergibt EIN+EINexp[-ich kx]. Die Intensität am Detektor 1 beträgt:

Ähnlich wenn EIN ist die Amplitude des Lichts, das auf dem Weg durch den Spalt am Detektor 2 ankommt Ö, ist die Intensität am Detektor:

Ich habe die komplexe Streifenintensität definiert ich wie (ich1-ich3)+ich(ich2-ich4) wo ich1 zu ich4 sind die oben gezeigten Intensitäten, und ich ist. Im Fall der Punktquelle in Abbildung 2

ich =4AA * (Kos[ kx]+ichSünde[ kx])

=4AA * exp[ich kx]

Abbildung 2 - Sichtbarkeitsmessung Abbildung 3 - Alternative optische Anordnung

Da die komplexe Intensität ich eine lineare Kombination von Intensitäten ist, kann die komplexe Intensität einer ausgedehnten inkohärenten Quelle durch Summieren der Beiträge von jedem Punkt auf der Quelle berechnet werden. Die Amplitude EIN( ) des Lichts, das von Punkten zwischen und +d auf der Quelle empfangen wird, hängt von der Helligkeitsverteilung der Quelle ab B ( ) auf folgende Art:

(vorausgesetzt d ist klein)

Die komplexe Intensität für zwischen und +d empfangenes Licht ist ich( )=4B( )aus[ich kx] d . Integrieren über alles ergibt:

Wenn die Variable du ist definiert als du=kx, dann ichGESAMT ist proportional zur Fourier-Transformierten der eindimensionalen Quellhelligkeitsverteilung B( ) bezüglich du. Wenn diese Fourier-Transformation auf eine Gesamtintensität von Eins normiert wird, erhalten wir die komplexe Sichtbarkeit:

Michelson hatte keine empfindlichen elektronischen Detektoren, daher stützten sich seine Messungen auf das menschliche Sehvermögen. Es gelang ihm, die Durchmesser der Jupiter-Satelliten 3 zu berechnen, indem er eine Blendenmaske mit zwei Schlitzen mit einstellbarem Abstand über dem Objektiv eines 12-Zoll-Teleskops platzierte. Er maß die Spaltabstände, bei denen die Streifen am wenigsten sichtbar waren, und berechnete die Durchmesser der Satelliten, indem er sie als kreisförmige Scheiben mit gleichmäßiger Beleuchtung annahm. Seine Ergebnisse stimmten gut mit visuellen Schätzungen der Satellitendurchmesser überein, die mit großen optischen Teleskopen gemacht worden waren.

Bei der optischen Anordnung von Fig. 2 ist für Messungen mit großen Spaltabständen eine große Objektivlinse oder ein großer Spiegel erforderlich, und ein Großteil des Lichts, das durch die Schlitze in der Lochmaske geht, wird verschwendet. 3 zeigt eine alternative optische Anordnung, die separate optische Elemente für die beiden Strahlen verwendet. Das einfallende Licht kommt von einer entfernten Punktquelle im Winkel . Licht, das in jeden der Schlitze eindringt, wird in vier gleiche Strahlen aufgeteilt, die dann auf die Detektoren gelenkt werden. Die Gangunterschiede zwischen durchlaufenden Strahlen Ö und Ö' zu jedem der Detektoren sind die gleichen wie in Fig. 2, aber bei dieser Anordnung wird das gesamte in die Vorrichtung eintretende Licht effizient genutzt. In der Praxis könnten Glasblöcke Reflexionen innerhalb der Apparatur erzeugen und würden wahrscheinlich nicht verwendet werden. Stattdessen könnte der geeignete Unterschied in der optischen Weglänge von den Detektoren zu jedem der Schlitze durch sorgfältige Einstellung der Spiegelpositionen erzeugt werden. Durch Variation der optischen Weglänge eines der Strahlen kann die komplexe Sichtbarkeit mit nur einem Detektor berechnet werden. Wenn die optische Weglänge variiert wird, werden die Interferenzstreifen am Detektor vorbeigescannt. Die Amplitude und Phase der Intensitätsänderungen am Detektor stehen in linearer Beziehung zur Amplitude und Phase der komplexen Sichtbarkeit. In den meisten modernen Interferometern wird die Intensitätsvariation mit der Zeit Fourier-transformiert, um eine Amplitude und Phase für die komplexe Sichtbarkeit zu erhalten.

Michelson 4 diskutierte 1891 die Möglichkeit, aus interferometrischen Messungen Informationen über die Helligkeitsverteilung innerhalb einer Quelle zu gewinnen. Er räumte ein, dass dies nicht praktikabel sei, da es genaue Messungen der Randsichtbarkeit bei vielen verschiedenen Spaltabständen erfordern würde. In den nächsten sechzig Jahren konzentrierten sich die meisten Arbeiten zur optischen Interferometrie stattdessen auf die Messung von Sterndurchmessern und die Trennung von Doppelsternen 5 . 1920 konstruierten A. A. Michelson und F. G. Pease 6 ein Michelson-Sterninterferometer mit getrennten Elementen, wie in Abbildung 4 gezeigt. Der Abstand der Siderostatspiegel entsprach dem Spaltabstand in seinen früheren Interferometern. Es waren Abstände von über 20 Fuß möglich, wodurch Messungen der Durchmesser mehrerer großer Sterne durchgeführt werden konnten. Ein Interferometer mit einem 50-Fuß-Siderostat-Abstand 7 wurde 1930 gebaut, wobei Spiegel an 9 Tonnen Stahlträgerwerk an der Vorderseite eines 40-Zoll-Optikteleskops befestigt waren. Aufgrund der schwierigen Bedienung wurden mit diesem Instrument nur sehr wenige astronomische Messungen durchgeführt. Bei beiden Interferometern erzeugten atmosphärische Fluktuationen Phasenschwankungen, die die Streifen zum "Flimmern" brachten, was die Beobachtung extrem erschwerte. R. Hanbury Brown 8 schätzte, dass atmosphärische Fluktuationen zu Fehlern zwischen zehn und zwanzig Prozent in Michelsons und Peases Berechnungen des Sterndurchmessers geführt haben könnten. Hanbury Brown produzierte genauere Messungen unter Verwendung eines Intensitätsinterferometers in Navarra 8 . Intensitätsinterferometer untersuchen die statistische Beziehung zwischen den Intensitäten an zwei getrennten Detektoren, die eine entfernte Quelle beobachten. Die Quantenmechanik legt nahe, dass dies mit der Amplitude der komplexen Sichtbarkeitsfunktion zusammenhängt, die Messungen der Sichtbarkeit mit großen Detektorabständen ermöglicht. Leider kann die Phase der komplexen Sichtbarkeit nicht bestimmt werden, und genaue Sichtbarkeitsamplituden können nur für helle astronomische Quellen berechnet werden.

Abbildung 4 - Einfaches Interferometer mit getrennten Elementen

Entwicklung der Radiointerferometrie

Ein Großteil der frühen Arbeiten zur interferometrischen Bildgebung wurde von Radioastronomen geleistet. Kosmische Radioemissionen wurden in den 1930er Jahren entdeckt 9 und die Radiointerferometrie nach dem Zweiten Weltkrieg entwickelt. 1946 konstruierten Ryle und Vonberg 10 ein Radioanalog des Michelson-Interferometers und fanden bald eine Reihe neuer kosmischer Radioquellen. Die Signale von zwei Funkantennen wurden elektronisch addiert, um Interferenzen zu erzeugen. Das Teleskop von Ryle und Vonberg nutzte die Erdrotation, um den Himmel in einer Dimension abzutasten. Randsichtbarkeiten konnten aus der zeitlichen Änderung der Intensität berechnet werden. Spätere Interferometer enthielten eine variable Verzögerung zwischen einer der Antennen und dem Detektor, wie in Abbildung 5 gezeigt.
Abbildung 5 - Funkinterferometer
In Abbildung 5 müssen Funkwellen von einer Quelle in einem Winkel zur Vertikalen eine Distanz zurücklegen l weiter, um die linke Antenne zu erreichen. Diese Signale sind somit gegenüber den an der rechten Antenne empfangenen Signalen um eine Zeit verzögert c l=caSünde[ ] wo c ist die Geschwindigkeit der Funkwellen. Das Signal von der rechten Antenne muss künstlich um die gleiche Zeit verzögert werden, damit konstruktive Interferenzen auftreten. Interferenzstreifen werden von Quellen mit Winkeln in einem kleinen Bereich auf beiden Seiten erzeugt, der durch die Kohärenzzeit der Funkquelle bestimmt wird. Verzögerungszeit ändern t variiert den Winkel, in dem eine Quelle Interferenzstreifen erzeugt. Es sollte beachtet werden, dass die effektive Basislinie dieses Interferometers durch die Projektion der Teleskoppositionen auf eine Ebene senkrecht zur Quellenrichtung gegeben ist. Die Länge der effektiven Basislinie (unten in Abbildung 5) beträgt x=eindenn wo ein ist der eigentliche Teleskopabstand.

Ein aus zwei Antennen aufgebautes Interferometer mit in einer Richtung veränderlichem Abstand kann nur Informationen über die Himmelshelligkeitsverteilung in einer Dimension liefern. Eine zweidimensionale Himmelskarte kann jedoch erstellt werden, wenn der Trennungsvektor in zwei Dimensionen variiert wird. In Abbildung 6 wird der Abstand zwischen zwei Funkantennen durch den Vektor (ein,b) aus zwei kartesischen Koordinaten konstruiert. Die Position der Quelle am Himmel wird durch die Winkel in der Ebene des beschrieben ein Achse und in der Ebene des b Achse. Wie in Abbildung 5 ist die effektive Basislinie (x,ja) ist die Projektion des Trennungsvektors auf eine Ebene senkrecht zur Quellenrichtung: (x,ja)=(eincos[ ],bcos[ ]). Messungen komplexer Sichtbarkeit werden normalerweise in der Fourier-Transformationsebene der Himmelshelligkeitsverteilung unter Verwendung der dimensionslosen Variablen du konjugieren zu Winkel und v zu Winkel konjugieren. Diese können berechnet werden als du=kx und v=ky, wo k ist die Wellenzahl der Funkquelle, die als definiert ist. Entweder kann die Phase der Signale der linken Antenne relativ zu denen der rechten Antenne oder die Phase der Signale der rechten Antenne relativ zu denen der linken Antenne gemessen werden. Eine Messung komplexer Sichtbarkeit für einen Antennenabstand (ein,b) kann somit Werte der komplexen Sichtbarkeitsfunktion an zwei Punkten im du-v Flugzeug:

(du,v)=(kx,ky)=(akcos[ ],bkcos[ ]) und (du,v)=(-kx,-ky)=(-akcos[ ],-bkcos[ ])

Abbildung 6 - Der Teleskopabstandsvektor (a,b)

Um eine perfekte Karte der Himmelshelligkeitsverteilung zu erstellen, müsste die komplexe Sichtbarkeit für alle Punkte im du-v Ebene (Fourier-Transformationsebene). Die komplexe Sichtbarkeit muss an allen Punkten in a . bekannt sein nein×ich rechteckiges Array im du-v Ebene für einen zu kartierenden Teil des Himmels mit einer Auflösung von nein×ich Pixel. Die Helligkeitsverteilung der Radioquelle B( , ) wird durch Fourier-Transformation des Arrays komplexer Sichtbarkeitsmessungen rekonstruiert. Abbildung 7 zeigt eine typische kosmische Radioquelle mit Helligkeitsverteilung B( , ). Fourier-Transformation eines 40吤 Arrays komplexer Sichtbarkeitsmessungen im du-v plane liefert ein relativ genaues Modell der Helligkeitsverteilung der Quelle, wie in Abbildung 8 gezeigt. Abbildung 9 zeigt das grobere Modell, das aus einer 9࡯ Reihe von komplexen Sichtbarkeitsmessungen gebildet wurde.

Abbildung 7 - Helligkeitsverteilung der QuelleAbbildung 8 - Helligkeitsverteilung mit 40x40 Fourier-KomponentenAbbildung 9 - Helligkeitsverteilung mit 9x9-Komponenten

Achsen und Helligkeitstaste

Zur direkten Messung der komplexen Sichtbarkeit an einem rechteckigen Punktfeld im in du-v Ebene ist eine große Anzahl unterschiedlicher Basislinien erforderlich. Die Kosten für Radioantennen führten bald dazu, dass Astronomen versuchten, Methoden zur Berechnung der komplexen Sichtbarkeit im gesamten du-v Flugzeug mit Messungen von nur einer kleinen Anzahl von Antennen. Die wichtigste davon ist die Apertursynthesetechnik der Erdrotation.

Wenn ein Interferometer aus zwei Antennen mit einem Abstand aufgebaut ist, der nicht parallel zur Rotationsachse der Erde ist, dreht sich die effektive Basislinie des Interferometers. Abbildung 10 zeigt ein Interferometer auf der Nordhalbkugel mit Antennen bei EIN und B. Tagsüber Antenne EIN werde umziehen EIN' und dann EIN'' während B bewegt sich zu B' und B''. Nur die relativen Positionen der beiden Antennen sind für die Erstellung einer Karte mit komplexer Sichtbarkeit im du-v Flugzeug. An einen drehungsfreien Beobachter, der neben der Antenne steht EIN, Antenne B scheint sich im Kreis zu drehen und umgekehrt. In einem Zeitraum von zwölf Stunden kann die komplexe Sichtbarkeit an allen Punkten einer Ellipse im du-v Flugzeug. Wenn eine der Antennen mobil ist, kann der Antennenabstand jeden Tag geändert werden, um komplexe Sichtbarkeiten in einem anderen Teil des zu messen du-v Flugzeug. Aus den durchgeführten Messungen wird durch Interpolation eine mathematische Funktion erstellt, die die komplexe Sichtbarkeit approximiert. Dies kann dann Fourier-transformiert werden, um eine Annäherung an die Helligkeitsverteilung der Quelle zu erhalten.

Abbildung 10 - Rotation der Erde

Informationen über die feinen Strukturdetails einer Radioquelle finden sich bei großen Werten von du und v aufgrund der reziproken Natur der Fourier-Transformationsebene. Um eine Radiokarte mit hoher Winkelauflösung zu erstellen, ist es daher erforderlich, Randsichtbarkeiten über sehr lange Basislinien zu messen. Das an einer Antenne empfangene Funksignal kann aufgrund der auftretenden Signalverluste nicht weiter als einige Dutzend Kilometer über ein elektrisches Kabel gesendet werden. Elektronische Verstärkung auf dem Weg führt zu Verzögerungen und Verzerrungen im Signal. Die effektivste Methode zur Messung der komplexen Sichtbarkeit bei der Interferometrie mit sehr langer Basislinie (VLBI) besteht darin, zuerst die von jeder Antenne empfangenen Signale zusammen mit Zeitsignalen von einer lokalen Atomuhr aufzuzeichnen. Die aufgezeichneten Signale von jeder Antenne können dann an ein Labor gesendet werden, wo sie wiedergegeben werden, um Interferenzen zu erzeugen. Abbildung 11 zeigt die empfangenen Signale von drei Antennen, die auf Magnetbändern aufgezeichnet werden, zusammen mit Zeitsignalen von lokalen Atomuhren. Aus diesen Bändern lässt sich die komplexe Sichtbarkeit an sechs Punkten im du-v Ebene entsprechend den Antennenabständen ein1, -ein1, ein2, - ein2, ein3 und -ein3 in Abbildung 11.

Abbildung 11 - Aufzeichnen von Funksignalen für die Interferometrie mit sehr langer Basislinie

Jede Antenne hat eine andere Entfernung von der Funkquelle, und wie beim kurzen Basislinien-Funkinterferometer (Abbildung 5) müssen die durch die zusätzliche Entfernung zu einer Antenne verursachten Verzögerungen künstlich zu den an jeder der anderen Antennen empfangenen Signalen hinzugefügt werden. Die ungefähre erforderliche Verzögerung kann aus der Geometrie des Problems berechnet werden. Die Bänder werden synchron abgespielt, wobei die aufgezeichneten Signale der Atomuhren als Zeitreferenz verwendet werden, wie in Abbildung 12 dargestellt. Ist die Position der Antennen nicht ausreichend genau bekannt oder sind atmosphärische Einflüsse signifikant, müssen die Verzögerungen feinjustiert werden durchgeführt, bis Interferenzstreifen erkannt werden. Wenn das Signal von der Antenne EIN als Referenz genommen wird, führen Ungenauigkeiten in der Verzögerung zu Fehlern e B und e C in den Phasen der Signale von Bändern B und C beziehungsweise. Aufgrund dieser Fehler kann die Phase der komplexen Sichtbarkeit mit einem sehr langen Basislinieninterferometer nicht gemessen werden.


Abbildung 12 - Sichtbarkeitsmessungen bei Interferometrie mit sehr langer Basislinie

Die Phase der komplexen Sichtbarkeit hängt von der Symmetrie der Helligkeitsverteilung der Quelle ab. Jede Helligkeitsverteilung B( , ) kann als Summe einer symmetrischen Komponente und einer antisymmetrischen Komponente geschrieben werden. Die symmetrische Komponente BS der Helligkeitsverteilung trägt nur zum Realteil der komplexen Sichtbarkeit bei, während BEIN trägt nur zum Imaginärteil bei. Um die Abhängigkeit der Phase der komplexen Sichtbarkeit von der Symmetrie der Quelle zu demonstrieren, habe ich das 9࡯-Array der komplexen Sichtbarkeit, das zur Erzeugung von Abbildung 9 verwendet wurde, in Real- und Imaginärteil unterteilt. Abbildung 13 wurde unter Verwendung nur der Realkomponente der Sichtbarkeit erstellt, wobei die Imaginärkomponente auf Null gesetzt wurde. Da die Phase der komplexen Sichtbarkeit in der gesamten u-v-Ebene null ist, ist das Bild um seinen Mittelpunkt symmetrisch. In Abbildung 14 wurde stattdessen die reale Komponente entfernt, was ein antisymmetrisches Bild ergibt. Da die Phase jeder komplexen Sichtbarkeitsmessung nicht mit einer sehr langen Basislinie bestimmt werden kann, ist die Symmetrie des entsprechenden Beitrags zu den Helligkeitsverteilungen der Quelle nicht bekannt.

Abbildungen 13 - Symmetrische KomponentenAbbildung 14 - Antisymmetrische Komponenten

R. C. Jennison entwickelte eine neuartige Technik zum Erhalten von Informationen über Sichtbarkeitsphasen, wenn Verzögerungsfehler vorhanden sind, unter Verwendung einer Observablen, die als Abschlussphase bezeichnet wird. Obwohl seine ersten Labormessungen der Verschlussphase bei optischen Wellenlängen durchgeführt wurden, sah er ein größeres Potenzial für seine Technik in der Radiointerferometrie. 1958 11 demonstrierte er seine Wirksamkeit mit einem Radiointerferometer, aber es wurde erst 1974 weit verbreitet für die Radiointerferometrie mit langen Basislinien verwendet 12 . Es sind mindestens drei Antennen erforderlich. Ich werde zunächst den einfachsten Fall betrachten, mit drei Antennen in einer Linie, die durch die Abstände getrennt sind ein1 und ein2 in Abbildung 11 dargestellt. Die empfangenen Funksignale werden auf Magnetbändern aufgezeichnet und wie oben beschrieben an ein Labor gesendet. Die effektiven Basislinien für eine Quelle unter einem Winkel sind x1=ein1cos[ ], x2=ein2cos[ ] und x3=(ein1+ein2)cos[ ]. Die Phasen der komplexen Sichtbarkeit der Radioquelle entsprechend den Basislinien x1, x2 und x3 ich werde rufen 1, 2 und 3 beziehungsweise. Die Phase der Interferenzstreifen auf jeder Basislinie enthält Fehler, die sich aus e . ergeben B und e C in den Signalphasen. Die gemessenen Phasen für Basislinien x1, x2 und x3, bezeichnet 1, 2, und 3, wird sein:

Jennison hat die Menge definiert C für die drei Antennen als:

C wird oft genannt Schließungsphase 12 .

Die Beiträge zu C von Fehlern e B und e C in den Signalphasen heben sich auf, was eine genaue Messung ermöglicht. Verwenden von Messungen von C, 3 kann geschrieben werden in 1 und 2, die unbekannten Phasen. Wenn viele Schließphasenmessungen durchgeführt werden, kann die komplexe Sichtbarkeit als Funktion mehrerer unbekannter Phasen geschrieben werden. Um ein Bild des Himmels zu erstellen, müssen die unbekannten Phasen geschätzt werden, damit die komplexe Sichtbarkeitsfunktion berechnet werden kann. Dies geschieht normalerweise mit iterativen Algorithmen 13,14,15, die versuchen, unphysikalische Eigenschaften des Bildes zu minimieren, wie beispielsweise Bereiche mit negativer Helligkeit (schwarze Bereiche über und unter der Quelle in den Abbildungen 8 und 9) und große Schwankungen im Hintergrundradiorauschen weit von der bekannten Quelle entfernt. In der Radioastronomie werden Sichtbarkeiten typischerweise auf mehr als drei Basislinien gleichzeitig gemessen, was mehr Informationen über die Quelle liefert als die Verschlussphasentechnik von Jennison. Die Kartierungsalgorithmen sind darauf ausgelegt, die maximale Informationsmenge aus den durchgeführten Messungen abzurufen, ohne künstliche Details hinzuzufügen. Es wurden Bilder mit Basislinien von vielen Tausend Kilometern und einer Auflösung von mehr als einer Millibogensekunde erstellt.


[3.2] Dominanz der großen Reflektoren

* Das Problem bei Spiegelteleskopen bis ins 19. Jahrhundert war die Tatsache, dass sie auf Metallspiegel angewiesen waren, die schwer, teuer und anfällig für Anlaufen waren.

Techniken zur Herstellung von Spiegeln aus Glas, das von einer Metallschicht unterstützt wird, gab es seit Jahrhunderten. Da die Metallunterlage luftdicht verschlossen war, trübte sie nicht an, und Glas war leichter und billiger als Metall. Newton war sich der Glasspiegel mit Metallrückseite bewusst, als er das Spiegelteleskop erfand, aber er verwendete sie nicht in seinem Design. Das lag daran, dass die Metallschicht drin war zurück des Glases, und Licht müsste durch das Glas gehen, um auf das Metall zu treffen, was einen Großteil der Nützlichkeit einer reflektierenden Konfiguration eliminiert.

James Short versuchte, einen Glasspiegel mit dem Metall vorne zu bauen, aber die Glasspiegeltechnologie der damaligen Zeit hatte eine dicke Metallschicht und die Rückseite des Metalls folgte der Glasoberfläche nicht gut genug, um eine brauchbare optische Oberfläche zu bieten ohne Schleifen und Polieren. Ein Metallspiegel wäre einfacher herzustellen. Im Jahr 1856 fand jedoch ein deutscher Chemiker namens Justus von Liebig (1803:1873) heraus, wie man mit einer Lösung von Silberammoniumnitrat eine sehr dünne Silberschicht auf Glas abscheidet. Die Schicht war so dünn, dass sie sich der Krümmung der darunter liegenden Glasoberfläche anschmiegte und zudem keine großen Mengen an teurem Silber benötigte. Silber trübte nicht so schnell an, es konnte leicht poliert werden, um es zu reinigen, und der Spiegel konnte bei Bedarf durch chemisches Ablösen des Silbers und Auftragen einer neuen Oberfläche erneuert werden.

Astronomen erkannten das Potenzial der Idee für ihre Arbeit und bauten schnell Spiegelteleskope auf Basis versilberter Glasspiegel. Carl August von Steinheil baute 1856 einen und Focault baute 1857 einen. Focault führte auch einen verbesserten optischen Test zur Überprüfung der Geometrie eines Spiegels ein. Halleys ursprünglicher Test zeigte eine Lochblende im Fokus, die Licht auf den Spiegel strahlt. Focault modifiziert dieses Schema, indem sie die Lochblende auf eine Seite bewegt und dann die Reflexion des Spiegels von derselben Verschiebung auf der anderen Seite beobachtet. Er fügte auch ein Schema hinzu, bei dem die Beobachtungsnadel nach und nach durch eine Messerschneide geschlossen wurde: Aufgrund der Funktion des Auges, das nicht sehr empfindlich auf Helligkeitsschwankungen über das Sichtfeld reagiert, aber auf Helligkeitsänderungen im Laufe der Zeit reagiert, jegliche Ungleichmäßigkeiten würden sich als Helligkeitsschwankungen während der Zeit zeigen, in der das Pinhole abgeschaltet war. Der Test von Focault war sehr genau und führte zu einem sehr genauen Spiegel.

Die Australier wollten einen Reflektor mit einem Spiegel von 122 Zentimetern Durchmesser bauen und in Melbourne aufstellen. Sie trauten dem neumodischen Glasspiegel nicht und spezifizierten stattdessen einen Metallspiegel, aber als das Teleskop 1862 in Betrieb ging, wurde der Metallspiegel so schnell angelaufen, dass das Teleskop unbrauchbar wurde. Dieses teure Fiasko war das effektive Ende des Metallspiegels.

Der amerikanische Astronom Henry Draper (1837:1882) hatte versucht, einen Reflektor mit einem Metallspiegel zu bauen und ging nirgendwo hin, aber als Draper von John Herschel von den neuen Glasspiegeln erfuhr, schaltete er um und erwarb sogar beträchtliche Erfahrung im Bau der Spiegel Erfinden einer verbesserten Silberabscheidungstechnik. 1862 nahm er ein Spiegelteleskop mit einem versilberten Glasspiegel von 39 Zentimetern Durchmesser in Betrieb, 1872 folgte ihm eines mit einem Spiegel von 71 Zentimetern Durchmesser. 1877 wurde in Frankreich ein Spiegelteleskop mit einem Glasspiegel von 120 Zentimetern Durchmesser in Betrieb genommen. Das Zeitalter des modernen Großreflektors war angebrochen.


Kapitel 1: Hochauflösende Bildgebung

Obwohl COAST als sichtbares Instrument konzipiert wurde, gibt es eine Reihe von astronomischen und technischen Gründen, warum es im nahen Infrarot besser funktionieren sollte. Dieses Projekt bestand darin, COAST für den Betrieb im nahen Infrarot zu modifizieren.

Warum hochauflösend?

Warum ist es schwierig?

Jedes Teleskop auf der Erde muss die Sterne durch viele Kilometer turbulente Atmosphäre betrachten, die eine sich ständig ändernde Linse über der Öffnung des Instruments bildet, durch die das Licht des Objekts hindurchtreten muss. Dies hat zur Folge, dass selbst am besten astronomischen Standort ein optisch perfektes Teleskop Bilder mit Details von nur 0,5 - 1 Bogensekunde erzeugen würde. Dies sind nur wenige Prozent der theoretischen maximalen Auflösung. Um Bilder von astronomischen Objekten mit ausreichender Detailgenauigkeit zu liefern, um viele astrophysikalische Fragen zu beantworten, sind hundertmal bessere Auflösungen erforderlich.

Eine offensichtliche Lösung für das Problem der atmosphärischen Bildverschlechterung besteht darin, das Teleskop über der Atmosphäre zu platzieren. Abgesehen von den enormen Kosten für den Bau, den Start und den Betrieb weltraumgestützter Teleskope bedeutet die Praktikabilität, sie in die Umlaufbahn zu bringen, leider, dass ein Instrument wie das Hubble-Weltraumteleskop (HST) einen Spiegel hat, der nur 1/4 des Durchmessers des größten bodengestützten Teleskops beträgt Instrumente. Obwohl frei von atmosphärischen Bildverschlechterungen, ist das Teleskop durch Beugung auf eine Auflösung von etwa 50 Millibogensekunden (mas) begrenzt.

Eine immer häufigere Lösung des Bildauflösungsproblems für bodengestützte Teleskope ist die Verwendung von adaptiver Optik. Bei dieser Technik wird ein Element der optischen Kette in Echtzeit angepasst, um den Auswirkungen der Atmosphäre entgegenzuwirken. Das übliche Schema besteht darin, dass Aktoren auf der Rückseite eines dünnen Spiegels diesen in eine neue Form biegen, um die durch die Atmosphäre eingeführten Wellenfrontverzerrungen aufzuheben. Die erforderliche Form wird berechnet, indem das verschlechterte Bild einer nahegelegenen Punktquelle beobachtet wird. Leider gibt es eine Reihe praktischer Schwierigkeiten, die adaptive Optiksysteme unter den meisten Umständen undurchführbar machen. Die großen Öffnungen moderner Teleskope im Vergleich zu dem Maßstab, in dem atmosphärische Turbulenzen die Wellenfront verzerren, erfordert eine große Anzahl von Freiheitsgraden. Dies impliziert, dass viele Photonen aufgezeichnet werden müssen, um die Wellenfront ausreichend zu analysieren, und diese Messung muss schnell durchgeführt werden, damit sich die Atmosphäre nicht ändert, bevor die Korrektur angewendet werden kann. Das Kalibrierungsobjekt der Punktquelle muss sich in einem kleinen Winkelabstand vom Ziel befinden, damit das Licht von ihm eine ähnliche Atmosphärenschicht durchdringt. Dies bedeutet, dass Beobachtungen auf die wenigen astronomisch interessanten Objekte beschränkt sind, die sich in der Nähe sehr heller Punktquellen befinden. Auch wenn adaptive Optiksysteme perfektioniert und die Auswirkungen der Atmosphäre vollständig beseitigt werden könnten, sind die 8-10-Meter-Instrumente der aktuellen Generation wahrscheinlich die größten Teleskope, die aus einem einzigen Spiegel hergestellt werden können. Die Beugungsgrenze dieser Teleskope reduziert immer noch die Auflösung auf viel weniger als die für viele astrophysikalische Programme benötigte. Stattdessen müssen wir weniger direkte bildgebende Verfahren verwenden.

Interferometrie

In der optischen Astronomie kann diese Idee verwendet werden, um ein Instrument zu bauen, bei dem Licht aus zwei getrennten Öffnungen durch eine Linse kombiniert werden kann, um ein Bild der Quelle zu erzeugen. Dieses Bild wird von hellen und dunklen Rändern durchzogen, in denen das Licht der beiden Öffnungen interferiert. Die Kohärenz des Lichts kann einfach anhand des Kontrasts oder der Sichtbarkeit dieser Streifen gemessen werden. Für Übersichten über Interferometrie in der sichtbaren Bildgebung siehe Readhead (1988) und Roddier (1988). Abbildung 0.1: Ein Zweielement-Interferometer

Die viel längeren Wellenlängen der Radioastronomie machen es unmöglich, ein einzelnes Radioteleskop zu bauen, das groß genug ist, um eine Auflösung zu haben, die mit einem optischen Teleskop vergleichbar ist. Der einfachste Weg, eine höhere Auflösung zu erzielen, war die Verwendung von Interferometrie. Durch den Aufbau weit auseinanderliegender kleiner Teleskope konnte ein Instrument synthetisiert werden, das die gleiche Auflösung wie eine einzelne Blende mit der Größe des größten Abstands aufwies. Anfangs waren die Abstände der Teleskope so klein, dass die Unterschiede in der Funkübertragung der Atmosphäre zwischen den einzelnen Antennen vernachlässigbar waren. Da Interferometer jedoch auf interkontinentale Distanzen ausgedehnt wurden, führte die Atmosphäre zu erheblichen Unterschieden zwischen den Signalen, die an den Komponententeleskopen empfangen wurden. Radioastronomen mussten nun analog zum Sichtbaren die Auswirkungen des Sehens korrigieren. Da Radioteleskope im Vergleich zur Größe atmosphärischer Störungen klein sind, ist die Phase über einer einzelnen Schüssel im Allgemeinen unverfälscht. Diese Eigenschaft führte dazu, dass Radioastronomen erkannten, dass der Phasenfehler aufgrund der Atmosphäre über jeder Antenne einem einzigen Term nur dieser Antennen zugeordnet werden konnte. Wenn viele Antennen gleichzeitig die Quelle beobachten, ist es möglich, einige fehlerfreie Größen über die relative Phase zwischen Antennen zurückzugewinnen, obwohl die Phase für jede Antenne verfälscht ist. Die übliche Anwendung hierfür ist die Schließphase, bei der die Sichtbarkeitsphase um ein Dreieck aus drei Teleskopen summiert wird. Für Einzelheiten zur Anwendung der Schließphase auf die optische Bildgebung siehe Cornwell (1989) und Haniff (1988).

Eine weitere Komplexität ergibt sich, da die von der Teleskopanordnung synthetisierte Apertur nicht vollständig gefüllt ist und somit eine direkte Fourier-Transformation der Sichtbarkeitsmessungen nicht das beste Bild liefert. Stattdessen haben Radioastronomen eine Reihe statistischer und iterativer Techniken entwickelt, um aus diesen Daten eine Karte zu erstellen. Obwohl die Sichtbarkeitsmessungen durch die Atmosphäre weniger verfälscht werden als die Phase, liefern sie allein nicht genügend Informationen, um eine zuverlässige Karte zu erstellen. Die Schließphasen bieten eine zusätzliche Einschränkung, die bei der Erzeugung eines realistischen Bildes nützlich ist. Obwohl diese Techniken für die Radioastronomie entwickelt wurden, sind sie direkt auf eine spezielle Art optischer Teleskope anwendbar. Für Einzelheiten der Bildrekonstruktionstechniken siehe Perley (1989).

Zurück zur optischen Astronomie: Die hohen Auflösungen, die durch die Apertursynthese und die Korrektur der atmosphärischen Verschlechterung durch die Schließphase erreichbar sind, lassen die Idee, ein optisches Analogon eines Radioteleskops zu bauen, als ideale Lösung erscheinen. Ein Instrument namens Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope (COAST) wurde vom Mullard Radio Astronomy Observatory in Cambridge gebaut, um zu zeigen, dass dies möglich ist, Baldwin (1988).

Der detaillierte Entwurf und die Konstruktion von COAST und seine Modifikationen für den Infrarotbetrieb werden in einem späteren Kapitel beschrieben. Die allgemeine Form von COAST ist recht einfach. Das Instrument besteht aus vier einzelnen Teleskopen, von denen jedes klein genug ist, dass die Atmosphäre über einer einzigen Öffnung das Bild nicht stark beeinflusst. Das Licht jedes Teleskops wird durch Spiegel in ein zentrales Optiklabor zurückgelenkt. Ein System von Relaisspiegeln auf sich bewegenden Wagen korrigiert den Weglängenunterschied zwischen verschiedenen optischen Wegen durch das Instrument. Die Strahlen von jedem Teleskop werden interferiert, um ein Streifenmuster zu erzeugen. Die Sichtbarkeiten der Streifen werden dann von einem Detektor gemessen.

Warum Infrarot?

Da die Atmosphäre einen solchen Einfluss auf die Leistung von Teleskopen hat, wurden viele theoretische Studien durchgeführt, um ihre Auswirkungen zu charakterisieren. Das gebräuchlichste Modell ermöglicht die Beschreibung der Atmosphäre durch zwei einfache Parameter, die die Entfernung und die Zeitskala spezifizieren, über die die Atmosphäre ein Bild verschlechtert.

Diese Werte bestimmen die Funktion eines Interferometers. Damit die Wellenfront durch ein Teleskop weitgehend unverfälscht ist, muss die Apertur etwa r 0 groß sein. In ähnlicher Weise wird jede Messung des Streifenmusters typischerweise in einer Belichtungszeit von weniger als t 0 durchgeführt, damit die Streifen nicht durch die Atmosphäre verwischt werden. Da diese Öffnungen und Belichtungszeiten viel kürzer sind als die üblicherweise in der Astronomie verwendeten, arbeiten Interferometer in einem lichtarmen Bereich und sind daher im Allgemeinen auf die hellsten Objekte beschränkt.

Glücklicherweise verbessern sich diese beiden Parameter mit zunehmender Wellenlänge. Die Kohärenzzeit und damit die Belichtungszeit erhöht sich um . Die Größe von r 0 nimmt ebenfalls zu, und so wächst die nutzbare Teleskopfläche mit dem Quadrat davon. Dies bedeutet, dass bei gleichem Grad an atmosphärischer Degradation sowohl größere Teleskope als auch längere Belichtungen verwendet werden können. Das Licht des astronomischen Objekts wandert auf einem anderen Weg durch die Atmosphäre zu jedem Teleskop, wodurch ein zufälliger Wegfehler aufgrund lokaler Änderungen des Brechungsindex entsteht. Um Streifen mit hoher Sichtbarkeit zu erzeugen, muss die Kohärenzlänge lang genug sein, um diese Fehler zu berücksichtigen, was die Verwendung einer schmalen Bandbreite impliziert. Da die Kohärenzlänge proportional zur Wellenlänge ist, kann bei längeren Wellenlängen eine größere Teilbandbreite verwendet werden. Insgesamt ergeben diese Effekte zusammen eine theoretische Verbesserung des empfangenen Signals für denselben Phasenfehler von . In der Praxis werden diese Gewinne möglicherweise nicht realisiert, da Detektoren mit längerer Wellenlänge ein höheres Rauschen aufweisen können und die geringe Größe der bestehenden Teleskope die mögliche Zunahme des empfangenen astronomischen Flusses begrenzt.

Auch die Natur der astronomisch interessanten Objekte, die einem Interferometer zur Verfügung stehen, begünstigt das nahe Infrarot. Da optischen Interferometern immer das Licht fehlt, ist es sinnvoll, interessante Objekte auf dem Höhepunkt ihrer Energieemission zu beobachten. Für das nahe Infrarot ( = 1-2,5 m ) impliziert dies Objekte mit einer Temperatur von 1000-3000 K, obwohl die obigen Argumente des Signal-Rausch-Verhältnisses nahelegen, dass sogar sichtbare Objekte im Infraroten besser beobachtet werden können.

Astronomie

Neben ihrer Häufigkeit haben die meisten Sterne des späten Typs interessante Eigenschaften. Eine besondere Klasse namens Mira-Variablen haben regelmäßige Pulsationszyklen von einigen Monaten mit einer Helligkeitsänderung von mehreren Größenordnungen. Direkte Messungen der Durchmesser von Sternen vom Typ Mira sind erforderlich, um theoretische Fragen zum Mechanismus ihrer Schwingung zu klären. Beobachtungen im Infraroten sind besonders wichtig, da die im sichtbaren Wellenbereich beobachtete ausgedehnte Atmosphäre aus einer komplexen Mischung molekularer Spezies besteht, die die optische Tiefe bei kleinen Änderungen der Beobachtungswellenlänge ändern. Bei nahen Infrarotwellenlängen können die Sterne im Kontinuum beobachtet werden und eine viel nützlichere Größenschätzung ist möglich, Dyck (1987).

Die frühen Stadien der Sternentstehung treten in Staub- und Gaswolken auf, die für sichtbares und nahes Infrarotlicht undurchlässig sind. Der Stern wird wahrscheinlich zuerst im nahen Infrarot sichtbar. Einzelne Sternscheiben können in dieser Entfernung nicht aufgelöst werden, aber wichtiger ist die Erkennung mehrerer Systeme. Trotz der Tatsache, dass die meisten Sterne als Mehrfachsysteme existieren, konzentrieren sich Sternentstehungsmodelle aufgrund fehlender Daten über die frühen Stadien der Sternenkondensation auf einzelne Objekte. Beobachtungen von Sternentstehungsregionen mit hoher Auflösung, während sich die Sterne noch in der Staubwolke befinden, werden Fragen zur Entstehung mehrerer Systeme beantworten, Simon (1992).


Inhalt

Eine der ersten Anwendungen der optischen Interferometrie wurde durch das Michelson-Sterninterferometer am Reflektorteleskop des Mount Wilson-Observatoriums angewendet, um den Durchmesser von Sternen zu messen. Der Rote Riesenstern Beteigeuze war der erste, dessen Durchmesser auf diese Weise am 13. Dezember 1920 bestimmt wurde. [3] In den 1940er Jahren wurde die Radiointerferometrie verwendet, um die ersten hochauflösenden radioastronomischen Beobachtungen durchzuführen. In den nächsten drei Jahrzehnten wurde die astronomische Interferometrieforschung von der Forschung bei Radiowellenlängen dominiert, was zur Entwicklung großer Instrumente wie dem Very Large Array und dem Atacama Large Millimeter Array führte.

Die optische/infrarote Interferometrie wurde von Johnson, Betz und Townes (1974) im Infraroten und von Labeyrie (1975) im sichtbaren Bereich auf Messungen mit getrennten Teleskopen erweitert. [4] [5] In den späten 1970er Jahren ermöglichten Verbesserungen in der Computerverarbeitung das erste "Fringe-Tracking" -Interferometer, das schnell genug arbeitet, um den Unschärfeeffekten des astronomischen Sehens zu folgen, was zu den Interferometern der Mk I-, II- und III-Serie führte . Ähnliche Techniken wurden inzwischen bei anderen astronomischen Teleskoparrays angewendet, darunter das Keck-Interferometer und das Palomar-Testbed-Interferometer.

In den 1980er Jahren wurde die interferometrische Bildgebungstechnik mit Apertursynthese von der Cavendish Astrophysics Group auf sichtbares Licht und Infrarot-Astronomie ausgeweitet und lieferte die ersten sehr hochauflösenden Bilder von nahen Sternen. [6] [7] [8] 1995 wurde diese Technik zum ersten Mal an einer Reihe separater optischer Teleskope demonstriert, was eine weitere Verbesserung der Auflösung und eine noch höher aufgelöste Abbildung von Sternoberflächen ermöglicht. Softwarepakete wie BSMEM oder MIRA werden verwendet, um die gemessenen Sichtweitesamplituden und Verschlussphasen in astronomische Bilder umzuwandeln. Dieselben Techniken wurden jetzt bei einer Reihe anderer astronomischer Teleskoparrays angewendet, darunter das Navy Prototype Optical Interferometer, das Infrared Spatial Interferometer und das IOTA-Array. Eine Reihe anderer Interferometer haben Schließphasenmessungen durchgeführt und werden voraussichtlich in Kürze ihre ersten Bilder produzieren, darunter das VLTI, das CHARA-Array und Le Coroller und Dejonghes Hyperteleskop-Prototyp. Nach seiner Fertigstellung wird das MRO-Interferometer mit bis zu zehn beweglichen Teleskopen eines der ersten Bilder mit höherer Wiedergabetreue von einem Interferometer mit langer Basislinie produzieren. Das Navy Optical Interferometer machte 1996 den ersten Schritt in diese Richtung und erreichte eine 3-Wege-Synthese eines Bildes von Mizar [9], dann eine allererste Sechs-Wege-Synthese von Eta Virginis im Jahr 2002 [10] und zuletzt die "Verschlussphase". " als Schritt zu den ersten synthetisierten Bildern, die von geostationären Satelliten produziert wurden. [11]


Einsteigerhandbuch Astrometrie-Setup

Um einige Hintergrundinformationen zu geben, ich habe noch nie ein astronomisches Teleskop besessen, und alles, was ich wirklich über Teleskope weiß, ist das, was ich vor Jahren in Physikkursen gelernt habe und was ich in der letzten Woche oder so beim Suchen im Internet gesammelt habe. Ich bin ein absoluter Anfänger, der versucht, ein Gefühl dafür zu bekommen, welche Ausrüstung derzeit verfügbar ist. Das meiste Wissen über Astronomie, das ich habe, stammt ausschließlich aus Büchern und aus meinem Hintergrund in Mathematik. Ich habe vor etwa einem Jahr angefangen, mit meinem Sextanten mit der Himmelsnavigation herumzuspielen, aber in letzter Zeit interessiere ich mich mehr für Astrometrie und arbeite mich durch die Erklärungsbeilage zum Astronomischen Almanach, für die ich überlegt habe, einen künstlichen Blasenhorizont zu bekommen mein Sextant, damit ich genauere Beobachtungen machen kann und später in die Nacht hinein, wenn der Horizont nicht mehr genau definiert ist, aber ich habe festgestellt, dass selbst Mittelklasse-Teleskope billiger sind als diese und ich würde wirklich gerne beobachten und messen können die Galileischen Monde, was mit einem Sextanten wahrscheinlich nicht passieren wird, selbst mit einem verbesserten Zielfernrohr. Ich vermute, dass die genaueste Option für diese Art von Messungen computergestützte „Go-to“-Montierungen wären und ich weiß, dass heutzutage jede ernsthafte Arbeit auf diesem Gebiet mit der Radioastronomie durchgeführt wird, aber ich würde lieber mit einer manuellen Einrichtung beginnen und Üben Sie die Berechnungen von Hand, ich suche mehr als alles andere nach einer Lernerfahrung. Meine gelegentliche Recherche über Teleskope in der letzten Woche hat mich dazu gebracht, Dobson-Reflektoren in Betracht zu ziehen, aber je länger ich darüber nachdenke, denke ich nicht, dass diese Montierung angesichts meines spezifischen Interesses die beste Wahl wäre, ich denke, ich brauche eine Montierung, die für die Aufnahme förderlicher ist genaue Messungen (aber vielleicht liege ich falsch). Also ich habe ein paar Fragen, falls jemand so freundlich sein könnte zu antworten.

1. Gehe ich richtig in der Annahme, dass Sie mit einer äquatorialen Montierung Deklination und Rektaszension direkt messen können (natürlich nach dem Ausrichten), anstatt Höhe und Azimut zu messen und dann zwischen Koordinatensystemen umzurechnen? Es wäre schön, ein Koordinatensystem weniger zu haben.

2. Können äquatoriale Montierungen so eingestellt werden, dass sie sich entlang eines Meridians bewegen, beispielsweise der, der durch die Himmelspole und den Azimut geht, um die Bestimmung der Sternzeit zu erleichtern?

3. Gehe ich überhaupt in die richtige Richtung, wenn ich in äquatoriale Montierungen blicke, oder sollte ich woanders suchen?

3.Welche Präzision ist von einer manuellen Einrichtung mit modernen Montierungen und Teleskopen zu erwarten? Ich vermute, dass ich in der Lage sein sollte, besser zu sein als die 6 Sekunden (an einem guten Tag) Präzision, die ich mit einem Sextanten erreichen kann. Ist die Uhr vielleicht der limitierende Faktor für die Präzision und macht die Präzision der Montierung weniger wichtig? Denke ich das zu viel?

4. Was sind die besten Halterungen für diese Anwendung? Wenn ich auf verschiedene Websites gehe und mir Halterungen anschaue, geben sie viele Informationen über Beinlänge, Durchmesser, Bewegungsbereich usw., aber sehr wenig über die Präzision.

5. Gibt es bei einem Teleskop für diese Anwendung etwas Besonderes zu beachten? Ich vermute, dass so etwas wie ein Fadenkreuz für genauere Messungen nur Teil des Okulars ist, nicht des Teleskops selbst, aber muss ich noch etwas berücksichtigen? Sollte ich noch nach Reflektoren suchen, oder würde vielleicht etwas anderes besser funktionieren?

6. Gibt es Artikel, auf die mich jemand verweisen kann, in denen diese Angelegenheiten detaillierter erörtert werden können, insbesondere in Bezug auf die Ausrüstung, die ich mir ansehen sollte und wie diese Ausrüstung funktioniert? Die meisten Artikel, die ich zur Auswahl eines Teleskops finde, erwähnen nicht einmal das Messen und Bestimmen von Koordinaten, also habe ich auch nach dem Lesen einer Reihe von Artikeln (und dem Versuch, die Suchfunktion in diesem Forum zu nutzen) immer noch das Gefühl, dass ich es tue Ich weiß nicht einmal, welche Fragen ich stellen soll.

Ich würde gerne unter 2000 US-Dollar für das Teleskop, die Montierung und das Zubehör bleiben, wenn möglich, aber ich weiß nicht wirklich, ob diese Zahl angesichts meiner Ziele überhaupt angemessen ist Grund dafür (zum Beispiel ein erheblicher Qualitäts- oder Präzisionssprung für einen vernünftigen Preisanstieg), aber ich hasse es, zu viel auszugeben, bevor ich entscheide, ob dies ein Hobby ist, das ich langfristig beibehalten möchte. Und natürlich hätte ich gerne die beste Optik, die ich für das Geld bekommen kann, ich kann mir vorstellen, dass jeder das würde und es wäre schön, in Zukunft zumindest die Möglichkeit zu haben, in andere Bereiche der Astronomie einzusteigen, wenn es mir gefällt (mit eine kleine Anspielung auf die Portabilität, ich habe eine relativ geringe Lichtverschmutzung, aber ein paar Hindernisse mehr, als in meinem Garten ideal wären, es wäre schön, das Setup in meinem Pickup in einen besseren Sichtbereich verschieben zu können. zumindest gelegentlich), aber die Genauigkeit meiner Messungen ist mir genauso wichtig wie mein Seherlebnis.

Tut mir leid, wenn ich ein bisschen ahnungslos rüberkomme, ich versuche wirklich nur, einen Ort zu finden, an dem ich anfangen kann, außer ein paar Riesen wegzugeben, nur um herauszufinden, dass ich das falsche Kit gekauft habe und es hier keine Geschäfte gibt, die so etwas führen mehr als billige 100-200-Dollar-Teleskope, daher hatte ich keine Gelegenheit, praktische Erfahrungen zu sammeln und zu sehen, wie diese modernen Teleskope und Montierungen tatsächlich funktionieren. Jede mögliche Unterstützung, auch wenn sie mich nur auf einen Artikel (oder ein Video) verweist, der mir einen soliden Ausgangspunkt geben würde, wäre sehr dankbar. Das wenige, was ich gefunden habe, scheint sich leider um computergestützte Systeme zu drehen, was offensichtlich ein praktischerer Ansatz ist, aber nicht das, wonach ich suche.

#2 aeajr

#3 Costabr

Vielen Dank für die Antwort, ich denke, ich bin vielleicht schon auf diesen Artikel gestoßen, zusammen mit mehreren anderen in die gleiche Richtung. Leider haben sie meine grundlegende Frage nicht beantwortet, wonach ich bei einem Teleskop mit manueller Montierung suchen muss, um sicherzustellen, dass ich die Koordinaten eines Himmelsobjekts genau bestimmen und den Prozess vereinfachen kann. Ich vermute, dass in dieser Hinsicht nicht alle Instrumente von gleicher Qualität sind, ich weiß, dass bei Sextanten Präzision der Bearbeitung, Handwerkskunst und Materialien eine Rolle spielen, um konsistente, genaue Messungen zu erhalten, also nahm ich an, dass es bei Teleskopmontierungen etwas Ähnliches gibt?

#4 Bator

Junge, du hast ein bestimmtes Interesse und eine Nachfrage. Ich bin kein Experte, wollte aber mein Interesse an diesem Thema zeigen und einfach die Diskussion verfolgen und was andere sagen werden.

Mein Bauchgefühl sagt mir jedoch, dass Handarbeit und Präzision im Widerspruch stehen. Eine Art EQ-Plattform mit Tracking kann Ihnen die gewünschte Präzision und Koordinaten geben. Ich kann mir nicht einmal vorstellen, ob die manuelle AZ-Plattform der Aufgabe gewachsen ist. Aber ich bin kein Experte, lasse mich also gerne korrigieren und lerne selbst. Ich glaube, es gibt einige Okulare mit Absehen, Fadenkreuz und Maßeinheiten.

Bearbeitet von Baatar, 08. Oktober 2020 - 21:50 Uhr.

#5 aeajr

Vielen Dank für die Antwort, ich denke, ich bin vielleicht schon auf diesen Artikel gestoßen, zusammen mit mehreren anderen in die gleiche Richtung. Leider haben sie meine grundlegende Frage nicht beantwortet, wonach ich bei einem Teleskop mit manueller Montierung suchen muss, um sicherzustellen, dass ich die Koordinaten eines Himmelsobjekts genau bestimmen und den Prozess vereinfachen kann. Ich vermute, dass in dieser Hinsicht nicht alle Instrumente von gleicher Qualität sind, ich weiß, dass bei Sextanten Präzision der Bearbeitung, Handwerkskunst und Materialien eine Rolle spielen, um konsistente, genaue Messungen zu erhalten, also nahm ich an, dass es bei Teleskopmontierungen etwas Ähnliches gibt?

Kein Problem. Suche in Cloudynights nach Winkelmesser. Sie sollten mehrere Threads in der AltAz-Koordinatenmethode finden, um Dinge zu finden. Es ist meine primäre Methode bei allen meinen manuellen Halterungen.

Das bringt mich normalerweise innerhalb von 1/2 Grad von dem, was ich zu finden versuche. Funktioniert super.

Das wird tun, was Sie suchen.

Bearbeitet aeajr, 09. Oktober 2020 - 00:07.

#6 hcf

Sie wollen also den RA/Dez der Jupitermonde messen?

Eine andere Möglichkeit, dies zu tun, besteht darin, ein Bild des Bereichs aufzunehmen, es mit einer Platte aufzulösen, um den RA/Dez der Bildmitte zu ermitteln, und dann die Position der Monde in Pixelwerten mit einer Astrometriesoftware in ra/dec umzuwandeln.

Ein Bild mit hohem ISO-Wert von 2-3 Sekunden mit einer Kamera und einem Objektiv könnte dies tun, und Sie könnten es wahrscheinlich von einer Alt-Az-Montierung ohne Tracking machen. Sollte ziemlich genau sein.

Nicht so aufregend wie präzise mechanische Messungen, aber wahrscheinlich genauer.

#7 aeajr

Ich habe Ihren Beitrag noch einmal gelesen und festgestellt, dass ich den Thementitel übersehen habe. Sie machen Astrometrie, nicht Astronomie.

Ich dachte, Sie suchen ein Teleskop auf einer manuellen Montierung für die Astronomie und brauchen eine Möglichkeit, Ihre Ziele zu finden. Aber es sieht so aus, als ob Sie das nicht tun.

Entschuldigen Sie das Missverständnis. Ich verstehe wirklich nicht, was du tust. Versuchen Sie, die Positionen der Sterne zu kartieren?

In einfachen Worten, was wollen Sie erreichen? Was ist dein Ziel?

#8 Phil Sherman

Traditionell wurde die Positionsatrometrie mit einem Teleskop durchgeführt, das auf eine feste Position im Azimut, dem Meridian, gerichtet ist. Die Positionen von Objekten werden aufgezeichnet, wenn sie den Meridian zum Zeitpunkt des Durchquerens überqueren, und ihre RA-Position wird unter Verwendung der Zeitgleichung berechnet. Die Winkeltrennung zwischen Objekten, die relativ nahe beieinander liegen müssen, wurde traditionell mit einem Fadenmikrometer durchgeführt, einem Instrument, das ein visuelles Okular ersetzt. Der Haupthersteller dieser Instrumente war Warner & Swasey, die ihre Herstellung lange vor dem Verschwinden des Unternehmens aus seiner Produktionsstätte in Cleveland, Ohio, einstellten.

Heute werden Positionen von Objekten, die sich "bewegen", anhand digital gewonnener Bilder gemessen. Anhand der Lage bekannter Sterne im Bild lässt sich die Lage des betreffenden Objekts leicht berechnen, nachdem Sie Abstand und Positionswinkel von einem Stern und den Abbildungsmaßstab gemessen haben. Tun Sie dies für ein paar Sterne im Bild und es sollte die Genauigkeit Ihres Ergebnisses erhöhen. Sie können ein Bild zur Analyse an nova.astrometry.net senden. Eines der Ausgabebilder enthält beschriftete Sterne, während eine andere Ausgabe eine Liste von Sternen und meiner Meinung nach deren Positionen enthält.

Theoretisch ist es möglich, den Winkelabstand zwischen einem der Jupitermonde und dem Planeten mit einer äquatorial montierten Goto-Montierung zu messen. Sie benötigen ein Fadenkreuzokular, zentrieren den Mond und zeichnen seine RA und DEC auf, dann zentrieren Sie den Planeten und zeichnen seine RA und DEC auf. Die Entfernung vom Planeten kann dann mit sphärischer Trigonometrie berechnet werden. Das Problem bei dieser Technik ist die Zentrierung des Planeten, eines sehr großen Objekts im Okular. Wenn Sie nur an der tatsächlichen RA und DEC eines Objekts interessiert sind, können Sie die höchste Genauigkeit erzielen, indem Sie einen nahe gelegenen Stern anvisieren, dessen gesamte Position bekannt ist, und das Zeigemodell der Montierung so aktualisieren, dass es genau auf diesem Stern positioniert ist. Wenn Sie die Montierung zu Ihrem Zielobjekt bewegen, erhalten Sie jetzt die genaueste Anzeige der Position des Objekts mithilfe der Anzeige der Position der Montierung. Der Nachteil dieses Prozesses ist, dass Ihre Position nur die Auflösung der Positionsanzeige hat, normalerweise eine Winkelmessung von einer Bogensekunde.

Meine Empfehlung für Sie, wenn Sie Positionsatrometrie durchführen möchten, ist eine Montierung, ein Teleskop und eine Kamera, die das Aufnehmen von Bildern mit einer Belichtungsdauer von 15-30 Sekunden ohne merkliche Drift im Bild unterstützen. Verwenden Sie Plattenlösungstechniken, um bekannte Sterne und einfache geometrische Transformationen der Messung aus dem Bild zu lokalisieren, um die Position des zu untersuchenden Objekts zu lokalisieren.

#9 Echolicht

Für mich ist die Idee einer manuellen deutschen parallaktischen Montierung sehr verlockend. Und ich glaube, es gibt viele Vorzüge und Vorteile, eine zu haben. Und abgesehen von seiner Fähigkeit, genau zu verfolgen, was besonders nützlich für sich schnell bewegende Objekte im Sonnensystem ist, ist es im Allgemeinen weniger teuer, eine stabilere EQ-Halterung zu kaufen, die eine solidere und stabilere Plattform für ein mittelgroßes Zielfernrohr darstellt als die allgemeinen Angebote von 250 US-Dollar $400 alt/az-Montierungen. Und es gibt viel zu sagen zum Tracking und zur Stabilität des Übermontierens eines Zielfernrohrs für hohen Stromverbrauch.

Jedoch. In der Praxis kann eine parallaktische Montierung schwer und unhandlich sein. Und erfordert eine Ausrichtung und zusätzliche Gegengewichte, was die Fähigkeit, schnell und einfach eingesetzt zu werden, weiter beeinträchtigt.

Dies sind Dinge, die für mich Gründe werden, das Zielfernrohr und die Montierung nicht so oft zu verwenden, wie ich es mit einer einfacheren und leichteren Alt/Az-Montierung tun würde, die mit minimalem Setup heruntergeklappt und ausgerichtet werden kann.

Wenn Sie also die einfachere Fähigkeit, Planeten des GEM zu verfolgen, hinter sich haben und einfach nur auf eine Karte schauen und einen Punkt oder Stern zu anderen sich langsamer bewegenden Objekten springen oder auf verschiedene Merkmale des Mondes mit hoher Leistung zeigen möchten, dann ist die alt /az mount wird ein bequemeres und effektiveres Werkzeug.

Ich hätte trotzdem gerne eine schöne manuelle EQ-Halterung. Für seine hohe Präzision und Stabilität mit einem 80- oder 90-mm-Refraktor. Und für seinen puristischen wissenschaftlichen Charakter. Und einige EQ-Halterungen können in der Alt/Az-Konfiguration verwendet werden, was sie zu einem vielseitigeren Allround-Tool macht.

#10 seasparky89

Ich habe eine Atlas-Montierung, die voll ist. Es ist jedoch ein frühes Modell und zum Zeitpunkt des Kaufs war es nicht verfügbar. Also habe ich die ersten zwei Jahre die manuellen Einstellkreise verwendet (die auf dem Atlas haben eine gute Größe). Ich konnte relativ schnell Positionen von Objekten finden und/oder bestimmen. Mein Punkt hier ist IMHO, ein GEM mit großen manuellen Einstellkreisen würde Ihre Bedürfnisse befriedigen. Wenn Sie gebraucht kaufen, können Sie die Kosten niedrig halten, aber sparen Sie nicht an der Qualität der Montierung und ihrer manuellen Einstellkreise.

#11 Bator

Phil Sherman, danke, so etwas höre ich gerne intellektuell anregend.

Costabr, Entschuldigung für die Entführung, ich habe dir gesagt, dass ich hier bin, um es selbst zu lernen.

Außerdem veranlaßt mich dies zu fragen, ob das, was Sie suchen, durch optische Instrumente und Setups wirklich möglich ist. Sie müssen wirklich in der Lage sein, Zielbewegungen in Echtzeit und aus historischer (Zeitreihen-)Perspektive zu messen, was eine Rechenleistung und ein Setup erfordert, das hauptsächlich Astrofotografen gefällt?

#12 Starman27

Wechsel zu Observational Astrophysics, um dieses Thema besser abzudecken.

#13 Costabr

Costabr,

Ich habe Ihren Beitrag noch einmal gelesen und festgestellt, dass ich den Thementitel übersehen habe. Sie machen Astrometrie, nicht Astronomie.

Ich dachte, Sie suchen ein Teleskop auf einer manuellen Montierung für die Astronomie und brauchen eine Möglichkeit, Ihre Ziele zu finden. Aber es sieht so aus, als ob Sie das nicht tun.

Entschuldigen Sie das Missverständnis. Ich verstehe wirklich nicht, was du tust. Versuchen Sie, die Positionen der Sterne zu kartieren?

In einfachen Worten, was wollen Sie erreichen? Was ist dein Ziel?

Ja, ich suche das Gegenteil davon, ein Objekt am Himmel auszuwählen und dann die Rektaszension und Deklination zu verschiedenen Zeitpunkten zu berechnen, aus denen Umlaufbahnen berechnet werden können und aus diesen Informationen Dinge wie Navigationskarten und -tabellen aufgebaut werden kann. Ich komme aus der Perspektive eines Interesses an der Himmelsnavigation und der Geschichte der Mathematik. Ich habe einige Zeit mit der Navigationsseite herumgespielt und nutze die Erläuternde Ergänzung zum Astronomischen Almanach, um die Berechnungen für Bahnen und Finsternisse durchzugehen und zu lernen, wie die Tabellen im Astronomischen Almanach aufgebaut sind, der nächste Der Schritt, um das Thema wirklich besser zu verstehen, besteht darin, mit Beobachtungen zu beginnen, Bahnen aus meinen Beobachtungen zu berechnen und zu sehen, wie nah ich an die viel genaueren "offiziellen" Zahlen komme, die von JPL und USNO veröffentlicht werden.

Dies war die Hauptanwendung der Astronomie vom späten Mittelalter bis zum Ende des 19. Jahrhunderts, also muss ich zugeben, dass ich ein bisschen überrascht bin, dass dies ein so obskures Thema war, obwohl ich es vielleicht nicht hätte sein sollen Angesichts der Tatsache, wie schwer es war, Informationen darüber online zu finden, handelt es sich bei den meisten Quellen, die diese Themen behandeln, entweder um historische oder technische Dokumente, die von JPL und USNO herausgegeben wurden. Ich versuche nicht, schwierig zu sein, ich dachte ehrlich, dies wäre ein größerer Teil der Astronomie-Community, als es scheint.

#14 MellonSee

Ich glaube, dass die meisten manuellen deutschen EQ-Montierungen mit hohem Volumen aus mehreren Gründen nicht ausreichend genau für Ihre Zwecke sein werden:

1) Die gesamte Genauigkeit wird davon bestimmt, wie genau Sie die Polarausrichtung vornehmen können.

2) Die Achsen müssen auf Null gesetzt werden, wenn Sie polar ausgerichtet sind, und dies führt zu einer gewissen Unsicherheit, wo "Null" gegenüber den Referenzmarken ist. Dies wird wahrscheinlich einen Fehler von bis zu 1 Grad ergeben.

3) Die Skala auf der RA-Achse wird nur alle 10 Minuten markiert (es ist eine Stundenwinkelmessung auf dieser Achse). Ich bezweifle, dass Sie diese Achsen wesentlich genauer als 2,5 Minuten (0,75 Grad) lesen können.

4) Die Dec-Achse ist alle 2 Grad mit Markierungen versehen, die wahrscheinlich nicht besser als 0,5 Grad gelesen werden können.

Sie benötigen eine spezielle High-End-Montierung mit sehr hochpräzisen Nonius-Skalen und kleinen manuellen Zahnradgetrieben. Diese existieren zwar, aber sie sind keine massenproduzierten EQ-Montierungen und sind wirklich hauptsächlich Relikte der Vergangenheit, die von Astronomen vor dem Aufkommen von Servoantrieben, Schrittmotoren und digitalen Waagensystemen verwendet wurden.

Bearbeitet von MellonLake, 09. Oktober 2020 - 10:45 Uhr.

#15 Costabr

Ich glaube, dass die meisten manuellen deutschen EQ-Montierungen mit hohem Volumen aus mehreren Gründen nicht ausreichend genau für Ihre Zwecke sein werden:

1) Die gesamte Genauigkeit wird davon bestimmt, wie genau Sie die Polarausrichtung vornehmen können.

2) Die Achsen müssen auf Null gesetzt werden, wenn Sie polar ausgerichtet sind, und dies führt zu einer gewissen Unsicherheit, wo "Null" gegenüber den Referenzmarken ist. Dies wird wahrscheinlich einen Fehler von bis zu 1 Grad ergeben.

3) Die Skala auf der RA-Achse wird nur alle 10 Minuten markiert (es ist eine Stundenwinkelmessung auf dieser Achse). Ich bezweifle, dass Sie diese Achsen wesentlich genauer als 2,5 Minuten (0,75 Grad) lesen können.

4) Die Dec-Achse ist alle 2 Grad mit Markierungen versehen, die wahrscheinlich nicht besser als 0,5 Grad gelesen werden können.

Sie benötigen eine spezielle High-End-Montierung mit sehr hochpräzisen Nonius-Skalen und kleinen manuellen Zahnradgetrieben. Diese existieren zwar, aber sie sind keine massenproduzierten EQ-Montierungen und sind wirklich hauptsächlich Relikte der Vergangenheit, die von Astronomen vor dem Aufkommen von Servoantrieben, Schrittmotoren und digitalen Waagensystemen verwendet wurden.

Danke, genau solche Informationen suche ich, ich habe diese Montierungen online gefunden, aber ich konnte die Instrumentierung auf den Bildern nicht gut sehen und es gab keine Informationen über ihre Präzision. Ich denke, diese Reittiere werden nicht das tun, was ich will, ich hatte gehofft, mindestens 1 Sekunde zuverlässige Genauigkeit zu erreichen. Ich kann mit einem Sextanten bereits 6-12 Sekunden Genauigkeit erreichen, aber es scheint, als würden die meisten Reittiere dies nicht tun mach das sogar. Ich denke, ich sollte mich nicht wundern, schließlich ist mein Sextant eine Größenordnung teurer als viele dieser Montierungen und bei wissenschaftlichen Instrumenten, insbesondere bei analogen, bekommt man in der Regel das, wofür man bezahlt.

Könnten Sie mir vielleicht sagen, wer diese High-End-Halterungen herstellen könnte? Welche Unternehmen sollte ich in Betracht ziehen? Oder ist das etwas, das man in Auktionshäusern suchen muss, um es zu finden? Ich habe das Gefühl, dass dieses Projekt am Ende weitaus teurer wird, als ich gehofft hatte, aber ich möchte zumindest sehen, was auf dem Markt ist und es auspreisen.

#16 robin_astro

Ich versuche nicht, schwierig zu sein, ich dachte ehrlich, dies wäre ein größerer Teil der Astronomie-Community, als es scheint.

Astrometrie ist wichtig und einige werden von Amateuren durchgeführt, zum Beispiel die Identifizierung möglicher Vorläufer von Novae oder das Aufspüren von Asteroiden usw. Aber außer vielleicht aus historischem Interesse wird sie nicht manuell durchgeführt. Stattdessen werden Bilder an Programme gesendet, die Sterne an bekannten Koordinaten in einem Bild identifizieren, das Bild skalieren und die Koordinaten aller Objekte im Bild angeben, typischerweise mit einer Genauigkeit von besser als 1 Bogensekunde. z.B

Dank des Gaia-Satelliten sind die Koordinaten von rund einer Milliarde Objekten mit einer viel höheren Genauigkeit bekannt, als dies vom Boden aus möglich ist

und Koordinaten aller bekannten Sonnensystemobjekte können von JPL-Horizonten abgerufen werden

#17 robin_astro

Stattdessen werden Bilder an Programme gesendet, die Sterne an bekannten Koordinaten in einem Bild identifizieren, das Bild skalieren und die Koordinaten aller Objekte im Bild angeben, typischerweise mit einer Genauigkeit von besser als 1 Bogensekunde. z.B

http://astrometrie.net/

Dies kann so einfach sein wie das Zielen eines Mobiltelefons auf den Himmel oder für schwächere Objekte mit einer kostengünstigen Astrokamera an einem einfachen Teleskop mit minimaler Nachführfähigkeit. Alles, was Sie tun müssen, ist in der Lage zu sein, das Feld mit dem interessierenden Objekt zu lokalisieren, und eine computergesteuerte Teleskopmontierung kann dies sogar für Sie alle für gut innerhalb Ihres Budgets von $2000 erledigen

#18 Costabr

Phil Sherman, danke, so etwas höre ich gerne intellektuell anregend.

Costabr, Entschuldigung für die Entführung, ich habe dir gesagt, dass ich hier bin, um es selbst zu lernen.

Außerdem veranlaßt mich dies zu fragen, ob das, was Sie suchen, durch optische Instrumente und Setups wirklich möglich ist. Sie müssen wirklich in der Lage sein, Zielbewegungen in Echtzeit und aus historischer (Zeitreihen-) Perspektive zu messen, und benötigen daher eine Rechenleistung und ein Setup, das hauptsächlich Astrofotografen gefällt?

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Ich brauche mich nicht zu entschuldigen, ich fühle mich besser, dass es mindestens eine andere Person gibt, die dieses Zeug interessant findet. Ich wusste nicht, wie undurchsichtig meine Anfrage war, als ich sie veröffentlichte.

Es wird nicht so genau sein wie fotografische Platten (oder ihre modernen digitalen Äquivalente), die diese Methoden um die Wende des 20. Jahrhunderts weitgehend ersetzten.Aber nach allem, was ich über die Geschichte davon gelesen habe, war das Problem, das die Menschen dazu veranlasste, auf fotografische Platten (und schließlich auf die Interferometrie mit sehr langer Basislinie) umzusteigen, die Schwierigkeit, die Parallaxe von Sternen zu messen, für die direkte Beobachtungsmethoden sehr schlecht sind geeignet. Aber sie scheinen für die Planeten und für die relative Position der Sterne gut genug zu funktionieren, Sie werden offensichtlich nicht das gleiche Maß an Präzision erhalten, aber Leute wie Cassini und Kepler haben damit einige ziemlich genaue astronomische Tabellen erstellt Methoden und diese Methoden untermauerten die großen Vermessungsexpeditionen des 18. und 19. Jahrhunderts, die uns die ersten genauen Karten der Welt lieferten. Sie waren nicht perfekt und Karten wurden im Laufe des 20. Jahrhunderts verfeinert, aber die Weltkarten des 19. Jahrhunderts sind den Karten, die wir heute haben, schrecklich nahe.

Dieser Artikel enthält ein paar Karten, eine Vorher- und Nachher-Karte, wobei die spätere unter Verwendung von Längengradbestimmungen erstellt wurde, die von Cassinis Kartierung der Umlaufbahnen der galiläischen Monde abhingen:

Wie Sie sehen, ist die Karte aus dem 18. Jahrhundert nicht weit von modernen Europakarten entfernt. Tatsächlich wurde während des gesamten 19. Jahrhunderts die direkte Beobachtung der Galileischen Monde (im Allgemeinen nur die Suche nach Finsternisse und nicht der weitaus schwierigere Prozess der Messung des Winkels zwischen den Monden) für die Landnavigation verwendet, obwohl auf See der Chronometer im 18. Jahrhundert, weil es schwierig war, diese Messwerte vom Deck eines Pitching-Schiffes aus zu lesen.

#19 Costabr

Dies kann so einfach sein wie das Zielen eines Mobiltelefons auf den Himmel oder für schwächere Objekte mit einer kostengünstigen Astrokamera an einem einfachen Teleskop mit minimaler Nachführfähigkeit. Alles, was Sie tun müssen, ist in der Lage zu sein, das Feld mit dem interessierenden Objekt zu lokalisieren, und eine computergesteuerte Teleskopmontierung kann dies sogar für Sie alle tun, und zwar innerhalb Ihres Budgets von $2000

Ja, ich bin auf mehrere computergestützte Methoden gestoßen, aber den Computer die Berechnungen durchführen zu lassen, nimmt den Spaß am Hobby, zumindest in meinen Augen. Ich habe die letzten Monate damit verbracht, meine sphärische und schützende Geometrie aufzufrischen, die ich seit meinem Studium nicht mehr wirklich benutzt habe, in der Hoffnung, Beobachtungen machen und eigene Berechnungen anstellen zu können. Es scheint nicht richtig zu sein, einen Computer zu verwenden, um meine Berechnungen durchzuführen, bevor ich nicht sicher bin, dass ich Beobachtungen machen kann und die Berechnungen von Hand ausführt. Aber es sieht so aus, als müsste ich mich einfach damit begnügen, mit den Beobachtungen anderer Leute zu arbeiten.

#20 Costabr

Traditionell wurde die Positionsatrometrie mit einem Teleskop durchgeführt, das auf eine feste Position im Azimut, dem Meridian, gerichtet ist. Positionen von Objekten werden aufgezeichnet, wenn sie den Meridian zum Zeitpunkt der Kreuzung überqueren, und ihre RA-Position wird unter Verwendung der Zeitgleichung berechnet. Die Winkeltrennung zwischen Objekten, die relativ nahe beieinander liegen müssen, wurde traditionell mit einem Fadenmikrometer durchgeführt, einem Instrument, das ein visuelles Okular ersetzt. Der Haupthersteller dieser Instrumente war Warner & Swasey, die ihre Herstellung lange vor dem Verschwinden des Unternehmens aus seiner Produktionsstätte in Cleveland, Ohio, einstellten.

Heute werden Positionen von Objekten, die sich "bewegen", anhand digital gewonnener Bilder gemessen. Anhand der Lage bekannter Sterne im Bild lässt sich die Lage des betreffenden Objekts leicht berechnen, nachdem Sie Abstand und Positionswinkel von einem Stern und den Abbildungsmaßstab gemessen haben. Tun Sie dies für ein paar Sterne im Bild und es sollte die Genauigkeit Ihres Ergebnisses erhöhen. Sie können ein Bild zur Analyse an nova.astrometry.net senden. Eines der Ausgabebilder enthält beschriftete Sterne, während eine andere Ausgabe eine Liste von Sternen und meiner Meinung nach deren Positionen enthält.

Theoretisch ist es möglich, den Winkelabstand zwischen einem der Jupitermonde und dem Planeten mit einer äquatorial montierten Goto-Montierung zu messen. Sie benötigen ein Fadenkreuzokular, zentrieren den Mond und zeichnen seine RA und DEC auf, dann zentrieren Sie den Planeten und zeichnen seine RA und DEC auf. Die Entfernung vom Planeten kann dann mit sphärischer Trigonometrie berechnet werden. Das Problem bei dieser Technik ist die Zentrierung des Planeten, eines sehr großen Objekts im Okular. Wenn Sie nur an der tatsächlichen RA & DEC eines Objekts interessiert sind, können Sie die höchste Genauigkeit erzielen, indem Sie einen nahe gelegenen Stern anvisieren, dessen gesamte Position bekannt ist, und das Zeigemodell der Montierung so aktualisieren, dass es genau auf diesem Stern positioniert ist. Wenn Sie die Montierung zu Ihrem Zielobjekt bewegen, erhalten Sie jetzt die genaueste Anzeige der Position des Objekts mithilfe der Anzeige der Position der Montierung. Der Nachteil dieses Prozesses ist, dass Ihre Position nur die Auflösung der Positionsanzeige hat, normalerweise eine Winkelmessung von einer Bogensekunde.

Meine Empfehlung für Sie, wenn Sie Positionsatrometrie durchführen möchten, ist eine Montierung, ein Teleskop und eine Kamera, die Aufnahmen mit einer Belichtungsdauer von 15-30 Sekunden ohne merkliche Drift im Bild unterstützen. Verwenden Sie Plattenlösungstechniken, um bekannte Sterne und einfache geometrische Transformationen der Messung aus dem Bild zu lokalisieren, um die Position des zu untersuchenden Objekts zu lokalisieren.

Ja, ich habe mehrere Hinweise auf Box-Standard-Vermessungs-Durchgangsfernrohre aus dem 19. Jahrhundert gesehen, die zu diesem Zweck verwendet wurden. Vielleicht sollte ich in diese Richtung gehen anstelle eines richtigen astronomischen Teleskops weniger Nachfrage nach alten Vermessungsgeräten als nach alten Astronomiegeräten sein, was es billiger macht. Und ich habe da draußen ein paar Filliar-Mikrometer gesehen, sie scheinen immer noch verfügbar zu sein. Ich denke, ein Teil meiner Frage war, dass ich nur ein Gefühl dafür bekommen wollte, welche Methoden und Techniken es da draußen gibt, ich habe ein bisschen Zeit mit der mathematischen Seite der Dinge verbracht, aber ich tauche nur meinen Zeh ins Wasser Beobachtungsastronomie zum ersten Mal, ich weiß, welche Daten ich möchte und was ich mit diesen Daten machen soll, ich kenne nicht alle verfügbaren Optionen, um diese Daten zu erhalten. Aber es scheint, als ob das Problem strittig sein könnte, es sei denn, ich finde eine Teleskopmontierung aus dem 19. oder frühen 20. Jahrhundert, die für diesen Zweck entwickelt wurde. Auf jeden Fall denke ich, dass ich wahrscheinlich zu historischen Dokumenten zurückkehren und meine Forschungen fortsetzen werde, bevor ich mich weiter mit der beobachtenden Astronomie beschäftige, es scheint, dass mein Schritt verfrüht war.


Die Suche nach Exoplaneten und Weltrauminterferometrie

Die letzten Jahre des 20. Jahrhunderts haben es uns zum ersten Mal ermöglicht, ernsthaft über interferometrische Instrumente im Weltraum zu diskutieren. Mit dem ausdrücklichen Ziel, eine beispiellose räumliche Auflösung zu erreichen, werden diese Missionen zu einer neuen Astrophysik führen. Besonders – und die größte Herausforderung – erwarten wir, die ersten Studien terrestrischer Exoplaneten durchführen zu können. Die Entdeckung und Untersuchung der letzteren verspricht eine neue Ära der Wissenschaft einzuläuten und wird ein breites Spektrum von Wissenschaft und Technologie betreffen. Für die ersten interferometrischen Missionen – die Vorläufermissionen wie SMART und ST-3 und die astrometrische SIM – ist der Zeitrahmen für die Umsetzung so, dass es ungefähr 5 bis 10 Jahre dauern könnte, bis wir die ersten Ergebnisse von ihnen erhalten. In diesem Review beschreiben wir den Einfluss der Interferometrie aus dem Weltraum auf das Thema terrestrische Exoplaneten. Wir geben auch einen kurzen Überblick über den Stand der Technik bei der Erforschung von Exoplaneten und diskutieren die möglichen Auswirkungen verschiedener Techniken auf ihre Untersuchung.


Das allerbeste Teleskop

Während die Dämmerung den Mount Wilson, einen 5.700 Fuß hohen Gipfel in der Nähe von Los Angeles, umhüllt, beginnt Harold McAlister seine Nacht der Sternenbeobachtung, indem er den Spuren des verstorbenen Astronomen Edwin Hubble folgt. Nacht für Nacht in den 1920er Jahren ging Hubble denselben von Bäumen gesäumten Pfad hinauf, um den Himmel durch das 100-Zoll-Hooker-Teleskop zu scannen - das leistungsstärkste der Welt. Was er sah, war ein bizarres Universum, das sich weit über die Milchstraße hinaus erstreckte und aus mehreren Galaxien bestand, die mit halsbrecherischer Geschwindigkeit voneinander wegflogen. Diese Entdeckung führte schließlich zu der außergewöhnlichen Theorie über den Ursprung von allem, die als Urknall bezeichnet wird. Jetzt, etwa 80 Jahre später, hält McAlister auf dem Fußweg inne, um mit Ehrfurcht die riesige weiße Kuppel zu betrachten, die das berühmte alte Teleskop schützt. "Dieses 100-Zoll-Instrument ist wichtiger als das Weltraumteleskop, das sie nach Hubble benannt haben", sagt er. „Es ist das wichtigste Teleskop des 20. Jahrhunderts.“ Dann senkt der Professor der Georgia State University den Kopf und geht weiter. Die Sterne sind heute Nacht klar über dem Berg – eine gute Gelegenheit für ihn, sie mit einer völlig neuen Maschine zum Scannen des Universums anzustarren. Hinter dem alten Observatorium betritt er ein langes Gebäude aus Wellstahl mit der Aufschrift Beam Combining Lab und gelangt zum Nervenzentrum eines optischen Interferometers, einem revolutionären Gerät, das über den Berggipfel verstreut ist und aus sechs herkömmlichen Teleskopen, 3100 Fuß Lichtleitern und besteht 20 Computer. Es verspricht, den Ruf des Mount Wilson vom Hüter eines berühmten alten Teleskops in das neue Zentrum modernster Astronomie zu verwandeln. Dies ist das größte von einem halben Dutzend Interferometern, die sich weltweit im Bau befinden. Es heißt CHARA-Array (Center for High Angular Resolution Astronomy) und seine Fähigkeit, mit unglaublichen Details in den Weltraum zu sehen – 50 Mal feiner als jedes jemals gebaute Einspiegelteleskop – verspricht, den Nachthimmel unglaublich scharf zu fokussieren. Zum Beispiel könnte CHARA ein beleuchtetes Objekt auf dem Mond so klein wie ein Mensch heranzoomen. „Wenn dieser Mann ein Auto fahren würde“, sagt McAlister, „könnten wir einen Scheinwerfer von einem anderen unterscheiden.“ Noch wichtiger ist, dass CHARA einen Stern vom anderen unterscheiden kann. Das mag seltsam erscheinen, aber die meisten Sterne, die selbst durch die größten und neuesten konventionellen Teleskope betrachtet werden, sehen genauso aus wie mit bloßem Auge – winzige Lichtpunkte, dimensionslos und trügerisch. Spektrographische Analysen zeigen, dass die meisten dieser Punkte wahrscheinlich zwei Sterne sind – Doppelsterne – oder sogar noch mehr Sterne: Castor sieht im Sternbild Zwillinge zum Beispiel aus wie ein einzelner Stern, besteht aber in Wirklichkeit aus sechs umeinander tanzenden Feuerbällen. Solokünstler wie unsere Sonne sind die Ausnahme, nicht die Regel. Bald werden Interferometer Astronomen helfen, herauszufinden, warum Sterne dazu neigen, sich zusammenzuschließen und wie sie sich mit zunehmendem Alter verhalten. Irgendwann werden diese Lektionen nach Hause kommen und uns erzählen, wie unsere Sonne in der Vergangenheit aussah und Bedrohungen aufdecken, die wir von ihr erwarten können – vielleicht riesige Fackeln oder Phasen der Verdunkelung, die eine Eiszeit auslösen könnten. Interferometer werden den Himmel neu öffnen: "Wir machen Tausende von Sternmessungen, die noch nie zuvor gemacht wurden", sagt McAlister. Interferometrie dürfte auch für Planetenjäger ein Segen sein. Wenn CHARA wie erwartet einzelne Planeten um Doppelsterne herum erkennen kann, wird die Zählung der extrasolaren Planeten immens anwachsen. Je mehr Planeten gefunden werden, desto wahrscheinlicher sind die Aussichten, Planeten zu finden, die Leben unterstützen könnten. Die Suche nach außerirdischen Planeten könnte die ultimative Erfüllung von Hubbles visionärer Arbeit sein, die hier vor mehr als acht Jahrzehnten begann. „Das 100-Zoll-Teleskop ließ uns glauben, dass das Universum breit genug und alt genug ist, damit viele andere Zivilisationen dort draußen existierten“, sagt Robert Jastrow, Direktor des Mount Wilson Institute. "CHARA wird den Ruhm des Mount Wilson wiederherstellen, indem wir die Sterne genau auf Anzeichen unserer selbst untersuchen."

Das CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) Array sammelt über ein ausgeklügeltes Leitungssystem Sternenlicht von sechs separaten Teleskopen. Aus W2, einem eines westlichen Teleskoppaares, ragen zwei Vakuumrohre mit einem Durchmesser von 20 cm heraus. Das Mittelrohr trägt Licht von W2, das linke trägt Licht von W2s weiter entferntem Zwilling, W1. Die Lichtstrahlen aller Teleskope landen schließlich im zentralen Beam Combining Lab.

McAlister betritt einen Reinraum im Beam Combining Lab und schlüpft in Stiefeletten über seine Schuhe. Im Inneren macht sich Theo ten Brummelaar, stellvertretender Direktor von CHARA, um einen Tisch mit filigranen optischen Spiegeln, auf denen Lichtwellen von CHARAs sechs separaten Teleskopen kombiniert werden. Mit müden Augen und unrasiert hat ten Brummelaar Monate damit verbracht, mit komplizierten Kalibrierungsproblemen zu kämpfen, um alle sechs Lichtstrahlen gleichzeitig an derselben Stelle treffen zu lassen – der Schlüssel zum Erfolg der Interferometrie. Im Gegensatz dazu besteht der Schlüssel zu besseren konventionellen Teleskopen darin, immer breitere Spiegel zu bauen. Aber sowohl konventionelle als auch Interferometrie-Teleskope arbeiten nach einem nicht gerade intuitiven Prinzip. Wenn es darum geht, Details zu sehen, nimmt ihre Fähigkeit zu, wenn ihre Grundlinienmessung zunimmt. Die Basislinie ist der Durchmesser über das Teleskop von einer Kante zur anderen, wenn sich die Winkelauflösung des Teleskops erhöht. Die Oberfläche des Spiegels ist für Schärfe und Detail nicht wichtig. Zwei kleine Spiegel, einer an jedem Ende der Grundlinie, würden genauso gut funktionieren wie ein riesiger Spiegel, der die Öffnung überspannt. Also begannen Wissenschaftler darüber nachzudenken, einzelne Spiegel viel weiter auseinander zu platzieren, ihr Licht zu sammeln und die einzelnen Lichtwellen von jedem Teleskop zu kombinieren. Die Idee wurde Ende des 19. Jahrhunderts vom Nobelpreisträger und Astronomen Albert Michelson populär gemacht. Michelson nahm einen schwarzen Stoffstreifen und schnitt zwei kleine Schlitze hinein, sodass, als er ihn über das 12-Zoll-Objektiv seines Teleskops legte, nur zwei Glasschlitze zu sehen waren. Er richtete sein maskiertes Teleskop auf die Monde von Jupiter. Die Monde waren mit der Maske dunkler, weil weniger Licht gesammelt wurde. Aber Michelson entdeckte, dass nur zwei kleine Lichtproben die gleiche Winkelauflösung wie ein ganzes 12-Zoll-Objektiv ergaben. Und mit seinem groben Instrument konnte er den Durchmesser der Monde messen. "Alles, was für die Winkelauflösung zählt, ist die Länge der Basislinie", sagt McAlister mit einem Blick auf eine Architekturzeichnung von CHARA, die an der Wand des Kontrollraums hängt. Die Vogelperspektive zeigt sechs kleine Teleskope, die in Y-Form über dem Berggipfel angeordnet sind und das gesammelte Sternenlicht über Vakuumröhren in das Beam Combining Lab einspeisen. Was für Michelsons Zweiloch-Interferometer mit einer 12-Zoll-Basislinie galt, gilt laut McAlister auch für CHARA – ein riesiges Sechsloch-Interferometer mit einer 1.080-Fuß-Basislinie. Aber wie Theo ten Brummelaar schnell betont, gibt es einen Haken – herauszufinden, wie man Lichtwellen von sechs verschiedenen Teleskopen synchronisiert. Es erfordert modernste Optik, superschnelle Computer und neue Technik, die von Grund auf neu erfunden wurde.

Die Kuppel, die das 100-Zoll-Hooker-Teleskop beherbergt, das Edwin Hubble vor etwa 80 Jahren den ersten Blick auf Galaxien jenseits der Milchstraße ermöglichte, ist immer noch eine beeindruckende Präsenz auf dem Mount Wilson. Das ehrwürdige Teleskop verfügt nun über ein adaptives Optiksystem, das Verzerrungen korrigiert, die durch eine ungleiche Wärmeverteilung in der Atmosphäre verursacht werden. Die beiden kleinen Kuppeln sind von links W1 und W2 – die westlichen Teleskope von CHARA – und das Flachdachgebäude ist das Beam Combining Lab.

Bei einem herkömmlichen Teleskop sorgt die gebogene Form des Spiegels dafür, dass die Entfernung, die das Licht von einem Stern zum Detektor des Teleskops zurücklegt, gleich ist, egal wo es auf den Spiegel trifft. In Michelsons Maskenexperiment schickte die gekrümmte Linse Licht von jedem Loch entlang zweier Pfade gleicher Länge zum Okular, sodass die beiden Strahlen synchron ankamen. Bei CHARA müssen die Lichtstrahlen der sechs Einzelteleskope durch ein byzantinisches Netzwerk aus Röhren und Spiegeln wandern, die zu einem computergesteuerten Detektor im Kontrollraum führen. "Die einzelnen Teile jeder kleinen Welle müssen sich am Detektor treffen und sich als Zwillinge erkennen, als Teile derselben Welle", sagt McAlister. „Wenn sie nicht genau zur gleichen Zeit ankommen, sehen Sie nichts.“ Natürlich sind Lichtstrahlen von Teleskopen, die Hunderte von Metern voneinander entfernt und in unterschiedlichen Entfernungen vom Detektor entfernt sind, nicht dazu prädisponiert, gleichzeitig zu konvergieren. Schlimmer noch, wenn McAlister einen Stern am westlichen Himmel anvisiert, hat sein Licht eine etwas kürzere Reise zum westlichsten der sechs Teleskope als zum östlichsten. Es gibt auch noch subtilere Probleme zu lösen, wie zum Beispiel winzige Vibrationen, die ein Zielfernrohr einen unmerklichen Splitter von einem Zoll näher an einen Stern bringen können als ein anderes Zielfernrohr. Die Herausforderung von Ten Brummelaar besteht darin, diese Diskrepanzen in der Lichtweglänge zu antizipieren und buchstäblich jedes früh ankommende Licht zu blockieren. Dies wird durch "Verzögerungslinien" erreicht, die Spiegel bis zu 160 Fuß entlang Schienen bewegen, um den Lichtweg jedes Teleskops zu vergrößern oder zu verkleinern. Das Licht jedes Teleskops gelangt durch luftfrei gepumpte Rohrleitungen zum Kombilabor. Im Labor trifft jeder Lichtstrahl auf eine Reihe von Spiegeln und wird auf eine Verzögerungsstrecke gestoßen, wo er zwischen einem Spiegel an einem Ende einer Schiene und einem Spiegel auf einem Wagen hin und her springt. Ein Computer positioniert den Wagen in einem nanometergenauen Abstand entlang der Schiene, um den Strahl so zu blockieren, dass er genau zeitgleich mit den Strahlen der anderen Teleskope zu einem Detektor geleitet wird. Je weiter der Wagen vom Spiegel an der Wand entfernt ist, desto länger ist die Verzögerung. „Es ist absurd, dass wir das Licht auf Nanometer einstellen müssen, nachdem es die ganze Entfernung vom Stern zurückgelegt hat“, sagt McAlister, „aber wir tun es.“

Oben: Zusammen bilden die sechs Teleskope von CHARA ein lichtsammelndes Instrument mit einer maximalen Öffnung oder Grundlinie, die der größten Entfernung zwischen zwei Zielfernrohren entspricht: 1.080 Fuß. Die Y-Konfiguration ermöglicht es Astronomen, die Blende für verschiedene Beobachtungen zu variieren. Unten: Damit ein Interferometer funktioniert, muss das von separaten Teleskopen gesammelte Sternenlicht gleichzeitig auf einen Detektor treffen. Um die zusätzliche Distanz zu kompensieren, die das Licht zum Teleskop 2 zurücklegt, wird das von Teleskop 1 gesammelte Licht genau um dieselbe Distanz auf einer Verzögerungsleitung umgeleitet. Grafiken von Matt Zang

Als zehn Brummelaar überzeugt ist, dass alle optischen Geräte richtig ausgerichtet sind, schalten er und McAlister das Licht aus und betreten einen Raum in einem Nebengebäude mit Klapptischen, alten Bürostühlen und Computerregalen. Zehn Brummelaar nimmt neben McAlister vor zwei überdimensionalen Computermonitoren Platz und tippt einige Befehle auf einer Tastatur ein. Mehrere hundert Meter entfernt, draußen in der dunkler werdenden Nacht, öffnen sich die Teleskopschächte. Im Beam Combining Lab passen sich die Verzögerungslinien und die beweglichen Spiegel im Dunkeln an, um das Sternenlicht von separaten Teleskopen zu synchronisieren. Heute Nacht benutzen die Astronomen nur zwei der Teleskope und richten sie auf große nahe Sterne, deren Durchmesser bereits mit kleineren Interferometern gemessen wurden. Bevor sie ungemessene Sterne heranzoomen können, erklärt McAlister, müssen sie CHARA mit Sternen kalibrieren, deren Abmessungen bekannt sind. Ten Brummelaar richtet die beiden Teleskope aus, und ein großer weißer Stern erscheint, der auf dem linken Bildschirm tanzt.„Es tanzt wegen der Atmosphäre, als ob dein Auge ein Funkeln sieht“, sagt ten Brummelaar. „Aber das Bild sind nicht die Daten, nach denen wir suchen.“ Stattdessen wollen er und McAlister eine komplizierte Messung der „Streifen“ oder Interferenzmuster von Lichtwellen von zwei Teleskopen, die synchron am Detektor aufeinandertreffen. Sie haben das System so programmiert, dass es die Fransen als Grafik darstellt, die neben dem tanzenden Stern auf dem Bildschirm erscheint. Nach einer Menge Zahlenverarbeitung – die später bei Tageslicht durchgeführt werden soll – zeigt die Grafik, wie breit dieser Stern ist. Überraschenderweise konnten Astronomen mit herkömmlichen Teleskopen nicht einmal die Grunddimensionen der allermeisten Sterne bestimmen, geschweige denn untersuchen, wie ihre Oberflächen aussehen. Das meiste, was wir über Sterne wissen, stammt aus der Nahanalyse von nur einem – unserer Sonne. Und trotzdem wissen wir sehr wenig. Stellar Astronomie, sagt McAlister, "war so, als würde man Soziologie betreiben, während man nur eine Person studiert und mit einem N von eins weitreichende Schlussfolgerungen gezogen hat. Wir wissen es wirklich nicht: Ist unsere Sonne eine seltsame Jack-the-Ripper-Anomalie oder ein schöner, normaler, großmütterlicher Stern?" Die erste Aufgabe besteht darin, den Durchmesser von Sternen zu messen, um ihre Temperatur zu messen. "Die Temperatur ist das fehlende Glied in der Astronomie", sagt McAlister. "Die Temperatur sagt uns, wie ein Stern von innen aussieht und wie er funktioniert." Sobald er den Durchmesser eines Sterns mit CHARA bestimmt hat, kann McAlister seine gesamte Energieabgabe (erhältlich von herkömmlichen Teleskopen) ermitteln und seine Temperatur ableiten. Es dauert nur wenige Minuten, bis zehn Brummelaar einen Stern "fransen" und seinen Durchmesser misst. Bald wird er in der Lage sein, durch das Firmament zu sausen und – jeder zum ersten Mal – hundert Sterne pro Nacht zu messen. "Es wird das Feld revolutionieren", sagt Charles Bailyn, Lehrstuhlinhaber für Astronomie an der Yale University. „Dies sind die grundlegenden Messungen, auf die sich alles andere stützt.“ Der nächste Schritt zum Verständnis von Sternen besteht darin, noch genauer hinzuschauen – um einen Blick auf die Details zu werfen, die sich in ihrem Durchmesser verbergen. Wenn McAlister mit mehreren Teleskoppaaren Messungen an einem Stern vornimmt, kann er die Daten verwenden, um ein Bild der Sternoberfläche zu erstellen und zu sehen, ob andere Sterne wie unsere Sonne Flares und Flecken haben. "Es gibt keine gute theoretische Erklärung dafür, warum sich die Sonne so verhält", sagt McAlister. Diese magnetischen Stürme auf der Sonne tragen zur globalen Erwärmung hier auf der Erde bei, und seine umfangreiche Untersuchung sollte zeigen, ob Flecken und Flares auf anderen Sternen üblich und konstant sind, ob sie in Zyklen von beispielsweise tausend Jahren kommen und gehen oder ob unsere Sonne ist ungewöhnlich dafür, sie überhaupt zu haben. Wir wissen bereits, dass unsere Sonne für das Alleinleben ungewöhnlich ist. Herkömmliche Teleskope mit Spektrographen haben festgestellt, dass bis zu zwei Drittel der Sterne Doppelsterne sind. Obwohl diese Teleskope nur einen Lichtpunkt "sehen" können, zeigt sich die Signatur eines Doppelsterns als zyklische Dopplerverschiebung in einem Spektrogramm. Während die Hälfte der Sterne umeinander kreist, bewegt sich ein Stern des Paares in unserer Sichtlinie auf die Erde zu, und sein Hellblau verschiebt sich in einem Spektrogramm. Der andere Stern entfernt sich und sein helles Rot verschiebt sich. Einige Zeit später, während sich die Sterne umkreisen, bewegt sich der erste Stern rotverschoben weg, während der andere blauverschoben auf uns zukommt. "Binäre Sterne wurden schon immer als himmlisches Ungeziefer bezeichnet", scherzt McAlister. Das liegt daran, dass zwei Sterne, die durch ein konventionelles Teleskop wie ein einziger aussehen, andere Sternmessungen durcheinanderbringen können. „Aber CHARA“, fügt McAlister mit trockener Freude hinzu, „ist sehr empfindlich gegenüber Ungeziefer.“ Er plant eine große Zählung von Doppelsternen, bei der deren Masse, Durchmesser und Temperatur sowie der Abstand und die Bahnbewegung jedes Paares gemessen werden. Die Daten werden Theoretikern helfen herauszufinden, warum sich die meisten Sterne in Vielfachen bilden und im Gegensatz dazu unsere Sonne allein entstanden ist. Mit CHARA wird sich unser Verständnis der Sternentwicklung dramatisch verbessern. Ebenso unser Verständnis von Planeten. Die 100 in den letzten Jahren entdeckten extrasolaren Planeten sind alle mit Einzelsternen oder weit voneinander entfernten Doppelsternen verbunden. Die konventionelle Planetenerkennung verwendet dieselbe spektrographische Technik wie die konventionelle binäre Suche – eine wiederkehrende Doppler-Verschiebung in den Lichtwellen – und Sie können nicht gleichzeitig nach Binärdateien und Planeten suchen. Die Signale werden durcheinander gebracht. Das wird mit CHARA nicht passieren. Was McAlister vorschlägt, ist, seine Untersuchung von Doppelsternen so auszuweiten, dass er alle paar Monate bestimmte Doppelsterne erneut besucht und jedes Mal den Abstand zwischen ihnen misst. Wenn es in einem Doppelsternsystem keine Planeten gibt, sieht McAlister zwei Sterne, die sich sanft umkreisen, wie ein anmutiges Walzerpaar, das sich im Laufe der Zeit fehlerfrei dreht. Aber die Anwesenheit eines dunklen Planeten wird diese sanfte Bewegung wie ein schelmischer Affe um einen oder beide Hälse der Tänzer erschweren. Wenn McAlister einen Doppelstern sieht, der von etwas, das er nicht sehen kann, so angezogen wird, "rufen wir eine Pressekonferenz ein", sagt er, weil sie einen Planeten in einem engen Doppelsystem gefunden haben, ein revolutionärer Fund. Greg Laughlin, ein Astronom an der University of California in Santa Cruz, der Orbitaldynamik untersucht, sagt, dass jüngste Berechnungen darauf hindeuten, dass "in Doppelsternsystemen viel Platz ist, wo man theoretisch glückliche, stabile Planeten einpassen könnte". #x27s Bewegungsgesetze, Forscher haben herausgefunden, dass ein Planet in einem Doppelsternsystem beide Sterne umkreisen könnte, solange der Abstand zu den Sternen mindestens 31/2 mal größer ist als der Abstand zwischen ihnen. Oder Sie können einen Planeten nur um einen Stern umkreisen lassen, solange er nicht mehr als ein Drittel des Abstands zwischen den beiden Sternen umkreist. "So gut wie jedes Sternsystem, das Sie sich vorstellen können, ist in der Lage, stabile Planetenbahnen zu haben", sagt Laughlin. "Einige haben vielleicht bewohnbare Planetenbahnen." Aber dies sind immer noch Möglichkeiten mit Bleistift und Papier, die Wissenschaftler untersuchen können, wenn CHARA und andere neue Interferometer voll funktionsfähig sind. "Ich kann Ihnen nicht sagen, wie lange ich auf so etwas gewartet habe", sagt der Astronom Geoff Marcy von der University of California in Berkeley, der derzeitige König der Planetensuche, der 70 extrasolare Planetenfunde hat. Charles Beichman, der als leitender Wissenschaftler des Origins-Programms der NASA damit beauftragt ist, Leben im Kosmos zu finden, hat ebenso hohe Erwartungen an die Planetensuche mit Interferometern: "Wenn wir feststellen, dass Binärdateien häufig Planeten haben, verdoppeln wir die Planetenpopulation des Universums." . Mit einer um Größenordnungen besseren Auflösung treten wir jetzt in das goldene Zeitalter der Astronomie ein."

INNERHALB DES STRAHLKOMBINATIONSLABORS:

(A) Chara-Direktor Harold McAlister (links) und Standortleiter Robert Cadman stehen inmitten optischer Verzögerungsleitungen, wo computergesteuerte Wagen auf 50-Meter-langen Schienen verwendet werden, um die Entfernung des Lichts von jedem der Teleskope in der Anordnung auszugleichen eine Genauigkeit von besser als einem Millionstel Zoll.

(B) Wenn ein Strahl mit einem Durchmesser von fünf Zoll aus den Verzögerungsleitungen kommt, wird er durch ein Zielfernrohr geleitet, das ihn auf drei Viertel Zoll reduziert.

(C) Ein Strahlkombinierer führt das Licht von separaten Teleskopen zusammen. "Hier tritt die Magie auf", sagt McAlister.

(D) Der technische Leiter Steve Ridgway beobachtet Theo ten Brummelaar, stellvertretender Direktor von CHARA, auf dem Computer, der den Betrieb jedes der sechs Teleskope sowie die gesamte Laborausrüstung steuert.

Als eine weitere Nacht des Tunings von CHARA endet, tritt McAlister aus dem Beam Combining Lab in die kühle Bergluft. Die Sterne, die über der gespenstisch weißen Kuppel von Hubbles großartigem alten 100-Zoll-Teleskop funkeln, verblassen, und der Stern, der uns am nächsten ist, beginnt den östlichen Himmel zu erhellen. Für McAlister wecken Sonnenauf- und -untergänge einen seltsamen Gedanken: "Ist das normal?" Wenn Doppelsterne Planeten haben und es mehr Doppelsterne als Einzelsterne gibt, sind vielleicht zwei Sonnenaufgänge pro Tag normal. McAlisters Werk ist voller visionärer Gedanken, aber auf Mount Wilson entfaltet sich das goldene Zeitalter der Astronomie ohne die Art von Fanfaren und schockierenden Verlautbarungen, die von hier in den 1920er Jahren ausgingen, als Edwin Hubble in die Hooker blickte und sah zum ersten Mal Sterne jenseits unserer eigenen Galaxie. Hubble war für seine Zeit ein Mann voller Größe und großer Statements. McAlister hingegen ist ein Mann der kleinen Dinge, der Präzision. Im Zeitalter der Interferometrie geht es nicht darum, weiter zu sehen, sondern klarer zu sehen. McAlister verbringt seine Nächte damit, Lichtwellen mit Spiegeln zu verzögern, die auf den Millionstel Zoll genau positioniert werden müssen. Das goldene Zeitalter der Astronomie steckt im Detail.

Vakuum-Drehboxen im Beam Combining Lab machen aus den sechs Teleskopen des Y-förmigen CHARA-Arrays eingehende Sternenlichtstrahlen zu parallelen Strahlen, die dann zu den optischen Verzögerungsleitungen reflektiert werden.

Das CHARA Array ist eines von mehreren im Bau befindlichen optischen Interferometern. Mindestens zwei weitere, einer in Australien und der Prototyp der Navy, werden bei voller Funktion noch größere Arbeitsdurchmesser oder Grundlinien haben.

NASA's Keck Interferometer auf Mauna Kea, Hawaii Basislinie: 410 Fuß. Die sechs Teleskope umfassen zwei 10-Meter-(33-Fuß-)Instrumente – die größten Einspiegel-Teleskope der Welt –, die es ermöglichen, so lichtschwache Objekte am Nordhimmel wie Akkretionsscheiben um Schwarze Löcher und protoplanetare Scheiben um junge Sterne zu untersuchen examine .

Prototyp eines optischen Interferometers der US-Marine am Lowell-Observatorium, Arizona Basislinie: 1.430 Fuß. Wissenschaftler der Marine werden die Anordnung von vier großen stationären Teleskopen und sechs beweglichen verwenden, um Positionen auf dem Globus und im Weltraum auf weniger als einen halben Zoll zu bestimmen.

European Southern Observatory's Very Large Telescope Interferometer (VLTI) auf dem Cerro Paranal, Chile, Südamerika Basislinie: 200 Fuß. Mit vier 8,2-Meter-Teleskopen (27 Fuß) wird das VLTI ein weites Sichtfeld nutzen, um nach schwachen Objekten am Südhimmel zu suchen.


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Schau das Video: Applications of Michelson Interferometer (Juni 2022).


Bemerkungen:

  1. Asopus

    Sehr guter Satz

  2. Dace

    Nun, nun, es ist sozusagen nicht notwendig.

  3. Talal

    Guter Eintrag! Ich habe es mit großer Freude gelesen. Jetzt werde ich Ihr Blog öfter besuchen.

  4. Darragh

    Ich kann jetzt nicht an der Diskussion teilnehmen - es gibt keine Freizeit. Ich werde zurückkehren - ich werde notwendigerweise die Meinung zu dieser Frage äußern.



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