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Erdgebundene Beobachtungstechniken

Was für Techniken gibt es?

Erdgebundene astronomische Beobachtungstechniken können zwei verschiedene Arten von Informationsübermittlung nutzen: elektromagnetische Strahlung und Gravitationswellen. Letzeres steckt noch in den Kinderschuhen, weswegen hier nur die elektromagnetische Strahlung behandelt wird.

Die älteste und dem Menschen zugänglichste Art der elektromagnetischen Strahlung ist das sichtbare Licht, das nur ein kleiner Teil des gesamten elektromagnetischen Spektrums ist. Wichtig für den Menschen ist es, weil es der Teil des Spektrums ist, für den das Auge empfindlich ist, und wichtig für die Menschen, die auch noch astronomisch interessiert sind, weil die Erdatmosphäre durchlässig ist für diesen Spektralbereich. Da den Menschen brauchbare Sinnesorgane für andere Wellenlängenbereiche fehlen, war die klassische Astronomie eine auf das sichtbare Licht beschränkte Wissenschaft. Mit der Erfindung des Fernrohres durch Hans Lippershey (1608) konnte das ankommende Licht verstärkt werden, aber keine anderen Wellenlängebereich zugänglich gemacht werden. Erst die Erfindung der Fotografie (Salze, die im optischen und in den angrenzenden Bereichen UV und weniger im IR empfindlich sind) und der Funktechnik ermöglichte ein Ausbrechen aus dem angestammten Bereich. Die Entwicklung des Radars während des zweiten Weltkrieges war die Grundlage für die in den fünfziger Jahren des zwanzigesten Jahrhunderts einsetzende Radioastronomie, Ballone und Raketen brachten IR- und UV-Teleskope, später auch Röntgen- und Gammastrahlenobservatorien in höhere Bereiche der Erdatmosphäre oder ins All (siehe Satellitengestützte Beobachtungstechnik).

Optische Teleskope

Es gibt zwei grundlegende Konstruktionsprinzipien: Linsenteleskope (Refraktoren) und Spiegelteleskope (Reflektoren).
Bei ersteren wird ankommendes Licht in einer oder einem System von Glaslinsen auf einen Punkt, den Brennpunkt, hin gebündelt, bei den Reflektoren geschieht das über einen (oder mehrere Spiegel). Der Vorteil der Spiegelteleskope ist, dass das Licht kein Material durchdringen muss (Verluste an den Grenzflächen und im Inneren), und dass man Spiegel aus festeren Materialien als Glas machen kann. Glas ist eine amorphe Substanz, das heisst, es hat kein Kristallgitter, durch welches eine steife Struktur erzeugt wird, und verformt sich darum unter dem eigenen Gewicht (wie kalter Honig). Dieser Effekt begrenzt die Grösse von Linsen auf etwa 1 m Durchmesser.

Radioteleskope

Radioteleskope nutzen den zweiten Spektralbereich, in dem die Erdatmosphäre transparent ist. Da die Radiostrahlung sehr viel grössere Wellenlängen hat als das sichtbare Licht, müssen die Teleskope entsprechend grössere Ausmasse haben (das räumliche Auflösungsvermögen hängt von der Grösse des Teleskops ab). Das grösste Radioteleskop befindet sich in einem Talkessel in Arecibo auf der Karibikinsel Puerto Rico (300  m Durchmesser), das grösste bewegliche Radioteleskop ist das des Bonner Max-Planck-Instituts für Radioastronomie bei Effelsberg in der Eifel (100 m). Die grosse Bedeutung der Radioastronomie kam allerdings durch die Möglichkeit, verschiedene Teleskope zusammenzuschalten und somit weit grössere Basislängen zu erhalten. Diese Radiointerferometer genannte Technik wird zum Beispiel am VLA (Very Large Array) und beim VLBL (Very Long Base Line) angewandt. Ersteres sind 27 Teleskope, die an drei Strängen in Sternform verschoben werden können, letzteres ein Zusammenschluss von mehreren Radioteleskopen rund um die Welt.

Historie:

Die ersten astronomischen Teleskope waren Refraktoren (z. B. Galileis Fernrohre, und das Keplersche Teleskop), aber bereits Newton konstruierte ein Spiegelteleskop. Die erste grosse Blütezeit erlebte das Spiegelteleskop durch William Herschel. Zu Beginn des zwanzigsten Jahrhunderst wurden vor allem in den USA grosse Spiegelteleskope errichtet, die die führende Position der Amerikaner in der Astronomie ermöglichen sollte. Mit dem Bau der 5 m Teleskope konnte diese Position über mehrere Jahrzehnte verteidigt werden.

In den neunziger Jahren des 20. Jahrhunderts wurde nach einige Neuerungen im Bereich der Materialwissenschaften, der Computer und der Optik der Bau von Teleskopen mit mehr als 5 m Hauptspiegeldurchmesser möglich.Das erste Teleskop der 10 m Klasse war das Keck-Teleskop auf dem Mauna Kea in Hawai´i, welches mittlerweile einen Zwilling erhalten hat; die ESO baut auf dem Berg Paranal mit dem VLT eine weiter grosse Anlage. Weiter grosse Teleskope sind das Hobby-Elderly, das Gemini- und das Large Binocularteleskop.


email: mori started 2002-02-10, last update 2002-02-10