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.
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2002-02-10, last update 2002-02-10