Die beobachtende Astronomie ist der Teil der Astronomie, in dem Messungen vorgenommen werden und der versucht, aus diesen Messdaten astronomischer Objekte, den „Beobachtungen“, auf die Natur und den Aufbau der betreffenden Objekte sowie auf die zugrunde liegenden Naturgesetze zu schließen. Im Gegensatz dazu befasst sich die Astrophysik vornehmlich mit der Modellierung astronomischer Objekte mit Hilfe bekannter Naturgesetze.
Im einzelnen befasst sich die beobachtende Astronomie mit dem Nachweis von Himmelsobjekten und ihrer Struktur, sowie mit Eigenschaften wie Helligkeit und dem Spektrum. Hauptinformationsquelle ist die auf der Erde eintreffende elektromagnetische Strahlung ferner Objekte im gesamten Bereich des Spektrums, von Radiowellen über Infrarotstrahlung, sichtbares Licht, Ultraviolettstrahlung bis in den Röntgen- und Gammabereich. Diese Strahlung wird mit Hilfe von Teleskopen aufgefangen und photographisch oder elektronisch aufgezeichnet. Weitere Informationen liefern auf der Erde nachweisbare kosmische Teilchen; für die Zukunft verspricht auch der Nachweis von Gravitationswellen Informationen über Himmelsobjekte wie Neutronensterne oder Schwarze Löcher.
Grundlagen
Die Astronomie ist gegenüber anderen Naturwissenschaften insofern benachteiligt, als dass sie ihre Untersuchungsgegenstände nicht unter kontrollierten Bedingungen im Labor untersuchen kann. Auch eine direkte Untersuchung kommt nur für die uns nächsten Himmelsobjekte infrage, insbesondere den Mond und diejenigen Planeten und Planetenmonde, die bereits von irdischen Raumsonden besucht wurden[1] oder deren Bruchstücke gelegentlich zur Erde fallen (z.B. Mars-Meteoriten).[2] Die Astronomie ist daher weitgehend auf Beobachtungen angewiesen, insbesondere auf die Auswertung der elektromagnetischen Strahlung, die uns von fernen Himmelskörpern erreicht. Die Entwicklung von Methoden und Techniken zum Nachweis solcher Strahlung und ihrer Eigenschaften ist die Hauptaufgabe der beobachtenden Astronomie.
In Anbetracht ihrer besonderen Situation haben die Astronomen Techniken entwickelt, mit denen sich allein aus der Beobachtung systematische Rückschlüsse auf die Eigenschaften und die Entwicklung astronomischer Objekte ziehen lassen. Typischerweise stehen für jede Art von Beobachtungsobjekt eine Vielzahl sichtbarer Beispiele zur Verfügung. Anstatt die Entwicklung eines einzelnen Sterns über Jahrmilliarden zu verfolgen, können die Astronomen unterschiedliche Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien beobachten, um den Entwicklungsweg der Sterne zu erforschen. Mithilfe nahe gelegener Beispiele und unter Zuhilfenahme des kosmologischen Prinzips kann auch auf das Verhalten entfernter Objekte geschlossen werden.[3]
Beobachtungen
Nachweis von Objekten und ihrer Struktur
Grundlage jeglicher Beobachtung ist es, ein Himmelsobjekt erst einmal nachzuweisen. In vielen Fällen ist es zudem möglich, Strukturen eines Himmelsobjekts zu ermitteln.
Viele Sterne sind bereits mit bloßem Auge am Nachthimmel sichtbar. Die Muster, die sie am Himmel bilden, Sternbilder oder Konstellationen genannt, weisen den beteiligten Sternen eine ungefähre Position zu und erleichtern die Orientierung am Himmel. Die ältesten der heutigen, durch die IAU (Internationale Astronomische Union) festgelegten Sternbilder gehen auf die zwölf babylonischen Tierkreiszeichen zurück. Allerdings sind diese Muster nach heutigem Verständnis zufällig, und erlauben insbesondere keinerlei Rückschlüsse auf die Eigenschaften der beteiligten Sterne.[4]
Aus heutiger Sicht sind insbesondere diejenigen historischen Beobachtungen mit bloßem Auge interessant, die sich auf vergängliche Himmelsphänomene beziehen. Antike Aufzeichnungen über plötzlich aufleuchtende neue Sterne geben Hinweise auf Novae oder Supernovae, Berichte von vorbeiziehenden Schweifsternen, oft als Omen gedeutet, oder deren Abbildung etwa auf Münzen, weisen auf die Erscheinung von Kometen hin.[5]
Die Entfernung von der Erde zu Himmelsobjekten ist ungleich größer als typische Entfernungen auf der Erde. Himmelsobjekte sind daher sehr leuchtschwach; um sie zu beobachten, muss möglichst viel von ihrem Licht gesammelt werden. Zudem liegen die Details ihrer Struktur aus irdischer Perspektive sehr nahe beieinander; um sie zu beobachten, ist großes Auflösungsvermögen vonnöten. Beide Anforderungen erfüllen Teleskope, deren Systeme aus optischen Linsen und gegebenenfalls Spiegeln die Leistungsfähigkeit des menschlichen Auges weit übersteigen. Mit Teleskopen ist es möglich, die Oberflächenstruktur der Planeten und weiterer Körper unseres Sonnensystems zu bestimmen, die Komponenten nahe beieinander stehender Doppelsterne zu trennen, ausgedehnte Strukturen wie Astronomie zu kartieren und selbst die Strukturen Millionen Lichtjahre entfernter Galaxien – bei einigen Galaxien sogar einzelne Sterne – nachzuweisen.[6]
Etwa ab dem 18. Jahrhundert begann man, die beobachteten Objekte systematisch in Katalogen zu erfassen. Die bekanntesten Kataloge sind der Messier-Katalog und der New General Catalogue (sowie der den NGC ergänzende Index Catalogue).[7]
Nur für die allernächsten astronomischen Objekte – die Sonne, den Mond und ausgewählte Planeten und ihre Monde – kommt ein direkter Besuch in Betracht, bei dem eine Raumsonde das Objekt von nahem beobachten und vermessen kann. Bekannte Beispiele sind die Pioneer-Sonden sowie Voyager 1 und Voyager 2.[1]
Position am Nachthimmel
Hauptartikel: Astrometrie, Sphärische Astronomie
Die Position eines Objekts am Nachthimmel ist eine fundamentale Beobachtungsgröße. Sie kann im Rahmen verschiedener astronomischer Koordinatensysteme angegeben werden. Grundprinzip der Positionsbestimmung am Nachthimmel ist die Messung geeigneter Winkel. Ein Beispiel ist der so genannte Höhenwinkel, der Winkel zwischen der Gerade, die Beobachter und Himmelsobjekt verbindet, und dem Horizont.[8] Die Positionsbestimmung am Himmel, die Astrometrie, hat eine Vielzahl wissenschaftlicher Anwendungen und legt die Grundlagen für so gut wie alle weitergehenden Messungen an Himmelsobjekten.[9]
Die Positionen von Himmelsobjekten, gemessen von einem Beobachter auf der Erde, ändern sich aufgrund der Erddrehung, aber beispielsweise auch aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne. Periodische Änderungen dieser Art sind Grundlage der Kalenderrechnung. Umgekehrt lässt sich von der Position der Himmelsobjekte auf den Standort des Beobachters schließen. Dies ist die Grundlage der astronomischen Navigation.[10]
Die Entwicklung immer genauerer Instrumente zur Positionsbestimmung ermöglichte einen stetigen Fortschritt bei den Beobachtungen. Bereits einfache Peilungen ermöglichen es, etwa den Stand der Sonne zu den Zeitpunkten der Sonnenwende festzuhalten. Noch ohne Teleskope gelangen dem dänischen Astronomen Tycho Brahe systematische Beobachtungen der Positionen der damals bekannten Planeten, auf deren Basis Johannes Kepler später die nach ihm benannten Gesetze der Planetenbewegung aufstellte.[11]
Mit dem Aufkommen immer leistungsfähiger Teleskope gelangen Messungen von Effekten wie der Aberration und der für die Entfernungsbestimmung wichtigen Parallaxe von Sternen, aber auch die Bestimmung der Eigenbewegung von Sternen wurde möglich.[12] Genauere Untersuchungen der bekannten Planetenbahnen führten zum Nachweis von Störungen, die auf die Existenz weiterer Himmelskörper hinwiesen. Dies führte zur Entdeckung des Planeten Neptun und des Zwergplaneten Pluto.[13] Eine anderweitig nicht zufriedenstellen erklärbare Anomalie in der Bahn des Merkur erwies sich letztendlich als Effekt der von Albert Einstein entwickelten Allgemeinen Relativitätstheorie.[14]
Mit dem Aufkommen photographischer Methoden wurden Techniken möglich, bei denen die relativen Abstände verschiedener Objekte direkt auf der Fotoplatte oder aus elektronischen Bilddaten bestimmt werden. Letzter Stand der Technik sind Astrometrie-Satelliten wie die Hipparcos-Mission, die über eine Million Sternörter bestimmte, und die geplante Nachfolgemission Gaia. Bei modernen Messungen ist die Genauigkeit so hoch, dass man bei der Auswertung bereits die Effekte der relativistischen Lichtablenkung mit einrechnen muss. Eines der Ziele besteht darin, die winzigen Taumelbewegungen von Sternen nachzuweisen, die von Exoplaneten mit ähnlichen Massen und Bahnen wie Jupiter oder Saturn umkreist werden, und so zehntausende neuer Exoplaneten zu entdecken.[15]
Helligkeit
Mit Methoden der Fotometrie lässt sich die Helligkeit astronomischer Objekte quantitativ erfassen. Wie hell ein Objekt von der Erde aus gesehen erscheint (scheinbare Helligkeit), hängt zum einen von seiner intrinsischen Helligkeit ab, in der Astronomie absolute Helligkeit oder Leuchtkraft genannt, zum anderen von seiner Entfernung von der Erde. Ist die absolute Helligkeit bekannt, lässt sich aus der scheinbaren Helligkeit auf die Entfernung schließen. Objekte, mit denen dies möglich ist, heißen Standardkerzen; die wichtigsten Beispiele sind so genannte Cepheiden-Sterne und Supernovae vom Typ Ia.[16]
Umgekehrt lassen sich dort, wo sich die absolute Helligkeit aus Entfernung und scheinbarer Helligkeit ermitteln lässt, Rückschlüsse auf Objekteigenschaften ziehen. Die so genannten Leuchtkraftklassen der Sterne sind eine der entscheidenden Größen bei der systematischen Erfassung dieses Typs von Objekt. Ihre Systematik ist eine der Säule moderner Theorien zu Sternaufbau und -entstehung der Sterne.[18] Bei den so genannten Quasaren führte die große Helligkeit, verbunden mit der erschlossenen vergleichsweise geringen Ausdehnung dieser Objekte, zum modernen Bild von Schwarzen Löchern als der Energiequelle von aktiven Galaxienkernen.[19]
Auch Veränderungen der Helligkeit erlauben Rückschlüsse auf die Natur des Beobachtungsobjekts. So genannte photometrische Doppelsterne beispielsweise sind im Teleskop nicht getrennt beobachtbar; die Lichtkurve – die systematische Variation der Helligkeit – zeigt aber, dass sich hier regelmäßig ein Stern vor einen anderen schiebt. Informationen über die Umlaufbahn von Doppelsternen wiederum können dazu benutzt werden, die Masse jedes der Partner oder zumindest die Gesamtmasse zu berechnen.[20] Andere periodische Helligkeitsschwankungen veränderlicher Sterne entsprechen Sternpulsationen.[21]
Spektren
Seit Gustav Kirchhoff die von Robert Bunsen entwickelten Methoden der Spektroskopie erstmals auf Himmelskörper anwandte, hat sich die Astrospektroskopie zu einem der Standbeine der beobachtenden Astronomie entwickelt. Spektrallinien – sowohl Emissionslinien wie auch Absorptionslinien – mit ihren für die verschiedenen Atomsorten charakteristischen Wellenlängen ermöglichen Einblick in die chemische Zusammensetzung der meisten Himmelsobjekte. Stärke und Form der Spektrallinien liefern zudem Informationen über die physikalischen Bedingungen (z.B. Temperatur oder Druck) in den beobachteten Objekten. [22]
Gemeinsam mit der Einteilung in Leuchtkraftklassen ermöglicht die Einteilung der Sterne in Spektralklassen ihre Einordnung in ein so genanntes Hertzsprung-Russell-Diagramm. Diese Systematik führte zu den modernen Modellen von Sternentstehung und Sternentwicklung. Vereinfacht gesagt ist die Metallizität – der Anteil von Elementen schwerer als Wasserstoff und Helium – eines Sterns ein Maß dafür, wie weit der Stern in seiner Entwicklung bereits fortgeschritten ist; im Laufe seines Lebens produziert ein Stern durch Kernfusion (sog. stellare Nukleosynthese) nach und nach immer schwerere Elemente. Allgemein liefert ein Vergleich der Helligkeiten eines Objekts bei unterschiedlichen Wellenlängen Informationen über seine Temperatur und gemäß den Strahlungsgesetzen auch darüber, wie viel Strahlung das Objekt pro Flächeneinheit aussendet.[23]
Spektrallinien sind außerdem immer da bedeutsam, wo sich das Spektrum eines fernen Objekts insgesamt verschiebt. Ein Beispiel ist der Dopplereffekt, die Frequenzverschiebung aufgrund der Bewegung eines Objekts. Allgemein lässt sich so zumindest ein Teil der Geschwindigkeit eines fernen Objekts, nämlich die Komponente in Beobachtungsrichtung, direkt messen. Bei so genannten spektroskopischen Doppelsternen kann allein aufgrund der periodischen Verschiebung von Spektrallinien nachgewiesen werden, dass dort ein Objekt um ein zweites kreist.[24]
Spektrale Verschiebungen sind insbesondere für die Kosmologie von großer Wichtigkeit. Im Standardmodell eines expandierenden Universums ist das Licht einer fernen Galaxie im Rahmen der so genannten kosmologischen Rotverschiebung umso stärker in Richtung längerer Wellenlängen verschoben, je weiter die betreffende Galaxie von uns entfernt ist. Messungen der Rotverschiebungen in Kombination mit Entfernungsmessungen sind damit unverzichtbar, um die Evolution des Universums zurück zu verfolgen.[25] Mit ihnen ließ sich beispielsweise nachweisen, dass unser Universum beschleunigt expandiert, Hinweis auf eine neue Energieform, die als Dunkle Energie bezeichnet wird. Andererseits ist die Rotverschiebung damit ein direktes Maß für die Entfernung ferner Galaxien und Aktiver Galaxienkerne, deren Entfernung sich nicht anderweitig bestimmen lässt. Entsprechende „Redshift Surveys“, systematische Galaxien-Durchmusterungen mit Auswertung der Rotverschiebungen, liefern wichtige Informationen zur Evolution von Galaxien.[26]
Untersuchungen bei verschiedenen Wellenlängen
Während des Großteils ihrer Geschichte beschränkte sich die Astronomie bei der Beobachtung der Himmelskörper auf den Bereich des sichtbaren Lichts. Die moderne Astronomie dagegen nutzt Beobachtungen aus weiten Teilen des elektromagnetischen Spektrums, die sich gegenseitig ergänzen.[27]
Die Radioastronomie beobachtet im Wellenlängenbereich zwischen Millimetern und hunderten von Kilometern. Die Mehrheit der astronomischen Objekte strahlt in diesem Bereich nur schwach; umso deutlicher sichtbar sind selbst fernste starke Radioquellen, zumal Radiowellen von interstellaren Staub- und Nebelwolken kaum absorbiert werden. So werden ferne Radiogalaxien, aber auch Zwerggalaxien hinter der galaktischen Scheibe gut beobachtbar. Auch die meisten Pulsare – rotierende Neutronensterne, von denen sich auf der Erde höchst regelmäßige, pulsartige Signale auffangen lassen – sind im Radiobereich beobachtbar. In den Mikrowellenbereich fallen auch die wichtigsten Beobachtungen der kosmischen Hintergrundstrahlung, die im frühen, heißen Universum nur rund 400.000 Jahre nach dem Urknall entstand.[28]
Den Mikrowellenbereich nutzt auch die Radarastronomie, die allerdings nur auf unsere kosmische Nachbarschaft im Sonnensystem anwendbar ist: Ihre Technik besteht darin, mit Hilfe eines Radioteleskops Mikrowellen hoher Intensität in Richtung eines astronomischen Objekts zu senden und das reflektierte Signal aufzufangen. So lassen sich beispielsweise die Oberflächen von Planeten, aber auch von Asteroiden und einigen Kometen vermessen.[29]
Die Infrarotastronomie, mit Wellenlängen zwischen ca. 700 nm und 300 μm, eignet sich zum einen zur Beobachtung vergleichsweiser kalter Objekte wie Brauner Zwerge und solcher Sterne, die tief im Inneren von Molekülwolken eingebettet sind. Zudem ist der interstellare Staub bei solchen Wellenlängen weit durchsichtiger als für sichtbares Licht; so werden ansonsten hinter Staub verborgene Gebiete sichtbar, etwa die Kerne von Infrarotgalaxien, gerade erst in Entstehung befindliche Protosterne, oder auch das Zentrum unserer eigenen Galaxie, samt der direkten Umgebung des darin enthaltenen supermassereichen Schwarzen Lochs.[30]
Auf die Infrarotstrahlung folgt das sichtbare Licht, Beobachtungsbereich der bereits oben angesprochenen visuellen Astronomie. Jenseits liegt der Bereich der Ultraviolettastronomie, mit Wellenlängen zwischen 10 und 380 nm. Hier lassen sich besonders gut sehr heiße Sterne beobachten. In diesem Wellenlängenbereich liegen zudem besonders viele Spektrallinien. So liefern UV-Beobachtungen wichtige Erkenntnisse über alle Phänomene, in denen Spektrallinien – oder ihre Verschiebung – eine Rolle spielen, wie Doppelsterne oder Materieflüsse in der Umgebung von Sternen. Andererseits ist dieser Wellenlängenbereich günstig, um anhand von Absorptionslinien die Eigenschaften des interstellaren Mediums zwischen dem Beobachter und einem fernen Objekt zu bestimmen.[31]
Die Röntgenastronomie im Wellenbereich zwischen 12 nm und etwa 2,5 pm widmet sich, dem Zusammenhang zwischen der Temperatur eines Objekts und der von ihm vorwiegend ausgesandten Strahlung folgend, vornehmlich sehr heißen Objekten. Dazu zählen die Akkretionsscheiben von Schwarzen Löchern und Röntgendoppelsterne. Weitere typische astronomische Röntgenquellen sind heißes Gas, das sich in den Zentren von Galaxienhaufen sammelt, Schockfronten in der Atmosphäre junger Sterne oder die Korona von älteren Sternen wie unserer Sonne.[32]
Die Gammaastronomie schließlich weist Strahlung mit Wellenlängen im Pikometerbereich und darunter nach. Beobachtungsobjekte sind wiederum Schockfronten, die Umgebung Schwarzer Löcher – aktive Galaxienkerne und Mikroquasare –, außerdem die so genannten Gammablitze, kurze, äußerst energiereiche Ereignisse, als deren Quelle man je nach Dauer bestimmte Arten von Supernova-Explosionen oder die Verschmelzung von Neutronensternen annimmt.[33]
Astroteilchenphysik
Zusätzlich zu elektromagnetischer Strahlung sind auf der Erde auch bestimmte Arten von Teilchenstrahlung aus dem Weltraum nachweisbar. Mit diesen Nachweisen beschäftigt sich die beobachtende Astroteilchenphysik.[34]
Die so genannte primäre kosmische Strahlung besteht vorwiegend aus Protonen, Elektronen und vereinzelten schwereren (und komplett ionisierten) Atomkernen. Einen Teil davon macht der so genannte Sonnenwind aus. Sekundäre kosmische Strahlung entsteht, wenn diese Teilchen mit den Atomen der Erdatmosphäre zusammenstoßen. Kandidaten für Quellen der galaktischen und extragalaktischen kosmischen Strahlung sind die Schockfronten von Supernova-Explosionen sowie fokussierte Jets, die in der unmittelbaren Umgebung Schwarzer Löcher und anderer kompakter Objekte entstehen.[35]
Eine weitere Art auf der Erde nachweisbarer kosmischer Teilchenstrom sind kosmische Neutrinos, die beispielsweise während Supernova-Explosionen erzeugt werden. Bislang konnten Neutrinos der Sonne und von der Supernova 1987A nachgewiesen werden; mit größeren Detektoren erhofft man, auch die Neutrinos von nahen Aktiven Galaktischen Kernen nachweisen zu können. Weiterhin wird mit Teilchendetektoren wie CRESST oder EDELWEISS versucht, die Konstituenten der so genannten dunklen Materie, die im Kosmos astronomischen Beobachtungen zur Folge eine wichtige Rolle spielt, direkt nachzuweisen.[36] Auch höchstenergetische elektromagnetische Gammastrahlung, die sich nicht mit Teleskopen, sondern nur mit Teilchendetektoren nachweisen lässt, wird der Astroteilchenphysik zugerechnet.
Gravitationswellenastronomie
Bislang noch Zukunftsmusik ist die Gravitationswellenastronomie. Hier sind die Informationsträger keine elektromagnetischen Wellen oder Elementarteilchen, sondern Verzerrungen der Raumzeit selbst, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten. Vorausgesagt wird die Existenz dieser Wellen von der allgemeinen Relativitätstheorie; indirekt nachgewiesen wurden sie durch herkömmliche astronomische Beobachtungen an Doppelsternsystemen wie PSR 1913+16. Am direkten Nachweis arbeiten derzeit Gravitationswellendetektoren wie VIRGO, GEO600 und die LIGO-Detektoren. Das Ziel ist, durch Messungen der damit assoziierten Gravitationswellen Informationen über kosmische Ereignisse wie die Verschmelzung von Neutronensternen und Schwarzen Löchern, asymmetrischen Supernova-Explosionen oder auch Phasenübergänge im frühen Universum durch Messungen zu erhalten.[37]
Instrumente und Methoden
Optische Teleskope
Hauptartikel: Teleskop
Seit ihrer ersten dokumentierten Benutzung durch Galileo Galilei sind Teleskope die zentralen Beobachtungsinstrumente der Astronomie. In einem optischen Teleskop wird durch geeignete Anordnungen von Linsen und/oder Spiegeln Licht von einer weit größeren Auffangfläche gesammelt als der des menschlichen Auges, und zu einem vergrößerten Bild des Objekts kombiniert.[38]
Kernstück jedes Teleskops ist die Optik. In der professionellen Astronomie sind die reinen Linsenteleskope oder Refraktoren dabei weitgehend durch Spiegelteleskope verdrängt worden, die sich deutlich größer (und damit leistungsfähiger) konstruieren lassen. Im Falle von Schmidt-Kameras oder ähnlichen Teleskopen kommen dabei vor der Spiegelanordnung noch spezielle Korrekturlinsen zum Einsatz. Die größten derzeit geplanten Teleskope sind das Thirty Metre-Teleskop (30 Meter Durchmesser) und das E-ELT, das "European Extremely Large Telescope", dessen Durchmesser zwischen 50 und 100 m liegen soll.[39]
Amateurastronomen benutzen kleinere Instrumente, oft mit Bauweisen, die preiswerter herzustellen sind als die der professionell genutzten Teleskope. Beispiele sind das Newton-Teleskop und das immer populärer werdende Maksutov-Teleskop.
Aus Stabilitätsgründen sind professionelle Teleskope auf einem vom sie umgebenden Gebäude unabhängigen Fundament untergebracht. Schützende Kuppeln halten Wettereinflüsse ab und verhindern zudem, dass sich Teleskope durch Sonneneinstrahlung erwärmen und durch thermische Ausdehnung ihre Form ändern.[40]
Für fast jede wissenschaftliche Arbeit ist es nötig, die Erddrehung durch eine langsame Teleskopdrehung in Gegenrichtung auszugleichen. Lange Zeit waren dafür parallaktische Montierungen üblich, bei denen das Teleskop so ausgerichtet wird, dass der Ausgleich der Erddrehung durch die Drehung um eine einzige mechanische Achse erfolgt. Mehr und mehr moderne Montierungen werden durch Computer nachgeführt. Dabei ist es nicht mehr nötig, die Montierung von vornherein geeignet auszurichten. Allerdings müssen bei nicht-parallaktischen Montierungen nicht nur die zwei Blickrichtungen des Teleskops, sondern auch die Orientierung der Kamera nachgeführt werden.[41]
Für die Sonnenbeobachtung, bei der nicht geringe, sondern im Gegenteil sehr große Helligkeit die Anforderungen bestimmt, gibt es eine Reihe spezialisierter Instrumente. Oftmals sind Sonnenteleskope in festgelegter Orientierung angebracht; die Spiegel eines so genannten Coelostaten reflektieren das Sonnenlicht in das Teleskop. Das Innere von Sonnenteleskopen ist in der Regel evakuiert, da die sich aufheizende Luft das Bild verzerren würde. In Koronografen wird die Sonnenscheibe künstlich abgedeckt, um die Sonnenkorona untersuchen zu können.[42]
Astrofotografie und elektronische Bilderfassung
Vor der Erfindung der Fotografie war alle Astronomie allein vom Auge abhängig. Sobald das Filmmaterial lichtempfindlich genug geworden war, setzten sich in der gesamten Astronomie fotografische Methoden durch: Das menschliche Auge wertet jeweils nur die Eindrücke von Sekundenbruchteilen aus, während man durch Fotografie solange Licht empfangen kann, wie der Verschluss geöffnet ist. Das entstehende Bild ist auf lange Zeit festgehalten, sodass viele Astronomen die selben Daten nutzen und auswerten können. Die Astrofotografie benutzt spezielle Fotofilme (oder auch Glasplatten, welche mit fotografischer Emulsion beschichtet sind). Bestimmte Teleskoparten wie die Schmidt-Kamera sind von vornherein auf den Einsatz im Verbund mit einer Kamera ausgerichtet und erlauben keine Beobachtung mit bloßem Auge.[43]
Das Foto spielte über ein Jahrhundert lang eine entscheidende Rolle in der beobachtenden Astronomie. In den letzten 30 Jahren wurde es jedoch von digitalen Sensoren wie CCD- (auch in digitalen Fotoapparaten verwandt) und CMOS-Chips abgelöst, die eine deutlich höhere Lichtempfindlichkeit haben als Film. Spezialgebiete wie die Photometrie und die Interferometrie nutzen elektronische Detektoren, etwa Photomultiplier, schon erheblich länger.[44] Für professionelle Astronomen ist die Kenntnis fotografischer Methoden heutzutage fast nur noch nützlich, um die Eigenschaften solcher Daten früherer Durchmusterungen einschätzen zu können, die in Form von Fotoplatten vorliegen.[45]
Zur Auswertung von Fotoplatten dienten spezielle Instrumente. Ein Beispiel sind Geräte, die zum genauen Vermessen der Objektpositionen dienten; ein weiteres Beispiel sind Blinkkomparator oder Stereokomparator, die den Vergleich zweier Aufnahmen ermöglichen und zur Suche nach Objekten wie Asteroiden oder Kometen dienen, deren Position relativ zum Fixsternhimmel sich rasch verändert.[46]
Umgang mit den Effekten der Erdatmosphäre
Optische und Radioastronomie können vom Erdboden aus durchgeführt werden, da die Atmosphäre für Licht der betreffenden Wellenlängen relativ durchlässig ist. Observatorien sind oft in großen Höhenlagen angesiedelt, um die Absorption und Verzerrung durch die Erdatmosphäre ebenso wie die Beeinträchtigung durch Wolken zu minimieren. Einige Wellenlängen des infraroten Lichts werden durch Wasserdampf stark absorbiert. Manche Bergspitzen haben eine hohe Zahl wolkenfreier Tage und besitzen allgemein gute atmosphärische Bedingungen (also gute Sichtbedingungen). Die Spitzen der Inseln Mauna Kea, Hawaii und La Palma haben diese Eigenschaften, bedingt findet man diese Eigenschaften auch im Inland zum Beispiel in Paranal, Cerro Tololo und La Silla in Chile.[47]
Für Beobachtungen vom Boden aus gibt es eine Reihe von Störeffekten. Luftbewegungen in der Atmosphäre führen dazu, dass sich die Bilder astronomischer Objekte über kurze Zeitskalen hin verschieben und verzerren. Das so genannte Seeing, das praktisch mögliche Auflösungsvermögen unter den gegebenen Bedingungen, liegt für Teleskope mit einer Blendengröße von über 15 bis 20 Zentimeter im sichtbaren Teil des Spektrums deutlich unter der theoretisch möglichen Auflösung. Eine Reihe von Verfahren wie adaptive Optik, Speckle-Interferometrie und Lucky Imaging ermöglichen es, die atmosphärischen Effekte zumindest zum Teil auszugleichen.[48]
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Die Dunkelheit der Nacht ist ein wichtiger Faktor in der beobachtenden Astronomie. Durch die zunehmende Größe von Städten und die zunehmende Zahl von Menschen in ihnen wächst auch die Menge künstlichen Lichts in der Nacht. Diese künstlichen Lichter erzeugen eine diffuse Hintergrundbeleuchtung, die das Beobachten matter Objekte sehr kompliziert macht. An einigen Orten, wie etwa im US-Bundesstaat Arizona oder in Großbritannien, führte dies zu Aktionen zur Reduktion der Lichtverschmutzung. Eine solche Verminderung kann etwa durch die Benutzung von Lampenschirmen bei Straßenlaternen herbei geführt werden: diese erhöhen nicht nur die Menge des zum Boden reflektierten Lichts, sondern vermindern auch die in den Himmel abgestrahlte Menge.[49] Ein Teil der Lichtverschmutzung lässt sich durch Filter ausgleichen. Lässt ein Filter nur dasjenige Licht durch, in dem das anvisierte Objekt besonders hell leuchtet (beispielsweise Nebelfilter für einzelne Spektrallinien), wird ein Großteil des Streulichts ausgeblendet.[50]
Sowohl um die Störeffekte der Atmosphäre für Beobachtungen im sichtbaren Licht zu umgehen wie auch für Beobachtungen von Röntgen-, Gammastrahlen-, UV- und (mit kleinen Ausnahmen, so genannten Wellenlängen-Fenstern) Infrarotlicht ist es sinnvoll, die Atmosphäre zu überwinden. Eine Möglichkeit sind Ballonteleskope wie beispielsweise BOOMERanG oder Teleskope in hochfliegenden Flugzeugen, wie das Lear Jet Observatory, das Kuiper Airborne Observatory oder SOFIA.[51] Noch höher hinaus geht es mit Weltraumteleskopen wie dem Hubble-Weltraumteleskop, seinem geplanten Nachfolger, dem James-Webb-Weltraumteleskop, Röntgensatelliten wie ROSAT oder dem Mikrowellenteleskop WMAP.[52] Auch die Radioastronomen versuchen den irdischen Störquellen zu entgehen, welche die schwachen Radiosignale astronomischer Objekte zu überlagern drohen. Eine Reihe von Radioastronomie-Satelliten ist im Einsatz; nachgedacht wird auch über ein Radioteleskop auf der erdabgewandten Seite des Mondes.[53]
Fotometrie
Zur Fotometrie, der Messung der Helligkeit eines gegebenen Objekts, werden heutzutage zumeist Vergleichsverfahren angewandt. Anstatt den Strahlungsfluss des betreffenden Objekts direkt zu messen wird dieser mit dem Strahlungsfluss eines nahegelegenen Referenzobjekts verglichen, dessen Helligkeit aus systematischen Messungen bekannt ist.[54]
Moderne fotometrische Messungen nutzen eine Eigenschaft der CCD-Detektoren, die zur astronomischen Bilderfassung eingesetzt werden: über einen weiten Helligkeitsbereich ist die Helligkeit des per CCD elektronisch erfassten Bildes eines Objekts proportional zu dessen (scheinbarer) Helligkeit. Zwar sind auch hier bestimmte Effekte zu berücksichtigen, insbesondere der Umstand, dass ein CCD-Detektor auch bei völliger Dunkelheit ein Signal liefert, und dass unterschiedliche Detektorregionen unterschiedlich empfindlich sind. Doch mit Hilfe von Testmessungen lassen sich diese Effekte ausgleichen; das Ergebnis sind zuverlässige Messungen der Helligkeiten der aufgenommenen Objekte.[55]
In Verbindung mit Filtern stellen Helligkeitsmessungen zudem eine Vorstufe der Spektrometrie dar: hinter verschiedenen Filter gemessene Helligkeiten, die Helligkeiten etwa eines Sterns in verschiedenen Farbbereichen, geben in groben Zügen Eigenschaften des Sternspektrums wieder. Ein geeignet gewähltes System von Standardfiltern, etwa das verbreitete UBVRI-System, ermöglicht es, den Spektraltyp eines Sterns und die Temperatur seiner äußeren Schichten zu bestimmen.[56]
Spektroskopie
In Kombination mit einem Teleskop ist das Spektroskop ein Standardinstrument der Astronomie. Frühe Spektroskope zerlegten das Licht mit Hilfe von Prismen in seine verschiedenen Wellenlängen; vor Einführung der Astrofotografie war ein solches Prisma direkt in das Okular des Teleskops eingebaut.[57]
Moderne Spektroskope – genauer: Spektrografen, da das Spektrum auf Film oder durch Detektoren aufgezeichnet wird – verwenden optische Gitter. Das reduziert im Vergleich zu Prismen den Lichtverlust, und sorgt zudem für eine bessere Auflösung der verschiedenen Wellenlängen.[58] Mit Spektrografen kann das Licht ein und desselben astronomischen Objekts bei langer Belichtung aufgenommen werden. So lassen sich auch die Spektren schwacher Objekte bestimmen, etwa die entfernter Galaxien.
Wellenlängen jenseits des sichtbaren Lichts
Das Grundprinzip von Teleskopen bei anderen Wellenlängen ist dasselbe wie für sichtbares Licht: eine Optik sammelt die ankommende Strahlung und leitet sie auf einen Detektor. Insbesondere die Art des Detektors ist für den untersuchten Strahlungsbereich charakteristisch.
Für Ultraviolettteleskope unterscheidet sich die Optik nicht merklich von der für den Einsatz mit sichtbarem Licht, auch wenn je nach Wellenlänge besonders beschichtete Spiegel notwendig werden. Ähnliches gilt für die Infrarotastronomie; dort liegt der Hauptunterschied in der Kühlung aller Teleskopkomponenten, die notwendig ist, um störende Wärmestrahlung auszuschalten.[59]
Ein deutlich unterschiedliches Erscheinungsbild bieten Radioteleskope. Aufgrund der langen Wellenlängen der Radiowellen sind sehr große "Schüsseln" vonnöten, um "Radiobilder" mit hinreichend guter Auflösung zu erzeugen. Dank technischer Fortschritte erreichen Radioteleskope mittlerweile Auflösungen von weniger als einer tausendste Bogensekunde.[60]
Röntgenteleskope – aufgrund der Undurchlässigkeit der Atmosphäre für Röntgenstrahlung nur in Form von Satellitenteleskopen wie ROSAT oder Chandra ausgeführt – haben ihrerseits einen charakteristischen Aufbau, der darauf zurückzuführen ist, dass sich Röntgenlicht mit herkömmlichen Spiegeln nicht zurückwerfen lässt. Bis zu einer oberen Energiegrenze, die bei rund 10 keV liegt, behilft man sich mit so genannten Wolterteleskopen, an deren ineinander verschachtelten Spiegeln flach einfallende Röntgenstrahlung reflektiert wird. Bei darüber liegenden Energien besteht die "Optik" in Kollimatoren, die lediglich Röntgenstrahlung aus einer ganz bestimmten Richtung durchlassen, oder aus "kodierten Masken", an deren Schattenwurf sich die Richtung einfallenden Röntgenlichts ablesen lässt. Als Detektoren können beispielsweise CCDs, andere Halbleiterdetektoren, und Szintillationszähler zum Einsatz kommen.[61]
Instrumente zur Positionsbestimmung
Grobe Richtungsbestimmungen sind überall dort möglich, wo über zwei Bezugsobjekte gepeilt werden kann. So waren es bereits mit dem jungsteinzeitlichen Steinkreis von Stonehenge möglich, die Position der Sonne den Zeitpunkt der Sommersonnenwende festzuhalten und anhand dieser Ausrichtung auf die Wiederkehr dieses Zeitpunkts zu schließen.[62]
Genauere Peilvorrichtungen wie Jakobsstab, einfache Quadranten oder Armillarsphäre ermöglichten bereits mit bloßem Auge quantitative Messungen, bevor die Verbindung von Teleskop und Peilvorrichtung zur Entwicklung genauerer Messinstrumenten führte, von handgehaltenen Sextanten für die Navigation und astronomischen Theodoliten. Ein wichtiges Instrument sind Meridiankreise oder Passageinstrumente, die nur in einer Ebene (vom Südpunkt zum Zenit zum Nordpunkt) schwenkbar sind; gemessen wird, wann und in welcher Höhe ein Planet oder Stern die Beobachtungsrichtung passiert (Sterndurchgang).[63] Sternbedeckungen (oder, seltener, gegenseitige Bedeckungen) durch den Mond, Asteroiden oder Planeten geben Gelegenheit, die relativen Positionen der beteiligten Himmelskörper mit großer Genauigkeit zu bestimmen.[64]
Zur Bestimmung des Winkelabstands von Objekten – etwa von Doppelsternen –, die gemeinsam im Gesichtsfeld eines Teleskops sichtbar sind, wurden vor der Einführung photographischer Methoden Vorrichtungen wie Positionsmessschrauben genutzt. Dabei sind im Gesichtsfeld zwei dünne, beweglicher Linien sichtbar, die zueinander oder voneinander bewegt werden können. Die Teleskoplinse wird mit dem Linienpaar durch Positionsdrähte, die im rechten Winkel zu den beiden Sternen liegen, abgeglichen. Die beweglichen Drähte werden dann so eingestellt, dass sie sich mit den beiden Sternenpositionen treffen. Die Entfernung der beiden Sterne wird dann am Instrument abgelesen, dann wird der Winkelabstand über die Vergrößerung des Teleskops ermittelt.
Mit dem Aufkommen photographischer Methoden wurden Techniken möglich, bei denen die relativen Abstände verschiedener Objekte direkt auf der Fotoplatte oder aus den elektronischen Bilddaten bestimmt werden. Allerdings sind die so messbaren Winkel vergleichsweise klein; wird aus so kleinen Winkeln ein Netz von Himmelspositionen rekonstruiert, ist der Gesamtfehler vergleichsweise groß. Bei Astrometrie-Satelliten wie Hipparcos und Gaia wird daher das Licht zweier im festen Winkel zueinander angebrachter Teleskope auf den gleichen Detektor gelenkt; die Exaktheit des Basiswinkels wird mit Hilfe eines Lasersystems genau überwacht. So werden eine Vielzahl größerer Winkel gemessen und zu einem Netz von Sternpositionen verbunden.[65]
Interferometrie
Bei der so genannten Interferometrie werden die Beobachtungen mehrerer Teleskope so kombiniert, dass das Ergebnis dem Auflösungsvermögen eines weit größeren Teleskops entspricht. Zuerst wurde diese Technik bei Radioteleskopen angewandt. Das derzeit größte Radioobservatorium, mit 27 gekoppelten Teleskopen, ist das Very Large Array im US-Bundesstaat Neu-Mexiko. Im Rahmen der so genannten Very Long Baseline Interferometry werden auf diese Weise sogar Radioteleskope an weit entfernten Standorten kombiniert; unter Einbeziehung von Satellitenteleskopen erreicht man Messungen, für die ein einzelnes Teleskop weit größer sein müsste als die Erde.[66]
Auch im sichtbaren Bereich spielt Interferometrie eine Rolle, obwohl das Verfahren aufgrund der ungleich kleineren Wellenlängen (Milliardstel Meter statt Meter oder Kilometer) technisch sehr schwierig zu realisieren ist. Frühen Apparaten wie das Michelson-Sterninterferometer leiteten das Sternenlicht mit Hilfe einer Spiegelanordnung auf zweierlei verschiedenen Wegen in ein und dasselbe Teleskop.[67] Moderne optische Interferometer kombinieren das Licht verschiedener Teleskope; Beispiele sind das Large Binocular Telescope mit zwei zusammengeschalteten Spiegelteleskopen auf dem Mount Graham in Arizona und das Very Large Telescope Interferometer am Paranal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte, bei dem bis zu acht Teleskope (vier große Teleskope und vier Hilfsteleskope) kombiniert werden.[68]
Teilchendetektion
Die hochenergetische kosmische Strahlung, aber auch hochenergetische Gammastrahlen erzeugen beim Auftreffen auf Atome der Erdatmosphäre Teilchenschauer (sekundäre kosmische Strahlung). In Observatorien wie dem Pierre-Auger-Observatorium werden die Schauerteilchen in Wassertanks nachgewiesen; die beim Durchgang schnellster Teilchen durch das Wasser erzeugte Tscherenkow-Strahlung kann direkt gemessen werden.[69]
Auch kosmische Neutrinos werden in dieser Weise in riesigen Wassertanks wie dem des Super-Kamiokande-Detektors in Japan nachgewiesen. Neuere Experimente machen sich natürliche Wasservorkommen zunutze, etwa AMANDA oder IceCube, bei denen Strahlungsdetektoren direkt ins antarktische Eis eingelassen werden.[70]
In der Gammaastronomie wiederum besteht eine wichtige Beobachtungsmethode darin, die Tscherenkow-Litzblitze zu beobachten, die beim Durchgang der Gammastrahlen durch die Atmosphäre erzeugt werden. Außerhalb der Erdatmosphäre können Gammastrahlen auch direkt nachgewiesen werden. Satelliten wie GLAST tragen Szintillationszähler, in denen beim Auftreffen von Gammastrahlung mit Photomultipliern oder Halbleiterdetektoren nachweisbare Lichtblitze erzeugt werden.[71]
Gravitationswellendetektoren
Derzeit sind zwei Arten von Detektoren in Betrieb, um Gravitationswellen erstmals direkt nachzuweisen. Interferometrische Detektoren messen, wie sich die Frequenz eines hochstabilen Laserstrahls verändert, das zwischen störungsisoliert aufgehängten Spiegeln reflektiert und dabei von durchgehenden Gravitationswellen minimal gestreckt oder gestaucht wird. Solcherart sind die LIGO-Detektoren, VIRGO und der deutsche Detektor GEO 600. Resonanzdetektoren dagegen nutzen aus, dass eine durchgehende Gravitationswelle geeigneter Frequenz einen Festkörper – etwa einen massiven Metallzylinder oder eine Metallkugel – in winzige, aber nachweisbare Schwingungen versetzen sollte.[72]
Siehe auch
Literatur
- C. R. Kitchin: Astrophysical Techniques. CRC Press, Boca Raton 2009. ISBN 978-1-4200-8243-2
- J. B. Sidgwick: Amateur Astronomer's Handbook. 4. Auflage. Enslow Publishers: Hillside 1980. ISBN 0-89490-049-8
- Alfred Weigert und Heinrich J. Wendker: Astronomie und Astrophysik – ein Grundkurs. 2. Auflage. VCH Verlagsgesellschaft: Weinheim 1989. ISBN 3-527-26916-9
Einzelnachweise
- ↑ a b Zu den Anfängen der Erkundung von Mond und Planeten durch amerikanische Sonden, siehe Harro Zimmer: 50 Jahre NASA. In: Sterne und Weltraum Bd. 10/2008, S. 46–59. Zu den sowjetischen Raumsonden, siehe ders.: Russlands Weg zu den Planeten. In: Sterne und Weltraum Bd. 5/2008, S. 50–63. Einen Überblick über die so gewonnenen Erkenntnisse liefert Peter Janle: Das Bild des Planetensystems im Wandel der Zeiten. Teil 2: Vom 19. Jahrhundert bis heute. In: Sterne und Weltraum Bd. 4/2006, S. 22–33.
- ↑ Abschnitt 2.7 in Wolfram Winnenburg: Einführung in die Astronomie. BI Wissenschaftsverlag: Mannheim u.a. 1990. ISBN 3-411-14441-6. Zur systematischen Suche nach Meteoriten Thorsten Dambeck: Schwarze Steine im Polareis. In: Astronomie Heute 9-10/2003, S. 62–64.
- ↑ Ein Beispiel für diese Art von Schluss ist die Geschichte systematischer Aufstellungen wie des Hertzsprung-Russel-Diagramms, siehe Werner Pfau: Streifzüge durch das Hertzsprung-Russel-Diagramm. Teil 1: Von der Beobachtung zur Theorie der Sterne. In: Sterne und Weltraum Bd. 6/2006, S. 32–40. Zum kosmologischen Prinzip beispielsweise Abschnitt 14.1. in Steven Weinberg: Gravitation and Cosmology. John Wiley, New York 1972. ISBN 0-471-92567-5.
- ↑ Zum historischen Hintergrund allgemeiner Kapitel 2 in Arnold Hanslmeier: Einführung in die Astronomie und Astrophysik. Spektrum Akademischer Verlag: Berlin und Heidelberg 2007. ISBN 978-3-8274-1846-3. Zum Tierkreis Hans Georg Gundel: Zodiakos: Tierkreisbilder im Altertum. Kosmische Bezüge und Jenseitsvorstellungen im antiken Alltagsleben (Kulturgeschichte der antiken Welt Bd. 54). Philipp von Zabern, Mainz am Rhein 1992. ISBN 3-8053-1324-1. Die modernen Sternbilder werden auf den Webseiten der IAU vorgestellt: The Constellations (letzter Zugriff 6. Oktober 2008).
- ↑ Zu Kometen Kap. 1 in John C. Brandt und Robert D. Chapman: Introduction to Comets. Cambridge University Press: Cambridge 2004. ISBN 0-521-80863-4. Am Beispiel der Supernova von 1006 etwa Christian Pinter: Zu Gast vor tausend Jahren. In: Astronomie Heute Bd. 5/2006, S. 48–49. Zu Kometen auf Münzen Wilhelm J. Altenhoff: Kometen auf alten Münzen. In: Sterne und Weltraum Bd. 5/2006, S. 34–37.
- ↑ Zur frühen Astronomie mit Teleskopen: Harald Siebert: Die Anfänge der Stellarastronomie. In: Sterne und Weltraum Bd. 7/2006, S. 40–49.
- ↑ Zum Messier-Katalog siehe Owen Gingerich: Messier and His Catalog I. In: Sky & Telescope, Bd. 12, August 1953, S. 255–258 und 265; ders.: Messier and His Catalog II. In: Sky & Telescope, Bd. 12, September 1953, S. 288–291. Zu NGC/IC (und einem Projekt, eine korrigierte Version davon zu erstellen) Steve Gottlieb: Aufräumen im Weltall. In: Astronomie Heute Bd. 1-2/2004, S. 52–54. Zum gleichen Thema, siehe auch die Webseiten des NGC/IC-Projekts.
- ↑ Z.B. Weigert/Wendker, Abschnitt 1.1.
- ↑ Einen Überblick bietet Jean Kovalevsky und P. Kenneth Seidelmann: Fundamentals of astrometry. Cambridge University Press, Cambridge 2004. ISBN 0-521-64216-7.
- ↑ Zum Kalender Ludwig Rohner: Kalendergeschichte und Kalender. Akad. Verl.-Ges. Athenaion, Wiesbaden 1978. ISBN 3-7997-0692-5. Zur Anwendung in der Navigation: Wolf Nebe: Praxis der Astronavigation. Delius Klasing, Bielefeld 1997. ISBN 3-7688-0984-6.
- ↑ Zu Brahe siehe etwa Volker Witt: Tycho Brahe – Wegbereiter der Himmelsmechanik. In: Sterne und Weltraum Bd. 11/2001, S. 994–996.
- ↑ Zur Parallaxe Alan W. Hirshfeld: Das Wettrennen um die Vermessung des Universums. In: Astronomie Heute Bd. 10/2004, S. 22–27.
- ↑ Stephen Koszudowski: Entdeckungsreise zu den Planeten. In: Astronomie Heute Bd. 7-8/2006, S. 16–23.
- ↑ Pais, Abraham: "Subtle is the Lord..." The Science and life of Albert Einstein, S. 253–254. Oxford University Press, Oxford 1982. ISBN 0-19-853907-X
- ↑ Zu Hipparcos Ulrich Bastian: Der vermessene Sternenhimmel — Ergebnisse der Hipparcos-Mission. In: Spektrum der Wissenschaft Bd. 2/2000, S. 42ff.; außerdem die Hipparcos Science Pages der ESA (letzter Zugriff 4. Oktober 2008). Zu Gaia Thorsten Dambeck: Die Kartierung der Milchstraße. In: Astronomie Heute Bd. 5/2006, S. 14–18.
- ↑ Absolute und scheinbare Helligkeiten z.B. in Weigert/Wendker, Abschnitte 3.2 und 4.1.2. Zu den Cepheiden, siehe Gerhard Mühlbauer: Cepheiden – Meilensteine im Universum. In: Sterne und Weltraum Bd. 10/2003, S. 48–49. Zu Supernovae vom Typ Ia siehe Bruno Leibundgut: Helle Sterne im dunklen Universum. In: Sterne und Weltraum Bd. 5/2005, S. 30–37.
- ↑ Eclipsing Binary Simulation, Cornell Astronomy. Siehe auch D. Gossman, Light Curves and Their Secrets, Sky & Telescope (October 1989, p.410).
- ↑ Z.B. Weigert/Wendker, Abschnitt 4.3 und Kapitel 5.
- ↑ Abschnitt 7.8 in Werner Israel: Dark Stars: The Evolution of an Idea. In: S. Hawking und W. Israel (Hg.): 300 Years of Gravitation, S. 199–276. Cambridge University Press, Cambridge 1987.
- ↑ Z.B. Kapitel 5 in Marc L. Kutner: Astronomy: A Physical Perspective. Cambridge University Press: Cambridge u.a. 2003. ISBN 0-521-82196-7. Allgemeiner Wulff-Dieter Heintz: Doppelsterne. Goldmann, München 1971. ISBN 3-442-55012-2
- ↑ Z.B. Weigert/Wendker, Abschnitt 6.2 und Kapitel 14 in B. W. Carroll und Dale A. Ostlie: An Introduction to Modern Astrophysics. Pearson/Addison Wesley: San Francisco u.a. 2007. ISBN 0-321-44284-9. Konkret zu den Cepheiden der bereits zitierte Artikel von Gerhard Mühlbauer: Cepheiden – Meilensteine im Universum. In: Sterne und Weltraum Bd. 10/2003, S. 48–49.
- ↑ Zum historischen Hintergrund z.B. Alan W. Hirshfeld: Detektive des Sternenlichts. In: Astronomie Heute Bd. 12/2004, S. 22–28. Zur Spektroskopie allgemein Keith Robinson: Spectroscopy: The Key to the Stars. Reading the Lines in Stellar Spectra. Springer: London 2007. ISBN 0-387-36786-1.
- ↑ Zu den Spektralklassen z.B. Weigert/Wendker Abschnitt 4.3. Zum Hertzsprung-Russel-Diagramm: Werner Pfau: Streifzüge durch das Hertzsprung-Russel-Diagramm. Teil 1: Von der Beobachtung zur Theorie der Sterne. In: Sterne und Weltraum Bd. 6/2006, S. 32–40.
- ↑ Z.B. Weigert/Wendker S. 83f.
- ↑ Harry Nussbaumer: Achtzig Jahre expandierendes Universum. In: Sterne und Weltraum Bd. 6/2007, S. 36–44.
- ↑ Eine Liste findet sich in der Kategorie:Durchmusterung. Information zu neueren Surveys gibt es beispielsweise auf den Webseiten des Sloan Digital Sky Survey und des 2 Mikron All Sky Survey.
- ↑ Der Unterschied zwischen Informationen im ganzen Spektrum und Informationen über schmale Spektralbereiche lässt sich durch die Analogie zwischen Licht- und Schallfrequenzen hörbar machen, und wird in David Helfand's Präsentation Seeing the Whole Symphony (CCNMTL, Columbia University) eindrucksvoll demonstriert.
- ↑ Bernard F. Burke und Francis Graham-Smith: An Introduction to Radio Astronomy. Cambridge University Press, Cambridge 1996. ISBN 0-521-00517-5
- ↑ Z.B. Kitchin, Abschnitt 2.8.
- ↑ Einen Überblick bieten die Beiträge in A. Mampaso, M. Prieto und F. Sanchez (Hg.): Infrared Astronomy. Cambridge University Press: Cambridge 2004. ISBN 0-521-54810-1. Die Entstehung dieses Teilgebiets der Astronomie schildert Frank J. Low, G. H. Rieke und R. D. Gehrz: The Beginning of Modern Infrared Astronomy. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics Bd. 45 (2007), S. 43–75.
- ↑ Grundlagen z.B. in R. C. Bless und A. D. Cod: Ultraviolet Astronomy. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics Bd. 10 (1972), S. 197–226. Modernere Entwicklungen und zukünftige Beobachtungsziele in: Ana I. Gómez de Castro und Willem Wamsteker (Hg.): Fundamental Questions in Astrophysics: Guidelines for Future UV Observations. Springer: Dordrecht 2006. ISBN: 1-4020-4838-6.
- ↑ Einen Überblick bieten die Beiträge in Joachim Trümper und Günther Hasinger (Hg.): The Universe in X-Rays. Springer: Berlin u.a. ISBN 978-3-540-34411-7.
- ↑ Christopher Wanjek: Gamma-Astronomie. In: Astronomie Heute Bd. 3/2004, S. 30–36.
- ↑ Siehe Christian Spiering: Astroteilchenphysik. In: Sterne und Weltraum Bd. 6/2008, S. 46–54; einen Überblick bietet auch die Broschüre Kosmische Spurensuche des Komitees für Astroteilchenphysik.
- ↑ Christian Stegmann: Kosmische Strahlung: Die Suche nach den Quellen. In: Sterne und Weltraum Bd. 3/2006, S. 24–34.
- ↑ Siehe z.B. Kitchin, Abschnitt 1.7.
- ↑ Peter Aufmuth: An der Schwelle zur Gravitationswellenastronomie. In: Sterne und Weltraum Bd. 1/2007, S. 26–32.
- ↑ Z.B. Heinz Niedrig (Hg.): Bergmann/Schaefer Lehrbuch der Experimentalphysik. Bd. 3: Optik, S. 172–179. Walter de Gruyter: Berin und New York 1993. ISBN 3-11-012973-6.
- ↑ Dietrich Lemke: Die Zukunft ist licht – aber teuer. In: Sterne und Weltraum Bd. 10/2008, S. 28–35. Direkt zum E-ELT siehe die Webseite Future Facilities: E-ELT auf dem Webportal des European Southern Observatory (zuletzt aufgerufen am 3. Oktober 2008).
- ↑ Kitchin, Abschnitt 1.1.23.
- ↑ Kitchin, Abschnitt 1.1.20.
- ↑ Z.B. Kap. 3 in Michael Stix: The Sun. An Introduction. Springer: Berlin u.a. 2002. ISBN 3-540-42886-0.
- ↑ Z.B. Kitchin, Abschnitt 2.2.; zu Schmidt-Kameras S. 100–101.
- ↑ Siehe z.B. Kitchin, Abschnitte 1.1 und 2.3.
- ↑ Kitchin, Abschnitt 2.2.
- ↑ Blinkkomparator: Sidgwick, Abschnitt 22.8.
- ↑ Zu den klassischen Observatoriumsstandorten Siegfried Marx und Werner Pfau: Sternwarten der Welt. Herder: Freiburg u.a. 1980. ISBN 3-451-18903-8.
- ↑ Zu den Störeffekten siehe Kapitel 2 (speziell zu Speckle-Interferometrie Abschnitt 2.3.3 und zu adaptiver Optik Abschnitt 2.4) in Ian McLean: Electronic Imaging in Astronomy: Detectors and Instrumentation. Springer: Berlin u.a. 2008. ISBN 978-3-540-76582-0. Zu Lucky Imaging, siehe N. M. Law, C. D. Mackay und J. E. Baldwin: Lucky imaging: high angular resolution imaging in the visible from the ground. In: Astronomy and Astrophysics Jg. 446, Bd. 2 (2006), S. 739–745.
- ↑ Bob Mizon: Light Pollution: Responses and Remedies. Springer: London 2002. ISBN 978-1-85233-497-0. Informationen mit Schwerpunkt Deutschland auf den Webseiten der Initiative gegen Lichtverschmutzung (letzter Zugriff 2008-11-01).
- ↑ Z.B. Kapitel 8 in Michael E. Bakich: The Cambridge Encyclopedia of Amateur Astronomy. Cambridge University Press: Cambridge 2003. 978-0-521-81298-6.
- ↑ Zu Boomerang siehe Michael Burton: Astronomie am Ende der Welt. In: Sterne und Weltraum Bd. 12/2004, S. 22–29. Zu flugzeuggestützten Teleskopen Cecilia Scorza de Appl: Astronomie in luftigen Höhen. In: Sterne und Weltraum Bd. 7/2008, S. 64–67.
- ↑ Zu Hubble etwa Tilmann Althaus: 15 Jahre Hubble. In: Sterne und Weltraum Bd. 7/2005, S. 22–33. Zum James Webb Telescope Dietrich Lemke: Bau des James Webb Space Telescope im Plan. In: Sterne und Weltraum Bd. 10/2007, S. 21–23.
- ↑ Radioastronomy-Satellit: Hisashi Hirabayashi et al.: The VLBI Space Observatory Programme and the Radio-Astronomical Satellite HALCA. In: Publ. of the Astronomical Society of Japan Jg. 52 (2000), S. 955–965. Radioastronomie auf dem Mond z.B. C. L. Carilli, J.N. Hewitt und A.Loeb: Low frequency radio astronomy from the moon: cosmic reionization and more. E-Print astro-ph/0702070.
- ↑ Siehe Kapitel 23 in William Romanishins Skript An Introduction to Astronomical Photometry Using CCDs (PDF 1.9 MB; Oakland University, Fassung vom 16. September 2000). Ein vielgenutzter Katalog an Standardsternen ist Arlo Landolt: UBVRI photometric standard stars in the magnitude range 11.5-16.0 around the celestial equator. In: Astronomical Journal, Jg.104 (1992), S. 340–371 und 436–491.
- ↑ Siehe Kapitel 12, 16 und 17 in W. Romanishin, An Introduction to Astronomical Photometry Using CCDs.
- ↑ H. L. Johnson und W. W. Morgan: Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas. In: Astrophysical Journal Jg. 117 (1953), S. 313–352.
- ↑ Z.B. Kitchin, Abschnitt 4.2.2.
- ↑ Z.B. Kitchin, Abschnitt 4.2.3.
- ↑ Infrarotbeobachtungen siehe I. S. Glass: Handbook of Infrared Astronomy. Cambridge University Press: Cambridge 1999. ISBN 0-521-63311-7.
- ↑ K. I. Kellermann und J. M. Moran: The development of high-resolution imaging in radio astronomy. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics Bd. 39 (2001), S. 457–509.
- ↑ Zu den Detektoren Kitchin, Abschnitt 1.3.2, und zu den Abbildungsverfahren Kitchin, Abschnitt 1.3.4.
- ↑ C. Ruggles: Astronomy in Prehistoric Britain & Ireland, speziell zu Stonehenge S. 35–41 und 136–139. Yale University Press 1999. Zu den Möglichkeiten dieser einfachsten Art der Astronomie, siehe auch Neil DeGrasse Tyson: Death by Black Hole, Kapitel 5. Norton: New York und London 2007. ISBN 978-0-393-33016-8.
- ↑ Zur Entwicklung der astronomischen Instrumente siehe Dieter B. Herrmann: Vom Schattenstab zum Riesenspiegel : 2000 Jahre Technik der Himmelsforschung. Verlag Neues Leben, Berlin 1988. ISBN 3-355-00786-2 und Ernst Zinner: Deutsche und Niederländische Astronomische Instrumente des 11.-18. Jahrhunderts. C. H. Beck: München 1967. ISBN 3-406-03301-6.
- ↑ Siehe Douglas J. Mink: 100 Years of Occultations: A Statistical View. In: Bulletin of the American Astronomical Society, Bd. 29, 1997, S. 1023ff. Material zu Sternbedeckungen durch den Mond bieten die Webseiten des International Lunar Occultation Center.
- ↑ Zum Funktionsprinzip von Gaia siehe Marielle van Veggel et al.: Metrology concept design of the GAIA basic angle monitoring system. In: Proc. SPIE, Bd. 5495, 2004, S. 11ff.
- ↑ Zur Radiointerferometrie allgemein: Kitchin, S. 279–298. Für weiterführende Informationen zum Very Large Array, siehe das VLA-Webportal.
- ↑ Z.B. Kitchin, Abschnitt 2.5.2.
- ↑ Zum LBT siehe K. Jäger, Wissenschaftliche Beobachtungen am LBT gestartet. In: Sterne und Weltraum Bd. 7/2007, S. 16–18. Zum VLT-Interferometer siehe A. Glindemann: Das VLT-Interferometer. In: Sterne und Weltraum Bd. 3/2003, S. 24–32.
- ↑ Siehe Thomas Bührke: Das Observatorium "Pierre Auger" – Neue Augen für die kosmische Strahlung. In: Sterne und Weltraum Bd. 3/2006, S. 36–39.
- ↑ Aktuelle Informationen über die neuen Detektoren auf den Webportalen von Amanda und IceCube.
- ↑ Zu den Nachweismethoden allgemein siehe Kitchin, Abschnitt 1.3. Zu GLAST, siehe Giselher Lichti und Andreas von Kienlin: Die GLAST-Mission. In: Sterne und Weltraum Bd. 5/2008, S. 40–48.
- ↑ Marcia Bartusiak: Einsteins Vermächtnis. Der Wettlauf um das letzte Rätsel der Relativitätstheorie. Europäische Verlagsanstalt 2005. ISBN 978-3434505297. Markus Pössel: Das Einstein-Fenster. Hamburg: Hoffmann & Campe 2005. ISBN 978-3455094947.
Weblinks
- Wikibooks: Astronomische Ereignisse – Lern- und Lehrmaterialien
