Beobachtende Astronomie
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.
Grundlagen
Die Astronomie ist gegenüber anderen Naturwissenschaften insofern benachteiligt, als dass Experimente, bei denen der Experimentator die Ausgangsbedingungen bestimmen kann, nicht möglich sind. Dies wird teilweise dadurch kompensiert, dass Astronomen meist eine ausreichende Anzahl sichtbarer Beispiele untersuchen können. Dies erlaubt es beispielsweise, statt der Entwicklung eines Sterns über Jahrmilliarden, unterschiedliche Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien zu beobachten, um den Entwicklungsweg der Sterne zu erforschen. Mithilfe nahe gelegener Beispiele und unter Zuhilfenahme des kosmologischen Prinzips kann dann auch auf das Verhalten entfernter Objekte geschlossen werden.
Sterne mit identischer Masse, zu gleicher Zeit unter ähnlichen Bedingungen geformt, haben typischerweise fast identische beobachtete Eigenschaften. Wenn man viele nah beieinander liegende Sterne beobachtet, wie etwa in einem Kugelhaufen, kann man Daten über die Verteilung von Sterntypen sammeln. Aus den entstehenden Tabellen kann man das Alter der „Gesellschaft“ feststellen.
Eine direkte Untersuchung ist nur für die uns nächsten Himmelsobjekte möglich, insbesondere den Mond und diejenigen Planeten und Planetenmonde, die bereits von irdischen Raumsonden besucht wurden. Weitere Untersuchungsmöglichkeiten bieten sich, wenn Bruchstücke naher Himmelskörper auf die Erde fallen. So werden in Wüsten, aber beispielsweise auch auf den eisigen Flächen der Antarktis Meteoriten gesammelt, deren Untersuchung Aufschluss über die Zusammensetzung von Asteroiden oder sogar der Marsoberfläche gibt.
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.
Insbesondere die Sterne sind bloßem Auge am Nachthimmel sichtbar. Die Muster, die sie am Himmel bilden, Sternbilder oder Konstellationen genannt, erleichtern die Orientierung am Himmel und waren oftmals mit Mythen verknüpft. 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.
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, weisen auf die Erscheinung von Kometen hin.
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.
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 (und der ihn ergänzende Index Catalogue).
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 nahme beobachten und vermessen kann. Bekannte Beispiele sind die Pioneer-Sonden sowie Voyager 1 und Voyager 2.
Position am Nachthimmel
Hauptartikel: Astrometrie
Eine der fundamentalsten Beobachtungsgrößen ist die Position eines Objekts am Nachthimmel. Sie kann im Rahmen verschiedener astronomischer Koordinatensysteme angegeben werden.
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.
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.
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.
Mit dem Aufkommen immer leistungsfähiger Teleskope gelangen Messungen von Effekten wie der Aberration und der für die Entfernungsbestimmung wichtige Parallaxe von Sternen, aber auch die Bestimmung der Eigenbewegung von Sternen möglich. Genauere Untersuchungen der bekannten Planetenbahnen führten zum Nachweis durch Störungen, die auf die Existenz weiterer Himmelskörper hinwiesen. Dies führte zur Entdeckung des Planeten Neptun und des Zwergplaneten Pluto. Eine anderweitig nicht zufriedenstellen erklärbare Anomalie in der Bahn des Merkur erwies sich letztendlich als Effekt der von Albert Einstein entwickelten Allgemeinen Relativitätstheorie.
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. 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.
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 ihrer intrinsischen Helligkeit ab, in der Astronomie absolute Helligkeit genannt, zum anderen von ihrer 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.
Umgekehrt lassen sich dort, wo sich die absolute Helligkeit aus Entfernung und scheinbarer Helligkeit ermitteln lässt, Rückschlüsse über Objekteigenschaften ziehen. Die so genannten Leuchtkraftklassen der Sterne sind eine der entscheidenden Größen bei der systematischen Erfassung dieses Typs von Objekt, auf der sich wiederum die modernen Theorien zu Aufbau und Entstehung der Sterne gründen. 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.
Veränderungen der Helligkeit erlauben in vielen Fällen ebenfalls Rückschlüsse auf die Natur des betrachteten Objekts. Dies gilt insbesondere für so genannte veränderliche Sterne: So genannte photometrische Doppelsterne 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. zur Errechnung der Massen der beiden oder der des ganzen Systems benutzt werden. Andere periodische Helligkeitsschwankungen entsprechen Sternpulsationen.
Spektren
Seid 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 Abständen ermöglichen Einblick in die chemische Zusammensetzung der meisten Himmelsobjekte.
Gemeinsam mit der Einteilung in Leuchtkraftklassen ermöglicht die Einteilung der Sterne in Spektralklassen ihre Einordnung in ein so genanntes Hertzsprung-Russel-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 nach und nach immer schwerere Elemente durch Kernfusion (sog. stellare Nukleosynthese). Allgemein liefert ein Vergleich der Helligkeit eines Objekts in unterschiedlichen Teilen des Spektrums Informationen über dessen Temperatur und gemäß den Strahlungsgesetzen auch darüber, wieviel Strahlung das Objekt pro Flächeneinheit aussendet.
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. Bei so genannten spektroskopischen Doppelsternen kann allein aufgrund der periodischen Verschiebung von Spektrallinien nachgewiesen werden, dass dort ein Objekt um ein zweites kreist.
Spektrale Verschiebungen sind insbesondere für die Kosmologie von großer Wichtigkeit. Im Standardmodel 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 einerseits unverzichtbar, um die Evolution des Universums zu verfolgen. 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 Auswertungen der Rotverschiebungen vieler Galaxien, liefern wichtige Informationen zur Evolution von Galaxien.
Untersuchungen bei verschiedenen Wellenlängen
Während des Großteils ihrer Geschichte beschränkte sich die 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.
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.
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.
Die Infrarotastronomie, mit Wellenlängen zwischen ca. 700 nm und 300 μm eignet sich zum einen zur Beobachtung vergleichsweiser kalter Objekte wie Brauner Zwerge und solchen Sternen, 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.
Auf die Infrarotstrahlung folgt das sichtbare Licht, Beobachtungsbereich der bereits oben angesprochenen visuellen Astronomie. Jenseits dessen liegt der Bereich der Ultraviolettastronomie, mit Wellenlängen zwischen 10 und 380 nm. Hier lassen sich besonders gut besonders 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: Doppelsterne, Materieflüsse in der Umgebung von Sternen, aber beispielsweise auch anhand von Absorptionslinien die Eigenschaften des interstellaren Mediums zwischen dem Beobachter und einem fernen Objekt.
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, aber beispielsweise auch von Röntgendoppelsternen. Eine weitere typische Quelle ist 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 sind weitere astronomische Röntgenquellen.
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 bestimmte Arten von Supernova-Explosionen oder die Verschmelzung von Neutronensternen annimmt.
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.
Die so genannte kosmische Strahlung besteht vorwiegend aus Protonen, Elektronen und vereinzelten schwereren (und komplett ionisierten) Atomkernen. Einen Teil davon macht der so genannte Sonnenwind aus. 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.
Eine weitere Art auf der Erde nachweisbarer kosmischer Teilchenstrom sind kosmische Neutrinos, die beispielsweise während Supernova-Explosionen erzeugt werden. 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. Auch höchstenergetische elektromagnetische Gammastrahlen, die sich nicht mit Teleskopen, sondern nur mit Teilchendetektoren nachweisen lässt, wird der Astroteilchenphysik zugerechnet.
Gravitationswellenastronomie
Bislang noch Zukunftsmusik ist die Gravitationswellenastronomie. Derzeit arbeiten Gravitationswellendetektoren wie VIRGO, GEO600 und die LIGO-Detektoren am direkten Nachweis von Gravitationswellen, von der allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagten, sich ausbreitenden Raumzeit-Verzerrungen. 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.
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.
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 100 Meter im Durchmesser messende Overwhelmingly Large Telescope (englisch: „Überwältigend großes Teleskop“).
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 die thermische Ausdehnung ihre Form ändern.
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 Ausrichtung der Montierung speziell einzustellen.
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.
Das Foto spielte über ein Jahrhundert lang eine entscheidende Rolle in der beobachtenden Astronomie. In den letzten 30 Jahren wurde es jedoch zunehmend von digitalen Sensoren wie CCD- (auch in digitalen Fotoapparaten verwandt) und CMOS-Chips abgelöst. Spezialgebiete wie die Photometrie und die Interferometrie nutzen elektronische Detektoren schon erheblich länger. Die elektronischen Detektoren haben eine deutlich höhere Lichtempfindlichkeit. Fotografische Glasplatten werden allerdings weiter genutzt, denn die mögliche Auflösung ist bei chemischem Film viel höher als die irgendeines bisher konstruierten elektronischen Sensors.
Umgang mit den Effekten der Erdatmosphäre
Optische und Radioastronomie können mit erdbasierten Observatorien durchgeführt werden, weil die Atmosphäre für die gewünschten Wellenlängen relativ durchlässig ist. Observatorien sind oft in großen Höhenlagen angesiedelt, um die Absorption und Verzerrung durch die Erdatmosphäre zu minimieren. Einige Wellenlängen des infraroten Lichts werden durch Wasserdampf stark absorbiert, weshalb viele Beobachtungsstätten an trockenen Plätzen oder auch im All zu finden sind.
Die Atmosphäre ist undurchlässig für die Wellenlängen, die bei Röntgen-, Gammastrahlen-, UV- und (mit kleinen Ausnahmen, so genannten Wellenlängen-Fenstern) fernen Infrarotastronomie benutzt werden, somit müssen diese Beobachtungen meist von Ballons oder von Weltraumobservatorien aus gemacht werden. Hochenergetische Gammastrahlen können durch die von ihnen verursachten großen Sekundärteilchenschauer dennoch aufgespürt werden.
Eine lange Zeit in der Geschichte der beobachtenden Astronomie wurden fast alle Beobachtungen im sichtbaren Spektrum mit optischen Teleskopen gemacht. Trotz der Tatsache, dass die Erdatmosphäre in diesem Teil des elektromagnetischen Spektrums transparent ist, hängt ein großer Teil der Arbeit mit dem Teleskop immer noch von Sichtverhältnissen und Lufttransparenz ab und muss deshalb oft in der Nacht erledigt werden. Die Sichtverhältnisse hängen von Turbulenzen und thermalen Unterschieden in der Luft ab. Orte, die oft bewölkt sind oder atmosphärische Turbulenzen besitzen, begrenzen die Auflösung der Beobachtungen. Ebenso kann der Mond mit Streulicht aufhellen und so die Beobachtung von matten Objekten behindern.
Für Beobachtungszwecke ist der optimale Platz unzweifelhaft im All. Dort kann man mit dem Teleskop Beobachtungen machen, ohne dabei von der Atmosphäre beeinflusst zu werden. Weil es sehr teuer ist, Teleskope in den Orbit zu schießen, benutzt man die nächstbesten Beobachtungspunkte: 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 Llano de Chajnator, Paranal, Cerro Tololo und La Silla in Chile. Diese Beobachtungspunkte haben eine große Menge leistungsfähiger Teleskope, die zusammen mehrere Milliarden Dollar gekostet haben.
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 - ohne Spezialfilter - 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.
Atmosphärische Effekte (Seeing) können die Auflösung eines Teleskops stark verringern. Ohne Mittel zur Korrektur des Unschärfeeffekts der sich verändernden Atmosphäre können Teleskope mit einer Blendengröße von über 15 bis 20 Zentimeter ihre theoretische Auflösung im sichtbaren Spektrum nicht erreichen. Daraus folgt, dass der primäre Nutzen sehr großer Teleskope die Möglichkeit ist, größere Lichtmengen „aufzufangen“, um sehr geringe Größen messen zu können. Dennoch wurde begonnen, das Auflösungsproblem durch Adaptive Optik, Speckle-Interferometrie und „interferometric Imaging“, aber auch Weltraumteleskope zu bewältigen.
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, aus der Position der Sonne den Zeitpunkt der Sommersonnenwende zu bestimmen.
Mit genaueren Peilvorrichtungen wie dem Jakobsstab, einfachen Quadranten oder der Armillarsphäre sind auch mit bloßem Auge quantitative Messungen möglich. Vor der Erfindung des Teleskops beruhte die frühe beobachtende Astronomie auf der Beobachtung mit dem bloßen Auge und verschiedenen Zeit- und Richtungsmessinstrumenten. Paradebeispiel sind die im 16. Jahrhundert jahrzehntelang von dem dänischen Astronomen Tycho Brahe gesammelten Beobachtungen zur Position der damals bekannten Planeten, auf deren Basis Johannes Kepler später die nach ihm benannten Gesetze der Planetenbewegung aufstellte.
Die Verbindung von Teleskop und Peilvorrichtung führte zu genaueren Messinstrumenten, von handgehaltenen Sextanten für die Navigation zu Meridiankreisen und anderen Arten astronomischer Theodoliten. So wurden Messungen von Effekten wie der Aberration und der für die Entfernungsbestimmung wichtige Parallaxe von Sternen, aber auch die Bestimmung der Eigenbewegung von Sternen möglich.
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. 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.
Andere Instrumente
Zusätzlich zur Untersuchung des Universums im optischen Spektrum, ist es Astronomen in zunehmendem Maß möglich, Informationen unter Zuhilfenahme anderer Teile des elektromagnetischen Spektrums zu erfassen. Die frühesten dieser nichtoptischen Messungen wurden über die thermischen Eigenschaften der Sonne gemacht: Instrumente, die während einer Sonnenfinsternis aufgestellt wurden, konnten genutzt werden, um den Umfang der Korona zu messen.
Mit der Entdeckung der Radiowellen begann sich die Radioastronomie als eine neue Disziplin der Astronomie herauszubilden. Die langen Wellenlängen der Radiowellen erforderten sehr große „Schüsseln“ (Radioteleskope), um „Bilder“ mit einer guten Auflösung zu machen. Später führte die Entwicklung zu Interferometern mit mehreren „Schüsseln“ für hoch auflösende Blendensynthese-Radiowellenbilder (auch „Radio Maps“, englisch für „Radiokarten“ genannt). Die Entwicklung des Mikrowellen-Horn-Empfängers führte zur Entdeckung der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, die im Zusammenhang mit dem Urknall steht.
Die Radioastronomie setzt die Erweiterung ihrer Möglichkeiten fort und nutzt sogar Radioastronomiesatelliten, um Interferometer mit einem über dem Erdumfang liegendem Umfang zu „erzeugen“. Durch die sich noch immer ausweitende anderweitige Nutzung des Radiospektrums allerdings werden die schwachen Radiosignale von Sternen teilweise überlagert. Aus diesem Grund könnte die Radioastronomie in Zukunft von „geschützten“ Orten, etwa der erdabgewandten Seite des Mondes, ausgeführt werden.
Im zweiten Teil des zwanzigsten Jahrhunderts erfuhren die astronomischen Instrumente schnell technologische Fortschritte. Optische Teleskope wurden immer größer, Adaptive Optiken halfen, atmosphärische Unschärfen teilweise zu entfernen; neue Teleskope wurden ins All gesandt und begannen den Infrarot-, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammastrahlenbereich des elektromagnetischen Spektrums, ebenso wie kosmische Strahlen zu untersuchen; Interferometerfelder erstellten die ersten hoch auflösenden Bilder von Radio-, Infrarot- und optischen Wellenlängen durch Benutzung der Blendensynthese. Die Erde umkreisende Instrumente, wie das Hubble-Weltraumteleskop förderten schnelle Fortschritte des astronomischen Wissens und arbeiteten sozusagen als „Zugpferd“ für Observationen schwach scheinender Objekte. Noch in der Entwicklungsphase befindliche neue Weltrauminstrumente sollen es ermöglichen, Planeten, die um andere Sonnen kreisen, direkt zu beobachten. Möglicherweise befinden sich auch einige erdähnliche darunter.
Zusätzlich zu Teleskopen benutzen Astronomen auch andere Instrumente, um Beobachtungen zu machen. Riesige Tanks wurden erbaut, um von der Sonne oder Supernovae abgestrahlte Neutrinos aufzufangen. Gravitationswellendetektoren werden entwickelt, um Ereignisse wie Kollisionen massiver Objekte, etwa fer von Neutronensternen aufzuzeichnen. Auch Weltraumroboter werden zur Erstellung detaillierter Beobachtungen von Planeten in unserem Sonnensystem zunehmend genutzt, sodass das Feld der Planetologie auch immer mehr in das Feld der Geo- und Meteorologie drängt.
Beobachtungswerkzeuge
Der Blinkkomparator ist ein Instrument zum Vergleichen zweier fast identischer Fotografien, die vom selben Himmelsteil zu unterschiedlichen Zeiten gemacht wurden. Der Komparator wechselt die Beleuchtung beider Platten ab, sodass Unterschiede durch blinkende Punkte oder Streifen sichtbar gemacht werden. Dieses Instrument wurde bereits zum Finden von Asteroiden, Kometen und Wandelsternen benutzt.
Die Positionsmessschraube ist ein Gerät, welches zum Messen von Doppelsternen benutzt wurde. Es besteht aus einem Paar dünner, beweglicher Linien, 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 die wahre Entfernung über die Vergrößerung des Teleskops ermittelt.
Ein oft benutztes Werkzeug ist das Spektroskop. Die Absorption bestimmter Wellenlängen des Lichts durch die Elemente erlaubt es, bestimmte Eigenschaften entfernter Körper zu beobachten. Diese Möglichkeit führte etwa zur Entdeckung das Helium von der Sonne abgestrahlt wird, außerdem konnte man eine viele Informationen über weit entfernte Sterne, Galaxien und andere Himmelskörper herausfinden. Der Doppler-Effekt (insbesondere die Rotverschiebung) von Spektren können auch genutzt werden, um die Drehbewegung oder Distanz zur Erde zu ermitteln.
Frühe Spektroskope hatten Reihen von Prismen, die das Licht in ein breites Spektrum spalteten. Später wurde das Spektroskop mit optischem Gitter entwickelt, was den Lichtverlust verglichen mit Prismen reduzierte und eine höhere spektrale Auflösung hatte. Das Spektrum kann als lange Aufnahme fotografiert werden, sodass sich auch schwache Objekte wie entfernte Galaxien messen lassen.
Stellare Photometrie wird seit 1861 benutzt, um Sternfarben zu messen. Diese Technik misst die scheinbare Helligkeit eines Sterns in bestimmten Frequenzbereichen, erlaubt eine Unterscheidung der gesamten Farbe, also der Temperatur eines Sterns. Seit 1951 wurde ein international standardisiertes System der Ermittlung der scheinbaren Helligkeit benutzt.
Fotoelektrische Photometrie per CCD-Chip wird nun oft benutzt, um Beobachtungen durch ein Teleskop zu machen. Diese empfindlichen Instrumente können das Bild fast bis zu einzelnen Photonen aufzeichnen und können auch so eingestellt werden, dass sie für das menschliche Auge unsichtbare Teile des Spektrums sichtbar machen. Die Möglichkeit die Ankunft weniger Photonen über einen Zeitraum aufzuzeichnen, erlaubt es, eine Computerkorrektur für atmosphärische Effekte vorzunehmen und das Bild zu schärfen. Zudem können mehrere digitale Bilder verbunden werden, um das Bild weiter zu verbessern. Wenn dies mit der adaptiven Optik kombiniert wird, kann die Bildqualität die maximale mögliche, theoretische Auflösung für ein Teleskop erreichen.
Filter werden benutzt, um ein bestimmtes Bild bei festgelegten Frequenzen oder in festgelegten Frequenzbereichen anzusehen. Mehrschichtige Filter geben die Möglichkeit die blockierten und durchgelassenen Frequenzen sehr genau zu kontrollieren, man kann zum Beispiel nur das Licht angeregter Wasserstoffatome sichtbar machen. Filter können auch die Lichtverschmutzung dämpfen, indem sie ungewolltes Licht ausblenden. Polarisationsfilter können benutzt werden, um festzustellen, ob die Quelle polarisiertes Licht ausstrahlt und wie es polarisiert ist.
Siehe auch
Einzelnachweise
- ↑ D. Gossman, Light Curves and Their Secrets, Sky & Telescope (October 1989, p.410)
- ↑ Eclipsing Binary Simulation, Cornell Astronomy
Weblinks
- Wikibooks: Astronomische Ereignisse – Lern- und Lehrmaterialien
- www.Space-Agents.de - eine Gruppe engagierter Amateurastronomen aus der Region Karlsruhe, Rastatt, Nordbaden und der Südpfalz. Umfangreiche Informationen über das Thema Astronomie, Teleskope und Erfahrungberichte
