Kapitel-Index in diesem Fenster 151 151 Kapitel-Index im separaten Fenster Dieses Material (einschließlich Bilder) ist urheberrechtlich geschützt. Siehe meine Urheberrechtshinweise für faire Praktiken. Wählen Sie die Fotos aus, um die Originalquelle in einem anderen Fenster anzuzeigen. Eine weitere wichtige Kraft eines Teleskops ist seine Fähigkeit, uns zu sehen, wirklich kleine Details und sehen scharfe Bilder. Das ist seine Auflösung. Objekte, die am Himmel so dicht beieinander liegen, dass sie sich zu einem einzigen Fleck zusammenschieben, sind leicht als separate Objekte mit einem guten Teleskop zu sehen. Das Auflösungsvermögen wird in dem absolut kleinsten Winkel gemessen, der aufgelöst werden kann. Der absolute minimale auflösbare Winkel (kleinste sichtbare Detail) in Bogensekunden 252.000 215 (Beobachtungswellenlänge) (Objektivdurchmesser). Die Wellenlänge und der Durchmesser müssen in den gleichen Längeneinheiten gemessen werden (d. h. beide Wellenlängen und der objektive Durchmesser, die in Metern oder beides in Nanometern angegeben sind). Ein Teleskop mit einem Bogen zweite Auflösung wäre in der Lage, einen Cent von etwa 3,7 km (2.3 Meilen) entfernt zu sehen. Moderne Teleskope sind in der Lage, die Anzahl der Zeilen in Präsident Roosevelts Haar auf einen Cent in dieser Entfernung zu zählen. Der Wunsch ist, so klein wie möglich zu machen. Dies kann durchgeführt werden, indem die Beobachtungswellenlänge klein gemacht wird (z. B. Verwendung von UV anstelle von sichtbarem Licht) oder indem der Objektivdurchmesser groß gemacht wird. Ein weiterer Weg, um es zu verstehen ist, desto mehr Wellen, die auf dem Objektiv verpackt werden können, desto mehr Informationen das Teleskop erkennt und daher die detaillierter das Bild ist. Ein 40-Zentimeter-Teleskop hat zwei Mal die Auflösung eines 20-Zentimeter-Teleskops bei der gleichen Beobachtungswellenlänge (für das 40-Zentimeter-Teleskop die Hälfte des für das 20-Zentimeter-Teleskop). Allerdings werden die Fluktuationen in der Atmosphäre gewöhnlich Bilder in einen Fuzzy-Blob um etwa ein Bogensekunde oder mehr verschmieren, so daß die Auflösung gewöhnlich auf die Auflösung von einem 12,5-cm-Teleskop auf dem Boden beschränkt ist. Ich werde den Atmosphären-Effekt auf Bilder weiter in den anderen Abschnitt zu diskutieren und Möglichkeiten, wie Sie es ausgleichen können. Der Wunsch nach größeren Auflösungsvermögen ist der Hauptgrund, warum Radioteleskope im Vergleich zu ihren optischen Gegenstücken so enorm sind. Die Funkwellenlängen sind so groß, daß das Radioteleskop LARGE sein muß, um anständiges Auflösungsvermögen zu erhalten (und auch die Signalstärke der Niedrigenergie-Funkwellen zu erhöhen, dh die Lichtsammelleistung). Das Keck-10-Meter-Teleskop gilt als ein sehr großes optisches Teleskop. Allerdings ist es leicht durch die HUGE 305 Meter Arecibo Radioteleskop am Arecibo Observatorium geschoren. Ein Bild dieses Teleskops ist links gezeigt. Dieses Teleskop wurde in einem natürlichen schalenförmigen Tal in Puerto Rico gebaut. Ein Klick auf das Bild zeigt das Teleskop aus anderen Perspektiven. Eine weitere Möglichkeit zur Erhöhung der Auflösung besteht darin, Teleskope zu einem Interferometer zusammenzuschließen. Radiowellen von einem Objekt erreichen jedes Teleskop im Interferometer zu leicht unterschiedlichen Zeiten, so dass die Wellen nicht synchron zueinander sind. Die Kenntnis der Abstände zwischen den Teleskopen und wie aus der Synchronisation der Wellen sind, können die Signale elektronisch kombiniert werden, um ein Bild von außergewöhnlicher Auflösung zu schaffen. Das Bild hat dieselbe Schärfe wie ein Instrument, das sich von einem Ende des Interferometers zum anderen erstrecken würde. Die Lichtsammelstärke ist gleich der Summe der Lichtsammelfähigkeiten jedes einzelnen Teleskops. Um mehr über die Prinzipien der Interferometrie zu erfahren, siehe NASAJPLs Origins Explorers Cartoon. Ein spektakuläres Beispiel für ein solches System ist das hier gezeigte Very Large Array. Dieses Teleskop besteht aus 27 Radiofächern mit je 25 Metern Durchmesser auf einer Y-förmigen Bahn. Vollständig erweitert ist das Very Large Array 36 Kilometer lang und hat eine Auflösung von etwa einer Bogensekunde (abhängig von der Funkwellenlänge). Es hat die Licht-sammelnde Kraft eines 130-Meter-Teleskops. Luftansichten sind unten gezeigt. Ein weiteres Beispiel ist die Australien Teleskop-Kompaktarray außerhalb von Narrabri. Sechs 22-Meter-Gerichte können in einem Array 6 Kilometer über. Eine Foto-Tour der Website ist hier verfügbar. Das sehr lange Baseline-Array ist ein riesiges Interferometer, das zehn Teleskope in Standorten von Hawaii zu den Virgin Islands (siehe Karte unten) platziert. Dieses Teleskop ist die 8.600 Kilometer breit und hat eine Auflösung von bis zu 0.0002 Bogensekunden. Mit einer Auflösung von etwa 50 Mal besser als das Hubble-Weltraumteleskop, ist es in der Lage, so klein wie das innere Sonnensystem im Zentrum unserer Galaxis zu erkennen, Etwa 27.000 Lichtjahre entfernt. Die Astronomen bauen Radioteleskope im Weltraum, die in Verbindung mit bodengestützten Radioteleskopen arbeiten, um Interferometer wesentlich größer als die Erde zu machen (siehe auch die Orbiting VLBI-Website). Andere riesige Radioteleskoparrays umfassen den australischen Quadrat-Kilometer-Array-Pfadfinder (ASKAP) aus 36 identischen Antennen mit jeweils 12 Metern Durchmesser im westlichen Australien und dem Atacama-großen Millimetersubmillimeter-Array (ALMA) auf einer Höhe von über 16.500 Metern in der Atacama-Wüste in Chile. ALMA besteht bislang aus 33 Antennen und wird im Jahr 2013 auf insgesamt 66 Antennen erweitert, davon 54 mit 12 Metern Durchmesser und 12 mit 7 Metern Durchmesser. Sowohl ALMA als auch ASKAP sind große internationale Projekte. Die Astronomen verbinden nun auch optische Teleskope, um deren Auflösungsvermögen zu erhöhen. Zwei schöne Beispiele sind das Keck Interferometer auf Mauna Kea, Hawaii und das Very Large Telescope Interferometer des Paranal Observatorium auf Cerro Paranal in der Atacama-Wüste im Norden Chiles. Sites für die sehr lange Baseline Array --- ein Array 8600 km über zuletzt aktualisiert: 5. Oktober 2012 Ist diese Seite eine Kopie von Strobels Astronomy NotesTelescope Equations Auflösung der Macht eines Teleskops Interferenz Pattern Light, wie Sie vielleicht wissen, reist in der Form Von Wellen. Wenn die Wellen durch die Öffnung Ihres Teleskops gehen, verursacht die Störung die Wellen ineinander laufen. Wo die gekreuzten Wellen Peak to Peak und Trog bis zur Mulde entsprechen, verstärken sich die Wellen gegenseitig und werden hell. Wo die Spitzen einer Welle die Tröge der anderen treffen, brechen sie sich gegenseitig auf und werden dunkel. Das resultierende Dunkel - und Lichtmuster wird Interferenzmuster genannt. Wellen, die von links kommen und durch ein Loch gehen. Beachten Sie, wie die Wellen, die gerade durch das Loch gehen, heller sind, und wenn der Winkel von der Mittellinie nach oben oder unten geht, können Sie sehen, dass die Wellen abwechselnd dunkler und heller werden. Das ist das Interferenzmuster. Das Loch steht für die Öffnung Ihres Teleskops. Die kreisförmige Öffnung des Teleskops erzeugt also im Fall Ihres Teleskops ein kreisförmiges Interferenzmuster. Wegen dieses Interferenzmusters, wenn Sie ein Bild eines Sterns machen, konzentriert es sich nicht auf einen perfekten Punkt. Vielmehr konzentriert es sich auf eine Disk, und wenn Sie Ihr Teleskop für hohe Vergrößerung und prüfen Sie das Bild sorgfältig, können Sie sehen, dass es eine Scheibe mit schwachen Ringen um ihn herum - das ist das Interferenzmuster, das durch die kreisförmige Blende verursacht wird Ihres Teleskops. In der Tat ist dies ein spezielles Interferenzmuster, und es hat einen besonderen Namen - die Airy-Scheibe - benannt nach Sir George Biddell Airy, einem englischen Astronomen, der dieses Muster mathematisch im Jahre 1834 beschrieben hat. Idealisiertes Bild von Airy Disk
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