Next: Gerätetechnische Grundlagen
Up: Die Einflüsse der Erdatmosphäre
Previous: Die Extinktion
  Contents
Durch die Turbulenz in der Erdatmosphäre werden die ankommenden
Wellenfronten deformiert, und es treten zufällige Fluktuationen
in Helligkeit und Richtung der Strahlung auf.
Die zufälligen Richtungsänderungen der Lichtstrahlen, die sich in einer
Bewegung des Sternbildes in der Fokalebene widerspiegeln, werden
Seeing genannt. Das Erscheinungsbild des Seeing hängt mit der Größe
der Turbulenzelemente zusammen (siehe Aufgabe 7).
In einem kleinen Teleskop äußert es sich
durch ein Hin- und Hertanzen des Sternbildes mit Amplituden von
bis und Frequenzen kleiner als 1 Hz. In einem großen Teleskop
beobachtet man ein verschmiertes Seeingscheibchen aus vielen einzelnen
Beugungsbildern (Speckles). Die Fläche des Seeingscheibchens
wächst proportional zur Luftmasse. Das Seeing wird auf einer Skala von
1 (ausgezeichnet) bis 5 (schlecht) beurteilt. In der Photometeranordnung
wird es durch die Fabry-Linse weitgehend kompensiert.
Die zufälligen Helligkeitsänderungen des beobachteten Sternbildes,
die durch Verbiegung der Wellenfronten in der Größenordnung der
Teleskopöffnung entstehen, werden Szintillation genannt.
Die Szintillation tritt mit Frequenzen zwischen
10 und 1000 Hz auf. Sie stellt einen zusätzlichen Rauschanteil bei den
Beobachtungen dar. Die Abhängigkeit dieses Anteils von der
Teleskopöffnung und der Luftmasse ist in Abb. 7 dargestellt.
Das Szintillationsrauschen ist direkt proportional zur Windgeschwindigkeit
und umgekehrt proportional zur Quadratwurzel aus der Integrationszeit.
Bei großer Horizontnähe wird durch die Wellenlängenabhängigkeit
der Refraktion (siehe Aufgabe 2) zusätzlich das Sternscheibchen
zu einem senkrecht stehenden Spektrum auseinandergezogen. Bei einer
Zenitdistanz größer als kann die Länge dieses Spektrums
mehrere Bogensekunden betragen. Bei zu klein gewählter Blende kann
bei horizontnahen Beobachtungen ein Teil des Sternlichts abgeschnitten
und so die Messungen in einzelnen Farbbereichen verfälscht werden.
Eine untere Nachweisgrenze für schwache Sterne ist die Helligkeit des
Himmelshintergrundes. Sie muß von jeder gemessenen Sternhelligkeit abgezogen
werden und beträgt in mondlosen Nächten für die Beobachtungsstation
in Großschwabhausen etwa je Quadratbogensekunde.
Die Helligkeit des Nachthimmels resultiert zu 20 bis 40% aus
der Gesamtheit der sichtbaren und unsichtbaren Sterne sowie dem
Zodiakallicht. Der Rest ist ein Eigenleuchten der Erdatmosphäre
aus der Rekombination von Atomen und Molekülen. Sie werden tagsüber
durch kurzwellige Sonnenstrahlung ionisiert oder dissoziiert.
Der Himmelshintergrund muß bei jeder photometrischen Beobachtung
mit gemessen werden.
Next: Gerätetechnische Grundlagen
Up: Die Einflüsse der Erdatmosphäre
Previous: Die Extinktion
  Contents
Juergen Weiprecht
2002-10-29