| dbo:abstract
|
- In der Astronomie ist Seeing (engl.: Sehen) sowohl die Tatsache als auch das Maß der Bildunschärfe durch Luftunruhe, hauptsächlich in der planetaren Grenzschicht, aber auch in der Teleskopkuppel und ihrer direkten Umgebung. Es wird normalerweise in Bogensekunden angegeben und dabei oft über die Halbwertsbreite FWHM (Full width at half maximum) der Abbildung einer Punktquelle (z. B. entfernter Stern) gemessen. Um das Seeing direkt aus einer Bildaufnahme zu bestimmen, muss das Bild mindestens mehrere Sekunden lang belichtet (integriert) werden. Typische Werte für das europäische Festland liegen bei zwei bis fünf Bogensekunden. An Standorten mit besonders gutem Seeing wie in der Atacamawüste in Chile, auf den kanarischen Inseln, der südspanischen Sierra Nevada, Hawaii oder anderen bevorzugten Standorten für Großteleskope ist der Mittelwert (Median) besser als eine Bogensekunde, bei sehr guten Bedingungen kann es auf weniger als 0.4 Bogensekunden sinken. Das Seeing ist schwach von der Wellenlänge des beobachteten Lichtes abhängig, längere Wellenlängen haben kleinere Seeingwerte. Ohne Wellenlängenangabe bezieht es sich meistens auf eine Wellenlänge von 500 nm (türkisfarben). Das Seeing ist eine direkte Folge der optischen Turbulenz der Erdatmosphäre. Durchläuft eine perfekt plane Lichtwellenfront eines weit entfernten Sterns die Erdatmosphäre, erzeugt diese Störungen in der Wellenfront in der Größenordnung von einigen Mikrometern. Für sichtbares Licht sind diese Störungen teilweise größer als die Lichtwellenlänge. Das Seeing kann sich stark, je nach atmosphärischen Bedingungen, auch auf kleinen Zeitskalen (Minuten) ändern. Das Seeing beruht letztlich auf Änderungen des Brechungsindex der Luft, der sich sowohl mit der Zeit (Windgeschwindigkeit), als auch dem Ort entlang der Sichtlinie ändert. Kleine Optiken wie das menschliche Auge können das Seeing über das Funkeln der Sterne beobachten. Kleine Teleskope mit einer maximalen Öffnung von bis zu ca. 10cm Durchmesser leiden bei langen Belichtungen vor allem unter der atmosphärisch bedingten Bildbewegung. Mit kurzen Belichtungszeiten können hier schon beugungsbegrenzte Bilder mit Halbwertsbreiten um die 1 Bogensekunde aufgenommmen werden. Generell nimmt die Bildbewegung mit größeren Öffnungen ab. Bei Teleskopen mit Öffnungen größer ca. 10cm Durchmesser "zerfällt" das Bild einer Punktquelle in der Regel schon in mehrere Speckles und die Halbwertsbreite einer Punktquelle wird nicht länger von der Teleskopgröße sondern vom Seeing bestimmt. Um eine vom Seeing unabhängige, möglichst beugungsbegrenzte Abbildung zu erreichen, gibt es mehrere technische Ausgleichsmaßnahmen wie die Speckle-Interferometrie, das Lucky Imaging oder die adaptive Optik. Diese Techniken führen bei relativ kleinen Gesichtsfeldern im Infrarotbereich zu sehr guten Ergebnissen. (de)
- In der Astronomie ist Seeing (engl.: Sehen) sowohl die Tatsache als auch das Maß der Bildunschärfe durch Luftunruhe, hauptsächlich in der planetaren Grenzschicht, aber auch in der Teleskopkuppel und ihrer direkten Umgebung. Es wird normalerweise in Bogensekunden angegeben und dabei oft über die Halbwertsbreite FWHM (Full width at half maximum) der Abbildung einer Punktquelle (z. B. entfernter Stern) gemessen. Um das Seeing direkt aus einer Bildaufnahme zu bestimmen, muss das Bild mindestens mehrere Sekunden lang belichtet (integriert) werden. Typische Werte für das europäische Festland liegen bei zwei bis fünf Bogensekunden. An Standorten mit besonders gutem Seeing wie in der Atacamawüste in Chile, auf den kanarischen Inseln, der südspanischen Sierra Nevada, Hawaii oder anderen bevorzugten Standorten für Großteleskope ist der Mittelwert (Median) besser als eine Bogensekunde, bei sehr guten Bedingungen kann es auf weniger als 0.4 Bogensekunden sinken. Das Seeing ist schwach von der Wellenlänge des beobachteten Lichtes abhängig, längere Wellenlängen haben kleinere Seeingwerte. Ohne Wellenlängenangabe bezieht es sich meistens auf eine Wellenlänge von 500 nm (türkisfarben). Das Seeing ist eine direkte Folge der optischen Turbulenz der Erdatmosphäre. Durchläuft eine perfekt plane Lichtwellenfront eines weit entfernten Sterns die Erdatmosphäre, erzeugt diese Störungen in der Wellenfront in der Größenordnung von einigen Mikrometern. Für sichtbares Licht sind diese Störungen teilweise größer als die Lichtwellenlänge. Das Seeing kann sich stark, je nach atmosphärischen Bedingungen, auch auf kleinen Zeitskalen (Minuten) ändern. Das Seeing beruht letztlich auf Änderungen des Brechungsindex der Luft, der sich sowohl mit der Zeit (Windgeschwindigkeit), als auch dem Ort entlang der Sichtlinie ändert. Kleine Optiken wie das menschliche Auge können das Seeing über das Funkeln der Sterne beobachten. Kleine Teleskope mit einer maximalen Öffnung von bis zu ca. 10cm Durchmesser leiden bei langen Belichtungen vor allem unter der atmosphärisch bedingten Bildbewegung. Mit kurzen Belichtungszeiten können hier schon beugungsbegrenzte Bilder mit Halbwertsbreiten um die 1 Bogensekunde aufgenommmen werden. Generell nimmt die Bildbewegung mit größeren Öffnungen ab. Bei Teleskopen mit Öffnungen größer ca. 10cm Durchmesser "zerfällt" das Bild einer Punktquelle in der Regel schon in mehrere Speckles und die Halbwertsbreite einer Punktquelle wird nicht länger von der Teleskopgröße sondern vom Seeing bestimmt. Um eine vom Seeing unabhängige, möglichst beugungsbegrenzte Abbildung zu erreichen, gibt es mehrere technische Ausgleichsmaßnahmen wie die Speckle-Interferometrie, das Lucky Imaging oder die adaptive Optik. Diese Techniken führen bei relativ kleinen Gesichtsfeldern im Infrarotbereich zu sehr guten Ergebnissen. (de)
|
