Szintillation - Das Funkeln der Sterne

Bin kein Experte, leider. Wir sind ja auch ein ein offenes Forum, nicht wahr? Ich meine die Szintillation ist unabhängig von der Intensität vorhanden, mit geringerer Intensität fällt sie nur unterhalb der Reizschwelle und mag dann weniger Irritation erzeugen bei vis. Messungen. Deine Interpretation der aufgeblähten Sterne teile ich. Auch auf fotographischen Abbildungen hat man das.

Ciao,
Jo

Hi Ulli,

zum Problem vergrößerte Sternabbildung- ja, das hat mit dem Seeing zu tun. Vergrößerst du höher wird der Effekt auch deutlicher sichtbar und es hängt natürlich von der jeweiligen Luftunruhe ab. Wobei Richtungs-Szintillation nicht ganz der passende Ausdruck ist, mit Richtung hat das ja nix zu tun.

Schön dargesellt ist das hier- http://www.amateurastronomie.com/anfang/seeing/index.htm

Und an helleren Sternen nimmt das freie Auge das eben auch besser wahr bzw. auch im Teleskop sieht man das an den helleren deutlicher. Reizschwelle als Grund wurde von Jo ja schon erwähnt.

Gruß
Stefan

Hi Ulli,

das Seeing wird ja durch Luftpakete erzeugt, die auf dem Sehstrahl des Teleskops liegen und aufgrund ihrer unterschiedlichen Temperaturen unterschiedliche Brechzahlen aufweisen und deshalb wie schwache Linsen wirken. Sind die Luftpakete groesser als die Teleskopoeffnung, hast Du den Eindruck, dass sich die Richtung aendert. Sind sie kleiner als die Oeffnung, faengst Du an, Mehrfachbilder zu sehen - das sogenannte Specklemuster. Die mittlere Groesse des Luftpakets wird auch als Fried-Parameter bezeichnet.

Typischerweise wird das meiste Licht in der korrekten Sternrichtung wahrgenommen, und weiter vom wahren Sehstrahl entfernt zunehmend weniger. weil die Wahrscheinlichkeit, dass Licht in diese Richtungen gebrochen wird, abnimmt. Du siehst den Stern als Scheibchen aus Speckles (oder bei Fotografie per Langzeitbelichtung als statische Punktbildfunktion, die einen gaussfoermigen Querschnitt aufweist), und die Ausdehnung wird dadurch bestimmt, wann das weiter nach aussen gebrochene Licht unter die Wahrnehmungsgrenze faellt. Deshalb erscheinen hellere Sterne groesser, da mehr Licht wahrgenommen wird und die Wahrnehmungsgrenze der Punktbildfunktion bzw. des Specklemusters weiter aussen liegt.

Da der Fried-Parameter durch die Turbulenz der Luftschichten vorgegeben ist, ist er invariant unter Objekttransformation - jeder Stern bekommt das gleiche Fett weg und die Wahrnehmung hellerer Sterne als "groesser" wird nur durch den oben beschriebenen Effekt erzeugt. Auch schoen bei Astrofotos zu sehen, wo helle Sterne deutlich groessere "Fladen" sind als schwache Sterne.

Nachtrag, wo wir gerade beim Betrachten von Sternen auf Langzeitaufnahmen sind. Fotos, die chemisch gewonnen wurden, weisen je nach Plattenmaterial teils recht grosse Lichthoefe oder Ringe um helle Sterne auf. Dieser Effekt ist vor allem auf Glasplatten deutlich gewesen - Hersteller astrofotografischer Emulsionen haben spaeter "lichthoffreie" Platten erfunden, um diesen Effekt zu drosseln. Er wurde durch Streulicht in der Fotoemulsion erzeugt, und durch Reflexion des Lichtes, das die Filmemulsion durchdrang und von der rueckseitigen Glasluftflaeche zurueckreflektiert wurde. In alten Buechern wie Burnham's Celestial Handbook sind solche Hoefe eindrucksvoll zu finden. Sie haben aber nichts mit dem Seeing zu tun. Mit Hinblick auf heutige CCD-Sensoren koennte man die Hof- und Haloeffekte eher in den Bereich des "analogen Bloomings" einordnen.

Hi Ulli,

danke fuer die Blumen [;)] - ich habe vor einigen Jahren einen Vortrag ueber adaptive Optik in mein Repetoire aufgenommen ("Tackling the Turbulence"). Das genaue Verstehen der Luftunruhe hat in den letzten zwei Jahrzehnten im Rahmen der Grossteleskopnutzung an Wichtigkeit zugenommen. Frueher haben Astronomen ihr Teleskop weitgehend von Umwelteinfluessen abgeschottet und viele Kuppeln waren wahre Turbulenzfabriken (Begriffe wie "Saalrefraktion" kommen aus der Zeit). Heute belueftet man die Instrumente sehr effizient und verbannt jegliche Waermequelle aus der Kuppel. Wo frueher ein Astronom im Primaerfokus sass (schoene Waermequelle mittem im Strahlengang!), sitzt heute ein Instrument, dessen Abwaerme ueber Fluessigkeitsleitungen an einen Waermetauscher geht, der seine warme Luft in einiger Entfernung von der Kuppel in die Atmosphare abgibt.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"><i>Original erstellt von: Gacrux</i>
<br />Jede Luftschicht hat andere Parameter.
<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Ja, die Temperatur- und Feuchte- Schichtung an sich spielt für das Seeing jedoch keine Rolle. Das Seeing entsteht durch die schnelle zeitliche Änderung dieser Parameter und damit des Brechungsindexes (Turbulenzen).

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Sind die eingehenden Lichtstrahlen von Sirius (8.6 Lj), Canopus (310 Lj) und Eta Carinae (8500 Lj)
wirklich 'dicker' als die von anderen Sternen, z.B. Alpha Centauri(4.3 Lj)?<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Nein. Durch die große Entfernung erscheinen Sterne in guter Näherung punktförmig, egal wie groß sie sind. Wie Jürgen schon schrieb: "jeder Stern bekommt das gleiche Fett weg". Je heller der Stern (Wahrnehmungsgrenze) und je tiefer am Himmel (dickere Luftschicht), um so stärker zeigt sich das Flimmern.

Planeten hingegen haben eine nennenswerte Ausdehnung und funkeln weit weniger.

Hi Steve,

wenn Du das Licht als einzigen Strahl siehst, dann bekommst Du nur eine Richtungsaenderung. In der Praxis sollte das Licht eher als Zylinder angesetzt werden, der aus dem Unendlichen kommend (Optikersprache, alle Sterne sind "unendlich" weit weg) auf Deine Eintrittspupille faellt. Die Eintrittspupille ist in der Regel das Objektiv eines Refraktors oder der Hauptspiegel, bei frontseitigen Korrektoren wie beim SCT die Korrekturplatte ... wie dem aus sei, jeder Strahl innerhalb dieses Zylinders wird ein bisschen anders gebrochen als sein Nachbar, und so entstehen die Speckles.

In der adaptiven Optik bedient man sich des Wellenfrontbildes. Die Wellenfront ist die Ebene gleicher Wellenphase, die vom Stern aus das Teleskop erreicht. Ist die Wellenfront glatt und senkrecht zur optischen Achse, haben wir den Idealfall.

Die Atmosphare kann nun die Wellenfront verkippen und dadurch entsteht eine Richtungsaenderung. Wird die Wellenfront ausserdem "zerknittert", kommt es zu Verzerrungen und Mehrfachabbildungen, den Speckles.

Aufgabe der adaptiven Optik ist nun, die Wellenfront wieder zu glaetten und die Verkippung aufzuheben. Letzteres geschieht meist mit einem einfachen Kippspiegel, der den Stern wieder in die Sollposition bringt. Hierzu wird das Licht von Leitsternen benutzt und jede Abweichung korrigiert. Die adaptive Optik von SBIG arbeitet beispielsweise nach dem Prinzip - aehnlich wie ein Autoguider aber schneller.

Das "Buegeln" der Wellenfront ist komplizierter. Die Wellenfront muss gemessen werden (meist mit einem Linsenraster in einem parallel gemachten Strahlengang in einem sogenannten Shack-Hartmannsensor). Das daraus gemessene Modell (fuer Mathematiker: Zernikepolynome) muss nun einen deformierbaren Spiegel ansteuern, der in die Gegenrichtung wirkt. Da die Atmosphare sich sehr schnell aendert, muss das mehrere hundert mal pro Sekunde passieren. Dies setzt Limits, z.B. durch die Empfindlichkeit des Shack-Hartmannsensors. Und wenn man in Objektnaehe keinen hinreichend hellen Leitstern findet, muss man sich per Laser einen machen.

Heutige AO arbeitet dann noch mit verschiedenen Feldpunkten und die Turbulenz wird in verschiedenen Hoehen gemessen. Das nennt sich dann "multikonjugierte AO". Die AO-Abteilung unserer Gruppe hat dazu das CANARY-Experiment am 4.2m William-Herschel-Teleskop auf La Palma aufgebaut, wo solche Techniken fuer spaetere Verwendung an den Teleskopen der ELT-Generation getestet werden.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">so fiel seine Wahl auf 61 Cygni, der eine große Eigenbewegung von ca. 5" pro Jahr aufwies und damit auch ein naher Kandidat war.
Offenbar war es für ihn also leichter die Positionen von 61 Cyg zu bestimmen als von Wega (oder anderen hellen Sternen), was meine obige Vermutung bestätigen würde. Aber ist es wirklich so und wenn ja, warum?<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Der Grund für die Wahl von 61 Cyg war neben der großen Eigenbewegung ein anderer:
Bessel benutzte zur Positionsmessung von 61 Cyg ein Heliometer. Das ist ein Fernrohr mit einer in zwei Hälften geschnittenen Objektivlinse. Die beiden Hälften lassen sich gegeneinander verschieben und erzeugen in verschobenem Zustand ein Doppelbild. Hat man z.B. zwei Sterne A und B im Gesichtsfeld, dann sieht man beide zweimal und kann Stern A im einen Bild mit Stern B vom anderen Bild zur Deckung bringen; aus der dazu nötigen und genau messbaren Verschiebung der beiden Objektivhälften lässt sich der Abstand von A und B sehr genau bestimmen.

61 Cyg ist nun ein Doppelstern. Bessel wählte zwei kleine Sternchen in der Nähe und bestimmte wiederholt deren Abstand vom Mittelpunkt des Doppelsternsystems. Dazu musste der jeweilige Vergleichsstern im Heliometer optisch zwischen den beiden Komponenten von 61 Cyg platziert werden. Das war sehr genau möglich, weil das Auge eine solche Mittelstellung recht genau beurteilen kann. Außerdem kann die Einstellung genauer sein als im oben erwähnten Normalfall der Überlagerung zweier Sterne, wo der Punkt der genauen Überlagerung schwerer feststellbar ist, weil die Sternbildchen einander überstrahlen - das ist bei der Positionierung eines Sternbildchens <i>zwischen</i> zwei anderen Sternen nicht der Fall.

Dazu kommt als weiterer Vorteil, dass im Heliometer Mängel der Nachführung beide Teilbilder auf genau die gleiche Weise betreffen und die Messung dadurch nicht beeinträchtigt wird. Auch wenn das Gesamtbild im Gesichtsfeld ein wenig driftet, kann man das ignorieren und sich auf die genaue Positionierung der Bilder zueinander konzentrieren - bei Messung mit einem Mikrometer z.B. wäre es nicht so.

Tschau,
Thomas

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Fotos, die chemisch gewonnen wurden, weisen je nach Plattenmaterial teils recht grosse Lichthoefe oder Ringe um helle Sterne auf. Dieser Effekt ist vor allem auf Glasplatten deutlich gewesen - Hersteller astrofotografischer Emulsionen haben spaeter "lichthoffreie" Platten erfunden, um diesen Effekt zu drosseln. Er wurde durch Streulicht in der Fotoemulsion erzeugt, und durch Reflexion des Lichtes, das die Filmemulsion durchdrang und von der rueckseitigen Glasluftflaeche zurueckreflektiert wurde.<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Ein Beispiel für diese speziellen Filme war der Kodak 103 a/E, der auf der Rückseite mit etwas wie Ruß beschichtet war. Trotzdem gab es bei den hellsten Sternen Höfe, die nicht durch Szintillation hervorgerufen wurden. Und bei Sternen wie Wega ist dann das Problem, daß man diesen eigentlich hätte abdunkeln müssen, um ein besseres Verhältnis der Schwärzung zu den Referenzsternen zu erhalten. Die Dynamik der Filme war ja nur ein Bruchteil dessen, was heutige Sensoren abbilden können.

Gruß

ullrich

Hallo Leute,
ich habe auch noch ein bisschen Senf. Diese Seite (http://www.handprint.com/ASTRO/seeing1.html) stellt die Sache ziemlich gut und umfassend dar (leider in Enlisch). Wie schon erwähnt bewirken die Luftturbulenzen (Brechzahländerungen) eine Deformation der Wellenfront. Wenn die "Seeingzelle" etwa gleichgroß der Apertur des Teleskops ist, wird der Stern als Scheibchen abgebildet. Dieses kann aufgrund der Deformation der Wellenfront laterale hin und herwandern, aber auch eine Linsenwirkung ist möglich. Dh der Stern ändert seine Fokussierung. Dies ist die besagte Szintillation (abrupte Helligkeitsänderung des Sterns). Wenn mehrere unterschiedliche Seeingzellen nebeneinander in Sichtlinie der Apertur (größeres Teleskop und oder schlechteres Seeing) liegen, entsteht das sogenannte Speklemuster. Das Sternscheibchen weist dann hellere und dunklere Regionen auf, welche aufgrund der unterschiedlich guten Fokussierung der jeweilig beeinflussten Teilapertur entstehen.
Gruß Tino

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Dass in diesem Zusammenhang der absolute Wassergehalt der Luft vernachlaessigbar ist, verstehe ich
nur bedingt. Da in grossen Hoehen das Wasser in Form von Eis vorliegt und der Brechnungsindex von
Eis anders als der des Wasserdampfes ist (die bunten Mondhalos). Aber vielleicht ist dies eine andere Schiene und hat mit dem Primaerthema nichts zu tun.... <hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Bei Eiskristallen wie Cirruswolken, Halos etc. ist die Brechzahldifferenz so groß, daß es nicht primär zu kleinen Helligkeits- oder Positionssprüngen kommt, sondern zu großen Ablenkungen des Lichtstrahls. Auch spielen Effekte wie Totalreflektion eine Rolle. Luft hat bei Normaldruck einen Brechungsindex von 1,000292, was nur wenig mehr ist als der Brechungsindex von Vakuum (=1,0), Eis hingegen 1,3. Deshalb _streut_ das Licht an Eiskristallen und kann unter bestimmten Winkeln, die aber für die Szintillation keine Rolle spielen, gebrochen werden. Daraus entstehen Halos, Regenbögen und andere atmosphärische Effekte.

Gruß

ullrich

Hi Ulli,

die D^(-2/3) sind mir nicht ganz klar. (D/r_0)^2 geht klar - die Anzahl der Speckles ueber der Austrittspupille nimmt mit dem Pupillendurchmesser quadratisch zu. Das Specklebild wird bei wachsender Teleskopoeffnung immer feiner granuliert.

Dadurch kann in der Tat der Eindruch von schlechterem Seeing entstehen. Kleinen Refraktoren wird ja oft bei schlechtem Seeing ein klareres Bild nachgesagt - logisch, wenn das Bild nur ein bisschen hin und her zappelt und sich vielleicht mal kurzzeitig verdoppelt, waehrend es im groesseren Teleskop nebenan zu kochen scheint.

Hi, <blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Wenn die "Seeingzelle" etwa gleichgroß der Apertur des Teleskops ist, wird der Stern als Scheibchen abgebildet. <hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">Das und irgendwie auch die dahinter stehende Theorie macht es sich doch etwas zu einfach. Setzt ja voraus, das eine <i>Seeingzelle </i> gleich groß der Öffnung sich auch exakt brav vor der Öffnung aufhält. Tut sie aber nicht bzw. es gibt keine Seeiningzelle. Auch bei einem 50mm Teleköpchen wandert das von der kleinen Öffnung gesammelte Licht durch die gesamte störende Luftschicht durch und der dadurch erzeugte Wellenfrontfehler wirkt sich aus.

Es gibt Luftverwirbelungen und Strömungen und durch diese geht das Licht eines Sterns durch. Eine bestimmte Öffnung bekommt von einem Stern eine bestimmte Anzahl Photonen ab. Bei absoluter Luftruhe würden alle Photonen auch im Beugungsscheibchen landen (ideale Optik vorausgesetzt).

Liegt nun eine gewisse Luftunruhe vor, wird ein gewisser Anteil dieser Photonen nicht mehr im Beugungsscheibchen landen sondern irgendwo daneben und man sieht entsprechend der Stärke der Luftunruhe den Stern leicht zappeln oder eben völlig zerfledert wie auf der Seite mit der Pickeringskala gezeigt wird.

Nimmt man ein Teleskop größerer Öffnung passiert exakt das gleiche. Nur das diese größere Öffnung insgesamt mehr Licht sammelt und der Stern entsprechend heller erscheint. Dadurch erhöht sich auch die Anzahl auch die daneben landenden Photonen. Das Verhältnis zu jenen im Beugungsscheibchen bleibt aber gleich. Durch die größere Öffnung wird ja nicht die Abweichung der daneben landenden Photonen größer.

Was sich typisch auswirkt- die größere Öffnung hat auch meist mehr Brennweite. Bei gleicher Vergrößerung hat man damit eine größere Austrittspupille und das Auge erkennt natürlich auch die neben dem Beugungsscheibchen liegenden Lichtanteile besser. Nutzt man an der größeren Optik eine höhere Vergrößerung um die gleiche AP wie an der kleineren Öffnung zu erreichen wirkt sich das auch negativ aus- der Bereich der durch Seeing verteilten Photonen wird größer und damit fürs Auge stärker sichtbar.

Schränkt das Seeing für die kleine Optik die Vergrößerung auf z.B. 150x ein (bevor das Abbild zu unschön wird) dann kann man auch mit der großen Öffnung mit 150x beobachten- einzig vielleicht noch störend, das hellere Abbild. Also gegebenenfalls mit einem Grau-/Polfilter etwas abdunkeln. Gilt besonders bei Planeten- oder Mondbeobachtung.

Siehe dazu auch hier die Beschreibung zu Seeing oder auch hier nachzulesen

Gruß
Stefan