Am neunten und vorletzten Tag unserer VHS-Kursserie ‚Astronomie‘ spielte sich das Vergnügen wieder im Klassenraum ab. Es wurde nun draußen am Astroplatz zu lange zu hell – wir hätten gar nicht richtig in die Sterne gucken können. Aber es gab ja auch ein paar Dinge nachzuholen – etwa das Auflösungsvermögen von Teleskopen und die Natur des (Sternen-)Lichts.
Im Kernthema des 9. Kurstages ging es um das Auflösungsvermögen von (optischen) Teleskopen. Doch zuvor musste die Frage geklärt werden, was man eigentlich da so sieht, wenn man sich einen fernen Stern im Teleskop anschaut: Denn dieses kleine Lichtpünktchen, welches man da durch das Okular betrachtet, stellt mitnichten die Oberfläche des Sterns dar. Denn dieser Öffnungswinkel wäre so winzig, dass min ihn vermutlich gar nicht richtig wahrnehmen würde.
Was das Teleskop darstellt, ist in Wirklichkeit ein Beugungsmuster eines Sterns, eine Art Wellenüberlagerungsgestalt. Diese Form wird dabei maßgeblich von der Öffnungsgeometrie des Teleskops selbst festgelegt.
Bei Teleskopen mit runder Öffnung ergeben sich konzentrische Ringe (bei Abwesenheit jeglicher Störungen) und mit einem hellen, zentralen Beugungsmaximum – dem sog. Airy-Scheibchen.
Der Winkeldurchmesser α des zentralen Airy-Scheibchens hängt dabei von der (runden) Öffnung D des Teleskops und von der Wellenlänge λ des beobachteten Lichts wie folgt ab:
α = 1.22 * λ / D,
wobei α in Winkel-RAD angegeben ist, die Wellenlänge in Nanometer und die Öffnung in Meter.
Das Rayleigh-Kriterium besagt nun, dass zwei Sterne eindeutig getrennt werden können, wenn sich das Maximum des Airy-Scheibchens des einen Sterns in dem ersten Beugungsminimum des anderen Sterns befindet. Somit ist die Kleinheit des Airy-Scheibchens entscheidend für das Auflösungsvermögen eines Teleskops.
Rechnet obige Formel so um, dass α in Winkelsekunden angegeben ist und die Öffnung in Millimeter und setzt dann die Wellenlange auf die Mitte des sichtbaren Lichts (550 nm) fest, so erhält man die Zahlenformel zur Auflösung des Teleskops als:
α“ = 138.4 / Dmm
Je kleiner α nun abgebildet werden kann, desto besser kann das Teleskop feine Strukturen (z.B. auf der Mond- oder Planetenoberfläche) auflösen.
Da die Atmosphäre das Auflösungsvermögen von Himmelsobjekten bereits schon auf eine Bogensekunde begrenzt, reicht laut obiger Formel schon ein einfaches Teleskop mit einer Öffnung von ca. 130 Millimetern.
Wohlgemerkt: Die Vergrößerung eines Teleskops (= Brennweite Objektiv / Brennweite Okular) spielt beim Auflösungsvermögen überhaupt keine Rolle!
