Blickt man in einer sternklaren Nacht in den Himmel, kann man ca. 2000 Einzelsterne erkennen, ihre sichtbare Anzahl ist aber stark abhängig von der allgegenwärtigen Lichtverschmutzung. Obwohl ihre Größe im Verhältnis zur Entfernung vernachlässigbar zu sein scheint, können wir sie als punktförmige Lichtquellen sehen. Doch ein Punkt ist eigentlich ein dimensionsloses Objekt ohne Ausdehnung – ein scheinbarer Widerspruch, der am 3. Kurstag aufgelöst wurde.
In der Tat ist der Öffnungswinkel, unter welchem wir einen Stern in seiner Größe sehen, äußerst gering. Die Sonnenoberfläche etwa erscheint einem Astronauten in 10 Lichtjahren Entfernung unter einem Öffnungswinkel von ca. 3 tausendstel Bogensekunden (1 Bogensekunde entspricht 1/3600-tel Grad). Selbst ein Hubble-Spaceteleskop könnte die Oberfläche der Sonne in dieser Entfernung nicht mehr auflösen. Stattdessen nehmen wird die Sterne als Lichtpünktchen wahr. Aber was sehen wir da eigentlich genau?
Wenn die Lichtwellen einer punktförmigen Lichtquelle auf unser Teleskop treffen, wechselwirken sie mit der Geometrie der Teleskopoptik (Huygenssches Prinzip). Was in der Optik sichtbar wird, ist ein geometrisches Muster, welches i.a. nichts mit der Gestalt des Sterns zu tun hat. In unserem Falle würden bei einem Linsenteleskop bei runder, freier Öffnung Beugungsmuster in Form konzentrischer Kreise mit einem zentralen, runden Maximum entstehen – sog. Airy-Scheibchen. Sie sind allerdings nur dann zu erkennen, wenn das Licht nicht durch atmosphärische Turbulenzen gestört wird; also auf sehr hohen Gebirgszügen oder außerhalb der Erde im Weltraum. Die Luftunruhe unserer Atmosphäre zerstört dieses filigrane Beugungsmuster leicht (der sog. Seeing-Effekt). Was wir am Erdboden vom Stern wahrnehmen, ist daher nichts weiter wie ein flirrender, glitzernder Lichtfleck.
Übrigens prägen die Streben von kreuzförmigen Umlenkspiegelhalterungen bei Newton-Spiegelteleskopen dem Airy-Muster noch einen weiteren und viel deutlicheren Effekt auf – kreuzförmige Ausformungen, welche von vielen Astrofreaks sehr geschätzt werden!
Das Auflösungsvermögen von Teleskopen (auch Trennschärfe genannt), beruht auf dem Beugungsmuster-Effekt der Airy-Scheibchen: Zwei Doppelsterne können gerade noch unter einem minimalen Trennungswinkel α voneinander getrennt werden, wenn bei den Beugungsmustern beider Sterne das Beugungsmaximum des 2. Sterns in das 1. Beugungsminimum des 1. Sterns fällt. Dies ist das Rayleigh-Kriterium. Es ist mathematisch genau definiert und hängt von der Wellenlänge und der Teleskopöffnung ab. Die Trennschärfe α wird dabei in Bogensekunden angegeben. Legt man sichtbares Licht mit einer Wellenlänge von 530 Nanometer zugrunde und misst die Teleskop-Öffnung D_mm in Millimeter so ergibt sich der einfache Zusammenhang:
α = 133 / D_mm
Je größer also die Teleskopöffnung ist, desto kleiner wird α und umso besser ist die Trennschärfe des Teleskops. Allerdings begrenzt die Atmosphäre durch die Luftunruhe die Auflösung an den meisten Orten auf ca. eine Bogensekunde. Daraus folgt aus obiger Formel, dass dem eine freie Öffnung von ca. 130 mm entspräche; m.a.W. bringen Teleskope mit größeren Öffnungen keine besonderen Vorteile bei der Auflösung mehr – wohl aber bei den Belichtungszeiten, da ihre Lichtstärke mit zunehmender Öffnung ebenfalls ansteigt (kleiner Trost für Astrofotografen).
Am 3. Kurstag wurde noch viel detailreicher und mathematischer auf dieses Thema eingegangen, was jedoch den Rahmen dieser Kurszusammenfassung sprengen würde.
