Das Seeing ist ein Begriff aus der Astronomie, der die Unschärfe durch atmosphärische Störungen bei der Beobachtung des Nachthimmels bezeichnet. Es wird normalerweise in Bogensekunden angegeben und wird meist als die Halbwertsbreite der Abbildung eines Sterns gemessen. Um das komplette Seeing zu messen, muss das Bild mindestens mehrere Sekunden integriert werden. Typische Werte für das europäische Festland liegen bei 2 bis 5 Bogensekunden, an Standorten mit besonders gutem Seeing wie in Chile oder anderen bevorzugten Standorten für Großteleskope ist der Mittelwert besser als 1 Bogensekunde, im Extremfall kann es auf weniger als 0,2 Bogensekunden sinken.

Um eine vom Seeing unabhängige, möglichst beugungsbegrenzte Abbildung zu erreichen, gibt es mehrere technische Ausgleichsmaßnahmen wie die Speckle-Interferometrie oder die adaptive Optik. Diese Techniken führen bei langwelligem Licht, insbesondere im Infrarotbereich, zu sehr guten Ergebnissen. Für Beobachtungen im kurzwelligen Spektralbereich sind dagegen Weltraumteleskope noch unumgänglich.

Entstehung

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Das Seeing entsteht durch Turbulenzen in Luftschichten, die das Licht von außerhalb der Atmosphäre unregelmäßig ablenken. Bei der Beobachtung mit dem bloßen Auge ist der Effekt als „Blinken“ der Sterne zu erkennen (Szintillation), auf Bildern mit längerer Belichtungszeit führt er dazu, dass der Lichtstrahl einer punktförmigen Quelle über einen größeren Bereich „verschmiert“; das Bild wird unscharf. Der Ablenkungseffekt ist um so größer und schneller veränderlich, je kürzer die beobachtete Wellenlänge ist. Eine extreme Form dieses Turbulenzeffekts ist das Flimmern der Luft über heißem Asphalt.

Das Seeing hat mehrere Ursachen. Der Jet-Stream in der Hochatmosphäre ist weitgehend laminar und trägt kaum zum Seeing bei. Die Übergangsschicht zu tieferliegenden Luftschichten ist jedoch oft turbulent und eine der Hauptursachen für das Seeing. In geringerer Höhe erhöhen weitere eventuelle Übergangsschichten das Seeing. In Bodennähe sind Winde oft turbulent, weil sie zuvor über unebenem Boden waren. Die Wetterlage beeinflusst das Seeing ebenso, im Rücken einer Kaltfront ist die Luft zwar sehr rein, aber eben auch stark turbulent. Zusätzlich trägt die Thermik des Bodens zum Seeing bei, also um wie viel wärmer der nächtliche Boden ist als die umgebende Luft.

Seeing Moon.gifs]] Diese Faktoren lassen sich nicht aktiv beeinflussen, aber durch eine geeignete Wahl des Teleskopstandorts minimieren. So sind etwas über Chile der Jet-Stream und der darunterliegende Wind oft nahezu parallel, was die Turbulenz mindert. Außerdem kommt der Wind von See, wodurch die Turbulenz in Bodennähe ebenfalls geringer ist. Daher ist es ein bevorzugter Standort für moderne Teleskope. Das thermische Bodenseeing wird außerdem durch Vegetation, besonders Wälder, verschlechtert.

Weiter gibt es noch künstliche Beiträge zum Seeing durch die Thermik des Teleskops selbst und der Teleskopkuppel. Diese lassen sich durch eine aktive Kühlung während des Tages auf die erwartete Nachtemperatur und eine geschickte Bauweise verhindern. Generell sind alle Hitzequellen innerhalb der Kuppel eine Quelle von schlechtem Seeing. Dies gilt auch für den Beobachter, weswegen das Teleskop zunehmend von getrennten Kontrollräumen aus gesteuert wird. Um eine möglichst laminare Strömung direkt am Teleskop zu erreichen, werden Forschungsteleskope heute nicht mehr mit Tubus gebaut, sondern mit einer versteifenden Gitterkonstruktion, die die Luft passieren lässt, und heutige Teleskopkuppeln lassen sich weit mehr öffnen als frühere Konstruktionen.

Struktur der Störung

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r₀ und t₀

Das Seeing eines Telekopstandortes kann durch die Parameter r₀ und t₀ beschrieben werden. Bei Teleskopen mit einem Durchmesser kleiner als 2r₀, ist die Auflösung einer Langzeitaufnahme reziprok zum Teleskopdurchmesser. Telekope mit einem größeren Durchmesser als r₀ haben hingegen eine durch r₀ beschränkte Auflösung. r₀ beträgt für sichtbares Licht bei guten Sichtbedingungen 10-20 cm und typischerweise 5 cm auf Meereshöhe.

r₀ wird oft als Fried Parameter, nach David L. Fried bezeichnet; er steht mit o. g. Winkel α der Auflösung in der Beziehung

$r\_0=\backslash frac\{\backslash lambda\}\{2\backslash alpha\}$,

wobei λ die Wellenlänge bezeichnet.

Die Zeiteinheit t₀ ergibt sich aus r₀ geteilt durch die mittlere Windgeschwindigkeit. Sie liegt für sichtbaren Licht in dem Bereich weniger Millisekunden. Ist die Beobachtungszeit kleiner als t₀ sind die atmosphärischen Störungen sozusagen eingefroren, liegt sie deutlich darüber hat ergibt sich ein über die Störungen gemitteltes Bild.

Kolmogorov-Turbulenzen

Das Kolmogorov Modell, welches die Störung der Wellenfront durch die Atmosphäre beschreibt, wurde von TaTarski 1961 entwickelt und basiert teilweise auf der Studie von Turbulenzen des russischen Mathematikers Andrei Nikolajewitsch Kolmogorow. Dieses Modell wird durch eine Vielzahl von Messungen gestützt und wird häufig auch zur Simulation astronomischer Bilder genutzt.

Das Modell geht davon aus, dass die Störung der Wellenfront durch Änderungen im Brechungsindex der Atmosphäre hervorgerufen wird. Die Änderung des Berechungsindexes wirkt sich direkt in eine Phasenänderung aus, welche durch $\backslash phi\_\{a\}\backslash left(\backslash mathbf\{r\}\backslash right)$. Die Phasenänderung in Tatarskis Modell wird meist gaussverteilt angenommen, mit der folgenden zweiten Ordnung:

$$

D_{\phi_{a}}\left(\mathbf{\rho} \right) = \left \langle \left | \phi_{a} \left ( \mathbf{r} \right ) - \phi_{a} \left ( \mathbf{r} + \mathbf{\rho} \right ) \right | ^{2} \right \rangle _{\mathbf{r}} ,

wobei $D\_\{\backslash phi\_\{a\}\}\; \backslash left\; (\{\backslash mathbf\{\backslash rho\}\}\; \backslash right\; )$ die durch die Atmosphäre hervorgerufenen Unterschiede der Wellenfront bei einem Abstand $\backslash mathbf\{\backslash rho\}$ ind der Blendenebene sind. $\backslash left\; \backslash langle\; ...\backslash right\backslash rangle$ bezeichnet den Durchschnitt des Ensembles.

Die Strukturfunktion von Tatarski beschränkt sich auf einen Parameter $r\_\{0\}$:

$D\_\{\backslash phi\_\{a\}\}\; \backslash left\; (\{\backslash mathbf\{\backslash rho\}\}\; \backslash right\; )=\; 6.88\; \backslash left\; (\; \backslash frac\{\backslash left\; |\; \backslash mathbf\{\backslash rho\}\; \backslash right\; |\}\{r\_\{0\}\}\; \backslash right\; )\; ^\{5/3\}$

$r\_\{0\}$ ist ein Maß für die Stärke der Turbulenzen bzw. der Phasenänderung. Fried (1965) und Noll (1976) fanden heraus, dass $r\_\{0\}$ ebenfalls dem Durchmesser entspricht, für den die Varianz $\backslash sigma\; ^\{2\}$ der Phase über die Öffnung gemittelt 1 erreicht:

$$

\sigma ^{2}=1.0299 \left ( \frac{d}{r_{0}} \right )^{5/3}

Diese Gleichung stellt die übliche Definition für $r\_\{0\}$ dar.

Zerlegung in Zernike-Polynome

Die Struktur lässt sich durch Zernike-Polynome beschreiben (S. ^*). Die folgende Tabelle gibt die mittleren quadratischen Amplituden der Kolmogorov Turbulenzen Δ_j und der verbleibenden Störung nach Eleminierung der ersten j Terme:

$Z\_j$	n	m	Gleichung	Beschreibung	$\backslash Delta\_j$	$\backslash Delta\_j-\backslash Delta\_\{j-1\}$
Z1	0	0	$1$		1,030 S
Z2	1	1	$2r\backslash cos\backslash phi$	Schieflage	0,582 S	0,448 S
Z3	1	1	$2r\backslash sin\backslash phi$	Schieflage	0,134 S	0,448 S
Z4	2	1	$\backslash sqrt\{3(2r^2-1)\}$	Defokus	0,111 S	0,023 S
Z5	2	2	$\backslash sqrt\{6r^2\backslash sin\; 2\backslash phi\}$	Astigmatismus	0,0880 S	0,023 S
Z6	2	2	$\backslash sqrt\{6r^2\backslash cos\; 2\backslash phi\}$	Astigmatismus	0,0648 S	0,023 S
Z7	3	1	$\backslash sqrt\{8(3r^3-2r)\backslash sin\backslash phi\}$	Koma	0,0587 S	0,0062 5
Z8	3	1	$\backslash sqrt\{8(3r^3-2r)\backslash cos\backslash phi\}$	Koma	0,0525 S	0,0062 S
Z9	3	3	$\backslash sqrt\{8r^3\backslash sin\; 3\backslash phi\}$	trifoil	0,0463 S	0,0062 S
Z10	3	3	$\backslash sqrt\{8r^3\backslash cos\; 3\backslash phi\}$	trifoil	0,0401 S	0,0062 S
Z11	4	0	$\backslash sqrt\{5(6r^4-6r^2+1)\}$	Spherische Abberation	0,0377 S	0,0024 S

Mit Abkürzung $S\; =\; (D/r\_0)^\{5/3\}$, $r$ bezeichnet den Abstand vom Mittelpunkt und $\backslash phi$ den Azimuthwinkel.

Überschreiten der Seeing Barriere

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Der erste Schritt, diese Barrier zu durchbrechen, war die Speckle-Interferometrie, welche die Beobachtung heller Objekte mit hoher Auflösung erlaubt. Hierfür werden eine Vielzahl von Aufnahmen des selben Objekts jeweils mit einer Belichtungszeit kleiner t₀ angefertigt. Durch eine mathematische Bildanalyse wird die Phasenabweichung (Bispektrum) gemittelt, so dass sich die temporären Abweichungen aufheben. Vereinfachte Methoden, wie das das „Shift-and-add“, welche die beiden Zernike Moden der Schieflage durch eine einfache Bildverschiebung beseitigen, erlauben bereits eine Verbesserung um den Faktor 8; besser ist noch das „Lucky_imaging“, welches nur die Bilder verwendet, bei dennen die Phasenstörungen gerade gering sind. Die prinzipielle Begrenzung des Verfahrens liegt in den notwendigen kurzen Belichtungszeiten. Das beobachtete Objekt muss ausreichend viel Licht liefern, um ein rauscharmes Bild zu liefern, welches für die Nachbearbeitung geeignet ist. Diese Grenze ist insbesondere durch die Entwicklung von hochempfindlichen Electron Multiplying CCD Bildsensoren deutlich nach unten verschoben worden.

Anfang der 1990 wurden viele große Teleskope mit einer adaptiven Optik ausgestattet, die die Phasenstörung ausgleicht. Je größere der Teleskopspiegel und je kürzer die Wellenlänge der Beobachtung ist, um so mehr Freiheitsgerade muss das System haben, um eine vollständige Korrektur zu erreichen. Auch hier muss ein lichtstarkes Objekt zumindest in der Nähe des untersuchten Objekts sein, um genügend Information zur Einstellung der Optik zu liefern. Durch die Verwendung eines Laser guide star kann diese Grenze überwunden werden.

Von der NASA wurde 1993 das Hubble-Weltraumteleskop installiert, welches von dem Seeing nicht betroffen ist, da es außerhalb der Atmosphäre arbeitet. Bedingt durch seinen Spiegeldurchmesser von 2 m liegt aber sein Auflösungsvermögen unter dem von heutigen Teleskopen. Der geplante Nachfolger, das James Webb Space Telescope soll einen Primäspiegel mit einem Durchmesser von 6,5 m erhalten.

Siehe auch

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• Atmosphärisches Leuchten, Atmosphärische Absorption
• Chromatische Aberration, Sphärische Aberration

Weblinks

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• Seeing Skala

Beobachtungsmethode der Astronomie

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