Schulsternwarte und Volkssternwarte Crimmitschau

Das Licht von kosmischen Objekten wird beim Durchgang durch die Erdatmosphäre verändert. Dadurch wird die Beobachtung z.T erheblich behindert. Die aus der Beobachtung des Lichtes zu gewinnenden Informationen (Richtung, Helligkeit und spektrale Zusammensetzung) werden durch Lichtbrechung, Absorption und Streuung in der Atmosphäre verfälscht.

Man kann im Wesentlichen drei Einflüsse unterscheiden:

Seeing:

Durch Lichtbrechung in turbulenten Luftschichten wird Richtung und Helligkeit des Lichtes ständig verändert. Mit bloßen Auge macht sich dieser Effekt als das "Funkeln" der Sterne bemerkbar. Bei starken Vergrößerungen hüpft das Abbild des Sterns hin und her, was die Abbildung insgesamt unscharf macht. Die Größe der Unschärfe wird in Bogensekunden angegeben. Das Seeing beträgt meist 2 bis 5 Bogensekunden, in seltenen Fällen 1 Bogensekunde. Damit sinkt das theoretisch mögliche Auflösungsvermögen großer Teleskope. Um dem zu entgehen, werden Großteleskope (z.B. VLT) auf hohen Bergen mit stabilen Wetterbedingungen errichtet. Um das Seeing zu verringern, wird an den Teleskopen adaptive Optik eingesetzt.

Eine adaptive Optik besteht im Wesentlichen aus drei Teilen. Dem Wellenfrontsensor, dem Rekonstruktionsrechner und einem aktivem optischen Element, z.B. ein verformbarer Spiegel. Stellt man sich das Licht als Welle vor, dann entsprechen die Wellenfronten z.B. den Kämmen von Wasserwellen, die auf eine Küste zulaufen. Diese Wellenfronten verlaufen gerade. Durch die Brechung in turbulenten Luftschichten werden die Wellenfronten allerdings uneben. Diese Verformung der Wellenfront wird durch den Wellenfrontsensor gemessen. Der Rekonstruktionsrechner ermittelt aus diesen Daten, wie der Korrekturspiegel gezieht verformt werden muss, um die Wellenfront wieder eben zu machen.

Eine Abbildung des Funktionsprinzips findet man hier.

Refraktion

Trifft das Licht z.B. eines Sterns schräg auf die Erdatmosphäre wird es in der in Richtung Oberfläche immer dichter werdenden Luft gebrochen. Das führt dazu, dass ein Beobachter den Stern höher über dem Horizont sieht als dieser wirklich ist. Dieser Effekt muss bei der genauen Vermessung von Positionen astronomische Objekte berücksichtigt werden. Die Abweichung nimmt vom Zenit zum Horizont zu. Sie beträgt am Horizont ca. 0,5 Grad. Das entspricht dem scheinbaren Durchmesser von Sonne und Mond. Sieht man also beispielsweise die Sonne aufgehen während sie gerade mit ihrem unteren Rand den Horizont berührt, wäre sie ohne Atmosphäre noch komplett unter dem Horizont.

Extinktion

Die Extinktion ist z.B. verantwortlich für rote Sonnenuntergänge. Im allgemeinen versteht man darunter die Lichtschwächung in der Erdatmosphäre wegen Absorption und Streuung des Lichtes an Molekülen und Aerosolen. Dabei ist die Extinktion wellenlängenabhängig, d.h. die Farbe des Lichtes wird verändert. Je näher ein Objekt am Horizont steht, desto länger ist der Weg des Lichtes durch die Atmosphäre. Die Extinktion nimmt also vom Zenit zum Horizont zu. Da blaues Licht stärker gestreut wird als rotes, entstehen demzufolge die roten Sonnenuntergänge. Für die astronomische Forschung ist darüber hinaus von großer Bedeutung, dass ein Großteil der elektromagnetischen Strahlung absorbiert wird. Nur sichtbares Licht und Radiowellen gelangen durch die Erdatmosphäre (optisches und Radiofenster). Die Erforschung von infrarotem und ultraviolettem Licht sowie der Röntgen- und Gammastrahlung erfordert die Nutzung besonderer Beobachtungsstandorte, Höhenballons oder Satelliten.