Strehlwerte und die Auswirkungen auf die Sternabbildung




Um zu verstehen, was es mit dem Strehlwert auf sich hat, müssen wir uns zuerst anschauen, welches Abbild ein Parabolspiegel von einem "Sternpunkt" erzeugt. Es ist nicht, wie man vielleicht vermuten würde, einfach wieder ein Sternpunkt. Denn auch ein absolut perfektes Instrument kann nach den Gesetzen der Physik einen Punkt nicht wieder auf einen Punkt abbilden. Aufgrund von Beugungseigenschaften ist das erzeugte Muster ein klein wenig komplizierter:

In der Mitte des Abbilds eines Sterns finden wir das Beugungsscheibchen, oder auch Airy- Disc genannt. Dieses ist von einem Muster aus konzentrischen Ringen umgeben, die nach außen hin schwächer werden - den sogenannten Beugungsringen (siehe nebenstehende Abbildung).

Je größer die Teleskopöffnung, desto kleiner das Beugungsscheibchen. Dabei gilt der einfache Zusammenhang: doppelte Öffnung, halb so große Airy- Disc. Das ist übrigens auch der Grund, warum man mit einem größeren Teleskop engere Doppelsterne trennen kann. Für uns ist erst einmal wichtig zu wissen, dass sich im Beugungsscheibchen rund 84% des gesammelten Lichts konzentrieren. Die restlichen 16% entfallen auf die vielen Beugungsringe, die das Airy- Scheibchen umgeben.

Das bedeutet für die praktische Beobachtung, dass wir bei der Beobachtung eines Sterns meist nur das Beugungsscheibchen wahrnehmen, weil die Beugungsringe zu schwach sind, um wirklich deutlich in Erscheinung zu treten.

Die Sternhelligkeit definiert sich also im Wesentlichen über die Helligkeit des Airy- Scheibchens oder anders formuliert, über die Lichtmenge, die im Beugungscheibchen gebündelt wird.

1) Der Strehlwert


Die Qualität eines Parabolspiegels lässt sich in der heutigen Zeit der Interferometrie recht einfach über den Strehlwert bzw. die Strehl- Zahl definieren, die zwischen 0 und 1 liegt und als Kommazahl angegeben wird. Doch was bedeutet das anschaulich?

Angenommen, man hätte einen perfekten Parabolspiegel mit einem Strehlwert von S=1,00. Dann würden 84% des insgesamt einfallenden Lichts auch tatsächlich im Airy- Scheibchen landen, die restlichen 16% würden sich in den Beugungsringen wiederfinden. Bei einem Strehlwert von S=0,50 landet nur noch die Hälfte der maximal möglichen 84% im Airy- Scheibchen, also 42%, während die restlichen 58% des ankommenden Lichts in die Beugungsringe und dazwischen verteilt werden: das Airy- Scheibchen erscheint schwächer, während die Beugungsringe heller werden.

2) Der Strehlwert in der Praxis


Wenn nun also die Airy- Disc schwächer und die Beugungsringe heller werden, heißt das: der Stern selbst erscheint ein wenig schwächer und zusätzlich unschärfer bzw. aufgeblähter, weil die Beugungsringe deutlicher zum Vorschein kommen.

Eine direkte Folge daraus ist, dass die erreichbare Grenzgröße sinkt. Oder anders formuliert: mit einem sehr guten Spiegel sind etwas schwächere Sterne sichtbar als mit einem gleichgroßen schlechten. Das mag bei hellen Sternen nicht oder kaum ins Gewicht fallen, kann aber bei sehr schwachen Objekten an der Grenze der Sichtbarkeit (z.B. bei sehr weit entfernten und daher extrem lichtschwachen Quasaren) über Sehen bzw. Nichtsehen entscheiden.

Doch das ist nicht der einzige Nachteil eines Spiegels mit einem niedrigen Strehlwert. Weitet man die Thematik auf Doppelsterne aus, so sind enge Objekte mit einem schlechten Spiegel schwieriger zu trennen als mit einem guten. Das gilt insbesondere dann, wenn der Begleitstern sehr schwach im Vergleich zum Hauptstern ist. Er „ertrinkt“ dann gewissermaßen in den helleren Beugungsringen. Auch das lässt sich wieder sehr einfach simulieren und darstellen:



Dieses Ergebnis kann man nun direkt auf andere Objekte übertragen. Nehmen wir zum Beispiel einen Kugelsternhaufen. Dort stehen die Sterne insbesondere im Zentrum sehr dicht aneinander gedrängt. Ein sehr guter Spiegel wird im Vergleich nicht nur mehr schwache Sterne zeigen, sondern auch den Kernbereich besser auflösen können. Insgesamt wird der Kugelsternhaufen also in einem guten Spiegel sehr viel schöner ausschauen.

3) Der Strehlwert und das atmosphärische Seeing


Bevor wir uns Gedanken darüber machen, was Strehlwert und atmosphärisches Seeing miteinander zu tun haben, ein paar grundsätzliche Worte zum Thema Seeing an sich.

Das Wort „Seeing“ ist im astronomischen Sinn das Maß für die Luftunruhe. Dabei werden zwei Arten unterschieden: zum einen das atmosphärische Seeing, also die Luftunruhe, die von unserer Atmosphäre hervorgerufen wird und zum anderen das sogenannte Teleskopseeing, welches durch das Beobachtungsinstrument selbst oder eine nicht ausgekühlte Teleskop- Optik hervorgerufen wird. Beide Arten haben einen entscheidenden Einfluss darauf, wie hoch man in einer Nacht einem Teleskop vergrößern kann, ohne dass die Bilder durch die Luftunruhe unscharf werden. Ist das Seeing gut, können hohe und höchste Vergrößerungen eingesetzt werden; ist das Seeing schlecht, so erscheinen Sterne schon bei geringen Vergrößerungen unscharf.

Nachdem wir nun wissen, was das Seeing ist, wollen wir uns Gedanken darüber machen, wie der Strehlwert und das im Teleskop sichtbare Seeing zusammenhängen.

Wenn Luftturbulenzen ins Spiel kommen, wandert mehr Licht vom Beugungsscheibchen in die Beugungsringe und die nähere Umgebung als normalerweise üblich. Der Stern erscheint aufgebläht und zittert. Doch der Effekt des Seeings wirkt sich unterschiedlich auf einen guten und einen schlechten Spiegel aus. Dazu eine kleine Simulation – gleiches Seeing, aber links für einen Strehlwert von S=0,50 und rechts für einen Strehlwert von S=1,00.

Es ist gut zu erkennen, dass ein schlechter Spiegel anfälliger für schlechtes Seeing zu sein scheint - die Abbildung des Sterns erscheint aufgeblähter und die Lichtausbrüche intensiver.