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Teleskop-Grundlagen: Lichtstärke & Bildhelligkeit

Ein wesentliches Ziel eines Teleskops ist das lenken von möglichst viel Licht eines Objekts auf einen Detektor – Auge oder Kamera. Eine wichtige Kenngröße ist die Lichtstärke oder das Öffnungsverhältnis. Hier einige Grundlagen zu dem Zusammenhang mit der Bildhelligkeit.

Die Lichtstärke bezeichnet den Quotienten aus dem Öffnungsdurchmesser D und der Brennweite f. Es soll hier betrachtet werden, wie sich die Bildhelligkeit verhält, wenn sich Öffnungsdurchmesser oder Lichtstärke ändern. Wichtig für die folgenden Betrachtungen sind diese Größen:

Für die Wirkung von Lichtstärke und Öffnungsdurchmesser müssen zwei Fälle unterschieden werden.

Fall 1: Flächige Objekte

Für die Menge des pro Pixel deponierten Lichts L gilt demnach die Proportionalität: LD2f2 Die Schlussfolgerung lautet: Ändert man f und D in gleichem Maße, dann ändert sich nichts an der Bildhelligkeit. Sie ist nur vom Öffnungsverhältnis Abhängig! Beispiel: Zwei Newton Teleskope mit Df = 100/500 und 200/1000 bilden den Mond mit demselben Okular zwar unterschiedlich groß, aber gleich hell ab.

Fall 2: Nicht aufgelöste Objekte

Dieses Szenario ist wie folgt definiert:

Für die Menge des pro Pixel deponierten Lichts L gilt im Gegensatz zum Fall 1: LD2 Schlussfolgerung: nur die gesammelte Lichtmenge und damit der Öffnungsdurchmesser ist relevant! Bei den beiden Newtons aus dem Beispiel in Fall 1 zeigt der 200er Newton also Sterne deutlich heller.

Übervergrößerung oder Oversampling

Doch bei hohen Vergrößerungen, zu feinem Sampling (Oversampling) oder wenn schlechtes Seeing die Sterne breit schmiert, kann sich die Situation wieder ändern. Sobald das Airy-Scheibchen eines Stern über mehrere Pixel verteilt wird, verhält sich die Helligkeit wie bei einem aufgelösten Objekt und es gilt wieder: LD2f2