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Speckle-Interferometrie

Astronomie und Astrophysik, astronomische Beobachtungsmethode, welche die von der Erdatmosphäre hervorgerufenen Verzerrungen in den Wellenfronten astronomischer Objekte ausgleicht und so beugungsbegrenzte Bilder der Objekte erstellen kann. Die Wellenfronten von astronomischen Objekten treffen in erster Näherung als ebene Wellenfronten ein. Beim Weg durch die Atmosphäre werden sie durch das Seeing zu einer vielfach gebogenen Wellenfront verzerrt. Die Abbildung dieser verbeulten Wellenfront im Teleskop führt jedoch nicht zu einem Bild, dessen Auflösung nur durch die Wellenlänge und den Teleskopdurchmesser begrenzt wird, sondern stellt eine Überlagerung vieler einzelner Lichtflecke, den Speckles, dar, die durch die einzelnen Beugungselemente in der Atmosphäre erzeugt werden. Die Überlagerung dieser Speckles bildet ein verwaschenes Scheibchen, aus dem sich bei Langzeitbelichtungen die Sternscheiben bilden, bei deren Auswertung das Auflösungsvermögen deutlich vermindert ist. In einem einzelnen Speckle befindet sich jedoch die gesamte, allein durch die Beugung am Teleskop begrenzte Information. Daher entwickelte man Mitte der siebziger Jahre die Speckle-Interferometrie, in deren Rahmen man innerhalb der sog. Kohärenzzeit (Kohärenz), innerhalb derer die Information der deformierten Wellenfront unverändert bleibt, mehrere Aufnahmen eines Objekts macht, aus denen man anschliessend mit mathematischen Methoden die Bildinformation rekonstruiert.

Speckle-Interferometrie wird im astronomischen Bereich zur Auflösung enger Doppelsterne sowie zur Beobachtung von Oberflächendetails von Sternen verwendet. In der technischen Physik nutzt man dieselben Methoden u.a. zur Rauhigkeitsmessung von Oberflächen.

 

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SPECT

 

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