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Speckle-Interferometrie für Amateure Drucken E-Mail
Geschrieben von Karl-Ludwig Bath   
01.04.2007

Das Ergebnis

Bei mäßigem Seeing oder großen Instrumenten lassen sich der Positionswinkel und der Abstand eines Doppelsterns aus den Specklewolken bestimmen. –  Nebenbei: Die genannten Informationen stecken bereits im 1. Beugungsbild (Abb. 8), nur sind sie dort noch verschlüsselt.

Rekonstruktion mit Fourier-Transformationen

Wie zu erwarten lässt sich das beschriebene beugungsoptische Rekonstruktionsverfahren mathematisch nachbilden. Dort heißt das Beugungsbild 1. Ordnung (Abb. 2a und 4b) die 1. Fourier-Transformierte (FFT1, FFT steht für Fast Fourier Transform). Das Beugungsbild 2. Ordnung (Abb. 2b und 4c) heißt die 2. Fourier-Transformierte (FFT2) oder Autokorrelation. Der Begriff der Autokorrelation wird hier nicht weiter benötigt.

Die "Fast Fourier Transform" (FFT) ist eine vereinfachte Fourier-Transformation, die – nichts ist umsonst –  quadratische Bilder mit bestimmten Kantenlängen verlangt. Die Kantenlänge des quadratischen Bildes muss aus einer Zweierpotenz von Pixeln bestehen, also z.B. 64 x 64, ..., 512 x 512 Pixel. Die FFT wird in verschiedenen Programmen zur Verfügung gestellt, z.B. in dem freien Programm Iris und auch in AIP (Astronomical Image Processing).

Zur Durchführung

Wie sind nun die beugungsoptische bzw. die mathematische Doppelstern-Rekonstruktion auf die astronomische Praxis mit ihren realen Specklewolken (Seeingscheibchen) anzuwenden? Für die spätere Analyse werden die Specklewolken eines zu untersuchenden Doppelsterns als Video aufgezeichnet. Die Belichtungszeiten liegen zwischen 1/25 und 1/10 000 Sekunde.

Die benötigte Brennweite richtet sich nach der theoretischen Auflösung, also dem Durchmesser der Teleskopoptik und dem sog. Nyquist-Kriterium. Danach soll das Airyscheibchen (ein Speckle) von 2 bis 3 Pixeln überdeckt werden. Bei einem C14 und 5µm-Pixeln führt das zu einer benötigten Brennweite von 6 bis 9 Metern.