Wurden die Apollo-Mondaktivitäten von der Erde aus beobachtet?

War es möglich, Landungen und/oder Aktivitäten außerhalb des Fahrzeugs (EVAs) mit erdgebundenen Teleskopen zu beobachten?

Kurze Antwort: 1969 nicht möglich

1969 hatten wir nicht die geringste Möglichkeit, von der Erde aus einen Menschen auf dem Mond zu sehen. Die Winkelauflösung der vorhandenen Teleskope war bei weitem nicht ausreichend, um ein Objekt von der Größe des LM zu sehen.

Wieso den?

Lichtbeugung und das Airy-Muster , das mit optischen Instrumenten verbunden ist, hindern uns daran, kleinste Details zu sehen, selbst wenn wir auf die erforderliche Stufe „zoomen“ können. Um diese Grenze zu überwinden, muss die Größe der Apertur (Spiegel) erhöht werden. Um die Sichtbarkeitsschwelle zu kennen, muss man also nur die Größe der Teleskopöffnungen kennen.

1969 war das Hale-Teleskop des Palomar-Observatoriums das größte verfügbare. Mit seinem 5-m-Spiegel konnte er keine Details auflösen, die kleiner als die fünffache LM-Höhe waren. (Siehe wie das Limit am Ende der Antwort bestimmt wird).

Aber von welcher Größe reden wir genau?

Winkelgröße des LM

Beim Betrachten von Objekten ist die tatsächliche lineare Größe selbst keine aussagekräftige Information. Entscheidend ist ihre scheinbare Größe, die von der tatsächlichen Größe und der Entfernung abhängt . Diese scheinbare Größe wird als Bogenlänge ausgedrückt: Die Winkelgröße . In der Astronomie wird der Bogen oft in Millibogensekunden ( mas ) ausgedrückt.

^{Winkel-/scheinbare Größe (Objektbilder von HiClipart )}

Von der Erdoberfläche aus gesehen hat der Mondlander die gleiche "scheinbare Höhe" wie eine Fliege in der Entfernung von der ISS: 5,4 mas. Das Sehen des LM auf dem Mond erfordert die Fähigkeit, eine Fliege in 400 km Entfernung zu sehen, was keine leichte Aufgabe ist.

Winkelauflösung des Teleskops im Jahr 1969

Die Winkelauflösung ist die kleinste Winkelgröße, die ein Instrument sehen kann. Alles, was kleiner ist, ist aufgrund der Lichtbeugung verschwommen. Zum Beispiel der kosmische Mikrowellenhintergrund (CMB), der mit Instrumenten unterschiedlicher Winkelauflösung gesehen wird (beste Auflösung links):

^{CMB-Karten (10° breit), erhalten von Planck (5' Auflösung), WMAP (12') und COBE (5°). Quelle .}

Das 5-m-Hale- Teleskop des Palomar-Observatoriums hatte eine theoretische Auflösung von 25 mas, weit entfernt von den 5,4 mas, die erforderlich gewesen wären, um den LM zu sehen. Unabhängig von der Leistung des Teleskops wäre eine Gruppe von 5 Reihen von 5 LM als verschwommener Punkt zu sehen gewesen.

Heute kaum besser, kurzfristig keine Besserung zu erwarten

Das erste System, das allein 5 mas erreichen kann, wird das für 2025 geplante European Extremely Large Telescope (E-ELT) sein ( Standort ). In Verbindung mit dem Harmoni Imager sollte die Auflösung 4 mas pro Spaxel betragen . Also ein einzelnes Pixel LM. Andere im Bau befindliche optische Teleskope:

• Das Thirty Meter Telescope erwartet für 2027, 10 mas.

• Das Giant Magellan Telescope wird für 2029, 10 mas, erwartet.

^{Vergleich bestehender und geplanter Teleskopgrößen, adaptiert vom Original von Cmglee auf Wikipedia}

Ein 40-m-Spiegel (E-ELT) ist wahrscheinlich nah am maximal sinnvollen Bau, und weitere Entwicklungen folgen tatsächlich der Interferometerlösung, die zwei oder mehr Instrumente kombiniert, um eine bessere Auflösung als die der einzelnen Instrumente zu erhalten.

Bilder von entfernten Teleskopen werden in einem Korrelator zusammengeführt. Vom Standpunkt der Auflösung aus funktioniert eine solche Anordnung so, als gäbe es einen einzelnen Spiegel mit einem Durchmesser, der gleich dem Abstand zwischen den Spiegeln ist, unabhängig von der tatsächlichen Größe der Spiegel (aber die Leuchtkraft hängt immer noch von der tatsächlichen Größe ab). Die Technik ist auch als synthetische Apertur bekannt , eine Bezeichnung, die zuerst im Radarbereich gefunden wurde.

Die verschiedenen Lichtstrahlen von jeder Quelle müssen zu einem einzigen Bild korreliert werden, was bedeutet, dass ihre Reise von den verschiedenen Quellen (die zB 100 m lang wären) mit einer Genauigkeit von mehreren Nanometern konstant gehalten werden muss, was eine sehr schwierige Aufgabe ist, da die Entfernung ist erhöht.

Das derzeit fortschrittlichste feststehende optische Teleskop ist das VLT , das aus 8 Instrumenten (4 Hauptteleskope und 4 Hilfsteleskope) besteht, die gekoppelt werden können. Von der ESO-Website :

Wenn zwei oder mehr Teleskope im interferometrischen Modus kombiniert werden, wird die räumliche Auflösung durch den maximalen Abstand zwischen ihnen bestimmt. Das VLTI, das mit zwei 8,2-Meter-Einheitsteleskopen arbeitet, erreicht eine räumliche Auflösung, die der eines einzelnen 130-Meter-Riesenteleskops entspricht, was etwa 2 Millibogensekunden entspricht. Dies entspricht der Unterscheidung von zwei Punkten, die vom Boden aus gesehen durch die Größe eines Sesamkorns auf der Internationalen Raumstation getrennt sind.

Eine bessere Lösung ist kurzfristig nicht zu erwarten. Eine längere Basislinien-Interferometrie ist erforderlich, aber wie bereits erwähnt, müssen große Herausforderungen bewältigt werden, um den Abstand im Korrelator aufrechtzuerhalten.

Im Jahr 2020 können wir Details bis auf ein paar Mas auflösen. Das bedeutet, dass das 5-mas-LM als 3x3-Pixel-Bild erscheinen würde.

Wird es jemals möglich sein, den Landeplatz von der Erde aus zu sehen?

Um ein 50x50-Pixel-Bild des LM zu erhalten, müssen wir die Auflösung erhöhen und 100 µas im sichtbaren Spektrum erreichen. Dies erfordert eine Technologie, die einem Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von mindestens 1 km entspricht, wahrscheinlich ein Interferometer mit einer Basislinie von 1 km.

Optische Interferometer mit kilometrischen Basislinien am Boden sind möglicherweise machbar, aber nicht kurzfristig, obwohl einige Varianten, wie das Cherenkov Telescope Array , vielversprechend sind.

Eine letzte Möglichkeit: In der Lage zu sein, die Beugung rückgängig zu machen, da es möglich scheint, die Lichtstreuung rückgängig zu machen . In diesem Fall müssen keine großen Instrumente gebaut werden.

Warum gibt es überhaupt eine Auflösungsgrenze?

Wenn Lichtstrahlen von einer sehr entfernten Lichtquelle durch ein optisches Instrument fokussiert werden, nachdem sie eine Öffnung (Pupille) passiert haben, und der Spiegel / die Linse weit genug von der Öffnung entfernt ist (Fernfeld), entgegen dem, was durch geometrisch-optische Annäherung erwartet wird, Licht ist nicht zu einem einzigen Punkt verdichtet, sondern zu einem kleinen Fleck mit Ringen drumherum. Das meiste Licht (83,8 %) konzentriert sich auf den zentralen Punkt. Dieses Muster ist auf die Fraunhofer-Brechung am Rand der Öffnung und die anschließende Interferenz zwischen der direkten Welle und der gebrochenen Welle zurückzuführen:

^{Refraktionsfleck und -ringe durch Fraunhofer-Refraktion}

Der Brechungswinkel kann je nach Wellenlänge und Blendengröße jeden Wert zwischen Null und einem Maximum annehmen:

Je größer also die Öffnung, desto kleiner der Kegel, in dem die gebeugten Strahlen zu finden sind. Die Verteilung des Lichts nach der Beugung wird nach dem Namen der Person, die es untersucht hat, Airy-Muster genannt. Dies ist kein kontinuierlicher Fleck, da Streifen aufgrund der Strahlen erzeugt werden, die sich über unterschiedliche Entfernungen bewegen (also ist auch die Phase am Brennpunkt unterschiedlich).

Eine Folge davon ist, dass wir selbst mit einem perfekten Instrument niemals einen Lichtpunkt auf einen einzigen Punkt fokussieren können, der zentrale Punkt ist das Beste, was wir haben können, und wir müssen uns damit befassen. Eine weitere Konsequenz ist, wenn zwei Lichtquellen innerhalb derselben Apertur beobachtet werden, werden die Airy-Muster interferieren und Artefakte erzeugen. Diese aus diesem Video extrahierten Bilder zeigen, wie:

^{Rayleigh-Kriterium und Winkelauflösung}

Auf der linken Seite befindet sich eine einzelne Lichtquelle, darunter der entsprechende Intensitätsgraph, bei dem die Ringe sichtbar sind.

Das mittlere Bild zeigt einen Fall mit zwei Lichtquellen nahe genug, tatsächlich in einem Winkelabstand, der der Winkelauflösung des optischen Instruments entspricht (vielleicht ein Teleskop oder eine Kamera oder ein Auge, es spielt keine Rolle). Anstatt zwei überlagerte Bilder von Punkten und Ringen zu haben, sind einige Bereiche hoher und niedriger Intensität erschienen.

Da die Intensitätskurven tatsächlich Lichtwellen darstellen, die nicht in Phase sind, einige Teile der Kurven addieren, andere subtrahieren, dies ist das Prinzip der Interferenzen. Das Ergebnis ist in der rot gepunkteten Linie dargestellt.

Rechts sind die Quellen näher als die Auflösungsgrenze gerückt, Interferenzen sind sichtbarer und verändern das Bild komplett. Es gibt einen hellen Bereich in der Mitte, wo Intensitäten hinzugefügt wurden, und um dunklere Bereiche herum, wo sie subtrahiert wurden. Diese dunkleren Ringe entsprechen nicht etwas Realem in den Quellen.

Diese Interferenzen verhindern nun die Unterscheidung der beiden Quellen, die in diesem visuellen Artefakt verschwommen sind, das durch Beugung am Eingang des Instruments erzeugt wird. Wir sehen meistens den zentralen hellen Bereich.

Interferenzen erzeugen die Airy-Ringe, die wiederum die Details verbergen, aber durch Erhöhen der Blendengröße wird die Ringfläche reduziert und mehr Details bleiben erhalten.

Genau aus diesem Grund haben hochauflösende Teleskope einen großen Durchmesser. Dies gilt für jedes optische Instrument, und kleine Ferngläser oder Kameras mit kleinen Fotoobjektiven (Smartphones) können unabhängig von ihrer Vergrößerungs-/Zoom-Fähigkeit keine hohe Auflösung haben.

Praktische Bestimmung der Auflösung

1. Winkelauflösung gegen Durchmesser des Spiegels.
   Je größer der Spiegel oder die Linse, desto besser die Winkelauflösung. In ähnlicher Weise gilt für einen gegebenen optischen Durchmesser, je kürzer die für den Sensor verwendete Welle ist, desto besser ist die Auflösung. Die beste (theoretische) Auflösung, die von einem Instrument erhalten werden kann, wenn sie durch die Rayleigh-Grenzformel gegeben ist, die für eine Auflösung in mas ist:

$\theta = 2.52 \cdot 10^5 \cdot {\lambda}/{D}$

where:
- θ is in arc-seconds
- λ is the wavelength considered
- D is the diameter of the mirror / lens
- λ and D are in the same unit

2. Die minimal auflösbare Objektgröße beträgt:

$s = \tan ({\theta}/{3600}) \cdot d$

where:
- s is the minimum object size    
- θ is the angular resolution in arc-seconds  
- d is the distance to the object  
- s and d are in the same unit

3. Anwendung für 5m-Hale-Teleskop bei 500 nm (grün):

   Winkelauflösung
   θ = 2,52 x 10 ⁵ x λ/D
   θ = 2,52 x 10 ⁵ x 500 ^-9 / 5
   θ = 25,2 mas

   Lineare Auflösung bei Mondentfernung
   s = tan (θ / 3600) xd
   s = tan (0,0252 / 3600) x 380.000.000
   s = 46,4 m

Da die Regierungen mehrerer Nationen und viele Amateure Hochfrequenzantennen auf die Standorte richteten und Signale empfingen, könnte man schließen, dass sie beobachtet wurden. Beobachtung muss keine Beobachtung im sichtbaren Licht bedeuten. Siehe dies http://www.arrl.org/eavesdropping-on-apollo-11 Meine Erinnerung an die Zeit ist, dass viele Amateure die Übertragungen vom Mond einschalteten.

Nein sie waren nicht. Teleskope können auch heute noch kein so kleines Detail aus der Ferne auflösen. LCROSS, das den Mond umkreist, konnte die zurückgelassenen Mondmodule kaum auflösen.

Weitere gute Details in dieser ähnlichen Frage und Antwort auf der Astronomie-Website: Sichtbarkeit des Apollo-11-Moduls

Es wurden mehrere Beobachtungen im Radar und im sichtbaren Bereich gemacht, aber keine davon, als sich das Raumschiff auf oder in der Nähe der Mondoberfläche befand. Die Kommunikation konnte von Beobachtern Dritter gehört werden, aber sie waren viel zu klein, um tatsächlich gesehen zu werden. Es ist jedoch viel einfacher, ein Objekt zu sehen, wenn es keinen überladenen Hintergrund hat, selbst wenn es klein ist. Eine Zusammenfassung einiger Beobachtungen durch Teleskope von der Erde sind:

1. Zahlreiche Teleskope beobachten die erdnahe Apollo-Sonde in Richtung Mond.
2. Die Wolke von Apollo 13 wurde nach ihrer Katastrophe tatsächlich von der Erde aus gesehen. Teleskopische Beobachtungen wurden verwendet, um herauszufinden, wo es war, um es auf den richtigen Kurs zu führen, einschließlich mehrerer Beobachtungen Dritter.
3. Es gab mehrere, die sich dem Mond näherten, aber ich habe keine Beobachtungen gesehen, als er den Mond umkreiste, was theoretisch möglich wäre.