Die Grenzen der Sehschärfe, Teil 5

Optometrie
Priv.-Doz. Dr. W. Wesemann,
Köln
Erstaunlicherweise hat sich das Auflösungsvermögen astronomischer Teleskope in der Zeit von 1609 bis 1990 kaum verändert.
Bereits das Fernrohr von Galileo Galilei hatte ein Auflösungsvermögen von etwa 6 Winkelsekunden (Chaisson, 1994). Der berühmte 40 Fuß Reflektor von William Herschel (Abb. 2), der 1789
gebaut wurde, hatte zwar bereits einen Spiegeldurchmesser von
1,24 m und erlaubte die Beobachtung sehr lichtschwacher
Objekte. Sein Auflösungsvermögen war aber nur geringfügig
besser als Galileis Fernrohr.
Auch das berühmteste Fernrohr des zwanzigsten Jahrhunderts,
der 5 m Hale-Reflektor auf dem Mount Palomar in Kalifornien von
1948, hat das Auflösungsvermögen nicht wesentlich verbessert,
denn – trotz modernster Technik – ist das Auflösungsvermögen
aller klassischen irdischen Fernrohre selbst bei optimaler Konstruktion auf etwa 1 Winkelsekunde limitiert.
Die Grenzen der Sehschärfe,
Teil 5:
Spektakuläre Verbesserung der Sehschärfe
astronomischer Fernrohre durch
adaptive Optik
In der langen Zeit von 1609 bis 1993 hat sich das Auflösungsvermögen astronomischer Fernrohre kaum verbessert. Erst 1993 gelang mit dem Hubble-Teleskop ein
wichtiger Sprung nach vorn. Seit November 2001 ist in
Chile ein neues Teleskop der Europäischen Südsternwarte
im Betrieb, das erstmals dem Hubble-Teleskop hinsichtlich
Auflösung und Belichtungszeit überlegen ist (Abb. 1).
Dieses Teleskop ist mit einer adaptiven Optik ausgerüstet.
Die Optimierung des Bildes erfolgt durch ein gezieltes Verbiegen des Spiegels während der Beobachtung. Mit dieser
adaptiven Korrektur wurde erstmals in der Geschichte der
Astronomie eine Sehschärfe von 1500 erreicht.
Abb. 2: Der 40 Fuß Reflektor von William Herschel (1789)
Die Grenzen der klassischen
astronomischen Fernrohre
Abb. 1: Die Teleskope der ESO auf dem Mount Paranal in Chile
(2002)
Seit den ersten Himmelsbeobachtungen mit Fernrohren
durch Galilei 1609 hat sich unser Wissen über den Aufbau und
die Gesetzmäßigkeiten des Weltalls enorm erweitert. Immer größere und leistungsfähigere Fernrohre wurden gebaut. Immer
lichtschwächere Sterne und Galaxien wurden beobachtbar.
32
n
DOZ 10/2002
Die Leistungsfähigkeit eines astronomischen Fernrohrs hängt
im Wesentlichen von zwei Parametern ab: der Fähigkeit, Licht zu
sammeln, und der Abbildungsqualität.
Die Lichtmenge, die aufgefangen wird, ist proportional zur
Fläche des Spiegels. Der 5 m-Spiegel auf dem Mount Palomar
fängt mehr als 2500 mal so viel Licht ein, wie das einfache
Fernrohr zu Galileis Zeiten.
Die Abbildungsqualität hängt von mehreren Faktoren ab.
Bei einem perfekten Teleskop ist das theoretisch mögliche Auflösungsvermögen proportional zum Kehrwert des Spiegeldurchmessers (Tab. 1). In der Praxis wird dieser theoretische Wert
von den großen astronomischen Fernrohren nicht annähernd
erreicht. Mit dem großen 5 m-Spiegel auf dem Mount Palomar ist
das tatsächliche Auflösungsvermögen etwa 1 Winkelsekunde,
obwohl nach der Beugungstheorie eigentlich ein Auflösungsvermögen von 0,028 Winkelsekunden – also ein 36 mal besserer
Wert – möglich sein müsste. Die besten klassischen Großteles-
kope sind demnach hinsichtlich ihres Auflösungsvermögens nicht
leistungsfähiger als ein kleines Amateurteleskop mit einem
Durchmesser von 10 bis 20 cm.
Instrument
Durchmesser
der Eintrittspupille
Beugungsbegrenztes
Auflösungsvermögen
bei 550 nm
Tatsächliches
Auflösungsvermögen
bei Sternbetrachtungen
Menschliches
Auge
Galileis Fernrohr
Amateurteleskop
5 m-Spiegel
3 mm
46”
≈ 120”
12 cm
20 cm
1,15”
0,69”
≈ 6,0”
≈ 1,0”
5,0 m
0,028”
≈ 1,0”
Hubble-Teleskop
2,4 m
0,058”
≈ 0,1”
Tabelle 1: Beugungsbegrenztes Auflösungsvermögen nach dem
Rayleigh-Kriterium im Vergleich zum tatsächlich erreichbaren
Wert (Winkelsekunden)
Durch die nicht optimale Abbildung der Sternenbilder leidet
nicht nur das Auflösungsvermögen. Auch die Reichweite der
Teleskope bzw. die notwendige Belichtungszeit wird durch diesen
Effekt stark beeinträchtigt, denn die Lichtintensität in der Mitte
des unscharfen Sternenbildes ist um einen Faktor 100 oder mehr
niedriger als sie nach der Beugungstheorie sein könnte. Bei
scharfer Abbildung könnte man also 100 mal dunklere Sterne
beobachten!
Die entscheidende Ursache für diese „natürliche“ Begrenzung
des Auflösungsvermögens auf etwa 1 Winkelsekunde ist die
Atmosphäre der Erde.
Durch die natürlichen Luftdruckschwankungen in den verschiedenen Schichten der Atmosphäre, die sich zudem zeitlich und
räumlich sehr stark ändern, werden die Lichtstrahlen auf eine
nicht vorhersagbare Weise von ihrem Wege abgelenkt. Diese
Luftturbulenzen sind vergleichbar mit den wabernden, flimmernden Lichterscheinungen, die man zum Beispiel über einem heißen
Toaster oder einem heißen Sandstrand sehen kann. Um diese
Luftturbulenzen so weit wie möglich auszuschalten, werden alle
neuen Teleskope auf hohe Berge gebaut, wo die Luft möglichst
dünn und klar ist.
Mechanische, thermische und Schwerkraft-Probleme innerhalb
der Haltekonstruktion des Hauptspiegels sind weitere schwer zu
beherrschende Probleme, die zu Qualitätsverlusten in der optischen Abbildung führen (zum Beispiel Unschärfe, Dezentrierung
und Spiegelverformungen).
Das Hubble-Weltraumteleskop (HST)
Die oben genannten atmosphärischen, technischen und
optischen Schwierigkeiten, die der Verbesserung der Leistungsfähigkeit erdgestützter Teleskope entgegenstanden, führten zur
Planung eines optischen Weltraumteleskops, denn der Weltraum
hat drei Vorteile:
a) im Vakuum gibt es keine Luftunruhe
b) im Weltraum ist der Himmel schwarz und wolkenlos
c) im Weltraum sind Beobachtungen auch in Spektralbereichen
möglich, die von der Atmosphäre absorbiert werden.
DOZ 10/2002
n
33
Optometrie
Das Hubble-Space-Telescope wurde mit Baukosten von über
2 Mrd. US$ konstruiert und im Jahre 1990 in eine Erdumlaufbahn
befördert.
Schon kurz nach der Inbetriebnahme des HST stellte sich allerdings heraus, dass bei der Fertigung des 2,4 m großen Hauptspiegels eine schwere Panne passiert war. Der Spiegel war am
Rand um 2 µm zu flach geschliffen worden. Dieser Fehler war bei
der Herstellung durch die Firma Perkin-Elmer unentdeckt geblieben, da bei den entscheidenden interferometrischen Kontrollmessungen die Messlinsen falsch justiert worden waren. Durch
den falschen Schliff trat sphärische Aberration in erheblichem
Umfang auf. Statt wie geplant 80 Prozent fielen in einen Durchmesser von 0,1 Winkelsekunden nur 15 Prozent des Lichts eines
Sterns. Der Rest des Lichts verteilte sich über einen unscharfen
Fleck von mehr als 1 Winkelsekunde. Der Ruf der NASA war
schwer angeschlagen. Durch diese Panne war die gesamte
Hubble-Mission in Frage gestellt, denn mit dieser schlechten Auflösung konnte trotz des Milliardenaufwandes keine Verbesserung
gegenüber den klassischen erdgestützten Teleskopen erreicht
werden.
In einer Reparaturmission, die 1993 stattfand, wurde ein „COSTAR“ genanntes Korrektursystem eingebaut. Mit diesem Zusatzteil gelang es, das Auflösungsvermögen auf den ursprünglich geplanten Wert von 0,1 Winkelsekunden zu steigern. Die
Astronomen waren erleichtert, denn damit gelang es erstmals
in der Geschichte der Astronomie, die magische Auflösungsgrenze von 1 Winkelsekunde zu durchbrechen und einen 10 mal
besseren Wert nahe der Beugungsgrenze zu erreichen (Tab. 1).
Allerdings nahm die zusätzliche „Brille“ des Hubble-Teleskops
so viel Platz weg, dass mehrere andere Experimentiereinrichtungen ausgebaut werden mussten oder nicht mehr benutzt
werden konnten.
Die revolutionäre Verbesserung
der erdgestützten Teleskope durch
Hartmann-Shack Sensoren und
Adaptive Optik
In den achtziger Jahren begann man erneut darüber nachzudenken, ob es nicht doch möglich wäre, neue Spiegelteleskope
mit einem Durchmesser deutlich über 4 m zu konstruieren. Aufbauend auf den schlechten Erfahrungen, die man beim Bau des
5 m-Teleskops auf dem Mount Palomar gesammelt hatte, wurde
allerdings schnell klar, dass eine klassische Konstruktion mit
einem massiven Hauptspiegel aus Kostengründen und mechanischen Stabilitätsproblemen nicht mehr in Frage kam.
Man entschied sich dafür, statt eines großen schweren Spiegels
mehrere dünne kleine Spiegel zu verwenden, deren genaue Feinjustierung erst im eigentlichen Betrieb durch computergesteuerte
piezoelektrische Stellelemente erfolgen sollte. Diese Art der
Regelung nennt man eine „dynamische adaptive Optik“. Bei
dieser Technik werden zunächst die Bildfehler mit einem Hartmann-Shack Sensor, wie er heute auch im Bereich der refraktiven
Hornhautchirurgie eingesetzt wird, gemessen. Danach werden
die gemessenen Bildfehler durch eine aktive Regelung des
Spiegels ausgeglichen.
Das erste Fernrohr mit einer vollautomatischen Bildschärferegelung war das 3,5 m Teleskop der Europäischen Südstern34
n
DOZ 10/2002
warte (ESO) auf dem Berg La Silla, das 1989 in Betrieb genommen wurde. 1992 folgte der 10 m-Keck-Spiegel auf dem Mauna
Kea in Hawaii. 1998 nahm das Very Large Telescope Array (VLT)
der ESO, an dem jetzt der Auflösungsrekord erreicht wurde,
seinen Betrieb auf.
Das Very Large Telescope Array (VLT) der Europäische Südsternwarte (ESO) besteht aus vier großen Teleskopen mit jeweils 8,2 m
Durchmesser, die sowohl einzeln als auch zusammen arbeiten
können (Abb. 3). Es befindet sich im chilenischen Küstengebirge
in 2600 Meter Höhe auf dem Berg Paranal etwa 130 Kilometer
südlich der Stadt Antofagasta. Der Standort ist nur 12 km vom
Pazifischen Ozean entfernt und liegt hoch über den Wolken in
einer der niederschlagsärmsten Zonen der Erde. Dort ist die
Atmosphäre besonders ruhig.
Abb. 3: Die vier 8,2 m Teleskope des Very Large Telescope Arrays
(VLT) und deren Instrumente
Alle vier 8,2 m-Spiegel können durch unterirdische Verbindungsgänge optisch und interferometrisch zusammengeschaltet
werden. Die vier Fernrohr sind vollständig von Europa aus fernbedienbar. Eine persönliche Anwesenheit der Forscher in Chile ist
nicht nötig.
Die sensationelle Steigerung der Bildqualität gelang an einem der
vier Teleskope, in das eine neuartige Kamera mit dem Namen
NAOS-CONICA eingebaut wurde. Das adaptive optische System dieser Kamera wurde am 25.11.2001 erstmals in Betrieb genommen.
Die prinzipielle Funktionsweise der adaptiven Optik ist in Abbildung 4a dargestellt. Infolge der atmosphärischen Turbulenzen
wird die einfallende Wellenfront deformiert. Das Ausmaß dieser
Wellenfrontdeformation wird im ersten Schritt mit einem Hartmann-Shack-Aberrometer quantitativ bestimmt. Im zweiten
Schritt wird durch einen sehr schnellen Computer errechnet, um
welchen Betrag die verschiedenen Abbildungsstrahlen verschoben werden müssen, damit einen optimales Bild zustande
kommt. Die errechneten Korrektursignale werden im dritten
Schritt einem deformierbaren Spiegel zugeleitet, dessen Form
durch über 200 piezoelektrische Verschiebelemente mit einer
Präzision von wenigen Nanometern verbogen werden kann
(Abb. 4b). Da sich die atmosphärischen Turbulenzen sehr schnell
ändern, müssen die verschiedenen Teile des Spiegels während der
gesamten Beobachtungszeit mehrere hundert Mal pro Sekunde
mit einer Präzision von 20 nm auf die optimale Krümmung
eingestellt werden.
(Abb. 5b) verbessert sich die Bildqualität deutlich. Die Halbwertsbreite verringert sich in dem Bildbeispiel auf 0,07”. Ein außerordentlich wichtiger Nebeneffekt der Bildverbesserung ist in Abbildung 5c, folgende Seite, zu erkennen. Durch die bessere Konzentration des Lichtes auf einen Punkt steigert sich die auf die CCDKamera fallende Beleuchtungsstärke enorm. Deshalb können mit
der neuen Technik dunkle Sterne in viel kürzerer Belichtungszeit
als früher aufgenommen werden.
Abb. 4a: Strahlengang der adaptiven Optik mit computergesteuertem Regelkreis.
Abb. 5: Wirksamkeit der adaptiven Optik der NAOS-CONICA
Kamera. 5a, links) Punktbild ohne adaptive Korrektur (Halbwertsbreite 0,55”). 5b, rechts) Punktbild mit adaptiver Korrektur (Halbwertsbreite 0,07”).
Abb. 4b: Blick auf die Unterseite eines deformierbaren Spiegels
ähnlicher Bauart (3,4 m Teleskop der ESO auf La Silla). Jeder der
Kästen enthält piezoelektrische Verschiebeelemente, mit denen
der Spiegel mit einer Präzision im Nanometerbereich sehr schnell
verbogen werden kann.
Wie gut dies in der Praxis gelingt, ist in Abbildung 5 zu sehen.
Die linke Seite (Abb. 5a) zeigt eine Kurzzeitfotografie eines Sterns
mit abgeschaltetem Korrektursystem. Durch die Luftturbulenzen
ist das Sternbild nicht punktförmig sondern fleckig und über einen mehr als 0,5” großen Winkelbereich verschmiert. Nach dem
Einschalten des dynamischen adaptiven Korrektionssystems
DOZ 10/2002
n
35
Optometrie
5c) 3-dimensionale Darstellung. Durch das wesentlich schärfere
Bild wird auch die messbare Lichtintensität gesteigert.
Aufgrund der derzeitigen Konstruktion arbeitet die NAOSCONICA Kamera nur im nahen Infrarot (1 bis 5 µm). In diesem
Bereich hat sie das Auflösungsvermögen des Hubble-Teleskops
bereits übertroffen. Bei geringer Luftunruhe wurde in den ersten
Testaufnahmen eine optimale Halbwertsbreite von 0,04” erreicht. Wegen des im Vergleich zum Hubble-Teleskop wesentlich
größeren Spiegels gelingen mit diesem Fernrohr Aufnahmen, die
das Hubble-Teleskop hinsichtlich der Bildschärfe und Anzahl der
abgebildeten Sterne übertreffen (Abb. 6).
Abb. 6: Vergleich in der Bildqualität. (Oben) Aufnahme mit der
neuen adaptiven Optik. Belichtungszeit 300 s, (Unten) Aufnahme
des gleichen Himmelsausschnitts mit dem Hubble-Teleskop.
Belichtungszeit 400 s. Die Punktbilder sind oben wesentlich
schärfer. Außerdem sind trotz der kürzeren Belichtungszeit aufgrund des größeren Spiegeldurchmessers oben sehr viel mehr
Sterne zu erkennen.
Auch die Aufnahmen des Saturn mit der neuen und der klassischen Technik (Abb. 7) belegen die überragende Abbildungsqualität der aktiven Bildqualitätssteuerung.
Noch vor zehn Jahren hätte niemand geglaubt, dass eine
derartige Steigerung der Abbildungsleistung erdgestützter Fernrohre jemals möglich sein würde. Bei der Bewertung dieses
Erfolgs der ESO sollte man zusätzlich daran denken, dass die
Herstellungs- und Unterhaltskosten erdgestützter Großteleskope
mehr als 100 mal niedriger sind als die des Hubble-Teleskops.
Um die erreichte Abbildungsqualität zu veranschaulichen,
habe ich in Tabelle 2 das Auflösungsvermögen astronomischer
Fernrohre in die optometrisch üblichen Sehschärfewerte umgerechnet.
36
n
DOZ 10/2002
Abb. 7: Aufnahme des Saturn mit der neuen adaptiven Optik.
Instrument
Durchmesser
der Eintrittspupille
Auflösungsvermögen bei
Himmelsbeobachtungen
Sehschärfe
(= 1 / Auflösungsvermögen)
Menschliches
Auge
3 mm
≈ 120”
0,5
Galileis
Fernrohr, 1609
12 cm
≈ 6,0”
10
5 m-Spiegel
(Mt. Palomar),
1948
5,0 m
≈ 1,0”
60
HubbleTeleskop, 1993
2,4 m
≈ 0,1”
600
NAOSCONICA, 2001
5,0 m
0,04”
1500
Aufnahme des Saturn mit dem 5 m - Spiegel auf dem Mt. Palomar.
Der in dieser Tabelle für die NAOS-CONICA Kamera angegeben
Visuswert 1500 bedeutet anschaulich, dass man mit diesem
Fernrohr ein Autokennzeichen aus einer Entfernung von 50 Kilometern lesen kann.
Anschrift des Autors:
Priv.-Doz. Dr. W. Wesemann,
Höhere Fachschule für Augenoptik Köln,
Bayenthalgürtel 6-8, 50968 Köln
Literatur
Tabelle 2: „Sehschärfe“ astronomischer Fernrohre
[1]
[2]
Bührke,T., Lenzen R.: Naos-Conica, Die neue Höchstleistungskamera am VLT.
Sterne und Weltenraum – Zeitschrift für Astronomie. Heft 5/2002, S. 24
Aus diesem Artikel wurde Abb. 4b entnommen.
Chaisson, E.J.: The Hubble Wars. Harvard University Press, 1994
Interessante Web-Seiten der Credit European Southern Observatory (ESO):
http://www.eso.org/projects/aot/introduction.html
http://www.eso.org/instruments/naos/
http://www-laog.obs.ujf-grenoble.fr/activities/hra/naos/
Von diesen Seiten stammen die Abbildungen 1, 3, 5, 6 und 7a
DOZ 10/2002
n
37