Moderne optische Teleskope
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Moderne optische Teleskope vom Linsenfernrohr zum Sterninterferometer Alexander Huck Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg Moderne optische Teleskope – p.1/31 Überblick 1. Einleitung 2. Historische Entwicklung 3. Grundlagen Optischer Systeme 4. Fehlerquellen 5. Aktive Optik 6. Adaptive Optik 7. Interferometrische Teleskope 8. Ausblick 9. Literaturverzeichnis Moderne optische Teleskope – p.2/31 Einleitung Moderne optische Teleskope – p.3/31 Historische Entwicklung Linsen bereits seit den Römern bekannt 2.Oktober 1608: Einreichung eines Patentes über ein Gerät für das Sehen in die Ferne (griech. teleskopos) um 1609: Galilei fertigt sein erstes Teleskop (2 selbstgeschliffene Linsen + Orgelpfeife) Moderne optische Teleskope – p.4/31 Optische Systeme Vergrößerung: M = αOb jekt fo ≈ αBild fc Zielsetzung: Darstellung weit entfernter, schwach sichtbarer Objekte ⇔ hohes Auflösungsvermögen und große Lichtstärke Moderne optische Teleskope – p.5/31 Optische Systeme Lichtstärke ∼ D2 theoretisch Auflösungsvermögen beugungsbegrenzt: 1 αmin = D 1.22 · λ αmin (λ = 500 nm) αmin (λ = 2.2 µm) αmin (λ = 10 µm) D = 3.6 m 0”.035 0”.15 0”.70 D = 8.2 m 0”.015 0”.07 0”.31 Moderne optische Teleskope – p.6/31 Optische Systeme große Linsen sehr schwierig zu fertigen (Dmax ≈ 1m) transparent und blasenfrei Halterung nur am Rand (Eigengewicht) chromatische Aberration Spiegelteleskope (Reflektoren) sehr vorteilhaft gegenüber Linsenteleskopen (Dmax ≈ 9m) Moderne optische Teleskope – p.7/31 Optische Systeme - Montierung zwei verschiedene Montierungen äquatoriale alt-azimuthale beeinflusste Parameter Größe Kosten Genauigkeit der Nachführung Moderne optische Teleskope – p.8/31 Fehlerquellen Fehlerquelle Frequenzband [Hz] 1 Entwurf & Herstellung konst. 2 Theoretische Fehler Spiegelhalterung & Tubus konst. - 10−3 3 Wartungsfehler 6 10−5 4 Thermische Verformung Spiegel & Tubus 5 Korrektur 6 10−3 Mech. Verformung der Spiegel 6 10−6 6 Therm. Effekte (örtl. Klima) 10−3 − 102 7 Spiegelverformung (Windböen) 10−1 − 2 8 Atmosphärische Turbulenz 2 · 10−2 − 103 9 Nachführungsfehler 5 − 102 Moderne optische Teleskope – p.9/31 Fehlerquellen Fehlerquelle Frequenzband [Hz] 1 Entwurf & Herstellung konst. 2 Theoretische Fehler Spiegelhalterung & Tubus konst. - 10−3 3 Wartungsfehler 6 10−5 4 Thermische Verformung Spiegel & Tubus 5 Korrektur aktive Optik 6 10−3 Mech. Verformung der Spiegel 6 10−6 6 Therm. Effekte (örtl. Klima) 10−3 − 102 7 Spiegelverformung (Windböen) 10−1 − 2 8 Atmosphärische Turbulenz 2 · 10−2 − 103 9 Nachführungsfehler 5 − 102 adaptive Optik Moderne optische Teleskope – p.9/31 Aktive Optik Probleme beim Cassegrain-Teleskop: Moderne optische Teleskope – p.10/31 Aktive Optik Probleme beim Cassegrain-Teleskop: Dezentrierkoma und Fokussierfehler (fehlerhafte Positionierung des Sekundärspiegels) Moderne optische Teleskope – p.10/31 Aktive Optik Probleme beim Cassegrain-Teleskop: Dezentrierkoma und Fokussierfehler (fehlerhafte Positionierung des Sekundärspiegels) Astigmatismus (fehlerhafte Unterstützung der Spiegel) Moderne optische Teleskope – p.10/31 Aktive Optik Probleme beim Cassegrain-Teleskop: Dezentrierkoma und Fokussierfehler (fehlerhafte Positionierung des Sekundärspiegels) Astigmatismus (fehlerhafte Unterstützung der Spiegel) sphärische Aberration (fehlerhafte Anpassung der Form von Primär- und Sekundärspiegel) Moderne optische Teleskope – p.10/31 Aktive Optik Probleme beim Cassegrain-Teleskop: Dezentrierkoma und Fokussierfehler (fehlerhafte Positionierung des Sekundärspiegels) Astigmatismus (fehlerhafte Unterstützung der Spiegel) sphärische Aberration (fehlerhafte Anpassung der Form von Primär- und Sekundärspiegel) Durchführung der Korrekturen nur off-line Moderne optische Teleskope – p.10/31 Aktive Optik Probleme beim Cassegrain-Teleskop: Dezentrierkoma und Fokussierfehler (fehlerhafte Positionierung des Sekundärspiegels) Astigmatismus (fehlerhafte Unterstützung der Spiegel) sphärische Aberration (fehlerhafte Anpassung der Form von Primär- und Sekundärspiegel) Durchführung der Korrekturen nur off-line Lösung: Aktive Optik, d.h. Echtzeitkorrektur der teleskopbedingten Bildfehler Moderne optische Teleskope – p.10/31 Aktive Optik Was zeichnet ein aktives Teleskop aus? Bildanalysator zur on-line Bestimmung der Teleskopfehler Korrektur des Teleskops ohne Störung der Beobachtung ⇒ ständige Realisierung der Intrinsischen Qualität (IQ) IQ ≡ Qualität, die das Teleskop hätte, wenn alle mit der Zeit oder mit der Lage veränderlichen Bildfehler beseitigt wären Moderne optische Teleskope – p.11/31 Aktive Optik am NTT NTT ≡ 3.5-m New Technology Telescope auf La Silla, Atacama Wüste (Chile) erstes aktives Teleskop Primärspiegel mit 75 astatischen Hebeln "Erstes Licht" am 22.März 1989 αmin ≈ 100 αmin ≈ 000 .33 Moderne optische Teleskope – p.12/31 Aktive Optik am NTT Shack-Hartmann-Test zur Bestimmung der Aberration 1. Punktlicht-/ Referenzquelle 2. Strahlteiler 3. Kollimator 4. Shack-Linsenraster 5. Brennebene 6. Bildpunkt des Teleskops 7. Zusatzoptik für CCD-Detektor 8. CCD-Detektor Moderne optische Teleskope – p.13/31 Aktive Optik am NTT Shack-Hartmann-Testbild Messung der Abstandsvektoren ⇒ Bestimmung der Aberrationskoeffizienten seitliche und axiale Verschiebung des Sekundärspiegels und Steuerung der Kräfte auf Rückseite des Primärspiegels konstanter Abstandsvektor ⇔ Abbildung des Teleskops aberrationsfrei bei Bedarf Wiederholung der Bildanalyse Moderne optische Teleskope – p.14/31 Adaptive Optik - Erdatmosphäre "Denn die Luft, durch welche wir nach den Sternen blicken, ist in beständigem Erzittern, wie wir an der zitternden Bewegung der Schatten hoher Türme und aus dem Flimmern der Fixsterne erkennen." Isaac Newton Winde, Konvektion, Wetter und täglicher Tag- und Nachtverlauf ⇒ turbulente Durchmischung der Luft Beschreibung der mechanischen Turbulenzen u.a. durch Kolmogorov-Modell Moderne optische Teleskope – p.15/31 Adaptive Optik - Parameter Fried-Parameter r0 ∼ λ6/5 r0 Kohärenzzeit τ0 := 0.3 vw Isoplanatischer Winkel θ0 Auflösungsvermögen durch atmosphärische Turbulenz ≡ Seeing Fundamentale Regelparameter: räumliche Korrektur muss ≤ r0 zeitliche Korrektur muss ≤ τ0 Bsp.: 8-m Teleskop # Korrekturelemente Korrekturfrequenz [Hz] = (8m/r0 )2 [ ] (vw = 10m/s) λ ≈ 500 nm (r0 ≈ 10 cm) 6400 333 λ ≈ 2.2 µm (r0 ≈ 50 cm) 200 70 Moderne optische Teleskope – p.16/31 Adaptive Optik - Konsequenzen Konsequenzen bedingt durch die Atmosphäre: mit bloßem Auge Intensitätsschwankungen auf Erdoberfläche Teleskopdurchmesser > r0 ⇒ Zersplitterung des Bildes in viele zufällig verteilte Einzelbilder: Speckles bei längeren Belichtungszeiten: Verschmieren des Specklebildes Halbwertsbreite (FWHM) ⇔ Größe Seeingscheibchen typ. Werte für Seeing: 0.5 bis 2.5 Bogensekunden Moderne optische Teleskope – p.17/31 Adaptive Optik - Punktbildfunktion Moderne optische Teleskope – p.18/31 Adaptive Optik - Aufbau geschlossener Regelkreis zwischen deformierbarem Spiegel Wellenfrontsensor Beobachtung im nahen Infrarot (geringere Anforderung) Vermessung der Wellenfront im sichtbaren Spektralbereich (geringere Dispersion, kein Verlust im NIR) Echtzeitcomputer zur Berechnung der Sensordaten für Korrekturelemente Moderne optische Teleskope – p.19/31 Adaptive Optik - Wellenfrontsensor Shack-Hartmann-Sensor durch laterale Verschiebung der Punktbilder Messung der lokalen Wellenfrontneigung Bezug auf Referenzposition ⇒ Berechnung der Wellenfrontfehler Prinzip des Shack-Hartmann-Sensors zur Wellenfrontvermessung Moderne optische Teleskope – p.20/31 Adaptive Optik - Deformierbare Spiegel dynamischer Bereich: ± 5 µm drei verschiedene Systeme Piezo-Aktuatoren (a) Bimorphe Spiegel (b) MOEMS Moderne optische Teleskope – p.21/31 Adaptive Optik - Leitsterne für Betrieb adaptiver Optik Anforderungen an Leitstern benötigt Grenzhelligkeit Vmin Lage innerhalb des isoplanatischen Winkels θ0 kann auch das zu untersuchende Objekt selbst sein Beispiel: Anforderung an Leitstern V = 11 mag innerhalb 600 ⇒ nur in 1% der Fälle anzutreffen Erzeugung künstl. Leitstern durch Resonanz-Fluoreszenz von Natriumatomen ca. 10 km dicke Natriumschicht in mittl. Höhe von 90 km Anregung der Na-D2 -Linie bei 589 nm Moderne optische Teleskope – p.22/31 Adaptive Optik - Laser-Leitsterne Eigenschaft der Na-D2 -Linie: unterliegt »inhomogener Verbreiterung« thermische Bewegung der Na-Atome ⇔ Dopplereffekt Hyperfeinstrukturaufspaltung Konsequenzen für schwache Laser (cw-Betrieb): Irueck ∼ Iein für starke Laser (gepulst): ⇔ Irueck ≈ const. (Abstimmung mit Wellenfrontsensor notwendig) Anpassung der Linienbreite des Lasers an Na-D2 -Linie zirkular polarisierte Laser ⇒ Steigerung der Helligkeit Moderne optische Teleskope – p.23/31 Adaptive Optik - ALFA Adaptive optics with a Laser For Astronomy Piezospiegel: 97 Aktuatoren Shack-HartmannSenseor: max. 100 Subaperturen mit Laserleitstern ausgestattet konzipiert für Nah-Infrarot (2.2 ± 0.2 µm) adaptives Instrument am 3.5-m Teleskop auf Calar Alto (Spanien) Moderne optische Teleskope – p.24/31 Adaptive Optik - ALFA-Laserleitstern kommerziell erhältlicher Farbstoff-Ringlaser Pumpquelle: Argon-Ionenlaser (Pout = 25W) Resonator mit hoher Güte ⇒ Linienselektion Rückkopplung des Lasers mit interner Natriumzelle ⇔ Stabilisierung Pout (λ = 589nm) = 4 W (cw-Betrieb) ⇒ Stern 11. Größe aktive Nachführung des Laserstrahls Fokussierung in Natriumschicht Positionierung im Zentrum des Gesichtsfeldes des Wellenfrontsensors Moderne optische Teleskope – p.25/31 Adaptive Optik - ALFA - erstes Ergebnis unkorrigiertes Bild (07.10.’96) Doppelstern 72 Peg λ = 2.2 µm Seeing: ∼ 100 .2 Moderne optische Teleskope – p.26/31 Adaptive Optik - ALFA - erstes Ergebnis unkorrigiertes Bild (07.10.’96) Doppelstern 72 Peg λ = 2.2 µm Seeing: ∼ 100 .2 korrigiertes Bild (07.10.’96) λ = 2.2 µm Stern selbst als Leitstern FWHM: ∼ 000 .15 αmin ∼ 000 .12 ⇒ 72 Peg aufgelöst Moderne optische Teleskope – p.26/31 Interferometer - VLTI VLTI ≡ Very Large Telescope Interferometer vier 8-m Hauptspiegel Basislinien 47 − 130 m vier 1.8-m Hilfsteleskope Basislinien 8 − 200 m Verzögerungstunnel (160 m) max. 8 Strecken Winkelauflösungsvermögen (λ = 2.2 µm): 0”.07 → 0”.0037 Moderne optische Teleskope – p.27/31 Interferometer - VLTI Konzept und Eigenschaften Retroreflektoren: vmax = 5 mm/s mit ∆v ≤ 50 nm pro Teleskop: Reflektionen an 25 Spiegeln V = Imax − Imin Imax + Imin Moderne optische Teleskope – p.28/31 Interferometer - VLTI Pulsieren des Sternes Cepheid L Carinae Periode = 35.5 Tage max. Durchmesser: ≈ 3.2 mas max. Genauigkeit einzelner Messpunkte: 0.04 mas Moderne optische Teleskope – p.29/31 Ausblick - OWL OWL ≡ OverWhelmingly Large (telescope) Primärspiegel: D ≈ 100 m (3048 Segmente) Wellenlängenbereich: 0.32 − 12 µm beugungsbegrenztes Auflösungsvermögen über Bereich: (λ = 500 nm): ≈ 3000 Simulation des OWL Teleskopes (λ = 2.2 µm): ≈ 20 Kosten: ca. 1.1 Mrd. Euro Moderne optische Teleskope – p.30/31 Literaturverzeichnis Artikel Raymond N. Wilson: Aktive Optik und das New Technology Telescope (Sterne und Weltraum 8-9/1992,pp. 525-532) A. Glindemann und A. Quirrenbach: Künstlicher Stern über dem Calar Alto Teil 1 (Sterne und Weltraum 11/1997,pp. 950-955) A. Glindemann und A. Quirrenbach: Künstlicher Stern über dem Calar Alto Teil 2 (Sterne und Weltraum 12/1997,pp. 1038-1044) A. Glindemann: Das Very Large Telescope Interferometer (Sterne und Weltraum 03/2003,pp. 24-32) S. Hippler und M. Kaspei: Dem Seeing ein Schnippchen schlagen (Sterne und Weltraum 10/2004,pp. 32-42) C. Leinert und U. Graser: Interferometrie an Großteleskopen (Sterne und Weltraum 11/2004,pp. 32-39) Moderne optische Teleskope – p.31/31 Literaturverzeichnis Internet www.eso.org/projects/vlti www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2004/pr-25-04.html www.mpia-hd.mpg.de/homes/hippler/ astron.berkeley.edu/ jrg/SEEING/node3.html Bücher E. Hecht: Optik, 3. Auflage, Oldenbourg Wissenschaftsverlag, 2001 H. Karttunen: Fundamental Astronomy, 4. Auflage, Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York, 2003 Lexikon der Physik, Heidelberg: Spektrum Akademischer Verlag 1998-2000 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit! Moderne optische Teleskope – p.31/31
