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78 III. Wissenschaftliche Arbeiten Abb. III.4.10: Künstlerische Darstellung des Atacama Large Millimeter Array (ALMA). Bis zu 64 Antennen mit je 12 Meter Durchmesser werden an dem Standort Chajnantor errichtet werden, einem Hochplateau in etwa 5000 m Höhe mitten in den Chilenischen Anden. (Mit freundlicher Genehmigung der ESO) gebiete – HII-Regionen – Sternhaufen) und um die physikalischen Bedingungen in dem entstehenden warmen Gas zu bestimmen. Die Zukunft: ALMA Das Atacama Large Millimeter Array (ALMA, Abb. III.4.10) wird derzeit gemeinsam von der ESO, Spanien, USA und Kanada in Nordchile errichtet. Dieses neue Millimeter-Interferometer wird nicht nur eine um eine Größenordnung bessere Empfindlichkeit und räumliche Auflösung als heutige Millimeter-Interferometer haben, sondern es wird auch Beobachtungen hoher Auflösung in Atmosphärenfenstern im Sub-Millimeterbereich ermöglichen, wo die Strahlung höherer Molekülübergänge ausgesandt wird. Deshalb sind Untersuchungen wie NUGA ausschlaggebend für die Erkundung aller relevanten Parameter, um die bestmöglichen Projekte für ALMA zu entwerfen. Zukünftige Beobachtungen mit ALMA werden sicher die höhere Winkelauflösung nutzen. Doch entscheidend für ein besseres Verständnis des Zusammenspiels zwischen Sternentstehung und Gasströmungen sowie des aus vielen Komponenten bestehenden molekularen Gases selbst sind Beobachtungen verschiedener Moleküllinien-Indikatoren, wie sie ALMA ermöglichen wird. Alle beschriebenen Projekte wie auch andere Pro- gramme in Zusammenhang mit dem Radio/Millimeter- bereich am MPIA stellen eine ausgezeichnete Vorbereitung auf die zukünftige Arbeit mit ALMA dar. (Eva Schinnerer)
IV. Instrumentelle Entwicklungen IV.1 Mehr als Streifen: Das Bildebenen- Interferometer LINC-NIRVANA LINC-NIRVANA ist ein Bildebenen-Interferometer für den nahen Infrarotbereich mit einer hochentwickelten multikonjugierten Adaptiven Optik (MCAO) für das Large Binocular Telescope. Das LBT ist ein Doppel-8.4-m-Tele- skop, das zur Zeit auf dem Mt. Graham im Südosten Arizonas seiner Vollendung entgegen sieht. LINC-NIRVANA wird die von den beiden gewaltigen Spiegeln kommende Strahlung im »Fizeau«-Modus interferometrisch verei- nen. Dabei bleibt die Phaseninformation erhalten, und es sind echte Bildaufnahmen mit einem weiten Gesichts- feld möglich. Das Instrument wird innerhalb eines wissenschaftlich nutzbaren Gesichtsfelds von etwa 10 10 Quadratbogensekunden die Empfindlichkeit eines 12-m- Teleskops und die räumliche Auflösung eines 23-m-Teleskops besitzen. Leitsterne zur Korrektur atmosphärischer Effekte können aus deutlich größeren Feldern ausgewählt werden: bis zu sechs Bogenminuten Durchmesser beim MCAO-System für den sichtbaren Spektralbereich und bis zu einer Bogenminute beim Streifenmusterstabilisator für das nahe Infrarot. Das LINC-NIRVANA-Interferometer wird gemeinsam von vier Instituten gebaut: dem MPIA, Heidelberg, dem Astronomischen Observatorium des INAF in Arcetri, Florenz, der Universität Köln und dem MPI für Radioastro-nomie (MPIfR) in Bonn. Das Large Binocular Telescope Das LBT ist ein ehrgeiziges, innovatives Unterfangen zum Bau des größten Einzelteleskops der Welt. Das LBT verspricht bahnbrechende Beobachtungen, die zu einem besseren Verständnis des Ursprungs und der Entwicklung unseres Universums und seiner Bestandteile führen werden. Zudem bietet es eine einzigartige Möglichkeit, nach Planeten außerhalb unseres Sonnensystems zu suchen, und es eignet sich hervorragend zum Studium der Stern- und Planetenentstehung. Das LBT-Projekt ist ein Gemeinschaftsunternehmen der University of Arizona, des Deutschen LBTB-Konsortium, der astronomischen Gemeinde Italiens (vertreten durch das Astronomischen Observatorium des INAF in Arcetri), der Ohio State University und der Research Corporation in Tucson. Die Konfiguration des LBT Abb. IV.1.1 zeigt die Konfiguration des Large Binocu- lar Telescope. Die beiden 8.4 m großen Spiegel befinden sich auf einer einzigen gemeinsamen Montierung. Die Sekundärspiegel bestehen aus dünnen Glasmembranen, deren Form von 672 magnetischen Linearmotor-Aktuatoren in sehr rascher Abfolge korrigiert wird. Diese adaptiven Sekundärspiegel können Verzerrungen beseitigen, die durch atmosphärische Turbulenzen hervorge- rufen werden. Um die Fehlerdiagnose bei Tests und einen effizienten Betrieb zu erleichtern, sind die Sekundärspie- gel konkav. Das erfordert ein Gregory-System mit einem reellen Primärfokus etwa einen Meter unterhalb der Se- kundärspiegel. Aufgrund der lichtstarken f/1.14 Primärspiegel hat das Teleskop eine geringe Gesamtlänge, was die Größe und damit die Kosten der Kuppel reduziert. Da seine beiden Spiegel auf einer gemeinsamen Montierung sitzen, kann das LBT in drei Modi betrieben werden: • Als zwei 8.4-m-Teleskope mit getrennten Fokalebenen und Instrumenten. Die Montierung erlaubt eine Ausrichtung der Teleskope auf Felder, die 1 bis 2 Bo- genminuten auseinander liegen; Multi-Objekt-Instrumente können entweder die effektive Integrationszeit oder die Anzahl der beobachteten Objekte verdoppeln. • Als 12-m-Teleskop, wobei das von beiden Spiegeln kommende Licht inkohärent in einer einzigen Fokalebene vereint wird. In der Praxis ist dieser Modus nicht besonders nützlich, da die Leistung gewöhnlich durch Hintergrundlicht beschränkt ist. Unter solchen Umständen können identische, auf jedem einzelnen Teleskop montierte Instrumente das gleiche Ergebnis mit einer einfacheren, robusteren Konstruktion erzielen. • Als Interferometer, wobei das von beiden Spiegeln kommende Licht phasengleich (d.h. kohärent) vereint wird. Dies ist der Modus, den LINC-NIRVANA verwen- den wird. Das LBT unterstützt insgesamt zwölf Fokus-Stationen: zwei Primärfoki, zwei »direkte« Gregory-Foki unterhalb der Hauptspiegel, zwei über Glasfasern gespeiste Hilfsfoki und sechs »geknickte« Gregory-Foki auf der zentralen Instrumentenplattform. Die beiden Interferometer LBTI und LINC-NIRVANA werden zwei Paare dieser sechs zentralen Fokus-Stationen belegen. Rekonfi- 79
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