V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie

Der zweite Hauptspiegel wird gegen Ende 2005 ein-
treffen; sein adaptiver Sekundärspiegel folgt kurz nach
dem ersten im Sommer 2006. Das »Zweite Licht«, defi-
niert als Betrieb im inkohärenten Doppelteleskop-Modus,
ist im Jahr 2007 geplant.
Der Betrieb des Large Binocular Telescope als einzelnes
kohärentes Teleskop wird eine zusätzliche Hard-
ware- und Software-Infrastruktur sowie eine ausführliche
Inbetriebnahme- und Erprobungsphase erfordern.
Wir erwarten, dass die letzte Betriebsphase des LBT, die
so genannte »kohärente Vereinigung«, nach Mitte 2007
beginnen wird. In den Zeitraum zwischen Zweitem Licht
und kohärenter Vereinigung fällt auch die Inbetrieb-
nahme des Großteils der Instrumente, die neben dem
Teleskop, den adaptiven Spiegeln, Leitsystemen und
Teleskopsoftware ebenfalls zur LBT-Einrichtung gehören.
Fizeau-Interferometrie am LBT
LINC-NIRVANA vereint die von den beiden 8.4-Meter-
Hauptspiegeln des LBT kommende Strahlung im
Fizeau-Modus. Fizeau-Interferometrie bietet mehrere
Vorteile gegenüber anderen Konfigurationen, insbesondere
wenn das wissenschaftliche Programm echte
Weitfeld-Aufnahmen hoher Empfindlichkeit von komplexen
Quellen erfordert. Durch die Strahlvereinigung
nach Fizeau werden dem Teleskop und dem optischem
System einige Einschränkungen auferlegt, doch die
Konstruktion des LBT ist hervorragend geeignet, diese
Einschränkungen auszugleichen.
Fig. IV.1.2: Die LINC-NIRVANA Point Spread Function und das
simulierte Bild einer Galaxie.
Koaxiale gegen Fizeau-Interferometrie
PSF Simulierte Galaxie
IV.1 Mehr als Streifen: Das Bildebenen-Interferometer LINC-NIRVANA 81
Im Wesentlichen haben alle heutigen bodengebundenen
Interferometer eine koaxiale oder Pupillenebenen-
Konfiguration, bei der der Strahlvereiniger die zwei (oder
mehr) Teleskoppupillen überlagert und beim Durchstimmen
einer kurzen Verzögerungsstrecke (engl. delay line)
ein moduliertes Signal produziert, bei dem die beiden
Lichtwege immer wieder eine konstruktive Interferenz
(verschwindende optische Wegdifferenz) durchlaufen.
Obwohl weit verbreitet im Einsatz, leidet die Amplituden-Interferometrie
unter einer Reihe von Nachteilen.
Zum Beispiel erzeugt sie in ihrer einfachsten Ausführung
keine Bilder. Zudem kann sehr viel Beobachtungszeit
nötig sein, um komplexe Quellen zu verstehen. Das Ge-
sichtsfeld ist bei der Pupillenebenen-Konfiguration ebenfalls
merklich eingeschränkt.
Die Fizeau- oder Bildebenen-Konfiguration überwindet
diese Beschränkungen. In einem Fizeau-Interferometer
interferieren die Wellenfronten in der Fokalebene und
nicht in der Pupillenebene. Im Gegensatz zu ihren Pu-
pillenebenen-Vettern können Fizeau-Interferometer echte
Bilder erzeugen. Tatsächlich kann das Gesichtsfeld mehrere
Bogenminuten groß sein – es ist allein durch die
Fähigkeit des adaptiven Optiksystems begrenzt, aberrationsfreie
Wellenfronten über große Winkel am Himmel
zu liefern. Am einfachsten kann man sich vielleicht ein
Fizeau-Interferometer als ein sehr großes Teleskop vorstellen
(beim LBT mit 23 m Durchmesser), das jedoch mit
einer Maske abgedeckt ist, die der Konfiguration der vor
ihm befindlichen Einzelteleskope entspricht. Das so entstehende
Bild einer Punktquelle (Punktbild, engl. Point
Spread Function PSF), ist in Abb. IV.1.2 zu sehen.
Es gibt eine Reihe zwingender Gründe, Bildebenen-
Interferometrie am Large Binocular Telescope energisch
weiterzuverfolgen: