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

82 IV. Instrumentelle Entwicklungen
1. Die Fizeau-Interferometrie liefert eine hohe Winkel-
auflösung über ein großes Gesichtsfeld, dies aller-
dings nur unter bestimmten geometrischen Bedingungen
für den Strahlengang. Um diese Geometrie
erzielen zu können, ist für gewöhnlich eine schwerfällige
Zwischenoptik nötig. Am Large Binocular
Telescope jedoch teilen sich die beiden Spiegel eine
gemeinsame, steuerbare Montierung. Das bedeutet,
dass das Teleskop dem Zielobjekt stets dieselbe
Teleskopkonfiguration darbietet, was die Aufgabe,
die benötigte optische Geometrie aufrechtzuerhalten,
erheblich vereinfacht. Diese Vereinfachung setzt
sich direkt in Kostenersparnisse und eine erhöhte
Empfindlichkeit um. Bei Infrarotbeobachtungen
werden zudem nur drei (statt der sonst üblichen
20) warme Spiegel benötigt, um die Strahlung zum
Strahlvereiniger zu lenken.
2. Fizeau-Bildinterferometrie funktioniert am besten
mit kompakten Teleskopanordnungen, das heißt mit
Konfigurationen, bei denen der Abstand der Spiegel
zueinander vergleichbar mit ihrem Durchmesser ist.
Dies gewährleistet eine relativ gleichmäßige Über-
deckung aller räumlichen Skalen, sodass es keine
Probleme im Zusammenhang mit der »Überauflösung«
(d.h. dem Unsichtbarwerden) von Strukturen
gibt, deren Ausdehnung zwischen der dem Durchmesser
d des Einzelspiegels entsprechenden Größe
und der gesamten Größe (oder Basislänge) B liegt.
So hat zum Beispiel ein Interferometer, das aus
zwei 10-m-Teleskopen im Abstand von 100 m
besteht und bei einer Wellenlänge von 2 mm arbei-
tet, Probleme, Strukturen bei räumlichen Skalen zwischen
5 Millibogensekunden (l/B) und 50 Milli-bogensekunden
(l/d) zu erkennen. Das LBT mit seinen
8.4 m großen Hauptspiegeln im Abstand von 6 m hat
keinen solchen blinden Fleck.
3. Es gibt auch strategische Gründe, sich auf Bilde-
benen-Interferometrie am LBT zu konzentrieren.
So stellt sie eine potentiell bedeutsame Technologie
für zukünftige boden- und weltraumgestützte Teleskope
dar und bietet verglichen mit gegenwärtigen
Einrichtungen eine Verdoppelung der Teleskopsammelfläche
und der räumlichen Auflösung. Fast alle
Partner im LBT-Konsortium, insbesondre das MPIA,
haben bereits Zugang zu Teleskopen der 8-m-Klasse
und modernster Instrumentierung. Indem wir uns auf
die einzigartigen Aspekte des LBT konzentrieren,
insbesondere auf die Interferometrie, werden wir in
der Lage sein, diese konkurrierenden Einrichtungen
zu übertreffen.
4. Schließlich, und das ist das Wichtigste, wird uns die
Fizeau-Interferometrie am LBT sehr viel bessere und
neuartige wissenschaftliche Beobachtungen ermöglichen.
Insbesondere können wir mit Hilfe der Fizeau-
Interferometrie unsere wertvollen Spiegel auf eine
Weise nutzen, bei der Empfindlichkeit, räumliche
Auflösung und Gesichtsfeld erhalten bleiben.
Das LINC-NIRVANA-Instrument
LINC-NIRVANA nahm seinen Anfang als zwei vom
MPIA und italienischen LBT-Partnern getrennt vorge-
schlagene Projekte. Die ursprünglichen Entwürfe verlangten
eine Strahlvereinigung mit relativ kleinem Gesichtsfeld
unter Verwendung des normalen adaptiven Optik-
systems der Einrichtung. 2001 legte man die beiden Pro-
jekte zusammen, und schon bald danach erkannte das
Team, dass mit Hilfe der adaptiven Sekundärspiegel des
LBT und ein oder zwei zusätzlichen deformierbaren Spiegeln
eine multikonjugierte adaptive Optik möglich wäre.
MCAO vergrößert nicht nur das verfügbare Gesichtsfeld
sondern erlaubt auch die Verwendung sehr viel schwächerer
einzelner Leitsterne, was zu einer deutlichen Erweiterung
des beobachtbaren Himmelsausschnitts führt.
Seit 2001 hat das Team den Konstruktionsentwurf
des Instruments ständig verbessert und eine Reihe von
Experimenten zur Konzeptüberprüfung sowie Prototypen
entwickelt. Im Jahr 2002 schloss sich die Universität
Köln dem Projekt an mit dem Ziel, die Hardware für
den Streifenmusterstabilisator und den Kryostaten für
den Wissenschaftskanal zu liefern. Ab 2003 brachte das
MPI für Radioastronomie in Bonn seine Erfahrung bei
der Bildentfaltung sowie beim Betrieb von schnellen,
rauscharmen Infrarotdetektoren in das Konsortium ein.
Im Berichtsjahr selbst stießen noch kleine Gruppen aus
Rom und Genua zum LINC-NIRVANA-Team, die an der
optischen Sucherkamera bzw. der Bildverarbeitung mitarbeiten.
Den ersten wichtigen Meilenstein passierte das Projekt
im April 2003 mit dem erfolgreichen Abschluss des
»Preliminary Design Review« (Vorläufige Konstruktionsüberprüfung).
Das »Final Design Review« ist für den
Frühsommer 2005 angesetzt.
Astronomische Leistungsmerkmale
Räumliche Auflösung: Das Punktbild von LINC-NIR-
VANA wird eine Fläche haben, die 400-mal kleiner ist als
gute, durch das Seeing begrenzte Bilder, 100-mal kleiner
als das Punktbild des HUBBLE-Weltraumteleskops und
10–15-mal kleiner als das des James-Webb-Weltraumteleskops
(JWST) oder eines 8-m-Teleskops mit adaptiver
Optik. Eine solcher Sprung im Auflösungsvermögen geht
direkt einher mit einem besseren Verständnis des Universums.
So zeigt zum Beispiel Abb. IV.1.3, wie sich diese
höhere Auflösung auf die beobachtbare Morphologie
weit entfernter Objekte auswirkt.
Bei Beobachtungen, die durch statistisches Hintergrundrauschen
beschränkt sind, führt eine Verringerung
der Größe des Punktbildes direkt zu einer Steigerung der
Empfindlichkeit. In Tabelle IV.1.1 ist angenommen, dass
die Energie der Punktquelle über das ganze Punktbild
des Einzelteleskops verteilt ist und herkömmliche Bild-
verarbeitung angewendet wird. Das LINC-NIRVANA-Team