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

Bereich der Strahlvereinigung
Der longitudinale Spiegel übt zwei Funktionen aus.
Erstens lenkt er die Strahlung nach unten zum Kryostaten
im Wissenschaftskanal um. Zweitens kann er benutzt
werden, um differentielle Längenunterschiede im Lichtweg
zu korrigieren. Differentielle Längenunterschiede
wird es geben, da die adaptiven Optiksysteme, obwohl
sie für ebene Wellenfronten sorgen, nicht die relative
Ankunftszeit der Wellenfronten an den beiden Teleskopen
steuern können. Kleine, durch die Atmosphäre verursachte
Neigungen über die 23 m Basislänge setzen
sich nach der AO-Korrektur in Längenunterschiede im
Lichtweg um.
Der longitudinale Spiegel korrigiert solche Lichtwegdifferenzen,
indem er sich längs der Verbindungslinie
zwischen den beiden Teleskopen hin und her bewegt und
so den einen Arm des Interferometers verkürzt und den
anderen verlängert, wobei er den dynamischen Korrektur-
bereich effektiv verdoppelt. Eine piezoelektrische Hochleistungsstufe
liefert den nötigen Hub und die nötige
Bandbreite.
Ein Paar dichroitischer Spiegel zwischen dem longitudinalen
Spiegel und dem Kryostatenfenster lässt die Infra-
rotphotonen passieren, reflektiert jedoch das sichtbare
Licht über eine vierelementige Kameralinse zu den Mittel-
bis Oberschicht-Wellenfrontsensoren (»Mid-High Layer
Wavefront Sensors«, MHWS – siehe unten).
Nahinfrarot-Wissenschaftskanal
Die Nahinfrarotstrahlung passiert die dichroitischen
Spiegel und das Kryostatenfenster, wo eine kalte Maske
überschüssige thermische Hintergrundstrahlung unterdrückt.
Eine Kamera mit zwei reflektierenden Spiegeln
innerhalb des Dewar erzeugt den endgültigen interferometrischen
Fokus (Abb. VI.1.7). Der wissenschaftliche
Sensor, ein HgCdTe-HAWAII-2-Detektor mit 2048
2048 Pixeln, sieht diese Strahlung als Reflektion
von einem dichroitischen Infrarot-Infrarot-Strahlteiler.
Der Sensor des Streifenmusterstabilisators nutzt das
Nahinfrarotlicht außerhalb des reflektierten Bandes
oder von außerhalb des wissenschaftlich genutzten
Gesichtsfeldes, um den differentiellen atmosphärischen
Längenunterschied im Lichtweg zu bestimmen. Das
Interferenzstreifen-Korrektursignal steuert den piezoelektrischen
Aktuator, der mit dem nach unten gerichteten
Umlenkspiegel des Strahlvereinigers verbunden ist.
Man beachte, dass LINC-NIRVANA als Interferometer
bezüglich der »Eintrittspupille«, das heißt der Teleskopanordnung,
feststehend sein muss. Da das LBT eine azimutale
Montierung besitzt, führt die Erdrotation dazu,
dass das wissenschaftlich genutzte Gesichtsfeld um die
optische Achse rotiert, wodurch die Abbildung unscharf
wird, wenn keine Korrekturmaßnahmen ergriffen werden.
Der LINC-NIRVANA-Detektor ist auf einem präzisen
Rotationsaufbau montiert, sodass Integrationen entsprechend
einer Drehung des Himmels um 30° möglich sind.
IV.1 Mehr als Streifen: Das Bildebenen-Interferometer LINC-NIRVANA 89
Die Multikonjugierte Adaptive Optik
Multikonjugierte Adaptive Optiksysteme (MCAO) nutzen
die Tatsache, dass die Turbulenz in der Atmosphäre
normalerweise auf einige wenige, voneinander getrennte
Schichten beschränkt ist. Indem man optische konjugierte
Punkte, oder Abbilder, der deformierbaren Spiegel in
der Höhe dieser entscheidenden Schichten platziert, kann
in einem großen Gesichtsfeld ein sehr hohes Korrekturniveau
erzielt werden.
In seiner Grund- (der so genannten »LINC«-) Konfiguration
nutzt LINC-NIRVANA einen einzelnen, axial gelege-
nen Stern zum Abtasten der Wellenfront sowie einen ein-
zelnen deformierbaren Spiegel (entweder die adaptiven
Sekundärspiegel oder die Xinetics-Einheiten) für die
Korrektur. Dies ist klassische Adaptive Optik und entspricht
im Wesentlichen der AO-Strategie der LBT-Einrichtung.
Der LINC-Modus wird immer verfügbar sein,
auch wenn weitere Möglichkeiten hinzukommen.
Durch Hinzufügen mehrerer natürlicher Leitsterne und
»optischer Summation« wird das Instrument in seiner
endgültigen Ausführung (dem so genannten »NIRVANA«-
Modus) bis zu 20 Leitsterne pro Teleskop in einem bis
zu 6 Bogenminuten großen Feld verwenden, um zwei,
und später möglicherweise drei Atmosphärenschichten
zu korrigieren.
LINC-NIRVANA reduziert die potenzielle Komplexität
eines solchen MCAO-Systems, indem es die Schleifen,
die die verschiedenen deformierbaren Spiegel steuern,
effektiv entkoppelt. Die Bodenschicht-Wellenfront-
sensoren (GWS) testen jeweils bis zu 12 Sterne in einem
ringförmigen Bereich zwischen 2 und 6 Bogenminuten
Durchmesser und steuern die mit 672 Aktuatoren versehenen
deformierbaren Sekundärspiegel. Die einzelnen
Sternmessköpfe bestehen aus einer optischen Pyramide
und einem Feldvergrößerer. Die AO-Sekundärspiegel
sind optisch mit einer ungefähr 100 m über dem Teleskop
liegenden Schicht konjugiert. Das Licht von Sternen, die
über einen relativ großen Winkel am Himmel verteilt
sind, fällt durch den gleichen Abschnitt solcher tief gelegenen
Schichten. Daher können die Leitsterne aus einem
sehr großen Feld gewählt werden.
Die zweite Korrekturschleife verwendet die beiden
deformierbaren Xinetics-Spiegel auf den weiter oben
beschriebenen »Z«-Baueinheiten sowie die Mittel- und
Oberschicht-Wellenfrontsensoren (MHWS). Diese Geräte
empfangen das Licht, das von dem dichroitischen
Visuell/Nahinfrarot-Spiegel im Strahlvereinigungsbereich
reflektiert wird. Die MHWS wählen bis zu acht
natürliche Leitsterne aus dem 2 Bogenminuten großen
Zentralfeld und messen die Turbulenz in Höhen zwischen
8 und 15 km (die exakte konjugierte Höhe kann
durch Verschieben der »Z«-Baueinheiten eingestellt werden).
Die MHWS-Sternmessköpfe sind im Wesentlichen
identisch mit denen in den GWS.
Wie beim wissenschaftlichen Detektor müssen die
GWS und MHWS rotieren, um dem Himmel zu folgen.
Bei den Bodenschichtsensoren wird dies erreicht, indem