Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
Kompensation mechanischer und optischer Unzulänglichkeiten eines
Teleskops
Großteleskope haben nicht nur mit der Luftunruhe am Beobachtungsort zu kämpfen. Thermische und
gravitative Verformungen der oft mehrere Tonnen wiegenden Hauptspiegel müssen genauso
kompensiert werden wie Biegungen in der Montierung.
Um eine stabile Oberflächenform eines Spiegels trotz der Temperaturschwankungen während einer
Beobachtungsnacht zu gewährleisten, verwendet man als Spiegelmaterial fast ausschließlich spezielle
Glaskeramiken. Ihr thermischer Ausdehnungskoeffizient liegt im Gegensatz zum normalen Kronglas
nahe bei Null. Ein besonders beliebtes Spiegelmaterial für astronomische Teleskope ist unter dem
−6
−1
Markennamen Zerodur bekannt ( α ≈ 0 ± 0.
05⋅10
K ). Ein ähnliches Material – aber für einen ganz
anderen Verwendungszweck ausgelegt – nennt man Sital.
Aktive Optik
Das Gewichtsproblem der Spiegel löst man, in dem man den Spiegelträger verhältnismäßig dünn
auslegt, mit Bohrungen versieht oder ihm eine wabenartige Struktur gibt. Durch die Bohrungen läßt
sich der Spiegel mit Hilfe von Aktuatoren abstützen und – was das Wesentliche ist – seine Form
kontrollieren. Auf diese Weise lassen sich Verformungen aufgrund des Eigengewichts sowie eventuell
vorhandene Restfehler der Optik „aktiv“ ausgleichen. Beim „New Technology Telescope“ (NTT) der
ESO sind es insgesamt 75 Aktuatoren, deren Druck auf den Spiegel von einem Computer ständig den
thermischen und mechanischen Gegebenheiten angepaßt wird. Ähnlich wie bei der adaptiven Optik
erhält er seine Informationen von einem speziellen Sensor der ständig überprüft, ob das Bildscheibchen
des Nachführsterns kreisrund bleibt. Wenn das nicht mehr der Fall ist, werden aus dem Grad der
Deformation Korrektursignale berechnet, die über die Aktuatoren die Form des Spiegels entsprechend
korrigieren. Mit dieser Methode, die man als „Aktive Optik“ bezeichnet, können niederfrequente
Störeinflüsse wie Verbiegungen, thermisch und mechanisch bedingte Bildfehler sowie in gewissen
Grenzen eine ungenaue Nachführung ausgeglichen werden. Für hochfrequente Störungen – verursacht
durch das Seeing – ist dagegen die „Adaptive Optik“ zuständig.
Die hochpräzise Steuerung einzelner Spiegelsegmente wie z.B. bei den Keck-Teleskopen auf dem
Mauna Kea in Hawaii erfolgt im Prinzip nach der gleichen Methodik. Der ca. 10 m große Hauptspiegel
besteht aus jeweils 36, 1.8 m großen hexagonalen Spiegelsegmenten (Gesamtgewicht ca. 14 t). Die
technische Herausforderung war, die einzelnen Teilspiegel so zu steuern, daß sie das Licht der
kosmischen Objekte über eine Beobachtungsnacht hinweg in einen gemeinsamen Brennpunkt
vereinigen. Insgesamt sind über die gesamte Spiegelfläche 168 Sensoren verteilt, welche die jeweils
momentane Lage der Spiegelsegmente ermitteln. 108 Aktuatoren dienen der präzisen Ausrichtung und
Formgebung. Das Zusammenspiel zwischen Sensoren und Aktuatoren gewährleistet ein schneller
Computer mit einem zwar simplen, aber leistungsfähigen Programm, welches ungefähr 100-mal pro
Sekunde (!) die Lage der Spiegelsegmente bestimmt und gegebenenfalls korrigiert.
Es ist müßig zu sagen, daß alle neuen Riesenteleskope mit aktiver Optik ausgestattet sind.