Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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22 Teleskope, Detektoren, Meßgeräte In Mitteleuropa ist das Seeing selten besser als 1’’, erreicht aber an den Standorten der Großteleskope in trockenen Wüstengebieten oder auf hohen Bergen durchaus Werte
Astronomie im optischen und infraroten Spektralbereich einem schnellen Computer und dem schon erwähnten Kippspiegel. Man kann sie mittlerweile so preiswert herstellen, daß sie auch in der Amateurastronomie als „low cost adaptive Optic“ ihren Einzug gehalten haben. Mit Hilfe einer solchen Korrekturoptik lassen sich nicht nur „schärfere“ CCD- Aufnahmen gewinnen. Sie ist auch in der Lage, Unzulänglichkeiten in der Fernrohrmontierung und in der Nachführung auszugleichen. Der Einsatz von reinen Tip-Tilt-Systemen ist bei Großteleskopen nicht mehr üblich. Man strebt vielmehr eine komplette Rekonstruktion der ursprünglichen ebenen Wellenfront an, d.h. man versucht nicht nur einem Speckle nachzuführen, sondern möglichst vielen. Technisch erreicht man das durch adaptive Optiken mit deformierbaren Hilfsspiegeln. Adaptive Optik Moderne adaptive Optiken bestehen aus einer Kombination aus Wellenfrontsensor, einen tip-tilt- Spiegel und einen verformbaren Korrektionsspiegel, der die atmosphärische Wellenfrontdeformation kontinuierlich ausgleicht. Die Informationen, die der Wellenfrontsensor über den Zustand der einfallenden Wellenfront (darunter versteht man die räumliche Fläche gleicher Phase) liefert, muß ein schneller Computer in Echtzeit in Steuersignale für sogenannte Aktuatoren umrechnen. Darunter versteht man die hinter einem dünnen Planspiegel angeordneten piezoelektrischen Bauelemente, mit denen gezielt auf den Spiegel Druck ausgeübt werden kann. Ziel ist es, die Spiegelfläche kurzzeitig so zu „verbiegen“, daß als Resultat - nach der Reflektion - wieder eine annähernd ebene Wellenfront entsteht. Diese Deformation muß innerhalb der Korrelationszeit r 0 τ 0 ≈ [1.10] v wind erfolgen. v wind ist dabei die mittlere Windgeschwindigkeit in der Luftschicht, in der sich die störenden Luftpakete befinden. Die Anzahl der über einen Spiegel verteilten Aktuatoren sollte in der Größenordnung der zu erwartenden Speckles sein. Hier wird deutlich (siehe Tabelle), warum man bei Großteleskopen adaptive Optiken besonders für Beobachtungen im infraroten Spektralbereich einsetzt. Da die von den Piezo-Aktuatoren erreichte maximale Auslenkung (+- 10 µm) nicht ausreicht, um die durch das Seeing bewirkten Richtungsänderungen voll auszugleichen, werden adaptive Systeme zusätzlich noch mit einem tip-tilt-Spiegel ausgestattet. Wesentlich ist dabei die über den Steuercomputer realisierte Rückkopplungsstrecke. Die gestörte Wellenfront von einem genügend hellen Referenzstern wird von dem entsprechend deformierten Spiegel in eine möglichst perfekte ebene Wellenfront reflektiert. Diese fällt auf einen Strahlteiler und von dort auf einen Wellenfrontsensor. Dort werden die noch bestehenden Abweichungen von der Idealform bestimmt und die Ergebnisse vom Steuerrechner in entsprechende Signale für die Aktuatoren umgerechnet, welche den Korrekturspiegel Bruchteile von Sekunden danach neu in Form bringen. Wenn die Zeit zum Durchlaufen dieser Rückkopplungsstrecke kürzer ist als die τ , dann wird die Wellenfront hinter dem System weitgehend dem Ideal einer ebenen Korrelationszeit 0 Welle entsprechen. 23
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