Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
Als Wellenfrontsensor verwendet man häufig einen sogenannten Shack-Hartmann-Sensor. Durch einen
Kollimator wird das einfallende Licht in ein gerades Strahlenbündel verwandelt und auf ein
rechteckiges Array von kleinen Linsen geleitet, die auf einem dahinterliegenden CCD-Chip jeweils ein
kleines Sternbildchen erzeugen. Das Ziel ist es, die Position dieser Sternbildchen möglichst genau und
mit hoher Zeitauflösung zu bestimmen. Eine Störung der Wellenfront äußert sich dann darin, daß diese
kleinen Sternbildchen gegenüber ihrer Normallage verschoben sind. Aus dieser Verschiebung kann
man mit Hilfe spezieller mathematischer Verfahren näherungsweise die Form der gestörten
Wellenfront berechnen.
Damit man überhaupt mit adaptiver Optik beobachten kann, benötigt man in unmittelbarer Objektnähe
einen möglichst hellen Referenzstern. Und das ist auch das Problem. Diese Forderung läßt sich leider
in den meisten Fällen für das gerade interessierende Beobachtungsziel nicht erfüllen. Deshalb arbeitet
man neuerdings mit einem künstlichen Referenzstern. Man erzeugt ihn, in dem man einen Laserstrahl
in eine bestimmte, in ca. 90 Kilometer Höhe befindliche Atmosphärenschicht richtet. In dieser Schicht
gibt es in geringer Konzentration Natriumatome, die von diesem Laserlicht zu einer Lichtemission bei
einer Wellenlänge von 589.6 nm bzw. 589.0 nm (die „D-Linien“) angeregt werden. Der dabei
entstehende Lichtfleck wird dann als Referenzstern für die adaptive Optik verwendet.
Die folgende Abbildung zeigt den prinzipiellen Aufbau einer adaptiven Korrektionsoptik: