Bildnachweis: ESO
Ein Team von Ingenieuren des European Southern Observatory hat kürzlich eine neue adaptive Optikeinrichtung am Very Large Telescope (VLT) am Paranal Observatory in Chile getestet. Diese Technologie passt die vom Teleskop aufgenommenen Bilder an, um die durch die Erdatmosphäre verursachten Verzerrungen zu beseitigen. als ob sie vom Weltraum aus gesehen würden. Der nächste Schritt besteht darin, ähnliche Systeme an alle Teleskope in der Einrichtung anzuschließen und sie dann in einem großen Array anzuschließen. Dies sollte es dem Observatorium ermöglichen, Objekte 100-mal schwächer als heute aufzulösen.
Am 18. April 2003 feierte ein Team von Ingenieuren der ESO die erfolgreiche Durchführung von „First Light“ für die Anlage MACAO-VLTI Adaptive Optics am Very Large Telescope (VLT) am Paranal Observatory (Chile). Dies ist nach der NACO-Einrichtung (ESO PR 25/01) das zweite an diesem Observatorium in Betrieb genommene Adaptive Optics (AO) -System.
Die erreichbare Bildschärfe eines bodengestützten Teleskops wird normalerweise durch den Effekt atmosphärischer Turbulenzen begrenzt. Mit AO-Techniken (Adaptive Optics) kann dieser Hauptnachteil jedoch überwunden werden, so dass das Teleskop Bilder erzeugt, die so scharf wie theoretisch möglich sind, d. H. Als ob sie aus dem Weltraum aufgenommen worden wären.
Das Akronym "MACAO" steht für "Multi Application Curvature Adaptive Optics" und bezieht sich auf die besondere Art und Weise, wie optische Korrekturen vorgenommen werden, die den Unschärfeeffekt atmosphärischer Turbulenzen "beseitigen".
Die MACAO-VLTI-Anlage wurde bei ESO entwickelt. Es handelt sich um ein hochkomplexes System, von dem vier, eines für jedes 8,2-m-VLT-Einheitenteleskop, unter den Teleskopen (in den Coud-Räumen) installiert werden. Diese Systeme korrigieren die Verzerrungen der Lichtstrahlen von den großen Teleskopen (induziert durch die atmosphärischen Turbulenzen), bevor sie auf den gemeinsamen Fokus am VLT-Interferometer (VLTI) gerichtet werden.
Die Installation der vier MACAO-VLTI-Einheiten, von denen die erste jetzt installiert ist, wird nichts weniger als eine Revolution in der VLT-Interferometrie bedeuten. Aufgrund des damit verbundenen 100-fachen Empfindlichkeitsgewinns des VLTI ergibt sich ein enormer Effizienzgewinn.
Mit MACAO-VLTI wird es möglich sein, Himmelsobjekte 100-mal schwächer als jetzt zu beobachten. Bald werden die Astronomen somit in der Lage sein, Interferenzstreifen mit dem VLTI (ESO PR 23/01) einer großen Anzahl von Objekten zu erhalten, die bisher mit dieser leistungsstarken Beobachtungstechnik außer Reichweite waren, z. externe Galaxien. Die folgenden hochauflösenden Bilder und Spektren eröffnen völlig neue Perspektiven in der extragalaktischen Forschung und auch in der Untersuchung vieler schwacher Objekte in unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße.
In der gegenwärtigen Zeit wurde die erste der vier MACAO-VLTI-Einrichtungen installiert, integriert und anhand einer Reihe von Beobachtungen getestet. Für diese Tests wurde speziell eine Infrarotkamera entwickelt, die eine detaillierte Bewertung der Leistung ermöglicht. Es bot auch einige erste, spektakuläre Ansichten verschiedener Himmelsobjekte, von denen einige hier gezeigt werden.
MACAO - die Einrichtung für adaptive Adaptivoptik mit mehreren Anwendungen
Adaptive Optics (AO) -Systeme arbeiten mit einem computergesteuerten deformierbaren Spiegel (DM), der der durch atmosphärische Turbulenzen verursachten Bildverzerrung entgegenwirkt. Es basiert auf optischen Echtzeitkorrekturen, die aus Bilddaten berechnet werden, die von einem „Wellenfrontsensor“ (einer speziellen Kamera) mit sehr hoher Geschwindigkeit viele hundert Mal pro Sekunde erhalten wurden.
Das MACAO-System (ESO Multi Application Curvature Adaptive Optics) verwendet einen 60-Elemente-Bimorph-Deformable Mirror (DM) und einen 60-Elemente-Krümmungswellenfrontsensor mit einem „Herzschlag“ von 350 Hz (Zeiten pro Sekunde). Mit dieser hohen räumlichen und zeitlichen Korrekturleistung kann MACAO die theoretisch mögliche („beugungsbegrenzte“) Bildqualität eines 8,2-m-VLT-Einheitenteleskops im nahen Infrarotbereich des Spektrums bei einer Wellenlänge von etwa nahezu wiederherstellen 2? M. Die resultierende Bildauflösung (Schärfe) in der Größenordnung von 60 Millibogensekunden ist eine Verbesserung um mehr als den Faktor 10 im Vergleich zu Standardbeobachtungen mit eingeschränktem Sehvermögen. Ohne den Vorteil der AO-Technik könnte eine solche Bildschärfe nur erzielt werden, wenn das Teleskop über der Erdatmosphäre platziert würde.
Die technische Entwicklung von MACAO-VLTI in seiner jetzigen Form wurde 1999 begonnen. Mit Projektüberprüfungen in Abständen von 6 Monaten erreichte das Projekt schnell die Reisegeschwindigkeit. Das effektive Design ist das Ergebnis einer sehr fruchtbaren Zusammenarbeit zwischen der AO-Abteilung der ESO und der europäischen Industrie, die zur sorgfältigen Herstellung zahlreicher High-Tech-Komponenten beitrug, darunter das Bimorph DM mit 60 Aktuatoren, eine schnell reagierende Tip-Tilt-Halterung und viele andere. Die Montage, Tests und Leistungsoptimierung dieses komplexen Echtzeitsystems wurde von den Mitarbeitern von ESO-Garching übernommen.
Installation bei Paranal
Die ersten Kisten der über 60 Kubikmeter großen Lieferung mit MACAO-Komponenten kamen am 12. März 2003 im Paranal-Observatorium an. Kurz danach begannen die ESO-Ingenieure und -Techniker mit der sorgfältigen Montage dieses komplexen Instruments unterhalb des 8,2-m-KUEYEN-Teleskops VLT (VLT). früher UT2).
Sie folgten einem sorgfältig geplanten Plan, der die Installation der Elektronik, der Wasserkühlungssysteme sowie der mechanischen und optischen Komponenten umfasste. Am Ende führten sie die anspruchsvolle optische Ausrichtung durch und lieferten eine Woche vor den geplanten ersten Testbeobachtungen ein vollständig zusammengebautes Instrument. Diese zusätzliche Woche bot eine sehr willkommene und nützliche Gelegenheit, eine Vielzahl von Tests und Kalibrierungen zur Vorbereitung der tatsächlichen Beobachtungen durchzuführen.
AO zum Dienst der Interferometrie
Das VLT-Interferometer (VLTI) kombiniert Sternenlicht, das von zwei oder mehr 8,2-VLT-Einheitenteleskopen (später auch von vier beweglichen 1,8-m-Hilfsteleskopen) erfasst wird, und ermöglicht eine erhebliche Erhöhung der Bildauflösung. Die Lichtstrahlen der Teleskope werden „kohärent“ (kohärent) zusammengeführt. Ausgehend von den Primärspiegeln werden sie auf ihren verschiedenen Wegen über Gesamtentfernungen von mehreren hundert Metern zahlreichen Reflexionen unterzogen, bevor sie das interferometrische Labor erreichen, wo sie auf einen Bruchteil einer Wellenlänge, d. H. Innerhalb von Nanometern, kombiniert werden!
Der Gewinn durch die interferometrische Technik ist enorm - die Kombination der Lichtstrahlen von zwei Teleskopen, die durch 100 Meter voneinander getrennt sind, ermöglicht die Beobachtung von Details, die sonst nur mit einem einzigen Teleskop mit einem Durchmesser von 100 Metern aufgelöst werden könnten. Eine ausgefeilte Datenreduktion ist erforderlich, um interferometrische Messungen zu interpretieren und wichtige physikalische Parameter der beobachteten Objekte wie die Durchmesser von Sternen usw. abzuleiten, vgl. ESO PR 22/02.
Der VLTI misst den Kohärenzgrad der kombinierten Strahlen, ausgedrückt durch den Kontrast des beobachteten interferometrischen Streifenmusters. Je höher der Kohärenzgrad zwischen den einzelnen Strahlen ist, desto stärker ist das gemessene Signal. Durch das Entfernen von Wellenfrontaberrationen, die durch atmosphärische Turbulenzen verursacht werden, erhöhen die MACAO-VLTI-Systeme die Effizienz der Kombination der einzelnen Teleskopstrahlen enorm.
Bei der interferometrischen Messung muss das Sternenlicht in extrem kleine optische Fasern injiziert werden, um ihre Funktion zu erfüllen. nur 6 um (0,006 mm) im Durchmesser. Ohne die „Refokussierungs“ -Aktion von MACAO kann nur ein winziger Teil des von den Teleskopen eingefangenen Sternenlichts in die Fasern injiziert werden, und der VLTI würde nicht auf dem Wirkungsgrad arbeiten, für den er entwickelt wurde.
MACAO-VLTI ermöglicht jetzt eine Verstärkung des injizierten Lichtflusses um den Faktor 100 - dies wird im Detail getestet, wenn zwei mit MACAO-VLTI ausgestattete VLT-Einheitenteleskope zusammenarbeiten. Die sehr gute Leistung, die tatsächlich mit dem ersten System erzielt wurde, macht die Ingenieure jedoch sehr zuversichtlich, dass tatsächlich ein Gewinn dieser Bestellung erzielt wird. Dieser ultimative Test wird durchgeführt, sobald das zweite MACAO-VLTI-System später in diesem Jahr installiert wurde.
MACAO-VLTI Erstes Licht
Nach einmonatigen Installationsarbeiten und folgenden Tests mit einer künstlichen Lichtquelle, die im Nasmyth-Fokus von KUEYEN installiert war, hatte MACAO-VLTI am 18. April „Erstes Licht“, als es „echtes“ Licht von mehreren astronomischen Objekten erhielt.
Während der vorangegangenen Leistungstests zur Messung der Bildverbesserung (Schärfe, Lichtenergiekonzentration) in Spektralbändern im nahen Infrarot bei 1,2, 1,6 und 2,2 um wurde MACAO-VLTI mit einer speziell dafür entwickelten Infrarot-Testkamera überprüft Zweck von ESO. Dieser Zwischentest war erforderlich, um das ordnungsgemäße Funktionieren von MACAO sicherzustellen, bevor ein korrigierter Lichtstrahl in den VLTI eingespeist wird.
Nach nur wenigen Nächten des Testens und Optimierens der verschiedenen Funktionen und Betriebsparameter war MACAO-VLTI bereit, für astronomische Beobachtungen verwendet zu werden. Die folgenden Bilder wurden unter durchschnittlichen Sehbedingungen aufgenommen und veranschaulichen die Verbesserung der Bildqualität bei Verwendung von MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - Erste Bilder
Hier sind einige der ersten Bilder, die mit der Testkamera des ersten MACAO-VLTI-Systems aufgenommen wurden, das jetzt am 8,2-m-VLT-KUEYEN-Teleskop installiert ist.
Die PR-Fotos 12b-c / 03 zeigen das erste Bild im Infrarot-K-Band (Wellenlänge 2,2 um) eines Sterns (visuelle Größe 10), das ohne und mit Bildkorrekturen mittels adaptiver Optik erhalten wurde.
PR Photo 12d / 03 zeigt eines der besten Bilder, die mit MACAO-VLTI während der frühen Tests erhalten wurden. Es zeigt ein Strehl-Verhältnis (Maß für die Lichtkonzentration), das die Spezifikationen erfüllt, nach denen MACAO-VLTI gebaut wurde. Diese enorme Verbesserung bei Verwendung von AO-Techniken wird in PR Photo 12e / 03 deutlich, wobei das unkorrigierte Bildprofil (links) im Vergleich zum korrigierten Profil (rechts) kaum sichtbar ist.
PR Photo 11f / 03 demonstriert die Korrekturfunktionen von MACAO-VLTI bei Verwendung eines schwachen Leitsterns. Tests unter Verwendung verschiedener Spektraltypen zeigten, dass die begrenzende visuelle Größe zwischen 16 für B-Sterne vom frühen Typ und etwa 18 für M-Sterne vom späten Typ variiert.
Astronomische Objekte an der Beugungsgrenze
Die folgenden Beispiele für MACAO-VLTI-Beobachtungen von zwei bekannten astronomischen Objekten wurden erhalten, um die jetzt mit MACAO-VLTI eröffneten Forschungsmöglichkeiten vorläufig zu bewerten. Sie können durchaus mit weltraumgestützten Bildern verglichen werden.
Das galaktische Zentrum
Das Zentrum unserer eigenen Galaxie befindet sich im Sternbild Schütze in einer Entfernung von ungefähr 30.000 Lichtjahren. PR Photo 12h / 03 zeigt eine Infrarotansicht dieser Region mit kurzer Belichtung, die von MACAO-VLTI während der frühen Testphase erhalten wurde.
Jüngste AO-Beobachtungen unter Verwendung der NACO-Anlage am VLT liefern überzeugende Beweise dafür, dass sich ein supermassereiches Schwarzes Loch mit 2,6 Millionen Sonnenmassen genau im Zentrum befindet, vgl. ESO PR 17/02. Dieses Ergebnis, das auf astrometrischen Beobachtungen eines Sterns basiert, der das Schwarze Loch umkreist und sich ihm in einer Entfernung von nur 17 Lichtstunden nähert, wäre ohne Bilder mit beugungsbegrenzter Auflösung nicht möglich gewesen.
Eta Carinae
Eta Carinae ist einer der schwersten bekannten Sterne mit einer Masse von wahrscheinlich mehr als 100 Sonnenmassen. Es ist ungefähr 4 Millionen Mal heller als die Sonne und damit einer der leuchtendsten bekannten Sterne.
Solch ein massereicher Stern hat eine vergleichsweise kurze Lebensdauer von nur etwa 1 Million Jahren und - gemessen an der kosmischen Zeitskala - muss sich Eta Carinae erst vor kurzem gebildet haben. Dieser Stern ist sehr instabil und anfällig für heftige Ausbrüche. Sie werden durch den sehr hohen Strahlungsdruck in den oberen Schichten des Sterns verursacht, der bei heftigen Eruptionen, die mehrere Jahre dauern können, erhebliche Teile der Materie an der „Oberfläche“ in den Weltraum bläst. Der letzte dieser Ausbrüche ereignete sich zwischen 1835 und 1855 und erreichte 1843 seinen Höhepunkt. Trotz seiner vergleichsweise großen Entfernung - etwa 7.500 bis 10.000 Lichtjahre - wurde Eta Carinae zu dieser Zeit kurzzeitig der zweithellste Stern am Himmel (mit einer scheinbaren Stärke von -1) ), nur von Sirius übertroffen.
Frostiger Löwe
Frosty Leo ist ein Stern der Stärke 11 (nach AGB), der von einer Hülle aus Gas, Staub und großen Mengen Eis umgeben ist (daher der Name). Der zugehörige Nebel hat die Form eines „Schmetterlings“ (bipolare Morphologie) und ist eines der bekanntesten Beispiele für die kurze Übergangsphase zwischen zwei späten Evolutionsstadien, dem asymptotischen Riesenzweig (AGB) und den nachfolgenden planetarischen Nebeln (PNe).
Für ein Objekt mit drei Sonnenmassen wie dieses wird angenommen, dass diese Phase nur einige tausend Jahre dauert, ein Augenzwinkern im Leben des Sterns. Daher sind Objekte wie dieses sehr selten und Frosty Leo ist eines der nächsten und hellsten unter ihnen.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
