FrInGe
Deutsches Interferometriezentrum
für den optischen und infraroten Wellenlängenbereich
Heidelberg

AIP · AIU · HS · KIS · MPE · MPIA · MPIfR · UK
Tel.: +49-6221-528 217
Fax: +49-6221-528 246
e-Mail: graser@mpia.de

Tätigkeitsfeld
Das deutsche Interferometriezentrum für den optischen und infraroten Wellenlängenbereich, genannt FrInGe (Frontiers of Interferometry in Germany), wurde im September 2001 gegründet. Sein Ziel ist die Koordination der Leistungen deutscher Institute bei der Beschaffung, Reduktion und Interpretation astronomischer Interferometriedaten im Optischen und mittleren Infrarot. Zur Zeit konzentrieren sich in Deutschland die Anstrengungen in der Interferometrie auf die Instrumentierung des Very-Large-Telescope-Interferometers (VLTI) und des Large Binocular Telescopes (LBT). In der Vergangenheit waren dies für das VLTI die mittlerweile bereits in Betrieb befindlichen Instrumente MIDI und AMBER, in Zukunft sind dies Instrumente der zweiten VLTI Generation, wie MATISSE, VSI und GRAVITY. Für das LBT-Interferometer wird gegenwärtig das LINC/NIRVANA Instrument gebaut. Und natürlich sind Beiträge zum geplanten Weltraum-Interferometer DARWIN in Vorbereitung.

Wissenschaftliches Ziel der interferometrischen Instrumente ist das Erreichen einer noch nie dagewesenen räumlichen Auflösung, um die Struktur wichtiger Klassen astronomischer Objekte, wie aktive galaktische Kerne und Starburst-Galaxien, protostellare Kerne und protostellare Scheiben, die Umgebungen von Sternen sowie die staubhaltigen Hüllen um weit entwickelte Sterne sichtbar zu machen. Darüber hinaus soll präzise Astrometrie den Nachweis von sich bewegenden Strukturen ermöglichen, insbesondere die Bewegung von Sternen, die durch umlaufende Planeten verursacht wird. Das Hauptziel der DARWIN-Mission besteht im Nachweis und der Abbildung terrestrischer Exoplaneten sowie der Charakterisierung ihrer Atmosphären.

FrInGe soll Geräte und Software zusammenführen, die an den beteiligten Institute entwickelt wurden, und der Gemeinschaft ein einheitliches Rüstzeug für die Vorbereitung, Planung, Datenverarbeitung und -reduktion sowie Interpretation interferometrischer Beobachtungen zur Verfügung stellen. FrInGe wird für die Ausbildung der nächsten Astronomengeneration verantwortlich sein, die auf dem Gebiet der optischen und Infrarot-Interferometrie tätig sein wird.

Parallel hierzu wird FrInGe die Anforderungen für neue und/oder verbesserte interferometrische Instrumente an ESO- und LBT-Einrichtungen festlegen. Das Zentrum wird als Kontaktstelle für Partner aus der Industrie in Deutschland dienen, die zu astronomischen Interferometrieprojekten beitragen möchten. FrInGe wird die Bedingungen für die Entwicklung und Unterhaltung neuer Instrumente bieten.

FrInGe hat die Kooperation mit anderen Interferometriezentren in Europa gesucht. Das langfristige Ziel der Einrichtung eines europäischen Interferometriezentrums ist mit der Gründung der European Interferometry Initiative (EII) für den optischen und infraroten Wellenlängenbereich im Jahre 2002 in Erfüllung gegangen.

Beteiligte Institute
FrInGe ist derzeit am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg angesiedelt.
Die beteiligten Institute sind:

FrInGe begrüßt die Teilnahme weiterer deutscher Institute, die sich anschließen möchten.

Struktur
Mitarbeiterstab
FrInGe hat einen wissenschaftlichen und einen technischen Leiter. Beide leiten die Aktivitäten des Zentrums auf ihren jeweiligen Gebieten und pflegen die Beziehungen mit ähnlichen Institutionen im Ausland. Zusätzlich gibt es einen wissenschaftlichen Rat, bestehend aus vier Mitgliedern, die aus den beteiligten Instituten kommen. Dieser Rat legt die Prioritäten für die wissenschaftlichen Aktivitäten von FrInGe fest. Das Verfahren von FrInGe bei der Herstellung von Kontakten, Koordination und Kooperationen wird durch einen Verwaltungsrat bestimmt, den die Direktoren der beteiligten Institute sowie der wissenschaftliche und der technische Koordinator des Zentrums als Mitglieder von Amts wegen bilden.

Ausstattung von FrInGe


Die Anschubfinanzierung des FrInGe -Zentrums ist vom MPIA in Heidelberg gekommen. Dieses Institut bietet auch die nötige Verwaltungsinfrastruktur für den Betrieb des Zentrums. Mit wachsenden Aufgaben könnten in Zukunft auch ein oder mehrere zusätzliche Standorte nötig sein. FrInGe ist am europäischen Netzwerk (European Interferometry Initiative) beteiligt und ist bestrebt Geldmittel aus europäischen wissenschaftlichen Projekten zu erhalten.

Ziele
Das Zentrum möchte die Leistungen der teilnehmenden Institute auf folgenden Gebieten koordinieren:

Interferometrische Beobachtung und Visibilities ...
In der Interferometrie sind die Beobachtungsplanung und -durchführung, sowie die Reduktion und Interpretation der Daten sehr viel enger miteinander verknüpft als in der herkömmlichen Astronomie. Tatsächlich wird die Technik der Dateninterpretation stark durch die genaue Bauweise des Instruments beeinflusst und umgekehrt. Das am MPIA gebaute Instrument MIDI ist ein Interferometer, das die von zwei Teleskopen kommenden Strahlen verknüpft und die so genannte Visibility (das Verhältnis zwischen Verstärkung und Auslöschung) misst. Derartige Beobachtungen müssen sorgfältig geplant werden, wobei a priori Kenntnisse (aus Modellrechnungen) über das Zielobjekt verwendet werden, um sich auf den "interessanten" Teil der Visibilitykurve zu konzentrieren. Diese Visibilities müssen durch Beobachtungen geeigneter Standardquellen geeicht werden. Die Interpretation der Visibilitykurven erfordert einfache Modelle und Fragestellungen.

Das Nachfolge-Instrument für MIDI mit Namen MATISSE ist in Planung und wird bildgebende Fähigkeiten besitzen.

AMBER, das von einem internationalen Konsortium von Gruppen an den Universitäten von Grenoble und Nizza, am Arcetri Observatorium und am MPIfR gebaut wurde, ist ein "Three-beam phase closure Instrument" (ein Interferometer zur Verknüpfung dreier Teleskope, das die Phasen zu 360° bzw. 0° addiert). Es arbeitet im J-, H- und K-Band.
Als Nachfolge-Instrument für AMBER ist bereits VSI in Planung, das bis zu 6 Teleskope vereinigen kann.

Die mit diesen Instrumenten gesammelten Daten werden die Rekonstruktion realer Bilder ermöglichen (natürlich immer noch beeinträchtigt durch die mangelhafte Abdeckung der u-v-Ebene). Bislang steht noch keine benutzerfreundliche Software zur Bildrekonstruktion zur Verfügung. In Zukunft werden wir die Einrichtung verbesserter Abbildungsmöglichkeiten am VLTI nachdrücklich unterstützen.


Interferometrie am LBT stellt uns vor eine Reihe ganz eigener Herausforderungen. Da die beiden Teleskope auf einer einzigen Montierung befestigt sind, ermöglicht das LBT Fizeau-Interferometrie, die nicht durch geometrische Verzögerungen über ein großes Feld hinweg begrenzt ist. LBT und VLTI ergänzen sich gegenseitig, da das LBT die kürzeren Basislinien abdeckt, die dem VLTI nicht zugänglich sind.


Das Punktbild (point spread function, PSF) des LBT-Interferometers ist jedoch sehr komplex. Die Verarbeitung derartiger Bilder erfordert eine Reihe von Softwarehilfsmitteln für die optimale Extraktion von Helligkeitsverteilungen der Objekte aus mehreren Aufnahmen, die unter verschiedenen Positionswinkeln aufgenommen wurden. Und da das LBT-Interferometer zum Erhalt verschiedener Objektpositionswinkel auf die Erdrotation angewiesen ist, werden hochentwickelte Planungshilfsmittel nötig sein, um die wertvolle LBT-Beobachtungszeit optimal nutzen zu können.

Unter der Leitung des MPIA baut ein internationales Institutskonsortium die Kamera LINC ("LBT Interferometric Camera"). LINC wird die von den beiden 8.4 m großen Hauptspiegeln des LBT kommende Strahlung im so genannten "Fizeau"-Modus vereinen. Diese Konfiguration erhält die Phaseninformation und erlaubt echte Abbildungen über ein großes Gesichtfeld hinweg. LINC wird bei Wellenlängen zwischen 0.6 und 2.4 Mikrometer arbeiten, unter Verwendung allerneuster Detektorarrays. Gekoppelt mit dem hochentwickelten adaptiven Optiksystem des LBT, wird das Instrument LINC über ein etwa 20 Quadratbogensekunden großes Feld hinweg die Empfindlichkeit eines 12-m-Teleskops und das räumliche Auflösungsvermögen eines 23-m-Teleskops liefern.



Software
Für fünf Interferometrie-Beobachtungsstadien sind Softwarepakete entwickelt worden, - die Arbeiten daran sind jedoch immer noch im Gange:

Vorbereitung:   SimVLTI
SimVLTI, das am MPIA entwickelt wurde, ist ein einfaches Hilfsmittel zur Planung von Beobachtungen. Es ermöglicht die Eingabe von Modellkarten für jedes Zielobjekt und liefert errechnete Visibilies für eine Reihe von Beobachtungsparametern. SimVLTI unterstützt Eingabekarten in einer Reihe von Formaten (FITS, Standardbildformate, einige Formate von Simulationsprogrammen optischer Systeme (ray-tracing)), jede Konfiguration der 4 UTs sowie die Basisbetriebsmodi des MIDI-Detektors. Eine rudimentäre Schnittstelle zur Benutzung von SimVLTI als Hilfsmittel zur Modellinterpretation realer Daten ist ebenfalls vorhanden.



 Planung der zeitlichen Abfolge der Beobachtungen
Interferometrisches Beobachten erfordert eine neue Vorgehensweise, da wir bedeutend weniger Freiheiten bei der Planung unserer Messungen haben. Zum Beispiel können wir bei einer besonderen Quelle einen besonderen Positionswinkel benötigen, dann für eine Weile einen anderen Positionswinkel bei einer anderen Quelle einstellen und dann wieder zur ersten Quelle zurückkehren. Eine optimale Nutzung der Teleskopzeit macht daher neue Planungshilfsmittel erforderlich.

Kalibratoren
Die neuen interferometrischen Instrumente an den Keck- und VLTI-Teleskopen werden schwächere Objekte bei längeren Wellenlängen beobachten als die bereits existierenden Interferometer an kleineren Teleskopen (CHARA, COAST, GI2T, IOTA, PTI). An mehreren Stellen, darunter am MPIA, bei der ESO, beim AMBER-Team und bei der IAU-Arbeitsgruppe für optische-/IR-Interferometrie (http://olbin.jpl.nasa.gov/iau), sind Anstrengungen im Gange, Listen geeigneter Kalibratoren und für die Kalibration ungeeigneter Quellen anzufertigen. Das Zentrum wird die Informationen zu diesen Quellen kanalisieren und besonderen Wert auf den mittleren Infrarotbereich legen, der bislang in der Entwicklung zurückliegt.

Datenverarbeitung und -reduktion
Die Schritte von Pixelwerten zu Rohdaten der Visibilities sind größtenteils instrumentenspezifisch und hängen stark von der jeweiligen Hardware ab, so dass sie weniger gut für einen Austausch geeignet sind. Dennoch wird das Zentrum Algorithmen für allgemeinere Anwendungen sammeln und unterstützen. Die Bemühungen der zuvor erwähnten IAU-Arbeitsgruppe, den Datenaustausch zu fördern, zum Beispiel durch Einigung auf gemeinsame Formate bei kalibrierten Daten, müssen unterstützt werden.
Für die Auswertung der MIDI Daten wurde am MPIA und bei NEVEC/Leiden eine Software entwickelt, die unter http://www.mpia.de/MIDISOFT zur Verfügung steht.

Interpretation (Erstellen von Modellen)
Strahlungstransfermodelle
Gruppen in Bonn und Jena haben 2- und 3-D-Strahlungstransfercodes entwickelt, die auf herkömmlichen Gittermethoden und auf der Monte-Carlo-Technik beruhen. Diese Codes werden zur Zeit zur Vorhersage von Bildern und Visibilities verwendet. Zusätzlich sollten einfache geometrische Modell sowie Modelle, die von einer einfachen Abhängigkeit von physikalischen Parametern ausgehen, zum Beispiel der Temperatur der Komponenten eines Doppelsterns, für die Analyse interferometrischer Daten zur Verfügung stehen.

Bildrekonstruktion
Die Stärke des VLTI wird erheblich mit seinem Abbildungsvermögen anwachsen, indem mindestens 4 bis 5 Teleskope verwendet werden. Der jetzige Plan sieht 7 Teleskope (4 UTs und 3 ATs) vor mit einer möglichen Erweiterung auf mehr ATs und längere Basislinien. Beobachtungen mit einer größeren Anzahl von Teleskopen werden wahrscheinlich parallel in Dreier- und Vierergruppen durchgeführt werden. FrInGe wird an der Festlegung des künftigen Abbildungsvermögen des VLTI mitwirken und Hilfsmittel bereitstellen, um Bilder aus diesen dünn gerasterten Daten zu gewinnen.


Zukünftige Instrumentierungsprojekte
Ein weiteres Ziel von FrInGe besteht in der Vorbereitung der nächsten Generation von interferometrischen Instrumenten.
Folgende Projekte sind in der Entwicklung:

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