Adaptive Optik Online am Max-Planck-Institut
für Astronomie in Heidelberg
Von Stefan Hippler und Andrei Tokovinin
Das Prinzip der Adaptiven Optik
Funktionsweise und typische Parameter
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Adaptive Optik Online

Funktionsweise einer Adaptiven Optik (schematisch):


Die allgemeine Funktionsweise einer Adaptiven Optik ist in der linken Abbildung gezeigt. Ein Teleskop sammelt das Licht eines astronomischen Objekts (z.B. Saturn). Die von der Atmosphäre durch optische Turbulenz gestörten Lichtwellen werden von einem deformierbaren Spiegel geglättet und an die hochauflösende Kamera als korrigierte Lichtwellen reflektiert. Dazu werden die von einem Wellenfrontsensor in Echtzeit gemessenen optischen Störungen in einem Echtzeitcomputer verarbeitet und in einer Regelschleife in entsprechende Signale für den deformierbaren Spiegel umgerechnet.

Der Wellenfrontsensor kann zur Bestimmung der optischen Störungen entweder das Licht vom Beobachtungsobjekt analysieren, einen geeigneten Leitstern in der Nähe des Beobachtungsobjekts analysieren oder das Licht eines künstlichen Laserleitsterns zur Analyse verwenden.

Im hier gezeigten Beispiel der Beobachtung von Saturn analysiert der Wellenfrontsensor nicht das vom Saturn stammende Licht, da dieser eine zu große Ausdehnung hat. Als Leitstern bietet sich aber - wie hier gezeigt - beispielsweise der Saturnmond Rhea an.

Durchlaufen die Lichtstrahlen von Leitstern und Beobachtungsobjekt in etwa (siehe isoplanatischer Winkel) die gleiche Atmosphäre, so erhält man eine gute optische Korrektur für beide Objekte.
In vielen Adaptiven Optiken wird ein Strahlteiler eingesetzt, der den sichtbaren Teil des Lichtspekrums zum Wellenfrontsensor reflektiert und den längerwelligen Anteil (Infrarot, Nahinfrarot, usw.) zur hochauflösenden wissenschaftlichen Kamera.

Typische Parameter einer astronomischen Adaptiven Optik:

- Zeitkonstanten der Adaptiven Optik: im Bereich Millisekunden

- Fläche die ein einzelnes Korrekturelement, oft ein Aktuator, korrigiert: einige hundert Quadratzentimeter bis zu einem Quadratmeter
- Anzahl verwendeter Korrekturelemente an Großteleskopen: ca. 100 bis einige 1000.
- Mindesthelligkeit der Leitsterne im sichtbaren Spektralbereich: V=17 mag.
- Typische Helligkeit der Leitsterne für eine gute Korrektur: V=15 mag (entspricht etwa 50000 Photonen pro Sekunde pro Quadratmeter im visuellen Spektralbereich).

Beispiel einer Beobachtung mit und ohne Adaptive Optik. Die linken Bilder zeigen die Mondoberfläche aufgenommen mit der Adaptiven Optik Kamera NACO des Paranal Observatoriums. Beim ersten Bild ist die Adaptive Optik ausgeschaltet. Details bis zu 130m können dagegen mit eingeschalteter Adaptiver Optik aufgelöst werden (rechts). Beide Bilder sind im Spektralbereich um 2.3 µm aufgenommen.
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