Adaptive Optik Online am Max-Planck-Institut
für Astronomie in Heidelberg
Von Stefan Hippler und Andrei Tokovinin
Laserleitsterne
Natrium- und Rayleigh-Laserleitsterne. Vorteile, Nachteile. Betrieb von Laserleitsternen.
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Grenzen der adaptiven Optik mit natürlichen Referenzsternen (Leitsternen).

Vorbemerkung: Der Großteil des folgenden Textes als auch der Bilder stammt aus der Zeitschrift Sterne und Weltraum vom April 2005.

Um mit einer adaptiven Optik eine gute Performance zu erzielen wird ein heller Referenzstern benötigt. Dieser muss typischerweise heller als V=13 mag sein. Weiterhin muss der Referenzstern nahe am zu beobachtenden Objekt stehen. Der Grund dafür liegt in der Winkel-Anisoplansie. Eine optimale Korrektur der Wellenfront erhält man nur in Richtung des Referenzsternes. Mit wachsendem Winkelabstand zwischen Referenzstern und Beobachtungsobjekt wird die Korrektur immer schlechter, da die entsprechenden Lichtstrahlen unterschiedliche Luftsäulen durchlaufen und diese mit größer werdendem Abstand in Bezug auf ihre optische Turbulenz immer unkorrelierter werden. In der Summe bedeuten diese Kriterien, dass die Wahrscheinlichkeit einen Referenzstern ausreichender Helligkeit nahe am Beobachtungsobjekt zu finden sehr klein ist.

Im Bild rechts ist die sogenannte Himmelsabdeckung in % als Funktion der im K-Band (Wellenlänge 2.2 Mikrometer) erreichbaren Strehl Zahl in Prozent aufgetragen. Die drei Kurvenpaare geben die statistische Himmelsabdeckung in der Nähe des galaktischen Pols, der galaktischen Ebene sowie die mittlere Himmelsabdeckung wieder. Die grünen Kurven zeigen die Himmelsabdeckung der adaptiven Optik bei Benutzung von Laserleitsternen, die braunen Kurven entsprechend für natürliche Leitsterne.

Himmelsabdeckung

Himmelsabdeckung einer Adaptiven Optik mit natürlichem Leitstern (braun) und Laserleitstern (grün) für verschiedene Richtungen am Himmel als Funktion der erreichbaren Strehl-Zahl im K-Band (Wellenlänge 2.2 µm).

Künstliche Leitsterne für die Adaptive Optik.

Um die Grenzen der Nutzbarkeit (Himmelsabdeckung) der adaptiven Optik mit natürlichen Leitsternen zu verbessern, wurden bereits Mitte des 20. Jahrhunderts erste Ideen veröffentlicht. Bereits 1957 schlug der russische Physiker und Optiker Vladimir Pavlowitsch Linnik (1889 –1984) vor, mit einem Flugzeug über das Teleskop zu fliegen und mit einem hellen Scheinwerfer nach unten zu strahlen. Diese Idee wurde jedoch nie verwirklicht. Zur Erzeugung künstlicher Leitsterne war eine entscheidende neue Technologie nötig, nämlich die Entwicklung des Lasers seit 1958. In der US-Armee, wo man seit den 1970er Jahren die Entwicklung Adaptiver Optiken betrieb, wurde Anfang der 1980er Jahre mit der Entwicklung eines Laserleitsterns begonnen. Die Idee eines Laserleitsterns (LLS, im englischen oft mit LGS für Laser Guide Star abgekürzt), zur Messung der Deformation der Wellenfront durch die Atmosphäre hatte zuerst Julius Feinleib von der Firma Adaptive Optics Associates in Boston, USA. Er hatte das Beispiel der LIDAR-Experimente vor Augen (Light Detection and Ranging, eine ähnliche Technik wie RADAR, aber mit sichtbarem Licht anstatt Radiowellen), die einen von einem kleinen Teleskop ausgehenden Laserstrahl benutzten.

Das daraus resultierende Projekt, geleitet vom Amerikaner Robert Q. Fugate, gipfelte in der Entwicklung eines Systems am Starfire Optical Range, einem Stützpunkt der US Air Force in New Mexico. Dabei wurde ein gepulster grüner Laser an einem 1.5-m-Teleskop installiert und auf eine Höhe von 15 Kilometer fokussiert. Hierbei wird das Licht von den Luftmolekülen zurückgestreut (die so genannte Rayleigh-Streuung) und anschließend mit einem Detektor in der Adaptiven Optik registriert.

Die Rückstreuung geschieht entlang des gesamten Weges des Laserlichts durch die Atmosphäre. Daher muss die zeitliche Abstimmung des Detektors auf die einzelnen Pulse des Lasers sehr genau sein, damit der Detektor nur den Teil des Pulses sieht, der aus 15 Kilometer Höhe zurückkommt. Ist dies gewährleistet, so sieht das AO-System einen hellen, kompakten Punkt, der genau wie ein natürlicher Leitstern benutzt werden kann, um die Deformation der ankommenden Wellenfront zu bestimmen. Unabhängig von diesem bis 1992 geheimen Militärprojekt hatten auch zwei französische Astronomen – Antoine Labeyrie und Renaud Foy am Centre de Recherche en Géodynamique – schon 1985 die Idee, einen Laserleitstern für die Adaptive Optik zu nutzen. Sie schlugen jedoch ein anderes Konzept vor, nämlich Atome in der Mesosphäre, in einer Höhe von etwa 90 Kilometern, mit einem Laserstrahl anzuregen.

In dieser Höhe führen Ablagerungen durch Meteoriten in einer etwa zehn Kilometer dicken Schicht zu einer stark überhöhten Dichte an Eisen-, Natrium-, Kalium- und anderen schweren Atomen. Wie sich herausstellte, bieten die Natriumatome die beste Möglichkeit, einen hellen Laserleitstern zu erzeugen. Labeyrie und Foy schlugen vor, diese Natriumatome mit einem Laser der Wellenlänge 589 Nanometer zu bestrahlen, um sie aus ihrem Grundzustand heraus anzuregen. Die dadurch induzierte Emission der Natrium-D2-Linie (gelbes Straßenlicht) könnte einen so genannten Natrium-Leitstern erzeugen.Dieser Natrium-Leitstern wurde zuerst am 3-m-Shane-Teleskop des Lick-Observatoriums in Kalifornien und mit dem ALFA-System am 3.5-m-Teleskop auf dem Calar Alto getestet, wobei bereits beachtliche Strehl-Zahlen erreicht wurden. Die ersten erfolgreichen Beobachtungen der beiden Gruppen gelangen im September 1996 beziehungsweise im Dezember 1997. In den folgenden Jahren konnten am ALFA-System Strehl-Zahlen im K-Band von etwa 20 Prozent, am Lick-Observatorium sogar von 60 Prozent erreicht werden. Aber beide Gruppen hatten bald auch ganz neue Probleme zu lösen.

Der Laserleitstern des ALFA Systems auf dem Calar Alto Observatorium 1996. Der Rayleigh-Kegel reicht bis in eine Höhe von ca. 30 km, der Laserleitstern leuchtet in ca. 90 km Höhe.

Aufnahme eines Sterns ohne (oben) und mit (unten) adaptiver Optik und Laserleitstern (ALFA). Die korrigierte Sternaufnahme im K-Band zeigt Beugungsringe, ein klares Indiz für die Wirksamkeit der adaptiven Optik am 3.5-m Teleskop des Calar Alto Observatoriums.

Schwierigkeiten mit Laserleitsternen: Kegeleffekt und Bewegungen des Laserleitsterns

Das erste Problem bei der Verwendung eines Laserleitsterns zur Messung der Wellenfrontstörungen ist der rechts dargestellte, so genannte fokale Anisoplanatismus, auch Kegeleffekt (im Englischen cone effect) genannt. Die Ursache dafür ist die endliche Höhe des Laserleitsterns: 15 bis 25 Kilometer für einen Rayleigh-LLS und etwa 90 Kilometer für einen Natrium-LLS. Auf seinem Rückweg ins Teleskop durchquert das Licht nur einen kegelförmigen Bereich der Atmosphäre, während das Licht von den fernen astronomischen Objekten einen zylindrischen Bereich durchquert (Abb rechts). Daher ist die gemessene Deformation der Wellenfront des LLS geringfügig anders als die des Sternlichts. Dieser Effekt ist umso ausgeprägter, je größer das Teleskop und je geringer die Höhe des Laserleitsterns in der Atmosphäre ist. Bei Teleskopen mit Öffnungen von acht Metern und mehr ist er bereits so groß, dass fast alle heutigen Laserleitstern-Systeme Natrium-Laserleitstern bevorzugen. Das am Large Binocular Telescope (LBT) installierte Lasersystem ARGOS ist ein Rayleigh Laserleitstern-System mit insgesamt 6 Laserleitsternen (3 pro Teleskopspiegel).

Eine zweite Schwierigkeit bei Laserleitsternen liegt darin, dass der Laserstrahl vom Boden aus hochgeschossen wird, um den künstlichen Stern zu erzeugen. Wie auf dem Weg durch die Atmosphäre nach unten, wird die Wellenfront des Lichts auch auf dem Weg nach oben deformiert. Dies führt dazu, dass der Laserleitstern hin und her wackelt (siehe Abb. rechts). Benutzt man zur Projektion des Lasers ein Teleskop mit mehr als 50 Zentimeter Öffnung, so lässt sich dieses Wackeln zwar auf ein Minimum reduzieren, doch kann die Bewegung des LLS nicht ganz verhindert werden.

Links: Kegeleffekt bei der Verwendung von Laserleitsternen (LLS). Rechts: Aus der gemessenen Position des Laserleitsterns lässt ssich die von der Atmosphäre verursachte Bildverkippung nicht bestimmen, da der LLS bei der Hochprojektion immer wieder an leicht unterschiedlichen Positionen erzeugt wird.

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