FrInGe – Deutsches Interferometriezentrum

für den optischen und infraroten Wellenlängenbereich

1. Oktober 2001

Heidelberg
AIP · AIU · KIS · MPE · MPIA · MPIfR · UK
Tel: (+49) 06221 – 528 264
Fax: (+49) 06221 – 528 246

1 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) (insbesondere MIDI und AMBER), auf die interferometrischen Möglichkeiten des Large Binocular Telescope (LBT) (insbesondere LINC), sowie auf Beiträge zum geplanten Weltraum-Interferometer DARWIN.

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 wird die Kooperation mit anderen Interferometriezentren in Europa suchen. Langfristiges Ziel ist die Einrichtung eines europäischen Interferometriezentrums für den optischen und infraroten Wellenlängenbereich, das seine Dienste der Gemeinschaft in ganz Europa anbieten kann.

[Zurück nach oben]

2 Beteiligte Institute

AIP – Astrophysikalisches Institut Potsdam
AIU – Astrophysikalisches Institut und Universitäts-Sternwarte, Friedrich-Schiller-Universität Jena
KIS – Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik in Freiburg
MPE – Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching
MPIA – Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg
MPIfR – Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn
UK – I. Physikalisches Institut der Universität zu Köln

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

[Zurück nach oben]

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

Wissenschaftlicher Koordinator:		Thomas Henning (AIU/MPIA)
Technischer Koordinator:		Uwe Graser (MPIA)
Wissenschaftlicher Rat:		Andreas Eckart (UK) Christoph Leinert (MPIA) Gerd Weigelt (MPIfR) Hans Zinnecker (AIP)
Verwaltungsrat:		K.G. Strassmeier (AIP) N.N. (AIU) O. von der Lühe (KIS) R. Genzel (MPE) Th. Henning (MPIA) G. Weigelt (MPIfR) A. Eckart (UK)

3.2 Personalbestand und Geldmittel
Die Anschubfinanzierung des FrInGe-Zentrums wird vom MPIA in Heidelberg kommen. Dieses Institut wird auch die nötige Verwaltungsinfrastruktur für den Betrieb des Zentrums bieten. Mit wachsenden Aufgaben werden jedoch wahrscheinlich ein oder mehrere zusätzliche Standorte nötig sein. Neben finanziellen Beiträgen von den Partnerinstituten wird sich FrInGe an den Bestrebungen beteiligen, europäische Netzwerke zu errichten und Geldmittel aus europäischen wissenschaftlichen Projekten zu erhalten. Zudem wird es Mittel bei der deutschen »Verbundforschung Astronomie/Astrophysik«, der DFG, der DLR, bei privaten Stiftungen und bei der Industrie beantragen.

3.3 Das Zentrum

Eine eigene Stelle für Kommunikationskontakt (E-mail, Fax, Telefon)
Zentrale öffentliche Computerserver für:
- Webserver für Informationen über das Zentrum und seine Aktivitäten
- Kurse über Interferometrie
- Beschreibung der gerade in Deutschland entwickelten Instrumentierung
- Verteilung von Instrumenten und Software für die Gemeinschaft
- Eine Datenbank über Veröffentlichungen, die auf interferometrischen Beobachtungen beruhen
Zentrale interne Computerserver für:
- Eine Datenbank geplanter und vollendeter interferometrischer Beobachtungen
- Kommunikation zwischen Teilnehmern (Diskussionsrunden)
- Beschreibung zukünftiger Projekte und Projektanträge bei Finanzierungsstellen

[Zurück nach oben]

4 Ziele

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

Hilfe, um rechtzeitig auf neue Entwicklungen in diesem Gebiet reagieren zu können, sowie beim Bau und Unterhalt neuer Instrumente
Hilfe bei der Herstellung von Kontakten und Kooperationen mit anderen ähnlichen Einrichtungen wie dem holländischen Interferometriezentrum in Leiden oder dem Jean-Marie-Mariotti-Center in Frankreich
Bereitstellung einer zentralen Schnittstelle für Kontakte und Kooperationen mit der ESO und dem LBT-Projekt
Unterhalt einer Datenbank über die von den beteiligten Instituten durchgeführten und geplanten Interferometrie-Beobachtungsprogramme. Man kam überein, dass sich das Zentrum nicht in Beobachtungsanträge möglicherweise konkurrierender Parteien einmischen wird und die Datenbank allein zur gegenseitigen Information zur Verfügung stellt.
Aufbau eines Publikationsarchivs
Entwicklung von Software für die Planung von Beobachtungen, das Speichern und Verarbeiten von Daten, die Datenreduktion und die Interpretation von Ergebnissen.

In jedem der teilnehmenden Institute sind derartige Aktivitäten seit mehreren Jahren im Gange. Nachdem das VLTI vor kurzem erfolgreich seine ersten Fringes gesehen hat, rückt das Eintreffen der ersten wissenschaftlichen Daten von den VLTI-Interferometern MIDI und AMBER näher.

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.

In einem zweiten Schritt wird MIDI II, das am MPIA entwickelt 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 wird, 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.

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.

Durch ihre Beteiligung am LBT-Projekt werden die Astronomen am FrInGe-Zentrum ab Ende 2005 Zugang zu einem weiteren Interferometer haben, einem so genannten »Nulling Interferometer«, welches das Licht einer hellen Quelle auslöschen kann, um eine eng benachbarte schwache Quelle sichtbar zu machen (z.B. einen exosolaren Planeten neben seinem hellen Mutterstern). Dieses Instrument, das zur Zeit in Arizona gebaut wird, wird die im Gang befindlichen Anstrengungen am VLTI ergänzen. Dieses LBT-Interferometer wird deutschen Astronomen nicht nur Zugang zu Zielen am Nordhimmel gewähren, sondern es verfügt auch über eine räumliche Auflösung, die besser geeignet ist, extrasolare Zodiakallichtwolken aufzulösen. Das Verständnis solcher Staubwolken ist eine wichtige Voraussetzung für die Auswahl der Zielobjekte zukünftiger Interferometriemissionen im Weltraum wie zum Beispiel DARWIN.

[Zurück nach oben]

5 Softwareprojekte

Für fünf Interferometrie-Beobachtungsstadien sollen Softwarepakete entwickelt werden:

Vorbereitung von Beobachtungen
Planung der zeitlichen Abfolge der Beobachtungen
Datenverarbeitung und –reduktion
Interpretation (Erstellung von Modellen)
Bildrekonstruktion

5.1 Vorbereitung
5.1.1 SimVLTI
SimVLTI, das derzeit am MPIA entwickelt wird, 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. Im Moment unterstützt SimVLTI 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.

Zu den geplanten Verbesserungen zählt die Integration mit vorhandenen technischen Hilfsmitteln zur Beobachtungsvorbereitung, die bei der ESO entwickelt werden (Zugang zu AT-Konfigurationen, technische Einschränkungen der Beobachtungen durch die mögliche Größe des Weglängenausgleichs (delay line strokes), usw.). Die Einbeziehung von Simulationen atmosphärischer Effekte auf die Beobachtungen wäre ebenfalls von Vorteil.

5.1.2 Planung der zeitlichen Abfolge der Beobachtungen
Interferometrisches Beobachten wird eine neue Vorgehensweise erfordern, 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 wird daher neue Planungshilfsmittel erforderlich machen.

5.1.3 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.

5.2 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.

5.3 Interpretation (Erstellung von Modellen)
5.3.1 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.

5.4 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.

[Zurück nach oben]

6 Zukünftige Instrumentierungsprojekte

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

Erweiterung von MIDI auf 20 Mikrometer und Entwurf von MIDI II, das Abbildungs- und Nulling-Fähigkeiten besitzen sollte – MPIA
Beteiligung an der Festlegung neuer Abbildungsfähigkeiten des VLTI
Beteiligung an der Vorbereitung der Mission DARWIN, beginnend mit der Definitionsphase des ESO/ESA-Nulling-Testinstruments Genie für DARWIN.

[Zurück nach oben]