Adaptive Optik in Teleskopen

Seminar Moderne Techniken der optischen Astronomie

und Quantenoptik und Quanteninformation

Andreas Minarsch

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Übersicht

- Seeing

- Wellenfrontsensoren und Regelkreis

- Korrekturspiegel

-Leitsterne

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Auflösungsgrenze

Auflösungsvermögen nach Rayleigh:

Große Teleskope(8m) bei 500nm < 0,015''

Aber: Luftturbulenzen verschlechtern Auflösung um 0,5 – 5 Bogensekunden je nach Standort

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Luftströmungen und Thermik

führen zu lokalen Dichteschwankungen.

Folge: Veränderliche Brechzahl

Von 1 (Vakuum)Bis ~ 1.0003 (Bodennähe)

Ursache von Seeing

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Friedparameteroder Kohärenzlänge:

r = λ/Seeing

Kohärenzzeit:t = 0.3 * r/v

sichtbares Licht: r = 0.1 – 0.3m, t = 1 - 7 msInfrarot: r = 0.3 – 1.5 m, t = 4 -20 ms

Bsp: 500nm/1'' = 10 cmmit v = 10 m/s → t = 3 ms

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Lösungen

- Lucky Imaging: sehr viele (1000+) kurzbelichtete Aufnahmen und Überlagerung der Besten.

- Messung der Luftunruhe und Rausfiltern dieser mittels eines verformbaren optischen

Instrumentes

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Geschichte der Adaptive Optik

1953 Horace W. Babcock: Erste Idee einer adaptiven Optik

~1970-1990: Geheime Forschungen des U.S. Militärs

Ab 1991: Bekanntmachung der Ergebnisse und astronomische Nutzbarmachung

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Uranus, links ohne AO, rechts mit AO

Keck Teleskop, 2004

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Wellenfrontsensor

Soll Wellenfronten vermessen und Abbildungsfehler erkennen.

Beispiele:Shack-Hartmann-Sensor,

Wellenfrontkrümmungssensor

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Shack-Hartmann-Sensor

Besteht aus einem 2-D Linsenarray mit CMOS-/CCD-Chip in Brennebene

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Geschichte Hartmann-Shack-Sensor

1900: Johannes Hartmann entwickelt Lochscheibentest

Ende der 1960: Shack und Platt ersetzen Lochscheibe durch ein Linsenarray

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Wellenfrontverzerrung lässt Foki aus optischen Achse lateral herauswandern.

Für genügende Sensitivität → Linsenarray mit langer Brennweite

→ großer Spot

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Spotgröße: d ~ 2.44*λ*f/D

Mittels Intensitätsverteilung → Berechnung Intensitätszentrum

Hier: Position Sensitive Device

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CCD: Gewichtete Wertung anhand Zentrumsabstands

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Daraus lässt sich die lokale Steigung der Wellenfront bestimmen.

=arctan ∂ yf ML

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Technische Details

Linsenarray 39 x 31mit Mikrolinsendurchmesser 0.15 mm

Fokuslänge 3 – 5 mm→ Spotgröße: ~ 24 – 40 μm

CCD 1280 x 1024 PixelPixelgröße 4.65 μm x 4.65 μm

Messgenauigkeit mindestens λ/10 betragen

Auslesegeschwindigkeit 0.75 ms

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Krümmungssensor

Intensitätsmessung vor und nach FokusLokaler Kontrast → Wellfrontkrümmung

Ränder → Verkippung

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Wie Shack-Hartmann-Sensor LinsenarrayAber: Radialsymmetrie

Meist genutzt mit Bimorphen Spiegel

21Regelkreis

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Korrekturspiegel

Verformbarer Spiegel, meist Tertiärspiegel da nur kleiner Durchmesser

Beispiele: Segmentierte oder Kontinuierliche Spiegel mit Piezo-Stack-Aktoren, Bimorphe

verformbare Spiegel,etc.

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Prinzip Korrekturspiegel

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Grundvorraussetzungen an Korrekturspiegel

Schnelle Reaktionszeit (< Kohärenzzeit)

Viele Freiheitsgrade = viele Aktoren (~D / Friedparameter)²

Hohe Genauigkeit ( ~10nm)Bewegungsspanne von ~3 μm

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Technische Grenzen

Interne Sensoren arbeiten bei 40-80 kHz ( ~ 12,5 ns)

Rechenleistung von mehr als 400 Mflopsund 4Gbit/s Übertragungsrate

Durchmesser bei kontinuierlichem Spiegel mit Piezo-Aktoren ~1m

26Spiegel mit Piezo-Stack Aktoren

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Kontinuierliche Spiegel mit Piezo-Stack-Aktoren

Anstatt einzelne Segmente: dünne Glas- oder Quarzscheibe beschichtet mit Gold, Silber oder

Aluminium

Reaktionszeit <100 μs = ~ 3.5 kHz

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Durchmesser hier:15cm

Aktoren 100 -1500Hier: 349

Zum Beispiel amKeck II ( 10m Spiegel)

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Bimorphe Spiegel

Besteht aus 2 entgegengesetzt

polarisierten Piezokeramiken, die

sich unter einer angelegten

Spannung verformenReaktionszeit 500 Hz

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Durchmesser 3-20cm

Aktoren 15 – 85Hier: 60

Radialsymmetrisch,meist genutzt mit

Krümmungssensor

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Adaptive SekundärspiegelHier: Mt. Lemmon in

Arizona am 6.5m Spiegel

Durchmesser 64 cm336 elektromagn.

Aktoren

E-ELT:2.5 m Spiegel mit 7225

Aktoren

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Adaptive Optik ↔ Aktive Optik

● Reaktionszeit:1 – 1000 Hz

● Aktoren:349 (Keck II)AO 15cm Spiegel

● Entspricht:~ 19760 „Stifte“/m²

● Reaktionszeit: 0.001 – 1 Hz

● Aktoren:3 je Segment(36) mit je 12 Stiften (Keck II 10 m Spiegel)

● Entspricht: 1296 Stifte~16,5 Stifte/ m²

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Leitsterne

- Genügende Helligkeit ( < Mag 15) damit Signal-Rausch-Verhältnis passt

- Entweder zu beobachtendes Objekt hell genug, oder passende(r) Stern(e) in der Nähe (15''- 50'')

34Orion Nebel, oben rechts: 50''

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Da gute Leitsterne selten sind(~ 1%) behilft

man sich mit künstlichen Leitsternen

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Prinzip künstlicher Leitstern(Laser Guided Star)

Mittels Laser wird künstlicher Stern am Himmel erzeugt

- Rayleigh LGS: Rayleigh-Streung in 10-20 km Höhe

- Natrium LGS( 598.2nm ): wird in ca. 90km Höhe in der Natriumschicht zurück gestreut

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Keck II

Farbstofflaser (589,2nm)

20W

30cm Linsenteleskop

mit 50 cm Projektionslinse

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Natrium LGS Abbildung auf WFS

In 90km Höhe

Beugungd ~ 2.44*λ*f/D

→ ~ 0.26m

LGS d < 1m~ 0.6 arcsec

LLT

Sodium layer

Detector plane

T ~ 10km

H ~ 80km

Distance from launch site

Pupil plane

Predicted spot elongation pattern

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Grenzen LGS

Laser durchquert Atmosphäre zweimal→ Aufhebung der Verkippung durch Atmosphäre

Weiterhin natürlicher Leitstern benötigt um Verkippung zu bestimmen.

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Laser nimmt nicht völlig identischen

Weg durch die Atmosphäre

wie Stern

Lösung:Mehrere LGS

Grenzen LGS

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Zusammenfassung

Adaptive Optiken sind aus der terrestrischen Astronomie nicht mehr wegzudenken.Bsp. Keck Teleskop mit adaptiver Optik besser als HST!Für bestimmte Wellenbereiche (zB. UV) nicht möglich → Satellitenbeobachtung

Einsatzbereich wird hauptsächlich Infrarotastronomie sein:- weniger Aktoren zB. 8m Spiegel:Visuell ~6400 AktorenInfrarot ~ 200 Aktoren- beobachtbarer Himmel:Visuell 50%Infrarot 90%

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Interessante Links

Center for Adaptive Optics(http://cfao.ucolick.org)

European Southern Observatory(http://www.eso.org/public)

Gemini Observatory(http://www.gemini.edu)

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Danke für die Aufmerksamkeit