Adaptive OptikModerne Technik für scharfe Bilder von der Sonne

Oskar von der Lühe

Kiepenheuer-Institut

Lehrerfortbildung, 8. 10. 2011

Winkelauflösung

• Die Winkelauflösung eines Teleskops wird durch Beugung an der Eintrittsöffnung begrenzt

• Die Halbwertsbreite des Bildes einer Punktquelle (Stern) ist:

• Je größer die Teleskopöffnung und je kleiner die Wellenlänge, desto feinere Strukturen können aufgelöst werden

D

min Dl

a =

Beobachtungen vom Boden und aus dem Weltraum

• Weltraum-Observatorien– Haben Zugang zum gesamten e. m. Spektrum– Beobachten ohne Störung durch die

Erdatmosphäre– Erzeugen konsistent hohe Datenqualität mit

einem begrenzten Satz von Experimenten

• Bodengebundene Observatorien– Liefern höchste Winkelauflösung in begrenzten

Spektralbereichen, je nach seeing – Liefern sehr hohe Datenraten– Erlauben experimentelle Flexibilität

Hinode, D = 0.5 m

ATST, D = 4 m

Future High Resolution Facilities

Abbildung durch eine turbulente Erdatmosphäre

• Temperaturfluktuationen erzeugen Brechungsindexfluktuationen• Durchlaufende Lichtwellen werden deformiert – Aberrationen• Das Bild astronomischer Quellen wird verschmiert• Bewegung der Schlieren durch Wind bewirkt rasche

Veränderungen – Zeitskalen 10 ms

Astronomisches Seeing

S. Hippler, M. Kasper, Sterne und Weltraum, Okt. 2004

Wellenfront-Deformationen

William Herschel Telescope, ING

Gregor-Teleskop, KIS

Punktverbreiterungsfunktion (PSF)

4.5m WHT, La Palma

2 arcsec field

Visible light

Solar granulation Ori

0.7m VTT, Tenerife

Real time 15 sec (100 frames)

60 arcsec, resolution 0.06 as

Lange Belichtungszeiten

Bestes Einzelbild Mittelwert von 100 Bildern („Langzeitbelichtung“)

Zusammenfassung Seeing

• Die Fortpflanzung von Lichtwellen durch ein Zufallsmedium stört die Abbildung in einem optischen System

• Die dynamische Änderung des Mediums erzeugt eine neue, unkorrelierte Realisierung eines zufällig gestörten Bildes bei jeder neuen Belichtung

• Bei langen Belichtungen ist alle Information über kleinräumige Strukturen verschwunden

• Wie kann man lange belichten UND die Information über kleinräumige Strukturen erhalten?

Archimedes AD -215

Adaptive Optik

Prinzip der Adaptiven Optik

Modale Korrektur: Zernike-Funktionen

Statistische Eigenschaften des Seeings

Die Varianz der Störung nimmt mit zunehmender Modenordnung ab

3

5

0''

r

Dcaa jjjj

0 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 551 10

4

1 103

0.01

0.1

1Varianz der Moden

Modenindex

Nor

mie

rte

Var

ianz

Schritt 1: Messen der Wellenfrontstörungen

• Hartmann-Shack – Wellenfrontsensor:– Zerlegung der

Eintrittsöffnung in Unteraperturen

– Bestimmung von Kippwinkel und –richtung der Wellenfront durch Bildversatz

– Abbildung der Versatzmessungen auf Deformationsmoden

Beispiel: HS-WFS der Solaren Adaptiven Optik

Bild eines Shack-Hartmann - Sensors mit 36 Unteraperturen eines ausgedehnten Objektes (Sonne). Links: Auslegung des Linsenarrays in hexagonaler Geometrie. Rechts: Bild auf dem Detektor. Man sieht einen Ausschnitt der Sonnenoberfläche mit einem kleinen Sonnenfleck.

Beispiel: HS-WFS der Solaren Adaptiven Optik

• Messung der Bewegung von Sonnengranulation in einem Hartmann-Shack Wellenfrontsensor am VTT, Teneriffa

Schritt 2:Korrektur der Wellenfront

S. Hippler, M.Kasper, Sterne und Weltraum, Okt. 2004

Schritt 3: Regelkreis

Optische Regel-

strecke 1

Optische Regel-

strecke 2

Wellenfront-Sensor

Regler

Korrektor

Regelglied

Störgröße (externe Störungen, Nulldeformation des Korrektors) Messort

korrigiertes Bild

Führgröße

Rückführgröße

-

Stellgröße

Praktische Astronomie V5 - 23

Kompensation eines Sterns

Linear

Logarithmisch

High Resolution Solar Observations with GREGOR

KAOS am VTT, Teneriffa

Kiepenheuer-Institut Adaptive Optics System

FocusTip tilt

DMWavefront Sensor

Kompensation eines Sonnenflecks

Kompensation eines Sonnenflecks

32

Solare Adaptive Optik

Die Himmels-überdeckung ist 100%

High Resolution Today

Feldabhängige PSF

34MCAO for solar observations

Abbildung durch eine ausgedehnte Atmosphäre

KAOS mit MCAO-Erweiterung (MultiCAOS)

WFS 1

ControlComputer

from telescope

DM 1

pupil reimaging optics

intermediate foci

conventional AO

WFS 2

DM 2MCAO

science focus

MCAO add-on

Regular science focus

36

no AO: 3.8% CAO: 4.4% MCAO: 5.6%

Solare Multikonjugierte Adaptive Optik

Kontrast der Langzeitaufnahme

Generalized Fried parameter

Multikonjugierte Adaptive Optik (low order) am VTT

Zusammenfassung

• Adaptive Optik verbessert die Abbildung in bodengebundenen Teleskopen erheblich, für Sonnenteleskope sogar bei kurzen Wellenlängen

• Solare MCAO hat das Potential, ein Gesichtsfeld von einer Bogenminute zu verbessern

• Eine Nachbereitung der Beobachtungen ist nötig, da die Korrektur mit AO/MCAO nie perfekt ist