Zu den Sternen flackern nicht

Zu den Sternen flackern nicht

Alexey Levin
"Popular Mechanics" №9, 2015

Eine Streuung von Sternen, die einem Betrachter zu zwinkern scheinen, wirkt sehr romantisch. Aber für Astronomen wird dieser schöne Schimmer nicht bewundert, sondern durch völlig entgegengesetzte Gefühle. Glücklicherweise gibt es einen Weg, die Situation zu beheben.

Das Experiment, das der Weltraumforschung neues Leben einhauchte, wurde nicht im berühmten Observatorium oder an einem riesigen Teleskop durchgeführt. Experten erfuhren davon aus dem Artikel "Erfolgreiche Tests der adaptiven Optik", veröffentlicht in einer astronomischen Zeitschrift Der Bote 1989. Es wurden die Ergebnisse von Tests des elektrooptischen Come-On-Systems vorgestellt, die die atmosphärische Verzerrung von Licht aus kosmischen Quellen korrigieren sollen. Sie wurden vom 12. bis 23. Oktober auf dem 152-Zentimeter-Reflektor des französischen OHP-Observatoriums (Observatoire de Haute-Province) durchgeführt. Das System funktionierte so gut, dass die Autoren den Artikel mit der Feststellung begannen, dass "der langjährige Traum von Astronomen, die an Bodenteleskopen arbeiteten, endlich dank der Schaffung einer neuen optischen Beobachtungstechnik – adaptive Optik – erfüllt wurde."

Nach ein paar Jahren wurden adaptive Optiksysteme (AO) auf großen Instrumenten installiert. 1993 rüsteten sie in Chile ein 360-Zentimeter-Teleskop des European Southern Observatory (ESO) aus, wenig später – das gleiche Instrument in Hawaii, und dann die 8-10-Meter-Teleskope.Dank AO können bodenbasierte Instrumente die Himmelskörper im sichtbaren Licht mit einer Auflösung sehen, die nur für das Weltraumteleskop Hubble und noch mehr für Infrarotstrahlen galt. Zum Beispiel bietet Hubble in einem für die Astronomie sehr nützlichen Bereich der nahen Infrarot-Zone mit einer Wellenlänge von 1 Mikron eine Auflösung von 110 Winkel-ms und 8-Meter-ESO-Teleskope bis zu 30 ms.

Als französische Astronomen ihr AO-System testeten, existierten ähnliche Geräte bereits in den Vereinigten Staaten. Aber sie wurden nicht für die Bedürfnisse der Astronomie geschaffen. Der Kunde dieser Entwicklungen war das Pentagon.

Wenn Luft ein Hindernis ist

Wenn Sie in einem Teleskop zwei Sterne sehen, die sehr nahe am Himmel stehen, werden ihre Bilder zu einem leuchtenden Punkt verschmelzen. Der minimale Winkelabstand zwischen solchen Sternen ist aufgrund der Wellennatur des Lichts (Beugungsgrenze) die Auflösung des Instruments und ist direkt proportional zur Wellenlänge des Lichts und umgekehrt proportional zum Durchmesser (Apertur) des Teleskops. Bei einem Drei-Meter-Reflektor beträgt diese Grenze bei grünem Licht etwa 40 Winkel-ms und bei einem 10-Meter-Reflektor etwas mehr als 10 ms (bei einem solchen Winkel ist eine kleine Münze aus einer Entfernung von 2000 km sichtbar).

Diese Schätzungen gelten jedoch nur für Beobachtungen im Vakuum.In der Erdatmosphäre entstehen ständig lokale Turbulenzen, die mehrere hundert Mal pro Sekunde die Dichte und Temperatur der Luft und damit ihren Brechungsindex verändern. Deshalb breitet sich in der Atmosphäre die Front einer Lichtwelle aus einer kosmischen Quelle unvermeidlich aus. Infolgedessen beträgt die tatsächliche Auflösung gewöhnlicher Teleskope bestenfalls 0,5 bis 1 Winkelsekunden und erreicht die Beugungsgrenze nicht sehr.

Leitsterne

Stellen Sie sich ein Gerät vor, das durch ein Teleskop hunderte Male pro Sekunde übertragene Lichtwellen analysiert, um Spuren von atmosphärischen Turbulenzen zu erkennen und die Form eines verformbaren Spiegels im Fokus des Teleskops zu verändern, um atmosphärisches Rauschen zu neutralisieren und das Bild des Objekts idealerweise "Vakuum" zu machen. In diesem Fall ist die Auflösung des Teleskops allein durch die Beugungsgrenze begrenzt.

Es gibt jedoch eine Subtilität. Normalerweise ist das Licht entfernter Sterne und Galaxien zu schwach für eine zuverlässige Rekonstruktion der Wellenfront. Es ist eine andere Sache, wenn sich in der Nähe des beobachteten Objekts eine helle Quelle befindet, deren Strahlen fast auf dem gleichen Weg zum Teleskop gehen – sie können verwendet werden, um atmosphärisches Rauschen zu lesen.Es war dieses Schema (in einer etwas verkürzten Form) im Jahr 1989, das die französischen Astronomen ausprobierten. Sie wählten einige helle Sterne (Deneb, Capella und andere) und verbesserten mit Hilfe der adaptiven Optik die Qualität ihrer Bilder bei der Beobachtung im Infrarotlicht. Bald wurden solche Systeme mit Sternenbaken (Leitsterne) des Erdhimmels an großen Teleskopen für reale Beobachtungen eingesetzt.

Aber es gibt wenige helle Sterne am Himmel der Erde, so dass diese Technik nur für die Beobachtung von 10% der Himmelskugel geeignet ist. Wenn die Natur jedoch keinen geeigneten Stern am richtigen Ort geschaffen hat, können Sie einen künstlichen Stern erzeugen – indem Sie mit einem Laser ein Höhenlicht der Atmosphäre erzeugen, das die Referenzquelle des Lichts für das Kompensationssystem wird.

Diese Methode wurde 1985 von den französischen Astronomen Renault Foy und Antoine Labeyri vorgeschlagen. Ungefähr zur gleichen Zeit kamen ihre Kollegen aus den USA Edward Kibblewhite und Laird Thomson zu ähnlichen Schlussfolgerungen. Mitte der 1990er Jahre tauchten Laser-Strahler in Kombination mit AO-Geräten an mittelgroßen Teleskopen des Lick-Observatoriums in den USA und am Calar-Alto-Observatorium in Spanien auf. Es dauerte jedoch ungefähr zehn Jahre, bis diese Technik an 8-10-Meter-Teleskopen eingesetzt wurde.

Gekrümmte Spiegel
Das exekutive Element des adaptiven Optiksystems ist ein verformbarer Spiegel, der mit Hilfe von piezoelektrischen oder elektromechanischen Antrieben (Aktuatoren) auf Befehl des Steuerungssystems gebogen wird, das Daten über Verzerrungen von Wellenfrontsensoren empfängt und analysiert.

Militärisches Interesse

Die Geschichte der adaptiven Optik hat nicht nur eine offensichtliche, sondern auch eine geheime Seite. Im Januar 1958 richtete das Pentagon eine neue Struktur ein, die Advanced Research Projects Agency, ARPA (heute DARPA), die für die Entwicklung von Technologien für neue Waffengenerationen zuständig ist. Diese Abteilung spielte eine entscheidende Rolle bei der Schaffung einer adaptiven Optik: Die Beobachtung sowjetischer Orbiter erforderte Teleskope, die gegenüber atmosphärischen Störungen unempfindlich sind, mit der höchsten Auflösung, und auf lange Sicht wurde die Aufgabe der Herstellung von Laserwaffen für die Zerstörung ballistischer Raketen in Betracht gezogen.

Mitte der 1960er Jahre wurde unter der Kontrolle von ARPA ein Programm zur Untersuchung atmosphärischer Störungen und der Wechselwirkung von Laserstrahlung mit Luft gestartet. Dies wurde im RADC (Rome Air Development Center) auf der Griffis Air Base im Bundesstaat New York durchgeführt.Mächtige Suchscheinwerfer an den Bombern, die über den Bereich flogen, dienten als Referenzlichtquelle und waren so beeindruckend, dass verängstigte Bewohner sich manchmal an die Polizei gewandt haben!

Im Frühjahr 1973 beauftragten ARPA und RADC Itec Optical Systems mit der Anschaffung oder Vermarktung von Instrumenten zur Kompensation von Lichtstreuung durch atmosphärische Störungen im Rahmen des RTAC-Programms (Real-Time Atmospheric Compensation). Die Itec-Mitarbeiter erstellten alle drei Hauptkomponenten eines AO – ein Interferometer zur Analyse von Störungen der Lichtfront, einen deformierbaren Spiegel zur Korrektur und ein Steuerungssystem. Ihr erster Spiegel mit einem Durchmesser von zwei Zoll bestand aus Glas, das mit einer reflektierenden Aluminiumfolie bedeckt war. In die Grundplatte wurden piezoelektrische Aktoren (21 Stück) eingebaut, die unter Einwirkung von elektrischen Impulsen um 10 μm verkleinert und verlängert werden können. Bereits die ersten Labortests im selben Jahr haben zum Erfolg geführt. Und im nächsten Sommer zeigte eine neue Testreihe, dass experimentelle Geräte bereits in mehreren hundert Metern Entfernung einen Laserstrahl fixieren konnten.

Diese rein wissenschaftlichen Experimente wurden noch nicht klassifiziert.1975 wurde jedoch das geschlossene Programm CIS (Compensating Imaging System) für die Entwicklung von Aktiengesellschaften im Interesse des Pentagon beschlossen. In Übereinstimmung damit wurden fortschrittlichere Wellenfrontsensoren und deformierbare Spiegel mit Hunderten von Aktuatoren geschaffen. Diese Ausrüstung wurde auf einem 1,6-Meter-Teleskop auf dem Gipfel des Mount Haleakala auf der Hawaii-Insel Maui installiert. Im Juni 1982 war es erstmals möglich, mit seiner Hilfe Fotos eines künstlichen Erdsatelliten von akzeptabler Qualität zu erhalten.

Mit einem Lasersichtgerät

Obwohl die Experimente auf Maui noch mehrere Jahre dauerten, zog das Entwicklungszentrum in einen speziellen Bereich des Kirtland Airbase im Bundesstaat New Mexico, in die geheime Sandia Optical Range (SOR), wo sie lange an Laserwaffen gearbeitet hatten. Im Jahr 1983 begann eine Gruppe um Robert FuGeit mit Experimenten, bei denen sie das Laserscanning atmosphärischer Inhomogenitäten untersuchen sollte. Diese Idee wurde 1981 vom amerikanischen Physiker Julius Feinlab entwickelt und musste nun in der Praxis erprobt werden. Feinleib schlug vor, die elastische (Rayleigh) -Streuung von Lichtquanten auf atmosphärische Inhomogenitäten in AO-Systemen zu verwenden. Einige der gestreuten Photonen kehren zu dem Punkt zurück, von dem sie ausgegangen sind,und im entsprechenden Teil des Firmaments entsteht eine charakteristische Lumineszenz einer fast punktförmigen Quelle, eines künstlichen Sterns. Fuget und seine Kollegen registrierten Verzerrungen der Wellenfront der reflektierten Strahlung auf ihrem Weg zur Erde und verglichen sie mit ähnlichen Störungen des Sternenlichts, die vom selben Teil des Himmels kamen. Die Störungen erwiesen sich als nahezu identisch, was die Möglichkeit der Verwendung von Lasern zur Lösung von AO-Problemen bestätigte.

Diese Messungen erforderten keine komplexe Optik – genug einfache Spiegelsysteme. Für zuverlässigere Ergebnisse mussten sie jedoch an einem guten Teleskop wiederholt werden, das 1987 auf der SOR installiert wurde. FuGeit und seine Assistenten führten Experimente durch, bei denen eine adaptive Optik mit künstlichen Sternen geboren wurde. Im Februar 1992 wurde das erste deutlich verbesserte Bild eines Himmelskörpers, Beteigeuze (das hellste Licht der Orion-Konstellation), erhalten. Bald wurden die Möglichkeiten der Methode in Fotografien einer Reihe von Sternen, Saturnringen und anderen Objekten gezeigt.

Augen AO
Der Shek-Hartman-Sensor funktioniert so: Nach dem Verlassen des optischen Systems des Teleskops durchläuft das Licht ein Gitter aus kleinen Linsen, die es auf das CCD-Array lenken.Wenn sich die Strahlung einer kosmischen Quelle oder eines künstlichen Sterns in einem Vakuum oder in einer ideal ruhigen Atmosphäre ausbreitet, dann würden alle Mini-Linsen sie genau in der Mitte der ihnen zugeordneten Pixel fokussieren. Aufgrund der atmosphärischen Wendungen "wandern" die Konvergenzpunkte der Strahlen entlang der Matrixoberfläche, und dies ermöglicht uns, die Störungen selbst zu rekonstruieren "border = 0>Augen AO
Der Shek-Hartman-Sensor funktioniert so: Nach dem Verlassen des optischen Systems des Teleskops durchläuft das Licht ein Gitter aus kleinen Linsen, die es auf das CCD-Array lenken. Wenn sich die Strahlung einer kosmischen Quelle oder eines künstlichen Sterns in einem Vakuum oder in einer ideal ruhigen Atmosphäre ausbreitet, dann würden alle Mini-Linsen sie genau in der Mitte der ihnen zugeordneten Pixel fokussieren. Aufgrund der atmosphärischen Turbulenz "wandern" die Konvergenzpunkte der Strahlen entlang der Oberfläche der Matrix und dies ermöglicht uns, die Störungen selbst zu rekonstruieren.

Die Gruppe um Fuegeit zündete künstliche Sterne mit leistungsstarken Kupferdampflasern an, die 5.000 Impulse pro Sekunde erzeugten. Eine derartig hohe Frequenz an Blitzen ermöglicht das Abtasten selbst der kurzlebigsten Turbulenzen. Die interferometrischen Wellenfrontsensoren wurden durch einen weiterentwickelten Shek-Hartman-Sensor ersetzt, der Anfang der 1970er Jahre erfunden wurde (im Übrigen auch vom Pentagon in Auftrag gegeben).Ein Spiegel mit 241 Aktuatoren von Itec konnte die Form 1664 Mal pro Sekunde ändern.

Raise höher

Die Rayleigh-Streuung ist eher schwach, so dass sie im Höhenbereich von 10-20 km angeregt wird. Die Strahlen des künstlichen Referenzsterns divergieren, während die Strahlen einer viel entfernteren kosmischen Quelle streng parallel sind. Daher sind ihre Wellenfronten in der turbulenten Schicht nicht ganz gleich, was sich auf die Qualität des korrigierten Bildes auswirkt. Es ist besser, die Sternenbaken in größerer Höhe anzuzünden, aber der Rayleigh-Mechanismus ist hier ungeeignet.

Dieses Problem wurde 1982 von Professor Princeton University Will Harper gelöst. Er schlug vor, die Tatsache zu gebrauchen, dass sich in der Mesosphäre in einer Höhe von etwa 90 km aufgrund der Verbrennung von Mikrometeoriten viele Natriumatome ansammeln. Harper schlug vor, die Resonanz-Lumineszenz dieser Atome mit Hilfe von Laserpulsen anzuregen. Die Intensität einer solchen Lumineszenz bei gleicher Laserleistung ist vier Größenordnungen höher als die Lichtstärke bei der Rayleigh-Streuung. Es war nur eine Theorie. Die praktische Umsetzung wurde durch die Bemühungen der Mitarbeiter des Lincoln Laboratory auf der Hansky Air Base in Massachusetts ermöglicht. Im Sommer 1988 erhielten sie die ersten Bilder von Sternen, die mit Hilfe von Mesospheric Beacons gemacht wurden.Die Qualität der Fotografien war jedoch nicht hoch und die Implementierung der Harper-Methode erforderte viele Jahre des Polierens.

Im Frühjahr 1991 beschloss das Pentagon, den Sicherheitsstempel von den meisten seiner Arbeiten zur adaptiven Optik zu entfernen. Die ersten Berichte über sie wurden im Mai auf der Konferenz der American Astronomical Association in Seattle gemacht. Journal-Publikationen folgten bald. Obwohl das US-Militär sich weiterhin mit adaptiver Optik beschäftigte, wurden die deklassierten Ergebnisse der 1980er Jahre Eigentum der Astronomen.

B 2013 Ein einzigartiger Gemini Planet Imager für photo- und spektrographische Exoplaneten, der für acht Meter lange Gemini-Teleskope entwickelt wurde, wurde erfolgreich getestet. Es erlaubt uns, Planeten mit Hilfe von AO zu beobachten, deren sichtbare Helligkeit millionenmal kleiner ist als die Helligkeit der Sterne, um die sie sich drehen B 2013 Ein einzigartiger Gemini Planet Imager für photo- und spektrographische Exoplaneten, der für acht Meter lange Gemini-Teleskope entwickelt wurde, wurde erfolgreich getestet. Es erlaubt uns, Planeten mit Hilfe von AO zu beobachten, deren sichtbare Helligkeit millionenfach kleiner ist als die Helligkeit der Sterne, um die sie sich "border = 0" drehen B 2013 Ein einzigartiger Gemini Planet Imager für photo- und spektrographische Exoplaneten, der für acht Meter lange Gemini-Teleskope entwickelt wurde, wurde erfolgreich getestet.Es erlaubt uns, Planeten mit Hilfe von AO zu beobachten, deren sichtbare Helligkeit millionenfach geringer ist als die Helligkeit der Sterne, um die sie sich drehen

Große Richtmaschine

"Zum ersten Mal erlaubte AO bodengestützten Teleskopen, Daten über die Struktur weit entfernter Galaxien zu erhalten", sagt Claire Max, Professorin für Astronomie und Astrophysik an der Universität von Santa Cruz. "Vor der Ära von AO konnten sie im optischen Bereich nur aus dem Weltraum beobachtet werden. Alle bodengestützten Bewegungsbeobachtungen Die Sterne nahe dem supermassiven Schwarzen Loch im Zentrum der Galaxie werden ebenfalls von der AO angetrieben.

AO hat viel gegeben, um das Sonnensystem zu studieren. Mit ihrer Hilfe wurden umfangreiche Informationen über den Asteroidengürtel, insbesondere über Doppelasteroidensysteme, gewonnen. AO hat das Wissen über die Atmosphären der Planeten des Sonnensystems und ihrer Satelliten erweitert. Seit 15 Jahren wird deshalb die Gashülle von Titan, dem größten Satelliten des Saturn, beobachtet, der es ermöglichte, tageszeitliche und jahreszeitliche Veränderungen seiner Atmosphäre zu verfolgen. So wurde bereits eine Vielzahl von Daten über Wetterbedingungen auf externen Planeten und ihren Satelliten gesammelt.

In gewissem Sinne egalisierte die adaptive Optik die Möglichkeiten der Astronomie auf der Erde und im Weltraum.Dank dieser Technologie bieten die größten stationären Teleskope mit ihren riesigen Spiegeln eine weitaus bessere Auflösung als der Hubble oder das noch nicht lancierte IR-Teleskop James Webb. Darüber hinaus haben Messgeräte für bodengestützte Observatorien keine starren Gewichts- und Abmessungsbeschränkungen, die die Gestaltung von Weltraumausrüstungen bestimmen. Es ist also nicht übertrieben zu sagen ", schloss Professor Max," dass die adaptive Optik viele Zweige der modernen Wissenschaft radikal verändert hat. "

Die Atmosphäre spüren

Zuvor waren die Abmessungen der einstellbaren Himmelsbereiche auf Zellen mit einer Seitenlänge von 15 Winkel-ms beschränkt. Im März 2007 wurde erstmals eine multi-konjugierte adaptive Optik (MCAO) an einem der ESO-Teleskope getestet. Er tastet Turbulenzen in verschiedenen Höhen ab, wodurch es möglich wurde, das korrigierte Sichtfeld auf zwei oder mehr Winkelminuten zu vergrößern.

"In diesem Jahrhundert haben sich die Fähigkeiten der Aktiengesellschaft stark erweitert", sagt Claire Max, Professorin für Astronomie und Astrophysik, Direktorin des Zentrums für Adaptive Optik an der Universität von Kalifornien in Santa Cruz, die "PM" sagte. MCAO.Neue Wellenfrontsensoren und leistungsfähigere Computerprogramme sind erschienen. Es wurden Spiegel mit mikroelektromechanischen Aktuatoren geschaffen, die es ermöglichen, die Form der reflektierenden Oberfläche besser und schneller zu verändern als bei Aktoren auf Piezoelektrik. In den letzten Jahren wurden experimentelle Systeme der Multiobjekt-adaptiven Optik (MOAO) entwickelt und getestet, mit denen Sie gleichzeitig bis zu zehn oder mehr Quellen in einem Sichtfeld mit einem Durchmesser von 5-10 Bogenminuten überwachen können. Sie werden an Teleskopen der neuen Generation installiert, die im nächsten Jahrzehnt ihre Arbeit aufnehmen werden. "


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