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Von Stefan Hippler und Andrei Tokovinin Heidelberg im Februar 2024
Das Prinzip der Adaptiven Optik
Funktionsweise und typische Parameter
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Funktionsweise einer Adaptiven Optik (schematisch):

Funktionsweise einer Adaptiven Optik


Die allgemeine Funktionsweise einer Adaptiven Optik in der Astronomie ist in der Abbildung links gezeigt. Ein Teleskop sammelt das Licht eines astronomischen Objekts (z.B. Saturn mit Mond Rhea).

Die von der Atmosphäre durch optische Turbulenz gestörten Lichtwellen werden von einem deformierbaren Spiegel geglättet und an die hochauflösende Kamera als "korrigierte" Lichtwellen reflektiert.

Dazu werden die von einem Wellenfrontsensor in Echtzeit gemessenen optischen Störungen von einem Echtzeitcomputer verarbeitet und in einer Regelschleife in entsprechende Signale für den deformierbaren Spiegel umgerechnet.
Der Wellenfrontsensor kann zur Bestimmung der optischen Störungen entweder das Licht vom Beobachtungsobjekt analysieren, einen geeigneten Leitstern in der Nähe des Beobachtungsobjekts analysieren oder das Licht eines künstlichen Laserleitsterns zur Analyse verwenden.

Im hier gezeigten Beispiel der Beobachtung von Saturn analysiert der Wellenfrontsensor nicht das vom Saturn stammende Licht, da dieser eine zu große Ausdehnung hat. Als Leitstern bietet sich aber - wie hier deutlicher gezeigt - beispielsweise der eher punktförmige Saturnmond Rhea an.

Die Wellenfrontanalyse kann mit verschiedenen Methoden erfolgen. Das Beispiel links zeigt das Analysebild eines Shack-Hartmann Wellenfrontsensors. Hieraus werden die optischen Störungen berechnet.
Durchlaufen die Lichtstrahlen von Leitstern und Beobachtungsobjekt in etwa (siehe isoplanatischer Winkel) die gleiche Atmosphäre, so erhält man eine gute optische Korrektur für beide Objekte.
In vielen Adaptiven Optiken wird ein Strahlteiler eingesetzt, der den sichtbaren Teil des Lichtspekrums zum Wellenfrontsensor reflektiert und den längerwelligen Anteil (Infrarot, Nahinfrarot, usw.) zur hochauflösenden wissenschaftlichen Kamera.

Um chromatische Fehler zu vermeiden bzw. kühlere oder rötere Leitsterne zu vermessen, kann der Wellenfrontsensor auch im Nah-Infrarotbereich arbeiten (wie z.B. die CIAO Wellenfrontsensoren am VLT-Interferometer).

Typische Parameter einer astronomischen Adaptiven Optik:

- Zeitkonstante der Adaptiven Optik: im Bereich Millisekunden (angepasst an die Kohärenzzeit der atmosphärischen Störungen). Die letztlich relevante Zeitkonstante ist Wellenlängenabhängig und bestimmt das

temporale Design der Adaptiven Optik, also zeitliche Abtastrate des Wellenfrontsensors sowie Aktualisierungsrate der Korrektursignale des deformierbaren Spiegels.

- Fläche die ein einzelnes Korrekturelement, oft ein Aktuator, korrigiert: einige hundert Quadratzentimeter bis zu einem Quadratmeter. Das Verhältnis der gesamten zu korrigierenden Wellenfrontfläche zur Einzelfläche richtet sich in der Regel nach der atmosphärischen Kohärenzlänge.

- Anzahl verwendeter Korrekturelemente an Großteleskopen: ca. 100 bis einige 1000.

- Mindesthelligkeit der Leitsterne im sichtbaren Spektralbereich: V=17 mag.

- Typische Helligkeit der Leitsterne für eine gute Korrektur: V=15 mag (entspricht etwa 50000 Photonen pro Sekunde pro Quadratmeter im visuellen Spektralbereich).

Mondbeobachtung mit NACO Beispiel einer Beobachtung mit und ohne Adaptive Optik.

Die beiden Bilder links zeigen jeweils den gleichen ca. 60 km x 45 km großen Ausschnitt der Mondoberfläche aufgenommen mit der Adaptiven Optik Kamera NACO des Paranal Observatoriums.

Beim Bild ganz links ist die Adaptive Optik ausgeschaltet.

Wird die Adaptive Optik eingeschaltet (Bild rechts), werden Details bzw. Strukturen ab einer Größe von ca. 130 Meter auf der Mondoberfläche gut erkennbar. Beide Bilder sind im Spektralbereich um 2.3 µm aufgenommen.
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