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Vorschau:
Teleskope

Teleskope

Um ins Zentrum unserer Galaxie zu schauen, benötigt man Teleskope. Aber wie muss ein solches beschaffen sein?

Beugungsscheibchen

Das Licht hat die "unangenehme" Eigenschaft, sich nicht an die geometrische Strahlengeometrie zu halten, sondern an die Wellenausbreitung. Baut man ein größeres Teleskop, so gewinnt man mehr Licht und kann dunklere, beziehungsweise weiter entfernte Objekte des Kosmos sehen. Bei nahe zusammenstehenden Objekten, also beispielsweise Doppelsternen, zeigen sich aber schnell einmal die Grenzen der Auflösung. Ein praktisch punktförmiges Objekt wird nicht auf einen Punkt abgebildet, sondern erzeugt einen verwaschenen Fleck mit Ringen darum herum, ein Beugungs- beziehungsweise Airy-Scheibchen. Im ESO-Bild oben ist das sehr gut zu erkennen. In den folgenden Grafiken sind einige berechnete Beugungsscheibchen zu sehen:
Diese Simulationen zeigen das Abbild eines "punktförmigen", fernen Objekts. Das Wellenbild links stellt die nicht ideale Fokussierung nach einer dielektrischen Linse dar. Abgebildet auf einen ebenen Schirm ergibt sich das Beugungsscheibchen rechts. Die Linse ist hier natürlich sehr klein gegenüber der Wellenlänge. Normalerweise ist die Wellenlänge millionenfach kürzer als die Linse. Dafür sieht man hier die Unschärfe sehr deutlich. Anstelle auf den Brennpunktes der geometrischen Optik wird die Wellenfront auf einen länglichen Fleck projiziert. Man kann sich leicht vorstellen, dass nahe gelegene Objekte in der Abbildung miteinander verschmelzen, wie bei den Beugungsscheibchen in den folgenden Abbildungen.
Hier sind zwei Objekte gezeigt, die man gerade noch unterscheiden kann (die Definition von "unterscheidbar" ist natürlich etwas willkürlich, man sieht noch eine gewisse dunkle Einschnürung zwischen den Objekten). Links sind beide Objekte gleich hell, im Bild rechts ist das erste Objekt nur halb so hell.

Auflösung in der Theorie

Bezogen auf den Sichtwinkel des Teleskopes in Radiant ist der Durchmesser des Beugungsscheibchens: $$\theta=2.44\cdot\lambda/D$$ wobei D den Durchmesser der Teleskopöffung bezeichnet und $\lambda$ die Wellenlänge des Lichts. Als Auflösung bezeichnet man etwa den halben Durchmesser des Beugungsscheibchens, also die Distanz vom hellsten Teil bis zum ersten Minimum (diese Kriterien sind etwas willkürlich und mit weiteren Informationen kann auch eine feinere Auflösung erzielt werden). Die Wellenlänge $\lambda$ für das gut sichtbare gelbe Licht liegt bei 550nm. Daraus wurde für die Praxis folgende Formel abgeleitet: $$\theta(")=138(mm)/D(mm)$$ wobei der Winkel jetzt in Bogensekunden angegeben ist. Der Winkel ist nur halb so groß wie bei der ersten Formel, da er sich auf die Trennschärfe bei optischer Beobachtung bezieht. Es gibt also den Winkel an, bei dem man zwei Sterne noch auseinanderhalten kann bei genügender Vergrößerung und optischer Betrachtung. Die Berechnung der Beugungsscheibchen ist einigermaßen kompliziert. Man kann die Auflösung aber näherungsweise bestimmen, indem man den Winkel des Dreiecks bestimmt, welches aus der Apertur (Teleskop-Durchmesser) und der Wellenlänge gebildet wird. Damit erhalten wir bei einer Teleskopöffnung von 0.138m und einer Wellenlänge von 550nm einen Winkel von $$550nm/(0.138m\cdot 2\pi)=634\cdot 10^{-9}rad=0.82arcsec$$ Normalerweise ist diese Abschätzung genügend.

Die Probleme der Praxis

Ein größeres Teleskop bedeutet bei gleicher Wellenlänge eine bessere Trennschärfe. Eine nachträgliche Vergrößerung nützt nichts, denn die unscharfen Flecken werden einfach nur grösser dargestellt. Um weit entfernte Objekte zu betrachten, braucht man daher große Teleskope. Zurzeit gibt es einige Teleskope mit etwa 10m Durchmesser. Damit hat man theoretisch eine Auflösung von 14mas (0.014"). Leider stehen dieser Auflösung einige Hindernisse im Weg. Der limitierende Faktor, der zuerst auftritt, ist die Luftunruhe. Das Licht bricht sich in den verschieden warmen Luftschichten wie in einer Linse aus Wackelpudding. Dadurch wird die Auflösung auf 1" beschränkt. Ein ideales Teleskop mit mehr als 14cm Spiegeldurchmesser macht somit keinen Sinn, außer man benötigt mehr Licht, um schwache Objekte zu sehen. Ein weiteres Problem ist rein statischer Natur. Große, bewegliche Spiegel zu bauen, die sich nicht einen Mikrometer verformen dürfen, ist eine echte Herausforderung. So wurden die Spiegel immer massiver (z.B.60cm Dicke bei 3.6m Öffnung), dazu kommen gewaltigen Schutzbauten.

Lösungen

Die Luftunruhe lässt sich vermindern, wenn das Teleskop in großer Höhe und in trockenem Klima aufgestellt wird. Die Auflösung steigt dann auf bis etwa 200mas. Das Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte in Chile liegt auf 2635m, das Gran Telescopio Canarias auf 2267m und die Keck Teleskope auf Hawaii stehen gar auf 4200m. Ganz gelöst wurde das Problem mit dem Hubble Space Telescope (HST). Dieses hat zwar "nur" einen 2.4m Spiegel, erreicht damit aber die volle mögliche Auflösung von 50mas. Der Bau von großen Teleskopen auf der Erde wurde erst durch aktive Spiegel möglich. Dabei wird der Spiegel nicht durch die massive Bauweise in Form gehalten, sondern durch "Leichtbauweise" und Stellmotoren (die Positioniergenauigkeit beträgt bis zu 2nm), die die unvermeidlichen Verformungen durch Temperatur, Winddruck und Eigengewicht immer wieder ausgleichen. Damit kann die Auflösung zwar nicht verbessert werden, aber sie verschlechtert sich auch nicht, wenn man große Teleskope für lichtschwache Objekte baut. Teleskope über 4m bestehen zudem normalerweise aus einer Anzahl kleinerer Spiegel. Der entscheidende Fortschritt für die Auflösung wurde mit der adaptiven Optik erzielt. Während die aktive Optik die statischen Verformungen des Spiegels korrigiert, leistet dies die adaptive Optik für die dynamische Luftunruhe. Dazu braucht es ein Sensorsystem (oft wird die Luftunruhe mit einem Leitstern, einem Laserstrahl gemessen). Der Spiegel wird dann mit schnellen Aktoren so verformt, dass die Störungen und Fehler ausgeglichen werden. Die adaptive Optik erlaubt mittlerweile bessere Auflösungen als das HST. Es lohnt sich daher nicht mehr Teleskope für den sichtbaren Bereich in den Weltraum zu schicken. Mit adaptiver Optik und einem 10m Teleskop kann man theoretisch 14mas erreichen. Nach meiner Kenntnis werden sogar bis zu 10mas erreicht. Das ist immer noch weit entfernt von 53µas, also dem scheinbaren Durchmesser von SgrA*. Ein kilometergroßes Teleskop zu bauen ist nicht realistisch, aber die Technik der Interferometrie bietet erneut einen Ausweg. Anstatt ein großes Teleskop zu verwenden, schaltet man einige kleinere Teleskope zusammen, die möglichst weit auseinander liegen. Das Prinzip wird in der folgenden Grafik veranschaulicht.
Für die Auflösung ist der Durchmesser des Teleskops entscheidend. Der mittlere Teil des Spiegels wird dafür nicht gebraucht (2). Die Teleskope am Rand des virtuellen Großteleskops nehmen nun die Strahlung auf. Da man sie nicht auf fahrbaren Liften montieren kann, muss man die Laufzeitverzögerungen durch ein Spiegelsystem korrigieren (3). Die Spiegel müssen so bewegt werden können, dass sich die Lichtstrahlen genau so treffen, wie wenn sie vom Rand des Großteleskops kämen. Um die maximale Auflösung zu erreichen, müssen die Spiegel wiederum genauer als 1µm gestellt werden. Mit den Teleskopen des VLT wird die Auflösung auf 1mas gesteigert. Die maximale Basislänge beträgt 130m, somit wird die physikalische Grenze ausgeschöpft, für SgrA* ist das aber immer noch mindestens 20mal zu grob. Die Technik ist somit vorhanden, an der Größe mangelt es aber noch. Zwei Möglichkeiten stehen offen: entweder man dehnt den Abstand der optischen Teleskope auf 2.5km und hofft auf eine erschütterungsfreie Zeit oder man verwendet Millimeterwellen und erhöht den Abstand der Teleskope auf 10'000km. Damit sind wir bei der Very Long Baseline Interferometry (VLBI). Man verwendet dazu Teleskope auf verschiedenen Kontinenten. Doch wie werden sie zusammengeschaltet? Radiowellen mit einer Wellenlänge von gut einem Millimeter sind gerade noch elektronisch zu verarbeiten und zu speichern. Versehen mit einem genauen Zeitstempel kann man sie dann später auf einem Rechner Interferieren lassen. Eine gute Erklärung dazu findet sich hier. Es ergeben sich somit folgende Bedingungen an das Teleskop: -Die messbare Strahlung muss in der Nähe des schwarzen Lochs entstehen (in der Akkretionsscheibe). -Die elektromagnetischen Wellen müssen das galaktische Zentrum durchqueren können. -Unsere Lufthülle muss sie ebenfalls in brauchbarer Qualität durch lassen. -Die Wellenlänge sollte höchstens 1mm betragen, damit die Basislinie auf der Erde ausreicht (Erddurchmesser). Diese Forderungen werden erfüllt durch Mikrowellenstrahlung (oft auch schon Terahertzwellen genannt) mit den Frequenzen von 230GHz und 345GHz. Die atmosphärische Dämpfung ist allerdings oberhalb von 100GHz schon sehr stark. Daher ist auch hier wichtig, dass die Radioteleskope in großer Höhe stehen und dass die Luft möglichst trocken ist. Um die Basislinie möglichst lang zu gestalten, wurden Teleskope in den USA, auf Hawaii, in Mexiko, Spanien und Frankreich, in Chile und auch am Südpol eingesetzt. Sehr schön ist das auf dieser interaktiven Karte zu sehen. Weitere Teleskope wie das "Greenland Telescope Project" werden bei späteren Messkampagnen folgen.

Datenflut

Im April 2017 wurden 10 Tage lang Daten erfasst. Die beteiligten Teleskope waren: ALMA, APEX (Chile), IRAM 30m (Spanien), LMT, (Mexiko), SMT (Arizona), JCMT (Hawaii), SMA (Hawaii) und SPT (Südpol). Um aus den Daten ein Bild zu rekonstruieren, ist es nötig, die Phasen der Schwingungen zu vergleichen. Somit muss man für jedes Teleskop einen genauen Zeitstempel haben und die Messung muss aufgezeichnet werden. Dies geschieht mit einer Datenrate von 16 Gigasample/Sekunde und ergibt einige Petabytes von jedem Teleskop. Bedenkt man, dass 1 Petabyte 1000 Terabytes entspricht, so kann man sich leicht vorstellen, dass eine ganze Lastwagenladung von Harddisks zusammen kommt (genügend schnelle Datenleitungen gibt es nicht, denn die Teleskope liegen immer in abgelegenen Regionen). Diese Festplatten musste man physisch zum Max Planck Institut für Radioastronomie in Bonn transportieren. Bei den Daten vom Südpol-Teleskop dauerte es bis zum Dezember 2017, bis ein Transport möglich wurde. Nun werden die Daten ausgewertet. Mit einem Resultat kann man im Verlauf dieses Jahres rechnen.

Moderne experimentelle Physik

Bei dieser Gelegenheit möchte ich noch etwas zur Entwicklung der physikalischen Forschung sagen: Lange Zeit genügte eine einfache oder zumindest gut nachvollziehbare Messung, um eine Theorie zu stürzen oder zu bestätigen. Mit leistungsstarken Computern konnte man schließlich Experimente zuerst simulieren, um die erwarteten Effekte gezielt zu suchen. Mit "Big Data" wird auch das Experiment bzw. die Messung immer mehr zu einer Angelegenheit der Maschinen. Die Filter, die die Spreu vom Weizen trennen sollen, sind oft neuronale Netze, die mit unseren Erwartungen gefüttert werden. Wenn wir von einem neuen Teilchen lesen oder von Gravitationswellen, ist dies immer das Resultat einer gigantischen Maschinerie, die niemand vollständig versteht. Es ist daher wichtig, dass verschiedene Messungen und auch verschiedene Auswertungen das Ergebnis bestärken.
 
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