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Veröffentlicht von:Ingwaz Heil Geändert vor über 10 Jahren
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Adaptive Optik Moderne Technik für scharfe Bilder von der Sonne
Oskar von der Lühe Kiepenheuer-Institut Lehrerfortbildung,
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Winkelauflösung D 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
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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
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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
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Astronomisches Seeing
S. Hippler, M. Kasper, Sterne und Weltraum, Okt. 2004
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Wellenfront-Deformationen
William Herschel Telescope, ING Gregor-Teleskop, KIS
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Punktverbreiterungsfunktion (PSF)
Ori Solar granulation 4.5m WHT, La Palma 2 arcsec field Visible light 0.7m VTT, Tenerife Real time 15 sec (100 frames) 60 arcsec, resolution 0.06 as
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Lange Belichtungszeiten
Bestes Einzelbild Mittelwert von 100 Bildern („Langzeitbelichtung“)
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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?
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Adaptive Optik Archimedes AD -215
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Prinzip der Adaptiven Optik
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Modale Korrektur: Zernike-Funktionen
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Statistische Eigenschaften des Seeings
Die Varianz der Störung nimmt mit zunehmender Modenordnung ab
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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
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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.
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Beispiel: HS-WFS der Solaren Adaptiven Optik
Messung der Bewegung von Sonnengranulation in einem Hartmann-Shack Wellenfrontsensor am VTT, Teneriffa
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Schritt 2: Korrektur der Wellenfront
S. Hippler, M.Kasper, Sterne und Weltraum, Okt. 2004
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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
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Praktische Astronomie V
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Kompensation eines Sterns
Linear Logarithmisch
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KAOS am VTT, Teneriffa Kiepenheuer-Institut Adaptive Optics System
Focus Tip tilt DM Wavefront Sensor High Resolution Solar Observations with GREGOR
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Kompensation eines Sonnenflecks
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Kompensation eines Sonnenflecks
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Solare Adaptive Optik Die Himmels-überdeckung ist 100%
High Resolution Today
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Feldabhängige PSF
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Abbildung durch eine ausgedehnte Atmosphäre
MCAO for solar observations
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KAOS mit MCAO-Erweiterung (MultiCAOS)
from telescope conventional AO Control Computer DM 1 pupil reimaging optics WFS 2 DM 2 MCAO science focus MCAO add-on WFS 1 intermediate foci Regular science focus
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Solare Multikonjugierte Adaptive Optik
Kontrast der Langzeitaufnahme no AO: 3.8% CAO: 4.4% MCAO: 5.6% Generalized Fried parameter
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Multikonjugierte Adaptive Optik (low order) am VTT
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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
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