Adaptive Optik Moderne Technik für scharfe Bilder von der Sonne Oskar von der Lühe Kiepenheuer-Institut Lehrerfortbildung, 8. 10. 2011

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

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)  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

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?

Adaptive Optik Archimedes AD -215

Prinzip der Adaptiven Optik

Modale Korrektur: Zernike-Funktionen

Statistische Eigenschaften des Seeings Die Varianz der Störung nimmt mit zunehmender Modenordnung ab

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 V

Kompensation eines Sterns Linear Logarithmisch

KAOS am VTT, Teneriffa Kiepenheuer-Institut Adaptive Optics System Focus Tip tilt DM Wavefront Sensor High Resolution Solar Observations with GREGOR

Kompensation eines Sonnenflecks

Kompensation eines Sonnenflecks

Solare Adaptive Optik Die Himmels-überdeckung ist 100% High Resolution Today

Feldabhängige PSF

Abbildung durch eine ausgedehnte Atmosphäre MCAO for solar observations

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

Solare Multikonjugierte Adaptive Optik Kontrast der Langzeitaufnahme no AO: 3.8% CAO: 4.4% MCAO: 5.6% 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