adaptive optik in teleskopen
Post on 25-Jan-2017
224 Views
Preview:
TRANSCRIPT
Adaptive Optik in Teleskopen
Seminar Moderne Techniken der optischen Astronomie
und Quantenoptik und Quanteninformation
Andreas Minarsch
2
Übersicht
- Seeing
- Wellenfrontsensoren und Regelkreis
- Korrekturspiegel
-Leitsterne
3
Auflösungsgrenze
Auflösungsvermögen nach Rayleigh:
Große Teleskope(8m) bei 500nm < 0,015''
Aber: Luftturbulenzen verschlechtern Auflösung um 0,5 – 5 Bogensekunden je nach Standort
4
Luftströmungen und Thermik
führen zu lokalen Dichteschwankungen.
Folge: Veränderliche Brechzahl
Von 1 (Vakuum)Bis ~ 1.0003 (Bodennähe)
Ursache von Seeing
5
Friedparameteroder Kohärenzlänge:
r = λ/Seeing
Kohärenzzeit:t = 0.3 * r/v
sichtbares Licht: r = 0.1 – 0.3m, t = 1 - 7 msInfrarot: r = 0.3 – 1.5 m, t = 4 -20 ms
Bsp: 500nm/1'' = 10 cmmit v = 10 m/s → t = 3 ms
6
Lösungen
- Lucky Imaging: sehr viele (1000+) kurzbelichtete Aufnahmen und Überlagerung der Besten.
- Messung der Luftunruhe und Rausfiltern dieser mittels eines verformbaren optischen
Instrumentes
7
Geschichte der Adaptive Optik
1953 Horace W. Babcock: Erste Idee einer adaptiven Optik
~1970-1990: Geheime Forschungen des U.S. Militärs
Ab 1991: Bekanntmachung der Ergebnisse und astronomische Nutzbarmachung
8
Uranus, links ohne AO, rechts mit AO
Keck Teleskop, 2004
9
10
11
Wellenfrontsensor
Soll Wellenfronten vermessen und Abbildungsfehler erkennen.
Beispiele:Shack-Hartmann-Sensor,
Wellenfrontkrümmungssensor
12
Shack-Hartmann-Sensor
Besteht aus einem 2-D Linsenarray mit CMOS-/CCD-Chip in Brennebene
13
Geschichte Hartmann-Shack-Sensor
1900: Johannes Hartmann entwickelt Lochscheibentest
Ende der 1960: Shack und Platt ersetzen Lochscheibe durch ein Linsenarray
14
Wellenfrontverzerrung lässt Foki aus optischen Achse lateral herauswandern.
Für genügende Sensitivität → Linsenarray mit langer Brennweite
→ großer Spot
15
Spotgröße: d ~ 2.44*λ*f/D
Mittels Intensitätsverteilung → Berechnung Intensitätszentrum
Hier: Position Sensitive Device
16
CCD: Gewichtete Wertung anhand Zentrumsabstands
17
Daraus lässt sich die lokale Steigung der Wellenfront bestimmen.
=arctan ∂ yf ML
18
Technische Details
Linsenarray 39 x 31mit Mikrolinsendurchmesser 0.15 mm
Fokuslänge 3 – 5 mm→ Spotgröße: ~ 24 – 40 μm
CCD 1280 x 1024 PixelPixelgröße 4.65 μm x 4.65 μm
Messgenauigkeit mindestens λ/10 betragen
Auslesegeschwindigkeit 0.75 ms
19
Krümmungssensor
Intensitätsmessung vor und nach FokusLokaler Kontrast → Wellfrontkrümmung
Ränder → Verkippung
20
Wie Shack-Hartmann-Sensor LinsenarrayAber: Radialsymmetrie
Meist genutzt mit Bimorphen Spiegel
21Regelkreis
22
Korrekturspiegel
Verformbarer Spiegel, meist Tertiärspiegel da nur kleiner Durchmesser
Beispiele: Segmentierte oder Kontinuierliche Spiegel mit Piezo-Stack-Aktoren, Bimorphe
verformbare Spiegel,etc.
23
Prinzip Korrekturspiegel
24
Grundvorraussetzungen an Korrekturspiegel
Schnelle Reaktionszeit (< Kohärenzzeit)
Viele Freiheitsgrade = viele Aktoren (~D / Friedparameter)²
Hohe Genauigkeit ( ~10nm)Bewegungsspanne von ~3 μm
25
Technische Grenzen
Interne Sensoren arbeiten bei 40-80 kHz ( ~ 12,5 ns)
Rechenleistung von mehr als 400 Mflopsund 4Gbit/s Übertragungsrate
Durchmesser bei kontinuierlichem Spiegel mit Piezo-Aktoren ~1m
26Spiegel mit Piezo-Stack Aktoren
27
Kontinuierliche Spiegel mit Piezo-Stack-Aktoren
Anstatt einzelne Segmente: dünne Glas- oder Quarzscheibe beschichtet mit Gold, Silber oder
Aluminium
Reaktionszeit <100 μs = ~ 3.5 kHz
28
Durchmesser hier:15cm
Aktoren 100 -1500Hier: 349
Zum Beispiel amKeck II ( 10m Spiegel)
29
Bimorphe Spiegel
Besteht aus 2 entgegengesetzt
polarisierten Piezokeramiken, die
sich unter einer angelegten
Spannung verformenReaktionszeit 500 Hz
30
Durchmesser 3-20cm
Aktoren 15 – 85Hier: 60
Radialsymmetrisch,meist genutzt mit
Krümmungssensor
31
Adaptive SekundärspiegelHier: Mt. Lemmon in
Arizona am 6.5m Spiegel
Durchmesser 64 cm336 elektromagn.
Aktoren
E-ELT:2.5 m Spiegel mit 7225
Aktoren
32
Adaptive Optik ↔ Aktive Optik
● Reaktionszeit:1 – 1000 Hz
● Aktoren:349 (Keck II)AO 15cm Spiegel
● Entspricht:~ 19760 „Stifte“/m²
● Reaktionszeit: 0.001 – 1 Hz
● Aktoren:3 je Segment(36) mit je 12 Stiften (Keck II 10 m Spiegel)
● Entspricht: 1296 Stifte~16,5 Stifte/ m²
33
Leitsterne
- Genügende Helligkeit ( < Mag 15) damit Signal-Rausch-Verhältnis passt
- Entweder zu beobachtendes Objekt hell genug, oder passende(r) Stern(e) in der Nähe (15''- 50'')
34Orion Nebel, oben rechts: 50''
35
Da gute Leitsterne selten sind(~ 1%) behilft
man sich mit künstlichen Leitsternen
36
Prinzip künstlicher Leitstern(Laser Guided Star)
Mittels Laser wird künstlicher Stern am Himmel erzeugt
- Rayleigh LGS: Rayleigh-Streung in 10-20 km Höhe
- Natrium LGS( 598.2nm ): wird in ca. 90km Höhe in der Natriumschicht zurück gestreut
37
Keck II
Farbstofflaser (589,2nm)
20W
30cm Linsenteleskop
mit 50 cm Projektionslinse
38
Natrium LGS Abbildung auf WFS
In 90km Höhe
Beugungd ~ 2.44*λ*f/D
→ ~ 0.26m
LGS d < 1m~ 0.6 arcsec
LLT
Sodium layer
Detector plane
T ~ 10km
H ~ 80km
Distance from launch site
Pupil plane
Predicted spot elongation pattern
39
Grenzen LGS
Laser durchquert Atmosphäre zweimal→ Aufhebung der Verkippung durch Atmosphäre
Weiterhin natürlicher Leitstern benötigt um Verkippung zu bestimmen.
40
Laser nimmt nicht völlig identischen
Weg durch die Atmosphäre
wie Stern
Lösung:Mehrere LGS
Grenzen LGS
41
Zusammenfassung
Adaptive Optiken sind aus der terrestrischen Astronomie nicht mehr wegzudenken.Bsp. Keck Teleskop mit adaptiver Optik besser als HST!Für bestimmte Wellenbereiche (zB. UV) nicht möglich → Satellitenbeobachtung
Einsatzbereich wird hauptsächlich Infrarotastronomie sein:- weniger Aktoren zB. 8m Spiegel:Visuell ~6400 AktorenInfrarot ~ 200 Aktoren- beobachtbarer Himmel:Visuell 50%Infrarot 90%
42
Interessante Links
Center for Adaptive Optics(http://cfao.ucolick.org)
European Southern Observatory(http://www.eso.org/public)
Gemini Observatory(http://www.gemini.edu)
43
Danke für die Aufmerksamkeit
top related