Abb.II.15: Schematischer Strahlengang am VLT-Interferometer. Zwei Lichtbündel gelangen von den Teleskopen (hier ANTU und MELIPAL) in den unterirdischen Tunnel (Delay line). Im interferometrischen Instrument werden sie phasengleich zusammengeführt.
Am 15. Dezember 2002 gelang es erstmals, die Strahlengänge aus zweien der vier 8.2-Meter-Reflektoren des Very Large Telescope (VLT) der ESO in einem wissenschaftlichen Messinstrument, genannt MIDI, phasengleich zusammenzuführen und zur Interferenz zu bringen. MIDI (Mid-Infrared Interferometric Instrument) ist das weltweit erste Instrument, das Beobachtungen dieser Art im Spektralbereich um 10 µm Wellenlänge an großen Teleskopen ermöglicht. Das unter Federführung des MPIA von einem europäischen Konsortium gebaute Gerät wird voraussichtlich im Herbst 2003 in den allgemeinen Betrieb des VLT-Interferometers übernommen. Dann werden sich Himmelskörper im mittleren Infrarot um 10 µm Wellenlänge mit einer Auflösung von wenigen hundertstel Bogensekunden beobachten lassen.
Die vier Großteleskope des VLT verfügen wegen ihrer großen Spiegel über eine enorme Sammelkraft. Ausgestattet mit empfindlichen Kameras und adaptiver Optik, erzielen sie auch ihre maximal mögliche beugungsbegrenzte räumliche Auflösung. Dies bewies die ebenfalls undtr der Leitung des MPIA gebaute und 2001 in Betrieb gegangene Infrarotkamera NAOS-CONICA (die adaptive Optik hierfür lieferten Kollegen aus Frankreich) (s. Jahresbereicht 2002, S. 13).
Abb.II.15: Schematischer Strahlengang am VLT-Interferometer.
Zwei Lichtbündel gelangen von den Teleskopen (hier ANTU und MELIPAL)
in den unterirdischen Tunnel (Delay line). Im
interferometrischen Instrument werden sie phasengleich zusammengeführt.
Die Auflösung des VLT lässt sich jedoch noch um mehr als das Zehnfach steigern, indem man zwei (oder mehrere) Teleskope interferometrisch koppelt (Abb. II.15). Hierfür werden die Strahlenbündel von beiden Teleskopen kommend in einen unterirdischen Tunnel geleitet und dort phasengleich in einem Fokus zusammengeführt. Seit 2001 wurde die optische Kopplung der Teleskope schrittweise realisisert. Im Herbst 2002 gelang es schließlich, alle vier Großteleskope paarweise interferometrisch zu koppeln. Diese Experimente liefen alle mit dem interferometrischen Test- und Versuchsinstrument VINCI. MIDI ist nun das erste wissenschaftliche Instrument, mit dem interferometrische astronomische Beobachtungen möglich sein werden.
Astronomen des MPIA schlugen den Bau des Instrumentes 1997 der ESO vor. Bald danach schlossen sich Institute aus Deutschland, den Niederlanden und Frankreich an (s.u.). Unter Leitung des MPIA arbeiteten mehr als zwei Dutzend Ingenieure, Astronomen und Studenten dreieinhalb Jahre intensiv an Planung, Entwurf und Bau aller Teile, bis 2001 mit dem Zusammenbau des Geräts im MPIA begonnen werden konnte.
In den Labors des MPIA entstanden die Steuerelektronik, die zum Detektor gehörige Ausleseelektronik sowie die Computerprogramme für die Kontrolle des Detektors und für die Kommunikation zwischen MIDI und der Teleskopsteuerung. Außerdem erfolgte im MPIA der Zusammenbau des Instrumentes und die optische Ausrichtung aller Komponenten. Einen großen Beitrag leisteten auch Kollegen aus den Niederlanden. Sie bauten die kalte Optik im Inneren des Kryostaten und waren für die Planung der Software und die Programme zur experimentellen Kontrolle der Datenqualität und zur Benutzung durch die Astronomen tätig. Insgesamt flossen etwa 60 Mannjahre in das 6 Mio. Euro teure Gerät. Auf das MPIA entfielen etwa zwei Drittel der Zeit und der Kosten.
Abb. II.16: Das MIDI-Tem beim ersten erfolgreichen Lauf ("First fringes"). Die beiden Projektleiter des MPIA sind Uwe Graser (stehend, 4. vl.l.) und Christoph Leinert (stehend, 6. v.l.).
Abb. II.17: "First fringes" - das Interferenzmuster des
Sterns Epsilon Carinae.
Nach einer abschließenden Abnahme durch die ESO wurde das Instrument im September 2002 in 32 großen Kisten mit einem Gesamtgewicht von 8 Tonnen nach Chile verschifft. Anfang Dezember erfolgten erst Tests, bevor am 15. Dezember erstmals das Interferenzmuster eines Sterns aufgenommen werden konnte (Abb II.16 und II.17). Die Astronomen hatten hierfür den hellen Stern Epsilon Carinae mit den 102 Meter voneinander entfernt stehenden 8-m-Teleskopen ANTU und MELIPAL bobachtet.
Durch die Himmelsrichtung verändert sich die Weglängendifferenz während der Beobachtung. Dieses Problem löst man, indem in dem unterirdischen Tunnel ein optisches System auf einem Wagen auf Schienen bewegt. An ihm werden die von den Teleskopen kommenden Lichtbündel reflektiert und deren Weglängen durch die Bewegung des Systems korrigiert (Delay line). Die hauptsächlich geometrisch bedingte Weglängendifferenz der von den beiden Teleskopen kommenden Strahlenbündel wird auf diese Weise ausgeglichen, bevor das Licht in das Messinstrument eintritt. Die restliche Feinkorrektur geschieht im Innern von MIDI, wo sich schließlich die beiden Lichtbündel zum Interferenzbild vereinen.
Astronomische Beobachtungen im mittleren Infrarot haben mit ganz speziellen Problemen zu kämpfen. In diesem Spektralbereich geben nämlich ungekühlte Körper intensive Wärmestrahlung ab. Daher musste bei der Konstruktion von MIDI streng darauf geachtet werden, dass der Detektor nicht von der Strahlung des Instruments selbst geblendet wird. Um dies zu vermeiden, war eine aufwändige Kühlung nötig. Das wiederum wirft das Problem auf, dass die ohnehin schon kritische Ausrichtung aller optischen Komponenten auch bei den tiefen Temperaturen nicht verloren gehen darf. Selbst die geringste Verbiegung der gekühlten Teile während des Abkühlens würde die Messungen vereiteln. Dies konnte dadurch vermieden werden, dass alle metallischen Teile der optischen Anordnung in der Umgebung des Detektors aus Stücken eines einzigen, speziell ausgewählten Aluminiumblocks hergestellt wurden. Zudem muss MIDI relativ zu den von den beiden Teleskopen kommenden Lichtstrahlen mit einer Genauigkeit von mindestens 0.1 Millimeter positioniert und bis auf mindestens 0.01 Grad genau ausgerichtet werden. Die nötige Elektronik wurde in einem zum Interferometrielabor benachbarten Raum untergebracht, um thermische und mechanische Störungen zu minimieren.
Abb. II.18: Schematischer Aufbau von MIDI. Das mehrfache Kühlsystem
ist nicht dargestellt.
MIDI wird in mehreren Stufen gekühlt. Die meisten optischen Komponenten arbeiten im Innern eines Kühlungehäuses (Kryostat) bei Temperaturen um 40 K. Ein äußerer Strahlunsschild schützt den Kryostaten vor umgebender Wärmestrahlung. Innterhalb des Kryostaten befindet sich ein zweiter Strahlungsschild mit 77 K. Der Detektor muss schließlich sogar bis auf 5 bis 10 K gekühlt werden. Zudem wird verhindert, dass externe Wärmestrahlung aus dem Beobachtungsfeld auf den Detektor fällt. Hierfür sorgen zwei "kalte Pupillen", die das Feld abblenden.
Technisch wurde die Kühlung mit einem "Closed cycle cooler" realisiert. Hierin wird Heliumgas in einem geschlossenen Kreislauf expandiert, wodurch es sich abkühlt. Allerdings arbeitet dieses Gerät mit bewegten Kolben, die erhebliche Schwingungen verursachen. Um dadurch die Interferenzmessungen nicht zu stören, steht dieser Kühler auf einem separaten Sockel, der über einen beweglichen Balg mit dem Kryostaten verbunden ist. Die Kühlung erfolgt über eine flexible Kupferlitze.
Den Strahlengang im Innern von MIDI erläutert Abb. II.18, Abb. II.19 zeigt das Instrument im Labor des VLTI. Die beiden Lichtbündel der Teleskope kommen von links. Anfangs beträgt ihr Durchmesser 80 mm, am Ausgang des Tunnels werden sie auf 18 mm reduziert. Dann durchqueren die Strahlen die Eingangsblenden (Pupillen). Anschließend entsteht ein Zwischenfokus, in dem sich zusätzliche Bauteile, beispielsweise zur weiteren Unterdrückung von Hintergrundstrahlung, oder Filter installieren lassen. Dann werden die Bündel rekollimiert und treffen auf einen Strahlteiler Dieses Element wird benötigt, um die Kohärenz der Strahlen äußerst präzise zu messen. Schließlich führt man die zuvor mit piezoelektrisch betriebenen, verschiebbaren Spiegeln phasengleich gemachten Bündel zusammen und bringt sie zur Interferenz.
Abb. II.19: MIDI im unterirdischen VLTI-Labor. Das 1.5 Tonen
schwere Instrument ist auf einem 1.5 m x 2.1 m großen
optischen Präzisionstisch gelagert. Der große, goldfarbene
Kasten ist der Kryostat, in dem sich der Detektor und die
gekühlte Optik befinden, Ebenfalls erkennbar sind
am linken Tischrand die optischen Komponenten, in welche die
beiden von den Teleskopen kommenden Lichtstrahlen einfallen.
Dieses komplexe System allein reicht aber für Interfereometrie im mittleren Infrarot nicht aus. Der Grund ist die intensive Hintergrundstrahlung des Himmels, die zudem wegen der Luftturbulzenzen zeitlich stark variabel ist. So ist der Himmelshintergrund etwa zehnmal stärker als ein Himmelsobjekt nullter Größe! Deshalb ist es unbedingt nötig, während der Beobachtung das Hintergrundsignal vom eigentlichen Messsignal abzuziehen. Dies wird mit Hilfe eines so genannten Choppers erreicht. Ein Kippspiegel im Teleskop ermöglicht es hierbei, dass der Fluss abwechselnd vom Objekt und von einem nahe gelegenen freien Feld gemessen wird.
Gleichzeitig muss man dem Problem Rechnung tragen, dass auch der Fluss des beobachteten Objekts selbst Schwankungen unterliegt, die vor allem durch die Luftunruhe und Wasserdampf in der Atmosphäre hervorgerufen werden. MIDI bietet daher die Möglichkeit, die Objekthelligkeit in einem separaten photometrischen Strahlengang zu bestimmen. Diese zusätzliche Information erhöht die Messgenauigkeit der Interferenz. Dafür benötigt dieser zusätzliche Strahlengang aber 30 % des ankommenden Lichts, wodurch sich die Empfindlichkeit verringert.
Ein besonderes Merkmal von MIDI ist seine breitbandige Empfindlichkeit im Bereich zwischen 8 µm und 13 µm. Damit eröffnet das Instrument die Möglickhkeit der Spektroskopie, wenn auch mit verhältnismäßig geringer Auflösung. Mit einem Prisma, das sich im Strahlengang installieren lässt, erreicht man eine spektrale Auflösung von Δ λ/ λ = 25, mit einem Grism (Kombination aus Prima und Gitter) sogar von 230. Dieser Beobachtungsmodus arbeitet in Zusammenhang mit einem Spalt oder einer Lochmaske (Abb. II.20 und II.21). Durch Einbau von Filtern sind zudem schmalbandige Beobachtungen möglich.
Abb. II.20: Anordnung der Kanäle auf dem Detektor im spektroskopischen Mode., links mit Prisma, rechts mit dem Grism. Zu sehen sind jeweils zwei Kanäe des interferometrischen (Mitte) und des photometrischen Signals (außen). Jeder Kanal besteht in diesem Modus seinerseits aus drei Einzelkanälen, was die gleichzeitige Messung des Flusses vom Objekt und des Himmelshintergrundes zu Kalibrationszwecken erlaubt.
Abb. II.21:Im Labor erzeugte, spektral zerlegte Interferenzstreifen. Im jeweiligen Spektrum steigt die Wellenlänge von links nach rechts an. Bei Messungen an stronomischen Objekten gibt der Kontrast zwischen konstruktiver und destruktiver Interferenz Aufschluss über die Geometrie der Objekte.
Als sehr komplex erwies sich auch die Messung des Interferenzsignals, wofür schließlich zwei unterchiedliche Methoden entwickelt wurden. Welches der beiden Verfahren am besten geeignet ist, hängt im Wesentlichen von der Art der Beobachtung ab und wird später beim Beobachtungsbetrieb dem Astronom im Allgemeinen vorgegeben.
Als kritisch erwies sich zudem das Auslesen des Detektors und die Entwicklung der zugehörigen Software. Der starke thermische Hintergrund erfordert es nälich, dass der gesamte Detektor im Takt von 5.6 ms oder schneller ausgelesen wird. Dies muss strikt synchron zu einer Modulation des gesamten Messprozesses erfolgen. Dies leistet eine leistungsstarke, hochspezialisierte aber flexible Elektronik, die im Laufe der Jahre mit großem Aufwand am MPIA entwickelt wurde.
Von Bedeutung ist die mit MIDI erreichbare Grenzgröße. Sie lag bei den ersten Versuchen bei 1 bis 5 mag. Damit sind bereits helle Kerne aktiver Galaxien, T-Tauri- und Ae/Be-Sterne sowie Rote Riesen beobachtbar. Im Laufe des Jahres 2003 soll MIDI jedoch mit einem sogenannten äußeren Fringe tracker ausgestattet werden. Er ermöglicht die stabile Nachführung des Interfernzmusters, ohne das das Muster selbst direkt sichtbar sein muss. Damit können die Interferenzmuster einzelner kurzer Beobachtungen blind aufaddiert weden, was eine Steigerung der Empfindlichkeit bis um das Hundertfache, entsprechend 5 mag, zur Folge hätte.
Generell wird MDI in idealer Wise geeignet sein, staubreiche Objekte zu untersuchen. Von anderen Himmelsköpern erwärmt, gibt Staub thermische Infrarotstrahlung ab. Dabei kann es sich ebenso um Staubringe in den Zentren von Quasaren und Radiogalaxien wie um die Gas- und Staubscheiben junger Sterne handeln, in denen sich möglicheweise Planeten bilden. Auch die Umgebung von Riesensternen, wo die Staubteilchen erstmals gebildet werden, sind interessante Beobachtungsobjekte.
Das MIDI-Instrumententeam erhielt als Gegenleistung für den Bau und die Bereitstellung des Instruments insgesamt 300 Beobachtungsstunden. Ein vorläufiger Beobachtungsplan beinhaltet genau die beschriebenen Arten von Himmelskörpern. Darüber hinaus wird das Team etwa 25 Stunden für den direkten Nachweis von etxrasolaren Planeten einsetzen. Dabei ist allen bewusst, dass dieser Versuch an der Grenze des Machbaren liegt.
Tabelle 1: Einige Daten zu MIDI
| Verfügbare Basislängen mit 8-m-Teleskopen | 47 bis 130 m |
| Verfügbare Basislängen mit 1.8-m-Teleskopen: | 8 bis 200 m |
| Auflösung bei 10 µm Wellenlänge: | 0."25 bis 0."01 |
| Empfindlichkeit: | 8 bis 13 µm |
| Blickfeld (Durchmesser) mit 8-m-Teleskopen: | 2" |
| Blickfeld (Durchmesser) mit 1.8-m-Teleskopen: | 10" |
| Grenzgröße (8-m-Tel, ohen Fringe tracker): | 3-4 mag |
| Grenzgröße (1.8-m-Tel, ohen Fringe tracker): | 0-0.8 mag |
| Grenzgröße (8-m-Tel, mit Fringe tracker): | 8-9 mag |
| Grenzgröße (1.8-m-Tel, mit Fringe tracker): | 5-5.8 mag |
(Ch. Leinert, U. Graser, A. Böhm, O. Chesneau, B. Grimm, Th. Henning, T. M. Herbst, S. Hippler, R. Köhler, W. Laun, R. Lenzen, S. Ligori, R.J. Mathar, K. Meisenheimer, W. Morr, R. Mundt. U. Neumann, E. Pitz, F. Przygodda, Th. Rabzah. R.-R. Rohloff, P. Schuller, C. Storz, K. Wagner, K. Zimmermann. Beteiligte Institute: Eso, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg, Thüringer Landessternwarte, Tautenburg, Astronomisches Institut, Universität Amsterdam, Sterrewacht Leiden, Kapteyn Astronomical Institute, Netherlands Foundation for Research in Astronomy, ASTRON, Observatoire de la Côte d'Azur, Observatoire de Paris/Meudon, National Radio Astronomy Observatory)
S 33-52
S. 53-73