Turbulenzen in der Atmosphäre las- sen das Licht der Sterne funkeln und ferne Gegenstände über erhitztem Erdboden flimmern. Wann immer Astronomen ihre Teleskope gen Himmel richten, behindert diese Luftunruhe die Beobachtung.

Bereits der englische Naturwissenschaftler und Erfinder des Spiegelfernrohrs, Isaac Newton (1643 bis 1727), schrieb in seinem 1704 erschienenen Werk "Opticks": "Abhilfe schafft nur äußerst klare und ruhige Luft, wie man sie vielleicht auf den höchsten, über den dichteren Wolken gelegenen Berggipfeln findet." Die Astronomen sind diesem Rat gefolgt; alle großen Observatorien befinden sich auf mehr als 2000 Meter hoch gelegenen Plateaus. Doch das Auflösungsvermögen der Großteleskope ist selbst dort durch die Turbulenz beeinträchtigt. Erst oberhalb der Stratosphäre ist die Sicht ungestört – deswegen hat man das Hubble-Weltraumteleskop in eine Umlaufbahn um die Erde gebracht.

Man muß aber keineswegs unseren Planeten verlassen, um die atmosphärische Turbulenz zu umgehen. Der Ansatz, den meine Arbeitsgruppe bei der Firma Litton Itek Optical Systems in Lexington (Massachussetts) sowie Wissenschaftler von anderen Forschungseinrichtungen verfolgt haben, ist die adaptive Optik. Diese Technik wurde zwar im Zusammenhang mit Weltraumprojekten entwickelt, ironischerweise setzt man sie jetzt aber in Teleskopen auf dem Erdboden ein (Bild 1). Dabei kompensiert man die durch die Luftunruhe hervorgerufenen Störungen der Lichtwellen mittels eines deformierbaren Spiegels; so ist es auch mit irdischen Teleskopen möglich, feine Strukturen aufzulösen und äußerst lichtschwache Objekte zu beobachten.

Turbulenzen und ihre Kompensation

Idealerweise sollte ein astronomisches Fernrohr Sterne als Lichtpunkte abbilden; auch ausgedehnte Objekte wie Galaxien und Planeten, die man sich aus einer Vielzahl einzelner Bildpunkte zusammengesetzt denken kann, würden dann am schärfsten erscheinen. In der Praxis wird aber das Bild selbst eines punktförmigen Objekts zu einem kleinen Lichtscheibchen verschmiert. Ursache ist die Beugung der Lichtstrahlen an der Eintrittsöffnung des Teleskops. Diese Erscheinung läßt sich prinzipiell nicht vermeiden und bestimmt darum eine obere Grenze für das Auflösungsvermögen. Der Durchmesser des Beugungsscheibchens ist dabei um so kleiner, je größer die Öffnung des Fernrohrs ist.

Die Luftunruhe verschlechtert die Qualität des Bildes nun noch mehr. Aufgrund der turbulenten Strömungen entstehen Temperatur- und damit auch Dichtefluktuationen in der Atmosphäre. Dadurch wird die Ausbreitung des von einem weit entfernten Stern ankommenden Lichts, das die Erde wegen der großen zurückgelegten Distanz praktisch als ebene Wellenfront erreicht, gestört. Je nach Dichte der durchquerten Luftmasse werden nämlich die einzelnen Bereiche der Wellenfront unterschiedlich verzögert, so daß ihre Form der Topographie einer gebirgigen Landschaft gleicht. Infolgedessen ist das im Brennpunkt des Teleskops entstehende Bild unscharf (Bild 2). Mit einer adaptiven Optik sucht man diesen Effekt umzukehren und den ursprünglichen, flachen Zustand der Wellenfront wiederherzustellen.

Dazu muß man zunächst die genaue Deformation der Wellenfront ermitteln. Ein häufig verwendetes Verfahren besteht darin, den Hauptspiegel des Teleskops in viele Segmente zu unterteilen und in jedem die Verkippung der Wellenfront zu messen. Nach Auswerten der Daten mit schnellen Prozeßrechnern steuert eine Elektronik Stellglieder (Aktuatoren) auf der Rückseite des verformbaren Spiegels an, um seine Oberfläche so zu verändern, daß später eintreffende Bereiche der Wellenfront auf eine Erhebung des Spiegels treffen und somit einen kürzeren Weg zum Fokus zurückzulegen haben; entsprechend treffen vorauseilende Bereiche auf eine Senke der reflektierenden Oberfläche, so daß ihr Strahlengang länger ist. Dieses Wechselspiel zwischen Messen und Justieren geschieht mehrere hundertmal in der Sekunde. Auf diese Weise wird die quasi verbeulte Wellenfront wieder geglättet, so daß alle ihre Bereiche in Phase im Brennpunkt ankommen und ein scharfes Bild entsteht.

Dieses Verfahren der Phasenkorrektur stammt eigentlich aus der Radartechnik. Bereits Anfang der fünfziger Jahre hatten Ingenieure damit begonnen, Antennen zu untergliedern, um die Phase des Signals für jedes Segment unabhängig einstellen zu können. Durch gezielte Phasenverschiebung vermochte man nun bewegte Objekte zu verfolgen oder den Radarstrahl auf Objekte in verschiedenen Entfernungen zu fokussieren, ohne die Antenne mechanisch nachführen oder verstellen zu müssen (siehe "Phasengesteuertes Radar" von Eli Brookner, Spektrum der Wissenschaft, April 1985).

Das Prinzip dieser Methode ist für jede Art elektromagnetischer Strahlung gültig, also auch für sichtbares Licht; nur die technische Ausführung unterscheidet sich. Der amerikanische Astronom Horace W. Babcock regte 1953 als erster an, einen Regelkreis in einem optischen System anzuwenden. (Dasselbe Prinzip, einschließlich der Möglichkeit künstlicher Leitsterne, hat unabhängig von ihm V.P. Linnik vom Astronomischen Observatorium der Akademie der Wissenschaften der UdSSR 1957 vorgestellt.) Babcock schlug vor, die Deformation einer Wellenfront zu kompensieren, indem ein Elektronenstrahl die Dicke eines Ölfilms auf einem Planspiegel steuert, und zwar so, daß die vorauseilenden Bereiche der Wellenfront eine dickere Ölschicht durchdringen müssen als die anderen und damit stärker verzögert werden.

Die Umsetzung dieser Idee hätte allerdings erheblichen Entwicklungsaufwand erfordert, und weil nur vergleichsweise wenige Astronomen davon profitiert hätten, wurde sie nicht weiter verfolgt. Als einfacher erwies es sich, die durch die Luftunruhe verursachte Bewegung des Bildes mittels einer verkippbaren planparallelen Platte in der Nähe der Fokalebene zu stabilisieren. Dieses Verfahren setzte man 1956 an einem Spektrographen des 5-Meter-Hale-Teleskops auf dem Mount Palomar in Kalifornien ein. Der Astronom Robert B. Leighton vom California Institute of Technology in Pasadena beschrieb den Betrieb eines Kippspiegels für die Planetenphotographie mit hoher Auflösung in einem Amateurwissenschaftler-Beitrag im Scientific American im Juni 1956.


Abfallprodukt der Militärforschung

Bis in die siebziger Jahre gelang es nicht, die Effekte atmosphärischer Turbulenz vollständig zu kompensieren. Dann nahmen sich amerikanische Militärforscher des Problems an, und zwar aus zwei Gründen: Wissenschaftler des US-Verteidigungsministeriums arbeiteten zu dieser Zeit an einem System zur Abwehr ballistischer Flugkörper und suchten eine Möglichkeit, einen Laserstrahl auf ein entferntes Objekt zu fokussieren, ohne daß er durch Einflüsse der Atmosphäre aufgefächert würde. Zum zweiten – und dies erschien damals als dringlichere Aufgabe – suchte die Agentur für Forschungsprojekte im Verteidigungsbereich DARPA (Defense Advanced Research Projects Agency – heute die eher auf den zivilen Bereich ausgerichtete ARPA) nach besseren Verfahren zum Identifizieren von militärischen Satelliten, welche die Sowjetunion damals in großer Zahl startete. Photographien, vom Erdboden aus mit Spezialfernrohren zur Satellitenbeobachtung aufgenommen, waren so verschmiert, daß selbst eine Aufbereitung im Computer keine brauchbaren Bilder lieferte. Im Jahre 1972 arbeitete ich in einer Forschungsgruppe bei Litton Itek Optical Systems, die von der DARPA den Auftrag erhalten hatte, eine bessere Methode zu entwickeln. Wir entschieden uns, adaptive Optik einzusetzen, um die Bildstörungen rückgängig zu machen, bevor das Bild überhaupt aufgenommen wurde – das heißt, ein Echtzeit-System zur atmosphärischen Kompensation (real-time atmospheric compensation, RTAC) zu bauen. Wenngleich das Prinzip bereits im Radarbereich erprobt war, gab es noch keinen Prototypen für ein entsprechendes optisches System. Zunächst galt es herauszufinden, in wie kleine Bereiche die einfallende Wellenfront zerlegt werden muß, um das ursprüngliche Bild befriedigend rekonstruieren zu können; denn davon hängt ab, wie viele unabhängig ansteuerbare Stellglieder für den verformbaren Spiegel erforderlich sind und damit auch, wie aufwendig und teuer das gesamte System wird. Eine frühere Arbeit von David L. Fried, damals bei der Firma North American Aviation, half uns weiter. Er hatte 1966 herausgefunden, daß die Wirkung der atmosphärischen Turbulenz auf die Ausbreitung von Licht gar nicht so kompliziert ist, wie man aufgrund der beteiligten Zufallsprozesse annehmen mag – einfache Wellenfrontformen wie Verkippung, Defokussierung und Astigmatismus, wie sie allen Optikern wohlvertraut sind, reichen zu ihrer Beschreibung aus. Des weiteren vermochte er die Stärke der Turbulenz durch einen einzigen Parameter auszudrücken. Dieser Fried-Parameter entspricht dem größten Durchmesser eines konventionellen, beugungsbegrenzten Teleskops, dessen Abbildungsgüte gerade noch nicht durch die Turbulenz beeinträchtigt wird. Je stärker die bildverschmierenden Effekte der Turbulenz sind, desto kleiner wird r0. Zudem hängt der Wert von der Wellenlänge ab; im sichtbaren Licht liegt er selbst an den besten Standorten für astronomische Observatorien üblicherweise zwischen 5 und 15 Zentimetern. In der Regel ist damit die Auflösung der professionellen Teleskope trotz der erheblich größeren Spiegeldurchmesser keineswegs besser als die kleiner Amateurinstrumente. Der Vorteil von Großteleskopen liegt vielmehr in der größeren Lichtsammelleistung, die bei vorhandener atmosphärischer Turbulenz – also bei gleichbleibender Auflösung – proportional mit der Fläche der Eintrittsöffnung zunimmt, wodurch die Beobachtung auch lichtschwacher Objekte möglich ist. Gelänge es nun zum Beispiel mit der adaptiven Optik, die Bildfehler zu eliminieren und eine rein beugungsbegrenzte Auflösung zu erhalten, so würde zudem der Bilddurchmesser umgekehrt proportional von der Öffnung des Teleskops abhängen; das Licht eines Sternes würde dann auf eine Fläche konzentriert, die umgekehrt proportional zum Quadrat der Öffnung ist. Insgesamt würde somit die Zentralintensität des Bildes mit der vierten Potenz des Durchmessers zunehmen, was die Beobachtung noch wesentlich schwächerer Objekte ermöglichte. Adaptive Optik ist daher für viele Beobachtungsprogramme nicht nur wegen der verbesserten Winkelauflösung, sondern ebenso wegen der verbesserten Empfindlichkeit von großem Interesse. Der Fried-Parameter r0 bestimmt bei der adaptiven Optik die Größe der Spiegelsegmente, die man justieren muß, um eine akzeptable Bildqualität zu erhalten. Ein verformbarer Spiegel mit einem Durchmesser von vier Metern würde für Beobachtungen im sichtbaren Licht ungefähr 500 Stellglieder erfordern. Im nahen Infrarot (bei zwei Mikrometern Wellenlänge) reduzierte sich diese Zahl auf etwa 60, weil der Wert für r0 dann wegen der Wellenlängenabhängigkeit 50 Zentimeter betrüge. Da unser Prototyp zur Erprobung der adaptiven Optik aber nicht zu komplex ausfallen sollte, hatten wir uns eher willkürlich für 21 Stellglieder entschieden. Die einzigen damals – im Jahre 1972 – erhältlichen Wellenfront-Korrektoren waren segmentierte Spiegel, die man entworfen hatte, um Störungen in Infrarot-Laserstrahlen zu mindern. Für unsere Zwecke waren sie aber zu langsam und zu ungenau. Zunächst schienen uns Kristalle aus Wismut-Siliciumoxid eine vielversprechende Alternative zu sein. Mit ihnen hätten wir die Phase einer durch den Kristall hindurchtretenden Wellenfront einfach durch Anlegen einer elektrischen Spannung verändern können. Wie sich aber zeigte, ließen diese Kristalle nicht genug Licht durch, und ihr Stellbereich war für die Kompensation der Turbulenz zu klein. Dann versuchten wir es mit einem flexiblen Spiegel aus einer dünnen, aluminisierten Platte, die ein gutes Reflexionsvermögen aufwies und sich leicht verbiegen ließ. Es ergaben sich jedoch Probleme mit der Stabilität. Die Oberfläche des Spiegels mußte zwar um weniger als 10 Mikrometer (hundertstel Millimeter) verstellt werden, jedoch mit der hohen Genauigkeit von einem fünfzigstel Mikrometer. Meine damaligen Kollegen bei Itek, Julius Feinleib, Steven G. Lipson und Peter F. Cone, fanden schließlich, daß die erforderliche Präzision und Geschwindigkeit zu erreichen war, wenn man einen dünnen Glasspiegel auf einem mit einer Matrix aus Elektroden versehenen Block piezoelektrischen Materials aufbrachte. Wir nannten diese Entwicklung einen monolithischen piezoelektrischen Spiegel. Nun machten wir uns daran, die Verzerrung der Wellenfront zu ermitteln. Damals bestand die übliche Meßmethode darin, die mit einem Laser-Interferometer gewonnenen Photographien auf recht gemächliche Weise von Hand auszuwerten. Das Resultat lag dann vielleicht am nächsten Tag vor – mit den Erfordernissen der adaptiven Optik, bei der man Reaktionszeiten im Bereich von Millisekunden brauchte, war dies nicht zu vergleichen. Verbesserungen erwarteten wir von einer neuen Methode der Wellenfront-Messung, der Scherwellen-Interferometrie, die sich gerade in der Entwicklung befand. Interferometer setzt man gewöhnlich ein, um die Phase einer Wellenfront zu messen, indem man sie mit einer zweiten Welle bekannter Form überlagert und die dadurch entstehen-den Interferenzmuster registriert. Man braucht für die adaptive Optik aber nur die relative Phasendifferenz zwischen benachbarten Segmenten des Spiegels zu wissen, um herauszufinden, wie weit die Turbulenz die Wellenfront verbogen hat. Scherwellen-Interferometer spalten die Lichtwelle durch einen geeigneten Strahlteiler auf, verschieben (scheren) die beiden Kopien der Wellenfront um einen bestimmten Betrag und überlagern sie dann. Die Intensität des entstehenden Interferenzmusters ist ein Maß für den Gradienten, die lokale Verkippung, der Wellenfront. Gewöhnliche Scherwellen-Interferometer arbeiteten allerdings nur mit Licht einer bestimmten Wellenlänge und erzeugten zeitlich stabile Interferenzmuster. Für die adaptive Optik hingegen brauchten wir ein schnelles Meßgerät, mit dem man das von den sonnenbeschienenen Satelliten reflektierte weiße Licht, das Strahlung aller Spektralfarben enthält, untersuchen konnte. Meinem Kollegen James Wyant gelang es, ein Weißlicht-Scherwellen-Interferometer zu bauen. Dessen als Strahlteiler verwendetes Gitter ließ sich so bewegen, daß sich die Intensität des Interferenzmusters periodisch änderte; dieses Signal wurde von einer Matrix photoelektrischer Detektoren gemessen. Die Phasenverschiebung der Signale zu einem festen Referenzsignal war der Wellenfrontverkippung im entsprechenden Teil der Eintrittsöffnung des Teleskops genau proportional. Diese Art von Interferometer erwies sich als optisch stabil, zuverlässig und einfach kalibrierbar. Nach weiteren Verbesserungen erzielte das Gerät 10000 Wellenfront-Messungen pro Sekunde – genug, um selbst die heftigsten atmosphärischen Turbulenzen zu analysieren. Uns fehlte indes noch ein weiteres Element, um unser System zu vervollständigen: eine schnelle Methode, um die einzelnen Messungen der Wellenfront-Verkippungen in eine Gesamtkarte der Wellenfront-Deformationen umzusetzen und somit für jeden Aktuator den erforderlichen Stellweg zu bestimmen. Der naheliegende Ansatz, die Daten seriell zu berechnen, erschien uns wegen der damals noch leistungsschwachen digitalen Computer als nicht durchführbar; deswegen entschieden wir uns für ein Analog-Verfahren. Unsere Gruppe baute ein einfaches elektrisches Netzwerk mit derselben Anordnung wie jener der Stellglieder des verformbaren Spiegels. Elektrische Ströme, welche die gemessenen Wellenfront-Verkippungen darstellten, wurden an die Knoten des Netzwerkes gelegt, so daß sich genau diejenigen Spannungen ergaben, die für die Steuerung der entsprechenden Stellglieder erforderlich waren. Dieses parallele Netzwerk war extrem schnell und ließ sich einfach sowie ohne Einbuße an Geschwindigkeit erweitern, um eine größere Anzahl von Stellgliedern zu steuern – ein immenser Vorteil im Vergleich zur seriellen digitalen Berechnung. Ein Test unseres Echtzeit-Systems zur atmosphärischen Kompensation war für Dezember 1973 vorgesehen. In den Tagen zuvor machten wir uns zunehmend Sorgen über die Stabilität unserer Anlage. Jeder der 21 Aktuatoren hatte zwar seinen eigenen Regelkreis, diese waren aber zwangsläufig über den verformbaren Spiegel mechanisch gekoppelt. Die Korrektur der Wellenfront in einem Segment hatte demnach eine geringe Verstellung aller anderen zur Folge. Nach unseren Berechnungen sollte das System stabil arbeiten, aber es konnten immer noch unvorhergesehene Probleme auftreten. Im schlimmsten Falle hätten sich durch Rückkopplungen starke Schwingungen aufbauen können, die den so mühsam entwickelten Spiegel womöglich zerstörten. Deshalb waren wir, als wir das System schließlich einschalteten und es perfekt und stabil funktionierte, sehr erleichtert.

Weitere Entwicklungen

Unser System bewies als erstes seiner Art, daß adaptive Optik die durch Turbulenz hervorgerufene Verzerrung von Bildern zu kompensieren vermag, und sein Aufbau diente als Vorbild für viele nachfolgende Geräte. Es hatte allerdings zu wenige Stellglieder, um für den Einsatz an größeren Teleskopen tauglich zu sein. Wir begannen daher 1976 – wieder mit finanzieller Unterstützung der DARPA – mit dem Bau eines wesentlich größeren Systems mit 168 Aktuatoren; meine Kollegen J. Kent Bowker, Richard A. Hutchin und Edward P. Wallner hatten wesentlichen Anteil an der Entwicklung dieses kompensierten Abbildungssystems (compensated image system, CIS). Wir montierten es 1980 an ein damals der DARPA gehörendes Teleskop auf dem Berg Haleakala der Insel Maui in der Hawaii-Gruppe. Wiederum sorgten wir uns über die Stabilität; einige Mitglieder des Teams fürchteten, daß große Bereiche des Spiegels blockieren und so das gesamte System unbrauchbar machen könnten. Beim ersten Test an hellen Sternen im Frühling 1982 stellte sich aber heraus, daß CIS sich ohne weiteres stabil betreiben ließ. Seitdem sind sogar noch größere adaptive Optiken gebaut und ohne Stabilitätsprobleme betrieben worden.

CIS zeigte erstmals, welch eindrucksvolle Verbesserungen mit adaptiver Optik möglich sind. Besonders bei der Beobachtung von Doppelsternen überzeugte die höhere Auflösung. Bei einem System, das wir anvisierten, erschien die schwächere der beiden Komponenten zunächst nur als verwaschener, kaum wahrnehmbarer Fleck, und beide Lichtscheibchen hüpften wegen der Luftunruhe über mehrere Bogensekunden hin und her. Dann schalteten wir den Regelkreis ein, wobei der Wellenfront-Sensor das Licht der helleren Komponente zur Bestimmung der Turbulenz nutzte. Die beiden Sternbilder zogen sich sofort zu scharfen Punkten zusammen und verharrten regungslos auf dem Monitor. Der Anstieg der Bildhelligkeit war dabei noch eindrucksvoller als die Zunahme der Bildschärfe.

Mittlerweile hat man adaptive Optiken gebaut, die sogar mehr als 1000 Stellglieder enthalten. Einige nutzen Spiegel, die aus einer Vielzahl flacher Elemente zusammengesetzt sind, von denen jedes mittels dreier piezoelektrischer Stellglieder verkippt und senkrecht zur Spiegelfläche verschoben werden kann. Eine solche Anordnung aus getrennten Segmenten weist eine hohe Zahl von Freiheitsgraden auf und eignet sich deshalb am besten zur Kompensation selbst heftigster Turbulenzen. Allerdings sind die einzelnen Segmente häufig zu kalibrieren. Auch wird ein Teil des Lichts an den Rändern gebeugt, was den Kontrast des Bildes mindert.

Darum bevorzugen Astronomen meist eine durchgehende Spiegelfläche aus dünnem aluminisiertem Glas, die auf einer Matrix von Stellelementen montiert ist. Die Aktuatoren bestehen aus mehreren Schichten piezoelektrischen oder elektrostriktiven Materials, das sich unter einer elektrischen Spannung ausdehnt oder zusammenzieht, und sind auf einer steifen Trägerplatte montiert. Ein kontinuierlicher Spiegel ist formstabiler, benötigt weniger Wartung und ergibt eine glattere Korrektur.

Ein anderer, kürzlich entwickelter Typ ist der Bimorph-Spiegel, der aus flachen piezoelektrischen Elementen besteht, die auf die Rückseite einer dünnen Spiegelplatte geklebt sind. Beim Anlegen einer elektrischen Spannung verbiegen sich die Elemente und erzeugen, je nach Polarität der Spannung, flache Erhebungen oder Senken in der Spiegeloberfläche. An der Universität von Hawaii in Honolulu entwickeln François Roddier und seine Mitarbeiter eine solche adaptive Optik. Der eingesetzte Sensor mißt direkt die Verbiegung der Wellenfront, was den Rechenaufwand für den Regelkreis erheblich reduziert.

Zu der bisher beschriebenen zonalen Korrektur, bei der jedes Segment unabhängig von seinen Nachbarn eingestellt wird, gibt es auch Alternativen. Im infraroten Wellenlängenbereich beispielsweise, wo sich die atmosphärische Turbulenz weniger stark auswirkt, lassen sich mit der sogenannten modalen Korrektur die Wellenfront-Deformationen eleganter beseitigen. Dabei werden im Unterschied zur zonalen Korrektur Bildfehler wie Bildverschiebung, Defokussierung und Astigmatismus unabhängig voneinander kompensiert.

Andere Verfahren nutzen neuronale Netze, um die Signale des Wellenfront-Sensors auszuwerten und den Spiegel zu regeln. Nach Ansicht mancher Forscher könnte ein neuronales Netz, das aus vielen verbundenen Rechnerknoten besteht, so trainiert werden, daß es diese Meßsignale besser interpretiert als die auf Algorithmen basierenden Netze, die man gegenwärtig verwendet.


Infrarot-Beobachtungen und künstliche Leitsterne

Wenngleich die ersten Anwendungen adaptiver Optik sehr erfolgreich waren, ist diese Technik in der beobachtenden Astronomie noch nicht weit verbreitet. Dies liegt an zwei grundsätzlichen Problemen.

Zum einen sind gerade lichtschwache Objekte für die Forschung interessant, lassen sich aber nur dann mit adaptiver Optik beobachten, wenn sich dicht daneben ein heller Stern befindet, dessen Licht als Meßgröße für den Wellenfront-Sensor nutzbar ist. Die erforderliche Helligkeit des Leitsterns hängt dabei von der Geschwindigkeit ab, mit der sich der Zustand der Wellenfront ändert. Der Sensor benötigt eine ausreichende Anzahl von Photonen innerhalb jedes Spiegelbereichs, um die Wellenfront präzise bestimmen zu können. Gewöhnlich sind im sichtbaren Licht pro Fläche von 10 mal 10 Quadratzentimetern und pro hundertstel Sekunde mindestens 100 Photonen erforderlich, was bedeutet, daß der Leitstern eine scheinbare visuelle Helligkeit von mindestens 10. Größe haben muß. Im Mittel befinden sich jedoch nur drei solcher Sterne in einem ein Quadratgrad großen Ausschnitt des Firmaments – das entspricht einer Fläche von zwei Vollmondscheiben Durchmesser.

Diese Einschränkung wäre noch akzeptabel, gäbe es nicht eine zweite Schwierigkeit: Die Kompensation ist nur in einem extrem kleinen Himmelsausschnitt wirksam, der durch den sogenannten isoplanaren Winkel festgelegt ist. Dessen Wert ist bei sichtbaren Wellenlängen gewöhnlich kleiner als fünf Bogensekunden. Für größere Winkelabstände vom Leitstern läßt sich keine adäquate Kompensation erreichen, weil der Unterschied der Wellenfront-Deformation zu der vom Sensor gemessenen dann zu groß wird. Darum erscheint nur das Zentrum des Gesichtsfeldes um den Leitstern herum scharf, zum Rande hin nimmt die Bildverschmierung zu. Der größte Teil des Himmels ist damit einer Beobachtung mit adaptiver Optik nicht zugänglich, solange man natürliche Leitsterne benutzen muß.

Auf zweierlei Weise versucht man diese Einschränkungen zu umgehen. Eine Möglichkeit ist, auf größere Wellenlängen (also zum Infraroten hin) auszuweichen, wo die Turbulenz sich wesentlich schwächer auswirkt. Der Wert von r0 ist im Infraroten fünf- bis zwölfmal so groß wie im Sichtbaren, so daß auch die verstellbaren Spiegelbereiche entsprechend größer sein können. Zudem dauert es dann länger, bis die Wellenfront sich in diesen Abschnitten merklich ändert; mithin steht mehr Zeit für ihre Messung zur Verfügung, und es können auch Sterne geringerer Helligkeit für die Bestimmung der Turbulenz benutzt werden, was die Anzahl möglicher Leitsterne erheblich erhöht. Überdies ist der isoplanare Winkel bei längeren Wellenlängen größer, so daß der von der adaptiven Optik kompensierbare Bildausschnitt zunimmt. Alles in allem läßt sich mit dieser Technik im infraroten Spektralbereich ein weit größeres Areal beobachten als im sichtbaren.

Das erste derartige System zur Kompensation im Infraroten (COME-ON) haben französische Forscher in Zusammenarbeit mit der Europäischen Südsternwarte (European Southern Observatory, ESO) Ende der achtziger Jahre entwickelt. Eine verbesserte Version dieses Systems ist seit etwas mehr als einem Jahr am 3,60-Meter-Teleskop des La-Silla-Observatoriums der ESO in Chile in Betrieb und wird seither regelmäßig für astronomische Beobachtungen eingesetzt (siehe Zusatzbeitrag auf Seite 54).

Die zweite Möglichkeit ist, mit Lasern künstliche Leitsterne zu erzeugen, wenn natürliche fehlen. Forscher am Lincoln-Laboratorium des Massachusetts Institute of Technology (MIT) in Cambridge sowie am Phillips-Laboratorium der amerikanischen Luftwaffe haben dieses neue Verfahren zur Messung der atmosphärischen Turbulenz im Rahmen ihrer Arbeit für die Strategische Verteidigungsinitiative (Strategic Defense Initiative, SDI) geschaffen. Während der achtziger Jahre untersuchten sie, wie man mit einer Laserwaffe so viel Energie wie möglich an ein Ziel oberhalb der Erdatmosphäre abgeben kann. Weil der Laserstrahl denselben Deformationen unterworfen ist wie das Sternenlicht, ließ sich das Prinzip der adaptiven Optik anwenden.

Im Jahre 1982 begannen Mitarbeiter des MIT eine Version des CIS mit 69 Stellgliedern zu verwenden, um die Deformationen in einem in den Weltraum gefeuerten Laserstrahl zu kompensieren. Während eines Tests dieses sogenannten atmosphärischen Kompensationsexperiments (atmospheric compensation experiment, ACE) wurde ein vom Boden ausgesandter Laserstrahl von einem an der Eintrittsluke der Raumfähre Discovery befestigten Reflektor zur Erde zurückgeworfen, wo man mit ihm die Wellenfront-Deformationen bestimmte. In späteren Experimenten befanden sich Retroreflektoren an Raketen, die eine Höhe von 600 Kilometern erreichten. Indem man die in der reflektierten Lichtwelle enthaltene Information an einen verformbaren Spiegel weiterleitete, vermochte man einen zweiten Laserstrahl so vorzudeformieren, daß er nach Durchlaufen der Atmosphäre auf eine kleine Zieleinrichtung an der Rakete fokussiert war. Seitdem wird die ACE-Ausrüstung erfolgreich für astronomische Beobachtungen mit dem 150-Zentimeter-Teleskop der Mount-Wilson-Sternwarte in der Nähe von Los Angeles eingesetzt.

Künstliche Leitsterne für astronomische Teleskope lassen sich nun in der oberen Atmosphäre erzeugen, indem man entweder die Rückstreuung des Laserlichtes an Luftmolekülen (Rayleigh-Streuung) in 10 bis 40 Kilometern Höhe nutzt oder Fluoreszenzstrahlung in einer natürlich vorhandenen Schicht mit erhöhtem Natriumgehalt in etwa 90 Kilometern Höhe anregt. Da sich diese künstlichen Leitsterne aber viel näher am Teleskop befinden als natürliche, werden nur die in einem kegelförmigen Bereich der Erdatmosphäre entstehenden Deformationen gemessen; sie entsprechen nicht exakt denen des beobachteten Objekts, dessen Licht einen praktisch zylinderförmigen, viel längeren Bereich der Atmosphäre durchlaufen hat. Dieser Effekt ist bei den sich in geringerer Höhe befindenden Rayleigh-Leitsternen immerhin so ausgeprägt, so daß man mehr als einen Laserstrahl einsetzen muß.

Robert Q. Fugate vom Phillips-Laboratorium hat 1983 demonstriert, daß künstliche Leitsterne nutzbar sind. Wissenschaftler vom Lincoln-Laboratorium des MIT haben daraufhin die erste komplette, auf künstlichen Leitsternen basierende adaptive Optik namens SWAT (short wavelength adaptive techniques, adaptive Technik bei kurzen Wellenlängen) aufgebaut. Zwischen 1988 und 1990 wurde auf dem Haleakala ein gepulster Laser bei 512 Nanometern Wellenlänge eingesetzt, der künstliche Leitsterne in vier bis acht Kilometern Höhe erzeugte. Daß sich damit die Turbulenz kompensieren ließ, erwies ein Vergleich der Sternbilder im Teleskop mit und ohne adaptive Korrektur; das Experiment zeigte auch, daß man mit zwei künstlichen Leitsternen bessere Ergebnisse erzielen kann als mit einem.

Zur Bestimmung der Wellenfront-Deformation setzt man bei dieser Art von Experimenten einen Shack-Hartmann-Sensor ein, weil er sowohl mit kontinuierlichem als auch mit gepulstem Laserlicht arbeiten kann. Sein Prinzip, das Roland V. Shack von der Universität von Arizona in Tucson 1971 entwickelt hat, basiert auf einer Matrix kleiner Linsen, die das Lichtbündel überdecken. Jede Linse erzeugt ein Bild des Leitsterns. Die Verkippung der Wellenfront läßt sich dann bestimmen, indem man die Bildverschiebung in jedem Segment mißt.

Künstliche Leitsterne sollten es eigentlich ermöglichen, adaptive Optiken für jegliche Art von Himmelsobjekten, seien sie auch noch so lichtschwach, und bei jeder Lichtwellenlänge zu verwenden. Jedoch ist ihr Einsatz noch immer durch den Umstand beschränkt, daß ein natürlicher Stern zur präzisen Nachführung des Teleskops erforderlich ist (künstliche Leitsterne taugen dazu nicht, weil ihre Position aufgrund derselben atmosphärischen Fluktuationen, die das Bild beeinträchtigen, in der Atmosphäre variiert). Deswegen können nur ungefähr 30 Prozent der Himmelskugel mit adaptiver Optik beobachtet werden.

Im Infraroten hingegen läßt sich der Himmel fast vollständig abdecken. Mehrere amerikanische Forschungseinrichtungen – darunter das Phillips-Laboratorium, die Universität Chicago und das Lawrence-Livermore-Nationallaboratorium – arbeiten speziell dafür an der Entwicklung adaptiver Optiken mit künstlichen Leitsternen.

Noch ungelöst ist, wie man den scharf abgebildeten Teil des Gesichtsfeldes vergrößern kann. Beispielsweise ist es bisher nicht gelungen, ein vollständig kompensiertes Bild der gesamten Jupiterscheibe zu erzeugen. Das Problem dabei ist nämlich, daß der scheinbare Durchmesser des Planeten ungefähr 40 Bogensekunden beträgt und damit 50 isoplanare Bereiche abdeckt, zwischen denen die Turbulenz sich merklich ändert. Ein häufig diskutierter Ansatz geht auf Jacques M. Beckers vom Nationalen Sonnen-Observatorium in Tucson (Arizona) zurück und umfaßt mehrere verformbare Spiegel, die zusammen mit einer regelmäßigen Anordnung künstlicher Leitsterne verwendet werden. Jeder Spiegel würde dabei die Turbulenz in einem gegebenen Höhenbereich in der Atmosphäre kompensieren, und mehrere das Gesichts-feld überdeckende Wellenfront-Sensoren würden das Licht der Leitsterne messen.

Nach 25 Jahren der Entwicklung, meist für Anwendungen in der Militärtechnik, findet die adaptive Optik nun weitere Verbreitung in der Wissenschaft, vornehmlich in der bodengebundenen Astronomie. Die meisten gegenwärtig geplanten oder im Bau befindlichen Großteleskope schließen adaptive Optiken mit ein.

Oft wird gefragt, warum man überhaupt noch solche Observatorien auf Berggipfeln errichtet, wenn man doch mit Weltraumteleskopen der Erdatmosphäre zu entgehen vermag. Eine Antwort ist, daß erdumkreisende Teleskope im Bau und im Unterhalt um ein Vielfaches teurer sind als erdgebundene, selbst wenn man die adaptive Optik mit einrechnet.

Zudem stehen die eine und die andere Art von Instrument nicht eigentlich in Konkurrenz; vielmehr ist Verbund zwischen beiden sinnvoll. Weltraumteleskope können noch Aufnahmen bei Wellenlängen machen, die von der Erde aus wegen der Absorption in der Atmosphäre nicht zugänglich sind – beispielsweise im Ultraviolett- oder Röntgenstrahlungsbereich. Irdische Teleskope mit ihren großen Öffnungen und Basislängen (für interferometrische Messungen) eignen sich insbesondere für große Wellenlängen, bei denen sich atmosphärische Effekte einfacher kompensieren lassen. Wenn beide Techniken optimiert werden und sich ergänzen, wird unser Bild vom Universum schärfer sein als je zuvor.

Literaturhinweise

- Active Optics: A New Technology for the Control of Light. Von J.W. Hardy in: Proceedings of the IEEE, Band 66, Heft 6, Seiten 651 bis 697, Juni 1978.

– Adaptive Optics Revisited. Von Horace W. Babcock in: Science, Band 249, Seiten 253 bis 257, 20. Juli 1990.

– Optische Phasenkonjugation. Von Wladimir W. Schkunow und Boris Ya. Zel'dovich in: Spektrum der Wissenschaft, Heft 2, 1986, Seiten 88 bis 97.

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– Adaptive Optik. Von Fritz Merkle in: Sterne und Weltraum, Heft 12, 1989, Seiten 708 bis 713.

– Adaptive Optik für die Sonnenbeobachtung. Von Thomas Rimmele und Oskar von der Lühe in: Sterne und Weltraum, Heft 9, 1990, Seiten 520 bis 525.

– Adaptive Optics for Astronomy: Principles, Performance and Applications. Von Jacques M. Beckers in: Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Band 31 , Seiten 13 bis 62, 1993.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 8 / 1994, Seite 48
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