VERY LARGE TELESCOPE
Vier Teleskope sehen mehr als eins
von Hans Zekl
für astronews.com
9. Oktober 2002

Astronomen reicht es schon lange nicht mehr nur immer größere Teleskope zu bauen - man will die Instrumente am besten kombinieren, um so noch mehr Details in den Weiten des Weltalls erkennen zu können. Bei der Kombination der vier Einheiten des Very Large Telescopes der Europäischen Südsternwarte ESO ist man unlängst einen entscheidenden Schritt vorangekommen.

Blick in einen der Verzögerungstunnel des VLT Interferometers. Foto:  ESO

Um immer feinere Details zu erkennen, bauen Astronomen immer größere Teleskope. Heutige Großteleskope haben Spiegeldurchmesser von acht bis zehn Metern. Noch höhere Auflösungen lassen sich erreichen, wenn man mehrere Teleskope zusammenschaltet und deren Strahlenbündel überlagert. Mitte September wurden dazu am Very Large Telescope (VLT) der europäischen Südsternwarte auf dem Cerro Paranal in Chile jeweils zwei der vier Teleskope paarweise zusammengeschaltet und das Licht der beiden Paare überlagert. Damit wurde ein weiterer wichtiger Schritt für den Aufbau des VLT-Interferometers (VLTI) erreicht.

Das VLT besteht aus 4 Teleskopen mit je einem Spiegeldurchmesser von 8,2 Metern. Jedes einzelne Fernrohr selbst erreicht mit Hilfe einer "Aktiven Optik" fast sein theoretisches Auflösungsvermögen: Normalerweise verschmiert die Luftunruhe das Bild der punktförmigen Sterne, ganz ähnlich dem Wabern über einer heißen Oberfläche. Eine aktive Optik gleicht dieses Flimmern aus, indem die Lage des kleineren Sekundärspiegels, der das Licht des Hauptspiegels auffängt und zur Messung weiterleitet, durch einen Computer ständig so korrigiert wird, dass das Bild des Sterns möglichst klein ist. Gleichzeitig wird die Form des Hauptspiegels ebenfalls korrigiert, falls er sich durch Temperaturänderungen und die Schwerkraft verformt.

Eine weitere Steigerung der Auflösung ergibt sich, wenn man das Licht der einzelnen Teleskope gegenseitig überlagert. Dadurch entsteht ein Streifenmuster: Treffen im gemeinsamen Brennpunkt Wellenberge aufeinander, so verstärken sie sich. Kommt dagegen ein Wellental mit einem -berg zusammen, löschen sie sich gegenseitig aus. Diese Anordnung wird als Interferometer bezeichnet. Aus dem Streifenmuster der Interferenz lässt dann ein hochaufgelöstes Bild des Objekts berechnen..

Allerdings ist es keine einfache Aufgabe, das Licht des Quartetts Antu, Kueyen, Melipal und Yepun, so die Namen der einzelnen Teleskop-Einheiten des VLT, in einem gemeinsamen Brennpunkt zu bündeln. Dazu wird ein komplexes optisches Ausgleichssystem benötigt. Ohne Ausgleich würden sich die einzelnen Lichtwellen gegeneinander verschieben und das Streifenmuster der Interferenz verschwinden. Die "Paarung" der Teleskope lieferte jetzt erste Einblicke in die faszinierenden Möglichkeiten, wenn das System fertig gestellt sein wird. Von den sechs verschiedenen möglichen Paarungen wurden jetzt fünf im Infraroten getestet.

Schon die Kombination des Lichts von zwei Teleskopen ist eine sehr schwierige Aufgabe. Zum einen müssen beide exakt auf dasselbe Himmelsobjekt gerichtet werden. Anschließend müssen die Teleskope genau gleich dem Objekt nachgeführt werden, ohne dass es dabei zu irgendwelchen Abweichungen kommt. Danach wird das Licht über verschiedene Hilfsspiegel auf eine Verzögerungsstrecke geleitet, die sich in einem Tunnel unterhalb der Plattform befindet, auf der die Teleskope stehen. In diesem Abschnitt werden die Streckenlängen der einzelnen Lichtbündel über einen Zeitraum bis zu mehreren Stunden auf Bruchteile eines tausendstel Millimeters konstant gehalten.

Während der Tests wurden mehrere Sterne untersucht, darunter der hellste Stern im südlichen Sternbild Eridanus, Alpha Eridani oder Achernar. Dieser Stern ist ein heißer Zwergstern in etwa 145 Lichtjahren Entfernung. Da sein scheinbarer Durchmesser nur 0,002 Bogensekunden beträgt (eine Bogensekunde ist der 3600. Teil eines Grads), kann er gegenwärtig noch nicht aufgelöst werden. Somit eignet er sich gut als Testobjekt, weil sich daraus die Lichtverteilung für punktförmige Objekte berechnen lässt. Diese wird benötigt, um später Bilder für aufgelöste Objekte berechnen zu können.

Für Einzelteleskope ist die Auflösung nur von deren Spiegeldurchmesser abhängig. Je größer dieser ist, umso feinere Details können beobachtet werden. Für Interferometer aus zwei Teleskopen bestimmt der Abstand der einzelnen Fernrohre das Auflösungsvermögen. Allerdings gilt das nur für Richtungen parallel zur Verbindungsachse der Geräte. Senkrecht dazu ist sie nicht besser als die eines einzelnen Teleskops. Durch das Hinzufügen weiterer Teleskoppaare mit anderen Orientierungen erhöht sich auch die Auflösungen in diese Richtungen.

In den nächsten sechs Monaten stehen fünf umfangreiche technische Testperioden an. Basierend auf den jetzt gewonnenen Erfahrungen und Erkenntnisse sind die ESO-Ingenieure und Wissenschaftler optimistisch, das Projekt zügig voranbringen zu können.