Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007
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IV.2 Instrumente <strong>für</strong> das VLT<br />
Katzenaugenoptiken <strong>für</strong> die optischen<br />
Verzögerungsstrecken von Prima<br />
Prima, das Instrument <strong>für</strong> die phasenbezogene Bilderfassung<br />
und Mikrobogensekunden-Astrometrie, implementiert<br />
die Dual-Feed-Kapazitäten des Very Large Telescope<br />
Interferometers (VLTI). Es ermöglicht die si mul tane<br />
interferometrische Beobachtung zweier Ob jek te, die um<br />
bis zu eine Bogenminute voneinander ge trennt sind.<br />
Prima dient dazu, astrometrische Aufnahmen in ei-<br />
nem kleinen Gesichtsfeld im K-Band mit zwei Hilfs telesko<br />
pen des VLT durchzuführen und eine pha sen bezogene<br />
Blendensynthese-Bilderfassung mit In stru men ten<br />
wie amber und midi zu ermög li chen. Das Instrument<br />
besteht aus vier großen Un ter sys te men: Sternseparatoren<br />
(STS), einem Laser-Me tro lo gie sys tem (Primet), FrinGe<br />
Sensor Units (FSUs) und optischen Verzögerungsstrecken<br />
(DDLs). Die ersten drei Subsysteme werden derzeit bei<br />
eso getes tet. Um die vollständige Implementierung der<br />
10-Mi kro bo gensekunden-Astrometrie zu beschleunigen<br />
und ein umfangreiches Exoplaneten-Suchprogramm<br />
(es Pri) durchzuführen, baut das MPIA in Zusammenar-<br />
beit mit dem Observatoire de Genève und der Landes<br />
stern war te Heidelberg die optischen Ver zö ge rungsstrecken<br />
<strong>für</strong> Prima und entwickelt die Software zur<br />
Vorbereitung der Beobachtungen und zur Da ten re duktion.<br />
Die Prima-Anlage soll 2009 vollständig betriebsbereit<br />
sein. Als Gegenleistung erhält das Konsortium garan<br />
tierte Beobachtungszeit an zwei Hilfsteleskopen mit<br />
Prima <strong>für</strong> das Suchprogramm esPri.<br />
Die Messmethode<br />
Ein aus zwei Teleskopen bestehendes Interferometer<br />
misst die Verzögerung zwischen den Wellenfronten eines<br />
Sterns bei deren Auftreffen an den Teleskopen. Atmo-<br />
sphärische Trübungen verhindern jedoch im Allgemeinen<br />
genaue Messungen der absoluten Verzögerung. Um<br />
die ses Problem zu umgehen, misst ein Doppelstern-Inter<br />
fe ro meter die differenzielle Verzögerung zwischen<br />
zwei Sternen. Wenn deren Winkelabsand geringer ist<br />
als der isoplanatische Winkel (ca. 10 Bogensekunden im<br />
K-Band), sind die Trübungen der beiden Wel len fron ten<br />
korreliert und die durchschnittlichen differenziel len Störun<br />
gen ΔOPD turb mitteln sich schnell weg.<br />
Wenn einer der Sterne hell genug ist, um seine Streifen<br />
phase innerhalb der atmosphärischen Kohärenzzeit zu<br />
mes sen, kann dieser genutzt werden, um die Streifen des<br />
an deren Sterns zu stabilisieren (Fringe tracking) und so<br />
längere Integrationszeiten und die Erhöhung der Anzahl<br />
der beobachteten Objekte zu ermöglichen.<br />
Um Interferenzstreifen auf dem Detektor zu erhalten,<br />
muss die externe Verzögerungsdifferenz, die durch<br />
die Interferometer-Basislinie (B) direkt mit dem Winkelabstand<br />
Da verbunden ist, mit optischen Verzöge-<br />
rungsstrecken im Interferometer kompensiert werden. Die<br />
Sehstrahlen der beiden Sterne werden zunächst parallel<br />
durch eine Hauptverzögerungslinie geleitet, um den Effekt<br />
der Luftturbulenzen in den Tunneln zu minimieren.<br />
Aufgrund des endlichen Winkelabstands zwischen<br />
den beiden Sternen und der täglichen Bewegung besteht<br />
jedoch auch eine variable differenzielle OPD zwischen<br />
den beiden Sternen, die mit differenziellen Verzö-<br />
gerungsstrecken kompensiert werden muss. Die Verzögerungsstrecken<br />
werden im Vakuum betrieben und bieten<br />
einen sehr viel kleineren Fahrweg (60 mm). Auf<br />
einer Basislinie von 100Metern entsprechen 10 Mikrobogensekunden<br />
5Nanometer OPD. Dies definiert die gesamte<br />
Fehlertoleranz <strong>für</strong> optische Verzögerungsstrecken<br />
sowie <strong>für</strong> die Streifenerkennung und die Metrologie.<br />
Die Strahlen der beiden Teleskope werden dann in den<br />
Prima Fringe Sensor Units (FSU) interferometrisch kom-<br />
biniert.<br />
In der Nullstreifen-Position sind die externen und internen<br />
Verzögerungen gleich. Die laserüberwachte interne<br />
Verzögerung (ΔOPD int) sowie die restliche differentielle<br />
Streifenphase (ΔOPD FSU) sind dann die Hauptbeobach-<br />
tungsgrößen des Interferometers (siehe Abb. IV.2.1).<br />
Abb. IV.2.1: Messprinzip: Schmalwinkel-Astrometrie mit differenzieller<br />
Verzögerungs-Interferometrie. Die Verzögerung<br />
DOPD int entsteht in der DDL.<br />
<br />
heller Stern, schnelles Sampling,<br />
fringe tracking<br />
OPD ext<br />
B<br />
schwacher Stern,<br />
langsames Sampling,<br />
positionsbezogen<br />
OPD int<br />
OPD FSU B OPD int OPD turb<br />
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