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Messinstrumente und Wissenschaft am LBT

(Links zu Unterseiten mit genaueren Beschreibungen der Instrumente am Ende dieses Textes.)

Mit ihrer Beteiligung sichert sich die LBT-B 25 Prozent der Beobachtungszeit am LBT. Ein wesentlicher Beitrag besteht im Bau von sechs der insgesamt 11 innovativen High-Tech-Messinstrumente, mit denen das Large Binocular Telescope in der finalen Ausbaustufe ausgestattet sein wird. Bei den LBT-B-Instrumenten handelt es sich um

Abb.1 Die Positionen der verschiedenen Messinstrumente am LBT.


Weitere Instrumente sind


Ein Teil der Instrumente ist bereits in Betrieb und liefert hervorragende wissenschaftliche Daten.

Funktionsweise und Ausstattung des LBT und seiner Instrumente bewegen sich am Limit des derzeit technisch Machbaren. Die Realisierung stellt eine große Herausforderung dar und teilweise wird damit Neuland betreten.

Auf detaillierte Beschreibungen der Instrumente wird am Ende dieser Seite verwiesen.

Die treibende Kraft hinter diesen Anstrengungen sind wissenschaftliche Fragestellungen. Sie bestimmen, was ein Teleskop wie das LBT leisten können sollte.

Wissenschaftliche Fragegestellungen

Leistungsfähigkeit und Ausstattung machen das LBT zu einer Mehrzweck-Maschine, die es erlaubt, fast jede Art von astronomischen Beobachtungen duchzuführen und jede Klasse von Himmelsobjekten zu untersuchen. Einzige Ausnahmen sind Sonnenbeobachtungen, die nur mit Spezialteleskopen möglich sind, extreme Weitwinkelbeobachtungen, die ebenfalls spezielle Teleskop/Instrumentierungs-Kombinationen erfordern, sowie Beobachtungen in Spektralbereichen, die grundsätzlich andere Techniken erfordern (z.B. Radioteleskope) oder die prinzipiell nur vom Weltraum aus möglich sind (z.B. Messungen im Röntgenlicht).

Abb.2 Sternentstehungsgebiete wie W3Main in dieser LUCI-1 Aufnahme gehören zu den wichtigen Forschungsobjekten (Quelle: Bik et al., ApJ, 744, 87 2012 sowie Pressemitteilung vom 16.02.2012)

Die in den beteiligten Instituten durchgeführten Forschungen decken praktisch alle modernen wissenschaftlichen Themen und Fragestellungen ab. Sie reichen von der Erforschung extrasolarer Planeten über die Untersuchung der Sternentstehung in unserer Milchstraße oder anderen Galaxien bis hin zu kosmologischen Fragen zur Entstehung und Entwicklung des Universums. Das LBT ist daher für praktisch alle Wissenschaftler aus den beteiligten Instituten ein wichtiges Instrument.

Die Leistungsfähigkeit eines Teleskops definiert sich im wesentlichen wie folgt:


Sowohl Lichtsammlungsvermögen als auch Auflösung eines Teleskops steigen mit seinem Durchmesser. Die Lichtsammelleistung des LBT mit seinen beiden 8.4m-Spiegeln entspricht der eines Teleskops mit einem Einzelspiegel von knapp 12 Metern Durchmesser. Damit ist das LBT weltweit unübertroffen und eignet sich zur Beobachtung der schwächsten Himmelsobjekte. Dies können leuchtschwache Sterne und Planeten sein, oder fernste Galaxien aus der Frühzeit des Universums.

Abb.3 Objekte in kosmologischen Entfernungen wie der Galaxienhaufen CL2244 mit Gravitationslinse gehören ebenfalls zu den Beobachtungszielen der Astronomen (Quelle: Emanuele Giallongo, LBC PI, Vincenzo Testa, Stefano Gallozzi und das LBC Team)

Hohes Lichtsammlungsvermögen allein ist jedoch nicht entscheidend. Es muss einhergehen mit hoher Auflösung. Diese liefert nicht nur die Details eines Objekts oder die Möglichkeit, eng beieinander stehende Objekte getrennt zu sehen. Vielmehr sorgt sie auch dafür, dass sich das gesammlte Licht nicht unscharf über den Kamera-Detektor verteilt und sich beispielsweise eine ferne, leuchtschwache Galaxie möglicherweise nicht hinreichend vom Rauschen abhebt. Insgesamt ist also der Kontrast entscheidend. Dies ist auch essentiell, um beispielsweise extrem leuchtschwache Planeten direkt abzubilden, die sich in scheinbar winzigem Abstand um die (extrem viel helleren) Sterne bewegen.

Aufgrund der Welleneigenschaften des Lichts kann ein Teleskop selbst eine perfekte Punktquelle immer nur als mehr oder weniger ausgedehntes Scheibchen abbilden. Zwei sehr nahe beieinander befindliche Details können deshalb unter Umständen nicht getrennt abgebildet, d.h. aufgelöst werden. Je größer der Spiegeldurchmesser eines Teleskops ist, umso besser ist das Auflösungsvermögen. In der Praxis wird die Bildschärfe eines erdgebundenen Großteleskops jedoch durch Turbulenzen der Erdatmosphäre, die z.B. das Bild eines Sternes verwaschen, drastisch herabgesetzt. Um dieses Manko auszugleichen, konnte erst in den letzten zwei Jahrzehnten eine Technik entwickelt werden, mit der es gelingt, die Störungen der Luft in Echtzeit während der Beobachtung zu korrigieren. Bei dieser sogenannten Adaptiven Optik werden die Störungen fortwährend analysiert und die Ergebnisse zur Steuerung mindestens eines im Strahlengang befindlichen schnell deformierbaren Spiegels benutzt. Der deformierbare Spiegel erzeugt somit Bildfehler, die denen durch die Luft erzeugten Bildfehlern entgegengesetzt sind. Im Ergebnis erreicht man nahezu das theoretische Auflösungsvermögen des Teleskops. Insbesondere im Nah-Infrarotbereich funktioniert diese Technik bereits nahezu perfekt. Beim LBT findet eine erste Korrektur durch adaptive Sekundärspiegel von einem Meter Durchmesser statt. Adaptive Spiegel dieser Größe sind ein absolutes Novum.

Da das Auflösungsvermögen eines Teleskops durch seinen Durchmesser definiert ist, lag von Beginn an der Gedanke nahe, die beiden Strahlengänge des LBT zu einem gemeinsamen Bild zu kombinieren und auf diese Weise ein deutlich größeres Teleskop zu simulieren (Interferometrie). Beim LBT kann so die Bildschärfe eines 23-Meter-Teleskops erreicht werden, denn dies ist genau der Abstand vom linken Rand des linken Spiegels bis zum rechten Rand des rechten Spiegels. Es reicht jedoch nicht aus, einfach die beiden Bilder der Einzelspiegel zu vereinen. Vielmehr müssen die getrennten Strahlengänge unter präziser Berücksichtigung von Laufzeitdifferenzen phasengerecht (d.h. auf Wellenlänge genau) überlagert werden. Dies ist eine der größten technischen Herausforderungen, an deren Umsetzung zur Zeit gearbeitet wird.

Die vielfältige Instrumentierung des LBT erlaubt sowohl die Gewinnung von Bildern, als auch die von Spektren.
Direktbilder geben Einblicke in die Morphologie von Objekten, erlauben beispielsweise statistische Analysen der Verteilung von Himmelskörpern, oder liefern Informationen zu deren Helligkeiten und Farben. Um detaillierte physikalische Eigenschaften von Sternen und Galaxien zu erfassen, sind Bilder jedoch nur begrenzt nützlich. Spektren hingegen sind wie Fingerabdrücke und erlauben eine viel bessere Charakterisierung. Dort wird das Licht wie bei einem Regenbogen in seine individuellen Farben (Wellenlängen) zerlegt und es zeigen sich dabei eine Menge sogenannter Spektrallinien die Aufschluss über den chemischen und physikalischen Zustand geben.

Die Instrumentierung des LBT erlaubt auch Beobachtungen im Nah-Infrarot. Dies ist von entscheidender Bedeutung für die Beantwortung diverser aktueller astrophysiklischer Fragestellungen. So durchdringen die längeren Wellen des Infrarot im Gegensatz zu sichtbarem Licht auch dichte Staubwolken. Nur mit Beobachtungen im IR ist es daher möglich, die Bildung neuer Sterne und deren Planeten zu untersuchen, denn diese findet im Inneren solcher Wolken statt. Aber auch für kosmologische Beobachtungen ist das IR unverzichtbar, denn das sichtbare Licht der fernsten Galaxien ist durch die Expansion des Universums zu deutlich höheren Wellenlängen verschoben. Bei sehr weit entfernten Galaxien können so aus dem sichtbaren Licht bekannte Spektrallinien nur mittels Infrarotspektroskopie gemessen werden.

Die LBT-Instrumente im Detail

Auf den folgenden Unterseiten finden Sie detaillierte Beschreibungen zu den verschiedenen LBT-Instrumenten:


Sämtliche Instrumente sind fest am Teleskop installiert und können über Schwenkarme, die in den Strahlengang ein- und ausgefahren werden können, ausgewählt werden. Damit kann innerhalb kürzester Zeit (ca. 15 Minuten) und während der Nacht ein Instrumentenwechsel vorgenommen werden, was eine sehr hohe flexible und effiziente Anpassung des durchgeführten wissenschaftlichen Programms auf Wetteränderungen und technische Probleme ermöglicht. LUCIFER, MODS, und LBC umfassen die sogenannten 'facility instruments' und werden den Großteil der wissenschaftlichen Programme am LBT bedienen. Daneben stehen noch eine Reihe von speziellen Instrumenten zur Verfügung.

Letzte Änderung / Last update: 12.06.2012/K.Jäger