Herzstück des Tautenburger Observatoriums für die Beobachtung im optischen Spektralbereich ist das 2-m-Universal-Spiegelteleskop. Bei seiner Inbetriebnahme gehörte es zu den fünf größten Teleskopen der Welt. Im Jahre 1992 erhielt es zu Ehren seines Chefkonstrukteurs den Namen Alfred-Jensch-Teleskop. Es vereinigt die Funktionen verschiedener Teleskoptypen. Durch entsprechende Umbauten kann es in ein Schmidt-System, ein Nasmyth-System oder ein Coude-System umgerüstet und dadurch für unterschiedliche Beobachtungsaufgaben optimiert werden.
Das Schmidt-Teleskop wurde nach dem Astro-Optiker Bernhard Schmidt benannt. Er hat diesen Teleskoptyp erfunden und 1930 erstmals gefertigt.

Es zeichnet sich durch ein extrem großes Gesichtsfeld aus und eignet sich daher ganz besonders für Aufnahmen großer Himmelsfelder. Das Schmidt-Teleskop erfordert einen sphärischen Hauptspiegel und eine spezielle Korrektionslinse im Abstand der doppelten Brennweite am vorderen Rohrende. Die Lichtstärke des Schmidt-Teleskops wird durch den Durchmesser der Korrektionslinse bestimmt. Die Tautenburger Korrektions- oder Schmidtlinse ist mit einem Durchmesser von 134~cm nach wie vor die größte der Welt. Der Primärfokus mit 4~m Brennweite befindet sich im Inneren des Fernrohrs. Dort werden großflächige Lichtempfänger (früher photografische Platten, heute elektronische CCD-Detektoren) eingesetzt.

Die für die Untersuchung von Einzelobjekten genutzten Nasmyth- und Coude-Foci haben ein kleineres Gesichtsfeld. Bei ihnen ist die Lichtstärke durch den Durchmesser des Hauptspiegels bestimmt. Das von diesem gesammelte Licht wird mit Hilfe eines Sekundärspiegels und weiterer Umlenkspiegel an eine leicht zugängliche Stelle außerhalb des Fernrohrs gelenkt, wo Zusatzinstrumente wie Fotometer oder Spektrografen installiert werden können. Der Nasmyth-Fokus (Brennweite 21 m) befindet sich am oberen Gabelholm, also am bewegten Fernrohr, wohingegen der Coude-Fokus (Brennweite 92 m) ortsfest ist und sich vom Fernrohr getrennt in einem speziellen Raum befindet. In diesem steht der hochauflösende Coude-Spektrograf, der aufgrund seiner Größe und Empfindlichkeit ein eigenes Fundament und eine klimatisierte Umgebung erfordert.

Die astronomische Beobachtung stellt höchste Anforderungen an alle Komponenten des Teleskops. So musste der Spiegel bei der Fertigung auf 0,00003~mm genau geschliffen und poliert werden. Das glaskeramische Material des Spiegelkörpers verhindert Formänderungen in Folge von Temperaturschwankungen während ein spezielles Unterstützungssystem Formänderungen des Spiegels in Folge von Lageänderungen des Teleskops kompensiert. Die Einstellung und Nachführung der Objekte sowie die Bedienung aller Zusatzgeräte erfolgt computergesteuert.

Die Leistungsfähigkeit eines Teleskops und seine Einsatzöglichkeit bei verschiedenen astronomischen Fragestellungen hängt vom Umfang und der Qualität der Zusatzinstrumente ab. Entsprechend den Möglichkeiten des Tautenburger Universal-Teleskops sind seine Zusatzinstrumente besonders vielseitig. Die wichtigsten Geräte und ihre Anwendungen sind im Folgenden beschrieben.

Fotografische Einrichtung im Schmidt-Fokus

Von 1960 bis 1995 wurden mit dem Tautenburger Teleskop etwa 10000 fotografische Aufnahmen im Schmidt-Fokus angefertigt. Mit den 24 cm x 24 cm großen Fotoplatten konnte dabei ein Feld von 3,3 x 3,3 am Himmel abgelichtet werden. Die Fotoplatten wurden dabei stets mit Farbfiltern kombiniert, so dass nicht nur die Position von Sternen und Galaxien gemessen werden konnte, sondern auch deren Helligkeit in verschiedenen Farben. Um die Aufnahmen auch mit Computern auswerten zu können, werden die Platten mit einem institutseigenen Plattenscanner digitalisiert.

CCD-Empfänger im Schmidt-Fokus

CCD-Kameras haben gegenüber Fotoplatten eine Reihe von Vorteilen. Sie sind nicht nur hundertfach empfindlicher, auch können Helligkeitsmessungen mit größerer Genauigkeit durchgeführt werden; nicht zuletzt liegt das Bild sofort in digitaler Form vor. Die in Tautenburg verwendeten Kameras unterscheiden sich grundlegend von handelsüblichen Digitalkameras. Da in der Astronomie sehr lange Belichtungszeiten üblich sind, werden die CCD-Empfänger auf etwa -100°C gekühlt. Das Auslesen der Chips erfolgt mit einer speziellen Elektronik. Für den Schmidt-Fokus stehen CCD-Kameras mit bis zu 4096 x 4096 Pixeln zur Verfügung. Das Gesichtsfeld beträgt fast ein Quadratgrad am Himmel. Zum Vergleich: Der Vollmond hat nur eine Fläche von 0,2 Quadratgrad.

Nasmyth-Spektrograf

Zerlegt man das Licht der Sterne in seine Farbbestandteile, so offenbaren die Sterne bei bestimmten Wellenlängen eine Absorption, bei anderen Wellenlängen eine Emission; das sind so genannten Spektrallinien. Durch deren Analyse können die Astronomen messen, wie schnell sich der Stern auf uns zu oder von uns weg bewegt. Aus dem Spektrum lässt sich ebenso die chemische Zusammensetzung und die Oberflächentemperatur der Sterne bestimmen. Das Tautenburger Teleskop ist mit zwei Spektrografen ausgerüstet. Für lichtschwache Sterne und Galaxien wird der Nasmyth-Spektrograf verwendet. Dieser ist an einem der beiden Gabelholme im Nasmyth-Fokus montiert. Die Zerlegung des Lichtes erfolgt mit Hilfe von sogenannten Grisms, einer Kombination von Prisma und Beugungsgitter. Der Nasmyth-Spektrograf hat fünf verschiedene Grisms, die je nach wissenschaftlicher Zielsetzung eingesetzt werden.

Echelle-Spektrograf

Im Keller des Kuppelgebäudes befindet sich der Echelle-Spektrograf. Seine Auflösung ist 30 bis 100-fach höher als die des Nasmyth-Spektrografen. Er dient der detaillierten Untersuchung relativ heller Sterne. Die Zerlegung des Lichtes erfolgt mit Hilfe eines Beugungsgitters, einem sogenannten Echelle-Gitter. Mit Hilfe einer besonderen Kalibrationseinrichtung, der Jodzelle, kann eine Verschiebung der Spektrallinien auf dem Detektor mit einer Genauigkeit von 0,00005~mm gemessen werden.

An der Thüringer Landessternwarte werden auch Instumente für andere Teleskope gebaut. Dadurch erhalten die Mitarbeiter einen exklusiven Zugang zu diesen Teleskopen. Das Institut beteiligte sich am Bau des Instruments GROND, einer Kamera für ein 2,2-m Teleskop auf dem Berg La Silla (Chile), mit dem gleichzeitig Aufnahmen in sieben verschiedenen Farbbändern gemacht werden können. Ein weiteres Instrument ist HERMES, ein Echelle-Spektrograf für das 1,3-m Mercator-Teleskop auf La Palma (Spanien) und CARMENES, ein Echelle-Spektrograf, der am 3,5-m-Teleskop des Calar Alto-Observatoriums (Spanien) zum Einsatz kommen soll.

Extrasolare Planeten, deren Bahnebene wir genau von der Seite sehen, können Sternfinsternisse ihrer Muttersterne verursachen, wenn sie vor deren Sternscheibe vorüberziehen. Während einer solchen Finsternis – auch Transit genannt – wird ein kleiner Teil der hellen Sternscheibe vom Planeten verdeckt und folglicherweise ist während dieser Zeit die scheinbare Helligkeit des Sterns etwas kleiner als sonst. Durch wiederholte Messung der Helligkeiten vieler Sterne lassen sich solche raren Transit-Ereignisse und damit die verursachenden Planeten entdecken. Das TES-Teleskop (Tautenburg Exoplanet Search Telescope) wurde eigens zu dem Zweck errichtet, solche Transit-Planeten zu finden.

Sie sind von größtem wissenschaftlichen Interesse: kombiniert mit spektroskopischen Radialgeschwindigkeitsmessungen kann nicht nur der Durchmesser, sondern auch die Masse des Planeten gemessen, und damit sogar seine Dichte bestimmt werden. Auf diese Weise erhält man Hinweise über die Zusammensetzung und den Aufbau der extrasolaren Planeten. Das TES hat eine Öffnung von 30 cm und kann mit seiner CCD-Kamera in einer Aufnahme ein Feld vom 16-fachen des Vollmondes aufnehmen. Das TES führt seit einigen Jahren ein eigenes Programm zur Suche nach Transitplaneten durch. Es beteiligt sich auch an der Verifizierung von Transitplaneten-Kandidaten, die im Rahmen der französisch-europäischen Satellitenmission COROT gefunden werden.

Die TLS beteiligt sich an dem internationalen Großprojekt LOFAR. Dieses ermöglicht es, Himmelsobjekte in dem Frequenzbereich von 10 bis 240 MHz zu studieren. Zum Vergleich: UKW Radiostationen senden bei etwa 100 MHz. LOFAR besteht aus vielen einzelnen Antennen, die in fußballfeldgroßen Feldern (wie jenes an der TLS) zusammengefasst werden. Alle Felder gemeinsam bilden ein Teleskop, welches es ermöglicht, den Himmel in diesem Frequenzbereich mit zuvor unerreichbarer Empfindlichkeit und Auflösung zu untersuchen.
LOFAR nutzt konsequent modernste Digitaltechnik.

Alle Antennenfelder senden die empfangenen Signale über schnellste Datenleitungen an einen Supercomputer in Groningen in den Niederlanden. Dieser verarbeitet die Daten aller Stationen gemeinsam und erstellt z.B. Himmelskarten. Herkömmliche Teleskope werden auf Sterne oder Galaxien ausgerichtet und bilden die Helligkeitsverteilung am Himmel auf einer CCD ab. LOFAR hingegen hat überhaupt keine mechanischen oder optischen Bauelemente. Das Ausrichten des Teleskops auf ein Himmelsobjekt und die Erstellung der Himmelskarte erfolgt durch digitale Datenverarbeitung, "per Mausklick". Dies macht LOFAR zu einem extrem flexiblen Teleskop.

Der Himmel erscheint im LOFAR-Frequenzbereich in vielfältiger Weise verschieden, verglichen zu dem gewohnten Bild im Bereich des sichtbaren Lichts. So sind zum Beispiel Cygnus A (eine Radiogalaxie) und Cassiopeia A (ein Supernova-Überrest) für LOFAR weitaus heller als die Sonne. In diesen beiden Objekten senden schnelle Elektronen, die sich in Magnetfeldern bewegen, so genannte Synchrotronstrahlung aus. Die heiße äußere Hülle der Sonne hingegen, die uns sehr hell erscheint, ist für LOFAR nur eine Quelle unter vielen. LOFAR ermöglicht es somit, Objekte und Vorgänge am Himmel zu studieren, die im sichtbaren Licht verborgen bleiben. Dazu gehören insbesondere magnetische Felder im Universum.

Ein wichtiges Ziel für LOFAR ist es zu erforschen, wie im frühen Universum die Explosion der ersten Sterne das Gas zwischen den Galaxien aufgeheizt hat (die sogenannte Epoche der Reionisation). Nach Modellrechnungen sollte diese vor 13 Milliarden Jahren freigesetzte Strahlung mit LOFAR bei einer Frequenz von etwa 180 MHz nachweisbar sein. Gelingt ihr Nachweis, so wird dies Aufschluss über den Beginn der Sternentstehung im Universum geben.

Die vier Werkstattbereiche der TLS sind für die Wartung und Instandhaltung der vorhandenen Teleskope, aber auch für die technischen Belange bei der Neu- und Weiterentwicklung astronomischer Beobachtungstechnik zuständig.

Feinmechanische Werkstatt

In der feinmechanischen Werkstatt erfolgt die Projektierung von Geräten und Baugruppen, die Modellierung mit 3 D – Software (Inventor) und die mechanische Fertigung mit Hilfe von CNC-Maschinen, konventioneller Technik und eines 3D – Druckers.

E-Werkstatt

Die E-Werkstatt plant und baut Steuerungen, Stromversorgungsmodule und elektronische Messsysteme auf. Zur Planung werden E-CAD-Systeme wie E-Plan und Target genutzt, die Prototypenfertigung von Leiterplatten und Kleinteilen erfolgt mittels Fräsbohrplotter. Für Lötarbeiten stehen neben konventioneller Löttechnik auch ein Lötmikroskop, SMD-Technik, Heißluft und ein Reflowofen zur Verfügung.

IT-Abteilung

Unsere IT-Abteilung ist sowohl auf die Entwicklung von Applikationen für astronomische Beobachtungen als auch die Programmierung gerätespezifischer Software für den Betrieb der Geräte sowie deren Integration in die Beobachtungstechnik spezialisiert.

Haustechnik

Größere mechanische Aufbauten, bautechnische Aufgaben und Schweißarbeiten (Lichtbogenhandschweißen, Schutzgasschweißen) erledigt der Bereich Haustechnik, hier stehen auch konventionelle Maschinen zur Herstellung mechanischer Bauteile mit großen Abmessungen zur Verfügung.