2-m-Universal-Spiegelteleskop
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.
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 Zusatzgeräte des Teleskops
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.
TES Teleskop
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.
Das Low-Frequency-Array (LOFAR)
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.
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 Werkstätten der TLS
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.