Interferometrie

The principle of interferometryIm Prinzip gilt, dass mit größeren Teleskopspiegeln auch feinere Details erkannt werden können. Mit Techniken wie der Adaptiven Optik und der Aktiven Optik, die beide von der ESO verwendet werden, kann das Potential eines großen Spiegels voll ausgeschöpft werden. Die Adaptive Optik hilft dabei, den Effekten von atmosphärischen Turbulenzen entgegenzuwirken während die Aktive Optik genutzt wird, um die 8,2-Meter-Hauptspiegel vom Very Large Telescope (VLT) der ESO zu stabilisieren. Diese beiden leistungsstarken Techniken ermöglichen es den vier Hauptteleskopen des VLT, feine Einzelheiten von etwa 50 Millibogensekunden abbilden zu können, was der Größe einer Zwei-Euro-Münze entspricht, die aus einer Entfernung von 100 km betrachtet wird. Die Fähigkeit eines Teleskops, Details unterscheidbar zu machen, wird als Auflösung bezeichnet.

Die Größe von Teleskopspiegeln immer weiter anwachsen zu lassen, ist keine einfache Aufgabe, weshalb Astronomen sich eine neue Technologie einfallen lassen mussten, um immer feinere Details erkennen zu können: die Interferometrie. Bei dieser Beobachtungstechnologie wird das Licht von zwei oder mehr Teleskopen kombiniert, wodurch sie wie ein einzelnes Teleskop arbeiten, das einen Spiegel mit einem Durchmesser haben müsste, der dem Abstand zwischen den Teleskopen entspricht.

The VLTI tunnelsDie Ingenieure haben das VLT so konstruiert, dass es auch als Interferometer genutzt werden kann. Neben den vier 8,2-Meter-Hauptteleskopen wurden vier mobile 1,8-Meter-Hilfsteleskope (eng. Auxiliary Telescopes, kurz  ATs) im Gesamtkonzept vom VLT berücksichtigt, die zusammen das Very Large Telescope Interferometer (VLTI) bilden. Die ATs können zu 30 verschiedenen Stationen bewegt werden, momentan können mit den Teleskopen auch Zweier- oder Dreiergruppen für die Interferometrie gebildet werden.

Using interferometryEin komplexes Spiegelsystem bringt das Licht von den verschiedenen Teleskopen zu den astronomischen Instrumenten, wo es kombiniert und verarbeitet wird. Diese Eigenschaft erfordert beeindruckende technische Fähigkeiten – das Licht muss mit einer Genauigkeit von 1/1000 mm über eine Distanz von einigen hundert Metern unverändert bleiben. Für die Einzelteleskope entspricht dies einem äquivalenten Spiegeldurchmesser von bis zu 130 Metern. Durch die Kombination mit dem Licht der Hilfsteleskope werden äquivalente Spiegeldurchmesser von bis zu 200 Metern erreicht. Das ist bis zu 25 mal besser als die Auflösung eines einzigen VLT-Hauptteleskops.

Das VLTI ermöglicht es Astronomen, Himmelskörper in einem bisher unerreichten Detailreichtum zu untersuchen. Außerdem können Einzelheiten auf den Oberflächen von Sternen erkannt werden, und sogar die Umgebung in der Nähe eines Schwarzen Lochs kann erforscht werden. Das VLTI hat es Astronomen erlaubt, eines der schärfsten Bilder eines Sterns mit einer räumlichen Auflösung von nur 4 Millibogensekunden zu erhalten. Das entspricht dem Ausmachen eines Schraubenkopfs aus einer Distanz von 300 km.