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1998 -VLT (Very Large Telescope)

Am 01.Mai 1998 wurde das erste von 4 VLT's, was very large telescope oder sehr grosses Fernrohr bedeutet, von der ESO, der Europäische Südsternwarte, auf dem Cerro Paranal in der Atacama-Wüste in Nordchile in Betrieb genommen und am 01.März 1999 folgte der zweite Spiegel. Bis zum Jahr 2002 wurden alle vier Großteleskope mit den Namen Antu (Sonne), Kueyen (Mond), Melipa (Kreuz des Südens), und Yepun (Sirius) fertiggestellt.

Durch das computergesteuerte Zusammenschalten aller vier Teleskope erhält man eine optisch wirksame Fläche, die der eines 16m Teleskops entspricht. Mit weiteren Hilfseinrichtungen wird auch das Auflösungsvermögen des zusammengeschalteten Teleskops vergrößert. Man erreicht so Trennschärfen von wenigen Millibogensekunden, die in bestimmten Wellenbereichen die Qualität des Hubble Weltraum Teleskops erreichen.

Das VLT-Teleskop des ESO auf dem Cerra Alto in Chile.

Das größte Problem beim Bau von großen Teleskopen ist das Maß des Primärspiegels. Dieser verbiegt sich irgendwann unter der tonnenschweren Last seines eigenen Gewichts und kann nur noch mit viel Aufwand, ohne Ruckelbewegungen den fixierten und durch das Sichtfeld rasenden Sternen nachgeführt werden. Zudem werden riesige Kuppelbauten benötigt, die der Bewegung des Teleskops folgen müssen. Ein zweites Problem ist die Unruhe der Luft in der Erdatmosphäre. Sie beeinträchtigt das Auflösungsvermögen der Optik durch ihr Flimmern und den in ihr enthaltenen Staub.

Das Objektiv

Der Durchmesser des Hauptspiegels, der die Frontöffnung eines Teleskops (den Objektivdurchmesser) bestimmt, ist entscheidend für seine lichtsammelnde Wirkung. Diese steigt mit dem Quadrat des Objektivdurchmessers. Nimmt man eine Pupillenöffnung von ca.5mm beim menschlichen Augen an, so kann man schon mit einem Fernrohr von 5cm Objektivdurchmesser, 100 mal schwächere Sterne sehen, als mit dem bloßen Auge. Bei einer 500cm - Öffnung erreicht die Lichtverstärkung bereits das 1Millionenfache. Man kann also weit außerhalb der menschlichen Wahrnehmung liegende Objekte erkennen.

Auch die Trennung zweier dicht nebeneinander liegender Punkte verbessert sich mit der Vergrößerung des Objektivdurchmessers. Das menschliche Auge kann zwei Punkte voneinander unterscheiden, wenn sie mehr als 24 Bogensekunden voneinander getrennt sind. Bei einem Objektiv mit einem Durchmesser von 5cm dürfen die Punkte schon auf eine Entfernung von 2,4 Bogensekunden zusammenrücken und bei dem 5m-Objektiv sollten noch Punkte mit einem Abstand von 0,024 Bogensekunden trennbar sein. Jedoch machen hier die Luftturbulenzen einen Strich durch die Rechnung.

Das zwischen 1948 bis 1978 weltgrößte 5m Teleskop auf dem Mont Palomar erreichte selten eine Trennschärfe unter 1 Bogensekunde und dem bis Mitte der 80er Jahre größten 6m Teleskop in Selentschukskaja, Sowetunion, dürfte es kaum besser gegangen sein.

Erst die Mitte der 80er gebauten und computergesteuerten 10m Keck-Teleskope auf dem Mauna Kea, Hawaii, konnten eine Auflösung von 0,1 Bogensekunden erzielen (theoretischer Wert 0,012“) .. da war das Hubble Space Teleskop ohne störende Atmosphäre, mit theoretischen und echt erreichten 0,05 Bogensekunden doch besser dran.

Abstand, in dem zwei Punkte bei mit einer Distanz von 2m noch auflösbar sind	theoretische Winkelöffnung und Entfernung		erreichte Winkelöffnung und Entfernung
menschliches Auge	24“	17km
5cm Teleskop	2,4“	170km
2,40m Teleskop (Hubble)	0,05“	8.500km	0,05“	8.500km
5m Teleskop (M.Paloma)	0,024“	17.000km	1“	412km
10m Teleskop (M.Kea)	0,012“	34.000km	0,1“	4.120km
8,2m Teleskop (1*VLT)	0,015“	27.200km	0,2“	2.060km
16m Teleskop (4*VLT)	0,0075“	54.000km	?	--

Die Tabelle geht von zwei Lichtquellen aus, die genügend hell, in zwei Metern Abstand zueinander angebracht sind. (Zwei Autoscheinwerfer). Der theoretische Wert wird wegen der atmosphärischen Luftunruhe nur beim Hubble Weltraum Teleskop erreicht. Hier ist er durch technische Hilfsmittel sogar noch etwas größer und liegt etwa bei 0,034“

Seit den Keck Teleskopen bestimmt die Computertechnik den Bau von Fernrohren. Die Spiegel werden aus leichten Spiegelzellen zusammengesetzt, die durch einen Computer zu einem hyperbolischen Gesamtspiegel zusammengerechnet werden. Bei den VLT's in Chile bilden 150 solcher Zellen, je einen der 8,2m großen Hauptspiegel. Jede Zelle besitzt ein Stellglied, welches ein Computer auf den gewünschten Fokus ausrichtet. Auf diese Weise können beispielsweise Verzerrungen, die sich durch Temperaturänderungen oder Gewichtsverlagerungen des Spiegels ergeben, weggerechnet werden. Man spricht von einer adaptiven Optik.

Auch die Luftturbulenzen sollen durch Rechnung eliminiert werden. Hierzu bedarf es einer Vergleichslichtquelle am Himmel. Mit einem Laser erzeugt man einen künstlichen Stern in der Gegend des fokussierten Objekts. Da die Eigenschaften der künstlichen Lichtquelle bekannt sind, kann man das von ihr durch die Luftschichten 'verzerrte' Bild analysieren und erhält Korrekturdaten, die auch die Bilder des fokussierten Objekts verbessern helfen. Sein Licht fällt ja durch die gleichen Luftschichten ein. Man hofft so der theoretischen Auflösung wesentlich näher zu kommen und sie zu übertreffen.

Dieses Bild aus dem Jahr 1999 zeigt den Gipfel des Mauna Kea Vulkans auf Hawaii. Hier haben die in der Astronomie führenden Staaten, ihre Teleskope aufgebaut. In der Bildmitte sind die weißen Kuppeln der Keck Teleskope zu sehen, daneben das gerade errichtete Surabu 8,3m Teleskop der Japaner.

Die Okulare

Die Namen der Objektive des 16m VLT der ESO lauten wie gesagt Antu, Kueyen, Melipa und Yepun. Sie stammen von chilenischen Schulkindern.

Die Geräte, die bei einem Fernrohr auf der Beobachterseite angebracht werden, heißen Okulare. Sie bestimmen unter anderem die Vergrößerung. Zudem können hier Filter angebracht sein, die nur bestimmte Lichtarten zum 'Auge' durchlassen. Bei den Grossteleskopen wird heutzutage das Auge durch CCD-Kameras oder Spektrographen ersetzt. Diese elektronischen Einrichtungen sind viel lichtempfindlicher, als Augen oder analoger Film. Ihre Digitaldaten werden von Computern zur menschlichen Betrachtung aufbereitet. (Natürlich können sie die auf einem Bild abgelichteten Sterne auch automatisch zählen und parallel dazu spektroskopisch analysieren). Dabei kommen nur selten Bilder heraus, welche die echten Farben der abgebildeten Objekte besitzen. Normalerweise sind die Farben verstärkt oder das dargestellte Licht befindet sich in einem elektromagnetischen Spektralbereich, den das menschliche Auge ohne Einfärbung gar nicht wahrnehmen könnte.

Die verwendeten Techniken sind vielfältig und werden durch den Beobachtungswunsch bestimmt. Infrarot- und Ultraviolettlicht z.B. sind dem menschlichen Auge nicht zugänglich dennoch eignen sie sich vorzüglich um hinter interstellare Nebelwolken sehen zu können, oder Sterngebieten mit neuen Sternen zu erkennen. Die bildliche Umsetzung dieses Lichts geschieht dann in der Regel durch einen Versatz der unsichtbaren 'Farben' nach rot, grün oder blau (RGB), womit die Verteilung des nicht sichtbaren Lichts sichtbar wird. Bilder dieser Art werden Falschfarbenbilder genannt.

Die ESO-Teleskope besitzen wie das Hubble Space Teleskope eine Reihe verschiedener Okulare, die manchmal bei den Bildbeschreibungen auftauchen. Ihre Namen können FORS oder ISAAK usw. sein. Was sich hinter diesen Abkürzungen verbirgt, kann man auf den Internetseiten der ESO bzw. der NASA erfahren. Bei den ESO-Teleskopen ist dies interessant, weil die Entwicklung und Herstellung der Okulare teilweise unter der Leitung deutscher Firmen und Universitäten, wie denen in Heidelberg, Göttingen und München erfolgt.

Ein interessanter Wert könnte noch sein, dass das VLT Objekte mit einer scheinbaren Helligkeit von 30m erkennt, wenn diese einer Stunde belichtet wurden, also das von ihnen ausgesendete Licht 1 Stunde lang gesammelt wurde.

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