15. März 2001

Erstes Licht für das Keck-Interferometer

Die beiden Keck-Teleskope wurden in der Nacht vom Montag, 12. März, zum ersten Mal als Interferometer zusammengeschaltet. Dieser Versuch eines "Ersten Lichts" war ein voller Erfolg. Um 22:40 HST wurde die erste Interferenz für den Stern HD 61294 erreicht.

Der Pfad von jedem Keck zum Interferometer besteht aus dem Teleskop selbst, einem Adaptive Optik-System (AO) auf der Nasmyth-Platform des Teleskop, einem Weg über den Coudé-Fokus, um das Licht auf die Bodenebene zu bekommen, einer Transport-Optik, einer langen Verzögerungsstrecke, welche für diese Versuche stationär ist und einer schnellen Verzögerungsleitung.

Die Sternscheibchen der beiden Teleskope fallen (bei 1.25 µm Wellenlänge) in eine schnell auslesende Infrarot-Kamera, die sogenannte Keck-Winkelnachführung, die Befehle an das Adaptive Optik-System zur Zentrierung des Sterns weiterleitet. Die beiden Sternbildchen werden dabei (bei 2.2 µm Wellenlänge) auf eine (single mode) Glasfaser zentriert, die eine weitere schnellauslesende Kamera speist, die Interferenz-Nachführung. Die schnellen Verzögerungsleitungen werden vorab an einer Stelle positioniert, wo sich die Pfadlängen von beiden Keck-Teleskope erwartungsgemäß treffen sollten.

Die schnellen Verzögerungsstrecken beginnen dann eine Suche, um herauszufinden, wo die Pfadlängen genau übereinstimmen, während sie simultan mit einer Geschwindigkeit nachführen, welche die Erdrotation ausgleicht. Diese Übereinstimmung ist erreicht, wenn eine Intensitäts-Modulation in der Kamera für die Interferenz-Nachführung beobachtet wird. Es tritt eine Spitze auf, wenn die Pfade identisch sind, und es tritt ein Minimum auf, wenn sich die Pfade um 1/2 Wellenlänge unterscheiden. Sobald die Modulation eine Schwelle überschreitet, spricht man davon, dass die Interferenz eingetreten ist.

Im Fall des ersten beobachteten Sterns, HD 61294, wurde die Interferenz nur 4 cm von der vorhergesagten Stelle entfernt gefunden. Während der Versuche in den ersten Nachthälften vom 12. bis zum 14. März wurde Interferenz bei insgesamt etwa 20 Sternen erreicht. Nach Verfeinerung des Modells für die Verhersagen der genauen Stellen, wurde die Interferenz nur noch etwa 1 mm von der Stelle entfernt gefunden, an der die Suche begann. Für jeden Stern entstand die Interferenz für etwa 10 Sekunden am Stück und insgesamt entstand sie für etwa 10 % der 10 bis 30 Minuten, in denen der Stern in der Interferenz-Nachführung war.

Weshalb bestand die Interferenz nicht während der gesamten Zeit? Die Interferenz versagt, wenn die Modulation unterhalb eine gewisse Schwelle sinkt, weil entweder zu wenig Licht auf die Glasfaser für die Interferenz-Nachführung fällt oder weil Erschütterungen oder schlechtes Seeing den Wegfehler zwischen den beiden Keck-Teleskopen größer als die Kohärenz-Wellenlänge der Nachführung werden lassen. Dies wird mit der Zeit verbessert werden.

Die Versuche während dieser drei Nächte untersuchten die Grenzgröße für die Interferenz-Nachführung (gegenwärtig 4.2m bei einer Kamerafrequenz von 5 kHz), es wurden Vibrationsmessungen und Messungen der Güte der Wellenfront durchgeführt, es wurde das Leistungsverögen der Strecke zwischen Winkelnachführung und Adaptiver Optik untersucht, die Optimierung der Bilder in der Winkelnachführung und die Leistung der Interferenz-Nachführung, ferner wurden Messungen zur Bestimmung des Basislinienmodells und zur Sichtbarkeit von Sternen mit bekanntem Durchmesser durchgeführt.

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• Science@NASA (March 15, 2001): Welcome Interference

• Scientific American (March 2001): A Sharper View of the Stars

Übersetzung: © Susanne Weimer