Astronomielaser

Was sind Astronomielaser?

Laser sind zu einem unverzichtbaren Werkzeug für Astronomen geworden, um Himmelsobjekte präziser beobachten zu können. Insbesondere ermöglichen sie es, weit entfernte Sterne, Galaxien und andere Himmelsobjekte besser als bisher abzubilden.

Laser werden in verschiedenen Bereichen der Astronomie eingesetzt. Am häufigsten werden sie zur Verbesserung der Bildqualität und der Fähigkeiten großer astronomischer Teleskope eingesetzt. Aber sie sind auch wichtig für die Erfassung von Gravitationswellen sowie für andere Anwendungen.

Laserleitsterne

Eine der größten Einschränkungen beim Aufnehmen hochauflösender Bilder von Himmelsobjekten mit Teleskopen bilden die von der Erdatmosphäre verursachten Unschärfen. Insbesondere Turbulenzen und Temperaturschwankungen in der Luftsäule über dem Teleskop verzerren die Wellenfront des von astronomischen Objekten eintreffenden Lichts und machen es unmöglich, Bilder mit perfekter Schärfe zu erstellen.

Um diese Verzerrungen zu minimieren oder zu eliminieren, werden Teleskope auf sehr hohen Berggipfeln oder im Weltraum platziert. Aber die Leistung von Teleskopen, die sich auf den höchsten Bergen der Erde befinden, wird trotzdem erheblich durch das sogenannte „Seeing“ begrenzt.

Eine Methode, die Astronomen entwickelt haben, um das Seeing zu minimieren, ist die adaptive Optik (AO). Dabei wird ein flexibler oder verformbarer Spiegel im Strahlengang des Teleskops verwendet, um die Form der Wellenfront in Echtzeit zu korrigieren und so die atmosphärischen Verzerrungen auszugleichen.

Die adaptive Optik nutzt die Tatsache, dass Sterne so weit von uns entfernt sind, dass sie als Punktquellen erscheinen, die eine perfekt flache Wellenfront erzeugen. Wir messen also die tatsächliche Wellenfront eines Sterns und berechnen, wie weit sie von echter Flachheit abweicht. Dann wird diese Information verwendet, um einen verformbaren Spiegel anzuweisen, die Form so zu ändern, dass die Wellenfront abgeflacht wird.

Adaptive Optiken können Tausende Anpassungen pro Sekunde vornehmen, um die in schneller Folge variierenden atmosphärischen Verzerrungen auszugleichen. Das ermöglicht – im Vergleich zu herkömmlichen Teleskopen – deutlich schärfere und detailliertere Bilder von Himmelsobjekten.

AO-Systeme funktionieren aber nur bei relativ hellen Sternen richtig. Ob das Sichtfeld einen Stern ausreichender Helligkeit enthält, hängt vom Zielbereich des Teleskops ab. Reicht die Helligkeit der Sterne nicht aus, kann mit einem Laserstrahl in die Atmosphäre ein künstlicher Leitstern erzeugt werden. Der Laserleitstern (LGS) kann dann als Referenzwellenfront für die adaptive Optik verwendet werden.

Es gibt zwei grundlegende Ansätze zum Erstellen eines LGS und eine Vielzahl von Variationen bei deren Umsetzung. Die am weitesten verbreitete Technik nutzt einen Laser mit 589 nm, um Natriumatome anzuregen, die sich in einer Höhe von etwa 90 km in der Atmosphäre befinden. Die Natriumatome absorbieren das Laserlicht, geben es dann wieder ab und schaffen so den Laserleitstern.

Die zweite Methode beruht auf einem sogenannten „Rayleigh-Beacon“. Bei diesem Ansatz wird üblicherweise ein Ultraviolettlaser verwendet, um Lichtstreuung durch Moleküle in einer Höhe von etwa 15 bis 25 km in der Atmosphäre zu erzeugen. Obwohl Rayleigh-Beacons einfacher sind und ihr Bau weniger kostspielig ist, ist die resultierende Referenz-Wellenfront weniger gut als beim Natrium-LGS-Ansatz. Dies liegt daran, dass der mittels Rayleigh-Beacon erzeugte Laserleitstern viel tiefer in der Atmosphäre erscheint und seine Verzerrungen nicht exakt denen entsprechen, die bei Licht von astronomischen Objekten auftritt. 

Mehrwellenlängen-Interferometer-Teleskop

Eine andere Möglichkeit zur Verbesserung der Bildqualität des Teleskops besteht in der Vergrößerung der Blendenöffnung. Der Grund besteht darin, dass die negativen Auswirkungen der Lichtbeugung auf die Bildqualität umso geringer sind, je größer das Teleskop ist. Ein größeres Teleskop kann also detailliertere und hellere Bilder erzeugen.

Andererseits gibt es praktische Grenzen für die Größe von Teleskopen. Eine Möglichkeit, dies zu umgehen, besteht darin, das Licht mehrerer Teleskope zu kombinieren, um so ein größeres Instrument mit höherer Auflösung zu simulieren.

Damit das Licht kombiniert werden kann, müssen sich die Teleskope in unmittelbarer räumlicher Nähe befinden. Die einzelnen Strahlen müssen mit außerordentlicher Genauigkeit kombiniert werden. Insbesondere muss die Entfernung vom jeweiligen Teleskop zum Rekombinationspunkt innerhalb eines kleinen Bruchteils der Wellenlänge des Lichts gleich sein. Die Wellenlänge sichtbaren Lichts beträgt etwa 0,5 µm.

Aber auch wenn der Strahlengang für jedes Teleskop nominell identisch ist, erzeugen die realen Wirkungen von Wärmeausdehnung und Vibrationen zeitvariable Fehler über die Gesamtlänge des Strahlengangs, die weit über dem zulässigen Wert liegen. Um dies zu korrigieren, werden „Verzögerungslinien“ im Strahlengang jedes Teleskops verwendet. Diese erlauben es, die Gesamtlänge des Strahlengangs für jedes Teleskop minutiös und hochgenau einzustellen, damit alle Abstände exakt identisch bleiben.

Es gibt eine Vielzahl unterschiedlicher Schemas zum Implementieren von Verzögerungslinien, wenn mehrere große Teleskope kombiniert werden sollen. Dabei kommen häufig auf Schienen montierte Spiegel zum Einsatz, die den Strahl zurückwerfen. Diese Montage ermöglicht Bewegungen der Spiegel entlang der optischen Achse. Mit der Spiegelposition wird die Länge der Verzögerungslinie geändert.

Der Schlüssel für den Erfolg dieser Technik ist die Fähigkeit, die Position der Spiegel mit einer Genauigkeit zu messen, die einem Bruchteil der Wellenlänge entspricht, also für sichtbares Licht im Nanometerbereich liegt. Die Abstandsmessung mittels Laser-Interferometrie stellt hierfür das ultimative Mittel mit höchster Empfindlichkeit dar. Typischerweise kommen hier relativ schmalbandige Dauerstrichlaser mit geringer Leistung und einer Wellenlänge im Bereich des sichtbaren Lichts zum Einsatz. Sie stellen die Kohärenzlänge bereit, die für eine Interferometrie über eine Weglänge von mehreren Metern (oder mehr) erforderlich ist.

Andere astronomische Anwendungen für Laser

Es gibt eine ganze Reihe anderer Anwendungen für Laser in der Astronomie. Die Laserinterferometrie ist beispielsweise auch die Basis für die Gravitationswellenastronomie.

Im Fall des Laser-Interferometer Gravitationswellen-Observatoriums (LIGO) – eigentlich zwei separate Observatorien in Hanford, WA, und Livingston, LA – übertrifft jedoch die Präzision und Empfindlichkeit alles zuvor Erreichte bei weitem.

Jede dieser Einrichtungen verwendet ein L-förmiges Interferometer mit Armen, die ungefähr 4 km lang sind. LIGO ist empfindlich genug, um eine Änderung der Wegdifferenz zwischen den beiden Interferometerschenkeln mit einer Genauigkeit zu messen, die weniger als 1/1000 des Durchmessers eines Protons beträgt. Das ist erforderlich, um die Gravitationswellen – kleine Wellen in der Raumzeit – zu messen, die entstehen, wenn Schwarze Löcher kollidieren.

Das LIGO enthält tatsächlich eine ganze Reihe von Lasern und Laserverstärkern. Der Hauptstrahl für das Interferometer wird von einem Laser des Typs Coherent Mephisto erzeugt. Dieser Laser wurde gewählt, weil er einen NPRO (nicht-planarer Ringoszillator) verwendet, die anerkanntermaßen für schmalbandigste Dauerstrichlaser mit geringstem Rauschen stehende Architektur. Das Ausgangssignal des Mephisto durchläuft mehrere Stufen zur Verstärkung des Signals, Reduzierung des Rauschens und Stabilisierung von Frequenz, Leistung und Transversalmodus.

Laser werden routinemäßig auch eingesetzt, um die Entfernung zwischen Erde und Mond zu messen. Zu diesem Zweck werden die Reflexionen der Laserimpulse von Arrays retroreflektierender Spiegel genutzt, die von drei der Apollo-Missionen sowie zwei späteren russischen Mondrovern auf der Mondoberfläche zurückgelassen wurden. Aus der Laufzeit kann die Entfernung mit einer Genauigkeit von wenigen Millimetern berechnet werden.

Laser haben es mit dem Perseverance-Rover der NASA bis auf den Mars geschafft. Der Laser wird verwendet, um kleine Mengen Marsgestein zu verdampfen. Dadurch entsteht ein Plasma, das Licht aussendet. Der spektroskopischen Analyse dieses Lichts ist die chemische Zusammensetzung des Gesteins zu entnehmen.

Insgesamt spielen Astronomielaser in Forschung und Beobachtung eine wichtige Rolle. Sie werden voraussichtlich auch in den kommenden Jahren eine Schlüsselrolle bei der Entwicklung neuer Technologien innehaben.