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INSTRUMENTE/360: Sonnenteleskope - Aufbruch zu neuen Rekorden (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 9/13 - September 2013
Zeitschrift für Astronomie

Sonnenteleskope
Aufbruch zu neuen Rekorden

Von Hans Jürgen Kärcher



Sie tritt hervor! -
und, leider schon geblendet,
Kehr' ich mich weg,
vom Augenschmerz durchdrungen.

Johann Wolfgang von Goethe: Faust.
Der Tragödie zweiter Teil, 1. Akt


Erstmals werden in Amerika und in Europa Sonnenteleskope der Vier-Meter-Klasse entwickelt und gebaut. Auf verschiedenen Wegen versuchen die Ingenieure, mit der in den Strahlengang eingebrachten Hitze und dem damit verbundenen Luftflimmern umzugehen.



IN KÜRZE
  • Teleskope zur Beobachtung der Sonne unterscheiden sich in ihrem Aufbau stark von Teleskopen zur optischen Beobachtung des Nachthimmels.
  • Mit unterschiedlichen Lösungswegen wird versucht, die durch das gebündelte Sonnenlicht verursachte Hitzeentwicklung und das Luftflirren zu verhindern.
  • Während manche Entwürfe völlig frei stehende Teleskope vorsehen, setzen andere Konzepte auf Abschirmungen und ausgeklügelte Wärmefallen.


Das obige Zitat aus Goethes Faust weist in aller Kürze auf die technischen Probleme hin, mit denen Sonnenteleskope zu kämpfen haben. Für die neuen Giganten unter ihnen ist noch kein Patentrezept zur Lösung des Hitzeproblems gefunden - an der vordersten Front der technologischen Entwicklung konkurrieren entgegengesetzte Ansätze miteinander.

Bei aller Verschiedenheit der zurzeit entstehenden großen Sonnenteleskope gehen in deren Entwürfe die Erfahrungen aus vier Jahrhunderten teleskopischer Sonnenbeobachtung ein. Beginnen wir also damit, wie alles anfing.

Sonnenteleskope: die ersten 300 Jahre
Der erste, der sich die Sonne durch ein Teleskop anschaute, war Galileo Galilei (1564-1642) im Jahre 1610. Angeblich tat er das nur dann, wenn eine dünne Wolkenschicht oder Nebel das grelle Sonnenlicht milderte - die durch seine Neugier hervorgerufene, dann doch häufigere Beobachtung der Sonne ohne genügende Abblendung soll seine spätere Erblindung verursacht haben (siehe SuW 3/2009, S. 48). Aber mit der Entdeckung der Sonnenflecken kam ihm sein Zeitgenosse Christoph Scheiner (1573-1650) zuvor - ein Jesuit aus Nürnberg, der seine Beobachtungen 1612 in drei Briefen an den Magistrat der Stadt Augsburg bekannt machte, die bald in aller Welt zirkulierten. Galilei antwortete erst 1613 mit seinen »Lettere solari«. Scheiner interpretierte die Sonnenflecken als kleine umlaufende Planeten, während Galilei sie richtigerweise als Erscheinungen der Sonnenoberfläche ansah und daraus - für die damaligen Kirchenoberen provozierend - auf eine eigene Rotation der Sonne schloss.

Galilei hatte, wie wir heute wissen, die bessere Deutung seiner Beobachtungen, aber Scheiner hatte das bessere Teleskop: Sein Jesuitenkollege Christoph Grienberger (1561-1636) baute ihm 1618 mit seinem »Heliotrop« das erste spezielle Sonnenteleskop und führte dabei zwei Neuerungen ein, die auch heute noch aktuell sind: Statt wie Galilei durch das Teleskop hindurchzuschauen, ordnete er in dessen Brennebene eine Projektionsfläche an, auf der er das Abbild der Sonne anschauen konnte, ohne sich die Augen zu verbrennen; gleichzeitig erfand er die »äquatoriale Montierung«. Damit ließ sich das Teleskop mittels Drehung um nur eine Achse, und somit einfacher und genauer der Sonne nachführen. Dies war bei der projizierenden Beobachtung deshalb wichtig, weil hier eine ungenaue Nachführung stärker stört als bei visueller Beobachtung. Das Sonnenteleskop nach Scheiner wird von Amateuren auch heute noch gerne benutzt.

Es liegt nahe, die Helligkeit der Sonne im Teleskop mit geeigneten Filtern abzumildern. William Herschel (1738-1822), ein anderer Pionier in der Geschichte des Teleskopbaus, hat 200 Jahre nach Scheiner seine großen Spiegelteleskope auf die Sonne gerichtet und dabei versucht, die Macht der Sonne mit rußgeschwärzten, vor seinem Okular angeordneten Glasfiltern einzudämmen. Er studierte intensiv den Aufbau und die Periodizität der Sonnenflecken und berichtete darüber in mehreren Artikeln der »Philosophical Transactions of the Royal Society«. Aber offensichtlich war er mit den Eigenschaften des geschwärzten Glases nicht zufrieden, denn in einem seiner Aufsätze empfiehlt er, dieses durch einen Flüssigkeitsfilter zu ersetzen. Etwa ein Jahrhundert später konstruierte Jakob Merz (1833-1906) in München sein »helioskopisches Okular«, bei dem sich die Helligkeit des in der Fokalebene des Teleskops entstehenden Bilds durch hintereinander geschaltete Spiegel und Prismen stufenlos einstellen lässt.


Beginn der Sonnen- und Astrophysik
Alles bisher Geschilderte dient der abbildenden Sonnenbeobachtung, bei der man die Form der Sonne, die Beschaffenheit ihrer Oberfläche und ihre Rotation um die eigene Achse untersucht. Etwas ganz Neues kam 1814 durch Joseph Fraunhofer (1787-1826) hinzu. Für seine visuelle Spektroskopie benutzte er noch kein großes Teleskop, sondern ließ das Sonnenlicht durch einen vertikalen Schlitz in seinem Fensterladen auf ein Prisma fallen und beobachtete die gebrochene Strahlung mit einem kleinen Linsenfernrohr. So entdeckte er die Absorptionslinien im Sonnenspektrum und konnte die spektrale Verteilung des Kontinuums bestimmen.

Gustav Kirchhoff (1824-1887) und Robert Bunsen (1811-1899) entwickelten 1859 die noch heute gültige physikalische Interpretation der Spektrallinien und zeigten, dass sich daraus die chemische Zusammensetzung der Sonne (und auch der Sterne) ableiten lässt - das bedeutete einen ungeheuren Fortschritt und die eigentliche Geburt der Astrophysik. Die ersten am Ausgang großer Teleskope angebrachten Spektroskope waren allerdings keine Sonnen sondern Sternspektroskope: Sie nutzten die Lichtstärke der Teleskopoptik, um die wenige eintreffende Strahlung der Sterne spektroskopisch untersuchen zu können.

Zwar hatten die Sonnenastronomen keine Probleme mit der verfügbaren Lichtmenge, jedoch wollten auch sie die immer größeren Teleskope nutzen, die eine immer höhere räumliche, spektrale, und schließlich auch zeitliche Auflösung ermöglichten. Aber bei visueller Beobachtung verbrennt man sich die Augen, und auch das Teleskop selbst kann Schaden nehmen. Daher richtete man große Refraktoren zunächst nur bei Sonnenfinsternissen auf den Sonnenrand: So wurden bei der totalen Sonnenfinsternis am 8. Juli 1842 erstmals Sonnenprotuberanzen genauer beobachtet.

Auf eine Idee, wie sich auch ohne Sonnenfinsternis Einzelheiten auf der Sonne teleskopisch untersuchen lassen, kamen 1868 unabhängig voneinander Joseph Norman Lockyer (1836-1920) in London und Jules Janssen (1824-1907) in Paris. Mit Hilfe eines Spektralprismas bildeten sie die Sonne nur im Licht eines schmalen Spektralbereichs ab und blendeten das übrige Sonnenlicht aus. Dabei entsteht aber nur ein streifenförmiges Bild der Sonnenscheibe: Um sie ganz zu sehen, muss der Spalt über die Sonne hinweg bewegt werden. Solange noch keine fotografischen Verfahren zur Verfügung standen, waren die mit dieser Methode gewonnenen Beobachtungsergebnisse noch sehr flüchtig.

Das änderte sich erst 1892, als George Ellery Hale (1868-1938) an der Yerkes-Sternwarte bei Chicago den Spektroheliografen einführte, bei dem zusammen mit dem Spalt, der die Sonne abtastet, ein weiterer Spalt über eine Fotoplatte bewegt wird - dort entsteht im ausgewählten Spektralbereich schrittweise ein bleibendes Bild. Erst die damals neu eingeführte fotografische Technik ermöglichte dieses Verfahren.


Mount Wilson: das erste Sonnenobservatorium
Der neue Spektroheliograf war sehr erfolgreich, und zudem hatte Hale die Unterstützung reicher amerikanischer Industrieller. Nachdem sich der äquatorial montierte große Refraktor in Yerkes für die Sonnenbeobachtung als zu unhandlich erwiesen hatte, finanzierte ihm Helen Snow, eine reiche Amerikanerin, ein eigenes Sonnenteleskop.

Um den empfindlichen Spektroheliografen von den Nachführbewegungen eines äquatorial montierten Teleskops unabhängig zu machen und ihn fest installieren zu können, baute Hale das neue Teleskop als »Coelostaten«, eine Bauart, die sich auch heute noch bewährt. Dabei wird das einfallende Sonnenlicht zunächst über zwei Planspiegel geführt, die zusammen für die Nachführung sorgen. Danach verläuft der Strahlengang entlang einer raumfesten, horizontalen - oder später bei den Turmteleskopen vertikalen - Achse. An deren Ende befindet sich ein Parabolspiegel langer Brennweite, der das Sonnenlicht auf den Spektrografenspalt abbildet. Durch diese Anordnung steht der Spektrograf raumfest und weit von den einfallenden Sonnenstrahlen entfernt: Das Flimmern der Luft kann durch entsprechende Belüftung des Strahlengangs verbessert werden, und es lassen sich sehr lange Brennweiten realisieren.

Jedoch bemerkte Hale schon bald, dass am Standort in Yerkes trotz dieser Verbesserungen keine befriedigenden Ergebnisse zu erzielen waren. So überzeugte er die Carnegie Institution, eine 1902 gegründete private Stiftung, ihm den Transport des Helen-Snow-Teleskops nach Kalifornien zu finanzieren. Der neue Standort, Mount Wilson in den Bergen nördlich von Pasadena, war bereits 1890 von Thaddeus Lowe mit Hilfe einer extra dafür gegründeten Eisenbahngesellschaft für ein Observatorium erschlossen worden.

Hale begann 1904 mit dem Transport der Teleskopteile auf den Berg. Er brachte das Teleskop in einem neuartigen Schutzgebäude unter, das mit umfangreichen Sonnenschutzplanen und Lüftungsschlitzen versehen war. Es ging 1905 in Betrieb und erzielte mit einem neuen Spektrografen, der nicht mehr mit Prismen, sondern mit reflektierenden Gittern arbeitete, sofort bessere Ergebnisse als jemals zuvor.

Aber trotz aller Abschirmungs- und Belüftungsversuche entstand im horizontalen offenen Strahlengang nach wie vor ein lästiges Luftflimmern. Hale ließ sich nicht beirren: Unterstützt von seinen potenten Geldgebern, baute er 1908 sein nächstes Sonnenteleskop auf dem Mount Wilson - ein 50 Meter hohes Turmteleskop. Es war das erste in dieser Bauweise, die sich noch heute als die für Sonnenteleskope adäquate behauptet. Hier steht der Coelostat auf dem Turm, und das einfallende Sonnenlicht wird vertikal nach unten abgelenkt. Als abbildendes Element wurde anstelle des Spiegels direkt hinter dem Coelostaten eine Linse angebracht. Der Spektrograf selbst stand in einem Labor senkrecht zwischen den Turmfundamenten im Keller.

Durch diese neue Strahlführung wurden endlich gute, in der Sonnenbeobachtung lange Zeit führende Ergebnisse erzielt. Selbst Albert Einstein war bei seinem Besuch im Jahr 1931 noch begeistert. Nach ihm ist das 1919 in Potsdam gebaute Turmteleskop benannt, mit dem der Astrophysiker Erwin Freundlich Einsteins Relativitätstheorie experimentell überprüfen wollte. Als europäisches Spitzeninstrument seiner Zeit überzeugt es auch in seiner Gestaltung durch den Architekten Erich Mendelsohn noch heute.


Das McMath-Pierce-Teleskop auf dem Kitt Peak
Das letzte große Turmteleskop mit offener Strahlführung und sehr langer Brennweite ist das McMath-Pierce-Teleskop auf dem Kitt Peak nahe Tucson in Arizona. Es wurde Ende der 1950er Jahre gebaut und ist sozusagen der Leviathan unter den älteren Sonnenteleskopen. Robert McMath, nach dem es benannt ist, war ebenfalls ein reicher Amerikaner, der aber nicht nur das Geld für den Bau des Teleskops stiftete, sondern sich dann auch vom Hobby- zum Berufsastronomen entwickelte und seinem Teleskop auch fachlich verbunden war.

Dieses Sonnenteleskop war nicht nur das größte seiner Zeit - es wies auch drei bedeutende Neuerungen auf. Zum einen wurde es nicht vertikal, sondern nach der Polachse ausgerichtet. Damit konnte der aus zwei Spiegeln bestehende Coelostat durch einen einzigen Spiegel ersetzt werden: Diese Anordnung wird auch als Heliostat bezeichnet. Weiterhin wurde eine so lange Brennweite gewählt, dass der 1,6-Meter-Hauptspiegel sphärisch ausgeführt werden konnte - einfacher und billiger als ein Parabolspiegel gleicher Öffnung. Schließlich wurde der Hauptspiegel als Schiefspiegler ausgeführt, wodurch der nachfolgende Umlenkspiegel außerhalb des Strahlengangs zum Hauptspiegel liegt und somit keine Abschattung verursacht. Der Spektrograf wurde in einem Vakuumtank untergebracht - die erste Umsetzung der Idee, das Flimmern innerhalb des Instruments durch Evakuierung zu bekämpfen.

Das McMath-Pierce-Teleskop war zwar allen anderen Turmteleskopen überlegen, aber das Flimmern der Luft in der Umgebung des Heliostaten und im Strahlengang auf dem langen Weg bis hin zum Spektrografen erwies sich nach wie vor als unbefriedigend - obwohl nachträglich noch vielfältige Verbesserungen eingeführt wurden, wie eine Flüssigkeitskühlung der Außenfassade und ein halbdurchlässiger Windschirm um den Heliostaten. Das Teleskop genügt den heutigen Anforderungen nicht mehr und wird nur noch eingeschränkt betrieben.


Vakuum-Teleskope
Der nächste Schritt zur Verbesserung des »Teleskop-Seeings«, wie die atmosphärisch bedingten Störungen der Abbildungseigenschaften innerhalb des Instruments genannt werden, bestand darin, die das Flimmern erzeugende Luft weitgehend aus dem Strahlengang fernzuhalten, das heißt, den Strahlengang im Innern des Teleskops durch ein Vakuum zu führen. Ein Musterbeispiel für diese Lösung ist das Vakuum-Turm-Teleskop (VTT), das 1989 vom Freiburger Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik auf dem Pico del Teide in Teneriffa in Betrieb genommen wurde.

Die verbleibende Problemstelle eines solchen Vakuumteleskops ist das horizontal gelagerte Eintrittsfenster des Vakuumtanks: Dieses Eintrittsfenster ist etwas größer als der Hauptspiegel, wird nur an seinen Rändern gehalten, und muss dem vollen Atmosphärendruck standhalten - es verbiegt sich dadurch entsprechend. Beim VTT ist die Durchbiegung noch zu beherrschen. Wegen dieser Durchbiegungsprobleme kann die Apertur der Vakuumteleskope, wie bei den Refraktoren, nicht beliebig weiter vergrößert werden.


Adaptive Optik
Auch das Vakuum-Turmteleskop hat noch Probleme mit dem Teleskop-Seeing, da die Coelostatspiegel selbst und ihre Umgebung nach wie vor dem vollen Sonnenlicht ausgesetzt sind, und auch die Luft in der Atmosphäre oberhalb des Teleskops flimmert. Eine Lösung wären Weltraumteleskope oder Ballonteleskope, die in großer Höhe die Arktis oder Antarktis umkreisen, wie etwa das Sonnenteleskop Sunrise des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau.

Aber wir wollen uns hier auf erdgebundene Sonnenteleskope beschränken, und bei diesen gibt es seit dem Aufkommen leistungsfähiger Computer und digitaler Bildsensoren neue, vorher ungeahnte Möglichkeiten, mit dem Bildflimmern fertig zu werden: Das Flimmern wird nicht mehr verhindert, sondern durch eine »adaptive Optik« kompensiert. Mit einer solchen adaptiven Optik (AO) wurde nachträglich auch das VTT ausgestattet. Sie wurde in einem zusätzlichen Tank zwischen Teleskoptank und Fokus eingebaut.

Von der adaptiven Optik sei hier nur das Prinzip erwähnt, ohne das der Strahlengang der im Folgenden beschriebenen neusten Sonnenteleskope nicht zu verstehen ist. Ein Wellenfrontsensor ermittelt die aktuelle Verformung der eintreffenden Wellenfronten in schneller Folge. Anhand dieser Information wird ein dünner Korrekturspiegel im Strahlengang gegengleich verformt, wodurch die Wellenfront geebnet wird. Dieser Regelprozess geschieht mit einer hohen Frequenz (mehrere Hundert Hertz). Die damit erreichbaren Verbesserungen in der Bildschärfe sind verblüffend.

Adaptive Optik ist heute bei allen großen Teleskopen, auch bei Nachtteleskopen, üblich. Dabei haben die Sonnenastronomen das Glück, dass ihnen ihr Beobachtungsobjekt ja wahrlich genügend Photonen zur Verfügung stellt, um ein paar davon für die Steuerung der adaptiven Optik abzuzweigen.


Noch größere Sonnenteleskope: SST, LEST und GREGOR
Auch die Sonnenphysiker der 1980er Jahre entgingen nicht der »galileischen Krankheit«, nämlich der Sucht nach Teleskopen mit immer größerer Öffnung. Ein nächster Schritt in diese Richtung war das auf der Kanareninsel La Palma stationierte Swedish Solar Telescope (SST) mit seiner Ein-Meter-Eintrittsöffnung. Das SST hat keinen Coelostaten mehr, sondern eine azimutale Nasmyth-Montierung (siehe SuW 11/2011, S. 47). Und auch die beiden Nasmyth-Spiegel, welche die Coelostatenspiegel ersetzen, sind im Vakuum untergebracht. So verläuft nur noch der Lichtweg bis zum Eintrittsfenster vor diesen Spiegeln durch die flimmernde Luft. Damit sind aber die technologischen Grenzen des Vakuumteleskop-Konzepts endgültig erreicht. Denn das Eintrittsfenster muss den Druck der Atmosphäre aushalten. Bei noch größerer Öffnung wäre die Durchbiegung des Fensters nicht mehr zu beherrschen.

Der nächste Schritt führte die Sonnenastronomen zur Konzeption des Large Earth-based Solar Telescope (LEST), das in den 1980er Jahren von einer Gruppe hauptsächlich skandinavischer Institute geplant, dann aber nicht gebaut wurde. Es sollte eine Öffnung von annähernd 2,5 Metern haben. Der Entwurf zeigt eine Fülle von Elementen, die für die folgenden, heute im Bau befindlichen großen Sonnenteleskope richtungsweisend waren (siehe Kasten »LEST - nicht realisiert, aber richtungsweisend« unten).



KASTEN
 
LEST - nicht realisiert, aber richtungsweisend

Das Large European Solar Telescope mit 2,4 Meter Öffnung wurde von sechs europäischen Ländern sowie Australien, China und den USA gestartet. Primäres Ziel des Projekts war die Untersuchung der Feinstruktur solarer Magnetfelder mit einer Winkelauflösung von 0,1 Bogensekunden. Die Optik des Teleskops ist polarisationsfrei.
Zunächst der Tubus: Er gleicht einem zylindrischen Druckbehälter oder Fass, das durch ein Eintrittsfenster abgeschlossen ist (grün in nebenstehender Grafik). Wegen der geschilderten Probleme mit dem atmosphärischen Druck auf solch ein Fenster ist das Fass aber nicht mehr evakuiert, sondern mit Helium gefüllt. Dabei wird der durch Versuche und Berechnungen belegte Umstand genutzt, dass in Helium die Schlierenbildung und das Flimmern viel geringer sind als in Luft. Die Strahlführung im Teleskop und bis zu den Spektrografen sei hier und im Folgenden kurz erläutert. Im Coudé-Labor steht eine große drehbare Plattform, auf der mehrere Spektrografen untergebracht werden können. Die Drehbewegung der Coudé-Plattform dient dazu, die mit der azimutalen Montierung verbunden Drehbewegung der Bildebene zu kompensieren. Da die Sonnenspektrografen inzwischen immer größer geworden sind und mehrere Tonnen wiegen können, haben sich die rotierenden Coudé-Plattformen der neuen Vier-Meter-Sonnenteleskope zu haushohen Monstern entwickelt.
Der Strahlengang im LEST: Die mittlere Grafik in diesem Kasten zeigt die Strahlführung im Teleskop selbst, also ab dem mit W1 bezeichneten Eintrittsfenster, und bis hin zum Coudé-Labor im Fuß des Turms, wo die Spektrografen untergebracht sind. Die Strahlführung ist neuartig und richtungsweisend für alle späteren Sonnenteleskope, einschließlich der beiden zurzeit in Entwicklung befindlichen Vier-Meter-Teleskope. Die Optik im Tubus ist vom Typ »Gregory«, bei dem der Sekundärspiegel M2 oberhalb des Primärspiegelfokus F1 liegt. Das ist wichtig, denn es erlaubt die Unterbringung eines neuen Bauelements, der »Wärmefalle« (englisch: heat trap) in der Brennebene F1 des Primärspiegels M1.
Zusätzlich zum Sekundärspiegel M2 ist ein dritter, abbildender Spiegel M3 angeordnet, der das Licht über mehrere Umlenkspiegel auf die Brennebene F3 des Spektrografen fokussiert. Dadurch ergibt sich das gewünschte große Öffnungsverhältnis f/d = 75 (f ist die Systembrennweite, d die Apertur des Hauptspiegels).
Zwischen dem vierten, flachen »Nasmyth-Spiegel« M4, der das Licht in die Elevationsachse des Teleskops umlenkt, und dem fünften, ebenfalls flachen Spiegel, der es von dort in das Coudé-Labor leitet, befindet sich das Austrittsfenster W2 des mit Helium befüllten Tanks. Dieses dient zugleich als Eintrittsfenster zur Vakuumröhre, in der das Licht bis hin zu den Spektrografen im Coudé-Labor geleitet wird. Der fünfte Spiegel kann, wie in der Grafik angedeutet, durch die beiden für die adaptive Optik notwendigen Spiegel M5 und M6 ersetzt werden. Jenseits des Austrittsfensters W3 aus dem Vakuumtank lenkt der Planspiegel M7 den Strahl zur dritten Fokaleben F3 in jeweils einen der horizontal gelagerten Spektrografen um.
Die Wärmefalle: Interessant am LEST sind auch die Details der Wärmefalle (siehe Grafik rechts). Immerhin bringt das gesammelte Sonnenlicht eine Leistung von 3,7 Kilowatt in die Brennebene des Hauptspiegels ein, die als Wärme aus dem Tubus entfernt werden muss. Dies geschieht durch Flüssigkeitskühlung einer Abweisplatte aus geschwärztem Kupfer mit etwa 100 Millimeter Durchmesser. Bei einem Sonnenbild von 50 Millimeter Durchmesser ergibt sich ein abzuführender Wärmefluss von 2 Megawatt pro Quadratmeter, eine wahrhaft gigantische Zahl! Die Wärmeabfuhr sollte durch Flüssigkeitskühlung der Abweisplatte mit hohem Verwirbelungsgrad geschehen. Die Lösung war aber noch nicht ausgereift, als die Arbeiten am LEST abgebrochen und der Abschlussbericht (LEST-Report) geschrieben wurde.

Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:
- Querschnitt durch das Large Earth-based Solar Telescope
- Die Strahlführung im LEST
- Die Wärmefalle des Teleskops LEST: In der Brennebene des unten liegenden Primärspiegels befindet sich eine Kupferplatte, auf der die Sonne abgebildet wird. Nur jener Teil des Bilds wird zum Sekundärspiegel durchgelassen, der auf die kleine Öffnung im Zentrum der Kupferplatte trifft; der Rest wird weggekühlt. (Dargestellt ist die Extremlage, in der das Beobachtungsfenster auf dem linken Sonnenrand positioniert ist.) Das im Bild von rechts zufließende Kühlmittel wird durch Diffusoren mit hohem Verwirbelungsgrad gegen die Rückseite der Kupferplatte gedrückt, um einen besonders effizienten Übergang der abzuführenden Wärme zu erreichen.
 
KASTEN ENDE


Nach Abbruch der Entwicklung von LEST wurde das auf einem Gregory-Tubus beruhende Konzept ein erstes Mal beim 1,5-Meter-Sonnenteleskop GREGOR des Kiepenheuer-Instituts für Sonnenphysik, auf dem Pico del Teide in Teneriffa, realisiert (siehe SuW 7/2012, S. 46). Aber ganz anders als LEST erhielt dieses Teleskop einen offenen Tubus, der die Luft frei hindurchströmen lässt, und (an Stelle der Wärmefalle) einen »Wärmeabweiser«, wie er später auch für das European Solar Telescope (EST) entwickelt wurde.

Wenn wir nun auf die geschilderte historische Entwicklung zurückschauen, so müssen wir erkennen, dass die abschließende Lösung des Hitzeproblems bei Sonnenteleskopen immer noch nicht gefunden ist. Das zeigt schon allein der Vergleich der beiden im Bau beziehungsweise in der Planung befindlichen Vier-Meter-Sonnenteleskope, bei denen interessanterweise zwei völlig unterschiedliche »Thermalkonzepte« miteinander konkurrieren.


Die neuen Vier-Meter-Teleskope: das ATST in Amerika ...
Das amerikanische Advanced Technology Solar Telescope (ATST) wird gegenwärtig auf dem 3055 Meter hohen Haleakala, dem höchsten Berg der Hawaii-Insel Maui, errichtet. Träger dieses Projekts ist das amerikanische National Solar Observatory NSO, mit Hauptsitz in Tucson, Arizona. Die Planung des ATST ist weit fortgeschritten, und die ersten Bauteile sind in der Fertigung. Das Teleskop ist durch eine Kuppel mit mitbewegter Spaltabdeckung weit gehend gegen die Sonneneinstrahlung geschützt. Die Kuppel lässt das Sonnenlicht nur durch das Aperturloch ein: Von dort aus fällt es genau auf den von hinten gekühlten Hauptspiegel, während das gesamte Umfeld abgeschirmt ist. Auch die Außenhaut der Kuppel ist gekühlt, und das Innere wird durch Öffnungen in der Außenhaut belüftet, die je nach Wetterlage auch geschlossen werden können. Die Wärmefalle im Primärfokus folgt ähnlichen Prinzipien wie die Wärmefalle des LEST (siehe Grafik im Kasten oben).


... und das EST in Europa
Das zweite, noch in der Planung befindliche Vier-Meter-Sonnenteleskop ist das European Solar Telescope (EST). Es wird von einer Gruppe europäischer Institute für Sonnenforschung geplant und soll in der Nähe des spanischen Zehn-Meter-Teleskops GRANTECAN auf der Kanareninsel La Palma oder in der Nähe des GREGOR-Teleskops auf Teneriffa errichtet werden. Bisher wurde nur eine gemeinschaftliche, von der EU geförderte Entwicklungsstudie durchgeführt. Eine eigene, europäische Institution für Sonnenbeobachtung, eine European Association for Solar Telescopes (EAST), vergleichbar mit der Europäischen Südsternwarte ESO für Nachtastronomie, gibt es offiziell noch nicht - die beteiligten Projektverantwortlichen aus den verschiedenen Ländern des EST-Verbunds warten sehnsüchtig auf den nächsten Schritt zu deren Gründung und zur Finanzierung des Observatoriums.

Das EST folgt einem ganz anderen Thermalkonzept als das ATST: Das Teleskop hat keine geschlossene Kuppel, vielmehr wird es während der Beobachtung offen der Sonne ausgesetzt. Es gibt nur eine zeltartige Schutzvorrichtung aus Stoff, die das Teleskop nachts und bei schlechter Witterung vor Verschmutzung bewahrt, während der Beobachtungen aber völlig eingeklappt werden kann. Im Betrieb soll das Teleskop so frei stehen wie irgend möglich und von der Luft umströmt werden - deshalb ist die Teleskopplattform flach gehalten und nur mit Gitterrosten belegt. Erfahrungen mit dem McMath-Pierce-Telescope, dessen Heliostat ebenfalls frei steht, sowie mit GREGOR und dem Dutch Open Telescope auf La Palma haben gezeigt, dass das Seeing eines frei stehenden Sonnenteleskops um so besser ist, je stärker der natürliche Wind bläst. Folglich muss sich das Teleskop auch bei starken Windböen noch stabil ausrichten und nachführen lassen - eine Herausforderung für seine Mechanik und Positionsregelung! Zur Glättung der Windböen ist deshalb ein gitterartiger Windschirm vorgesehen, der in die jeweilige Windrichtung gedreht werden kann.

Die Strahlführung im Tubus des EST folgt wieder dem Gregory-Prinzip, ist aber im Gegensatz zum ATST rotationssymmetrisch, mit den dort beschriebenen Vor- und Nachteilen (siehe die beiden Kästen unten). Der entscheidende Unterschied zwischen den Thermalkonzepten von ATST und EST wird hier deutlich: Das EST besitzt keine »Wärmefalle«, sondern ganz im Gegensatz einen »Wärmeabweiser«. Dazu wird die »Abweisplatte« des LEST-Konzepts nicht geschwärzt, sondern verspiegelt und um 45 Grad gekippt. Dadurch wird der größte Anteil der Sonnenenergie in die Umgebung abgestrahlt, weswegen das Teleskop während der Beobachtung nicht in einer geschlossenen Kuppel stehen darf, die ja von innen aufgeheizt würde. Nur die verbleibende, nicht reflektierte Restwärme, die von der Güte der Verspiegelung der Abweisplatte abhängt, muss durch Kühlung abgeführt werden.



KASTEN
 
Die Strahlführung des ATST

Die Strahlführung des ATST entspricht der eines »Schiefspieglers«. Ansonsten folgt sie im Wesentlichen dem Gregory-Prinzip mit einer Wärmefalle in der Brennebene des »schiefen« Primärspiegels. Der Schiefspiegler bietet den Vorteil, dass der Sekundärspiegel außerhalb der Eintrittsöffnung zu liegen kommt: Damit stört dessen Haltevorrichtung den Strahlengang nicht. Dies erleichtert auch die Unterbringung der Wärmefalle mit ihren vielen elektrischen Kabeln und Kühlschläuchen vor der Sekundärspiegeleinheit: Dieser Vorteil überwiegt die Nachteile des Schiefspieglers, nämlich den Einfluss der fehlenden Rotationssymmetrie auf die instrumentelle Polarisation und den höheren Aufwand beim Schleifen des schiefen Spiegels. Die Spiegel M7 bis M10 füttern die adaptive Optik und die verschiedenen Spektrografen auf der rotierenden Coudé-Plattform.

Bildunterschrift der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:
- Das Advanced Technology Solar Telescope (ATST) erfordert einen aufwändigen Schutzbau.

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Strahlführung und Wärmeabweiser des EST
Die Strahlführung im Tubus des EST (siehe Grafik a) entspricht der Anordnung im LEST-Teleskop, nur ist sie nicht in einem Behälter untergebracht, sondern wird von der Außenluft durchstrichen. Rechts oben (b) eine Untersicht und darunter (c) ein Schnitt durch den Wärmeabweiser. In der Untersicht sieht man das Bild der Sonne in einer der beiden Extremlagen rechts von der zentralen Durchlassöffnung zum Sekundärspiegel; die Schnittzeichnung zeigt den Wärmeabweiser mit der schrägen Abweisplatte. Es sind die Zuleitungsrohre für die Kühlflüssigkeit und die Diffusor-Platte zu erkennen.

Bildunterschrift der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:
- Dieses Computermodell des ATST zeigt auch die unter dem Teleskop liegende drehbare Coudé-Plattform.
 
KASTEN ENDE


Die neuen Teleskope ATST und EST liefern kein ganzes Bild der Sonne mehr. Ihre Winkelauflösung ist so hoch, dass sich nur noch kleine Ausschnitte der Sonnenscheibe beobachten lassen. Die Grafik b im Kasten »Strahlführung und Wärmeabweiser des EST« rechts zeigt das vom Primärspiegel erzeugte Bild der Sonne auf der Platte des Wärmeabweisers in einer der beiden Extremlagen rechts der optischen Achse. Nur das kleine Loch im Zentrum lässt das Sonnenlicht zu den Spektrografen durch, der Rest wird teils wegreflektiert, teils weggekühlt. Die Durchlassöffnung lässt sich an jedem Ort auf der Sonnenscheibe positionieren.

Auch beim EST werden die Spektrografen im unteren Teil des Teleskopturms stehen. Es ist jedoch nicht mehr wie beim ATST nur eine Coudé-Plattform vorgesehen, sondern hier wird sich ein dreistöckiges Haus mit Sub-Bogensekunden-Genauigkeit um seine eigene Achse drehen!

Die modernen Sonnenteleskope unterscheiden sich in den für die Beherrschung des Sonnenlichts notwendigen Zusatzeinrichtungen, wie auch in der Größe der verwendeten Spektrografen stark von den modernen Nachtteleskopen. Das Bild links zeigt das Computermodell des ATST mit der darunterliegenden drehbaren Coudé-Plattform, wie es in den letzten zwei Jahren vom Ingenieurteam der MT Mechatronics GmbH in Mainz entwickelt wurde und im Laufe dieses Jahres bei der amerikanischen Partnerfirma Ingersoll Machine Tools in Rockford, Illinois, gebaut werden soll. Das Bild gibt einen Eindruck von den vielfältigen Zusatzeinrichtungen, die das Aussehen des fertiggestellten Teleskops beherrschen werden.

Erwähnt seien hier die beiden Kabeldrehanlagen unter dem Teleskop selbst und unter der Coudé-Plattform, über welche die Versorgungsleitungen für die Spiegel, die Positionssteuerung und die Spektrografen laufen. Sie haben inzwischen ein derartiges Ausmaß angenommen, dass man scherzhaft von einem System zweier komplizierter Kabeldrehanlagen mit angeschlossenem Teleskop reden könnte! Ansonsten ist die Mechanik des ATST ein Beispiel dafür, dass »German Engineering« international weiterhin einen ausgezeichneten Ruf genießt.


Hans Jürgen Kärcher war als Systemingenieur für Teleskope bei MAN Gustavsburg (jetzt MT Mechatronics) unter vielen anderen Projekten maßgeblich am Entwurf und Bau des großen Millimeterwellenteleskops GMT/LMT in Mexiko und des Flugzeugteleskops SOFIA beteiligt. Seit 2006 ist er für Forschungs- und Entwicklungsprogramme bei MT Mechatronics in Mainz zuständig.



Literaturhinweise

Denker, C. et al.: Das Sonnenteleskop GREGOR. In: Sterne und Weltraum 7/2012, S. 46-53
Kärcher, H.: Wer war Monsieur Coudé? In: Sterne und Weltraum 11/2011, S. 42-53
Lemke, D.: Ballon-Astronomie gestern und heute. In: Sterne und Weltraum 9/2010, S. 32-43

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w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien zu diesem Beitrag

Was ist WIS?
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WiS in Sterne und Weltraum

Zum Artikel »Sonnenteleskope - Aufbruch zu neuen Rekorden« sind zwei WIS-Beiträge empfehlenswert:

»Die Erforschung der Sonne« unternimmt einen Streifzug durch die Geschichte der Sonnenerkundung. Sie wird dabei an ausgewählten Beispielen in Form einer komplexen Lernaufgabe für Schüler zugänglich gemacht. Hierin finden sich Erkundungsaufträge, klassische Aufgaben, Aktivitäten, Anregungen für eigene Beobachtungen, Experimente sowie ein selbst zu bauendes Modell. Der Schwerpunkt dieser WIS-Materialien liegt auf der Erkenntnisgewinnung.
(ID-Nummer: 1156169)

»Beobachtung der Sonnenphotosphäre und -chromosphäre in der Schule«: Das neue Sonnenteleskop GREGOR auf Teneriffa eröffnet den Wissenschaftlern faszinierende Einblicke in die Natur der Sonne. Aber auch in der Schule sind visuelle und fotografische Beobachtungen möglich. Sie erlauben Erkenntnisse über die sichtbare Sonnenoberfläche und der unmittelbar darüber befindlichen Chromosphäre.
(ID-Nummer: 1128716)

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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 35 oben:
Das European Solar Telescope soll auf den Kanarischen Inseln errichtet werden. Es wird völlig frei auf dem Dach seines Gebäudes stehen. Die darunter liegenden Stockwerke beherbergen die angeschlossenen Messinstrumente.

Abb. S. 35 Mitte:
So zeichnete William Herschel im Jahr 1801 einen Sonnenfleck.

Abb. S. 35 unten links:
Christoph Scheiner setzte sein Sonnenteleskop 1618 auf die erste bekannte äquatoriale Montierung und projizierte das Sonnenbild auf einen Schirm, was eine einfache Nachführung und eine gefahrlose Beobachtung ermöglichte.

Abb. S. 35 unten rechts:
Das Sonnenteleskop mit Projektionsschirm wird, insbesondere im Unterricht, auch heute noch gerne verwendet.

Abb. S. 36 oben links:
Aus seinen visuellen Beobachtungen leitete Josef Fraunhofer 1814 das Spektrum der dunklen Absorptionslinien im Sonnenlicht ab und bestimmte die spektrale Intensitätsverteilung des Kontinuums (obere Kurve). Die angegebene Bezeichnung der stärksten Linien wurde von ihm eingeführt und ist noch heute gebräuchlich.

Abb. S. 36 oben rechts:
Mit diesem von Robert Bunsen und Carl August von Steinheil gebauten Spektralapparat gewann Gustav Kirchhoff um 1859 die Daten, aus denen er die heute noch gültige Interpretation der fraunhoferschen Absorptionslinien entwickelte.

Abb. S. 36 unten links:
Im Helen-Snow-Teleskop verlief der Strahlengang erstmals über die beiden Planspiegel des Coelostaten und einen langbrennweitigen Parabolspiegel horizontal zum Spektrografenspalt.

Abb. S. 36-37 unten rechts:
Das Helen-Snow-Teleskop auf dem Mount Wilson: Um die Aufheizung des Instruments und seiner Umgebung möglichst gering zu halten, standen die Coelostatenspiegel frei auf einer Plattform (a); von dort verlief der Strahlengang durch einen mit Segeltuch abgeschirmten, 22 Meter langen Tunnel (b). Am Ende des Tunnels stand der Parabolspiegel (c), in dessen Brennebene der Spektrografenspalt angeordnet war.

Abb. S. 37 oben links:
George E. Hale entwickelte den Spektroheliografen (links). Während mit dem Eintrittsspalt nur ein Streifen der Sonne erfasst wird, entsteht mit dem Bewegen des Austrittspalts über der Fotoplatte schrittweise ein Gesamtbild der Sonne.

Abb. S. 38 oben:
Mit dem 150-Fuß-Turmteleskop auf dem Mount Wilson und seinem Coelostaten auf der Spitze wurde erstmals ein vertikaler Strahlengang verwirklicht. Der Spektrograf befindet sich senkrecht stehend unter der Erde.

Abb. S. 38 unten:
Beim Turmteleskop im Einstein-Turm auf dem Potsdamer Telegrafenberg wurde der Strahlengang im Kellergeschoss erstmals in einen horizontal gelagerten Spektrografen umgelenkt.

Abb. S. 39:
Der Strahlengang des McMath-Pierce-Teleskops auf dem Kitt Peak führt von dem frei stehenden Heliostaten mit zwei Meter Öffnung durch den in Polrichtung geneigten »Turm« zum 1,6-Meter-Hauptspiegel und zurück zum Umlenkspiegel etwa auf halber Höhe. Von dort geht es senkrecht nach unten in den Vakuum-Sonnenspektrografen.

Abb. S. 40 oben:
Der Strahlengang im Vakuum-Turmteleskop
Wie schon beim MacMath-Pierce-Teleskop, steht auch beim VTT der Coelostat auf dem Turm, aber gleich dahinter beginnt der obere Vakuumtank, der die ganze restliche Teleskopoptik enthält. An seinem Boden befindet sich der parabolische 70-Zentimeter-Hauptspiegel mit 46 Meter Brennweite - das ist weit mehr als die Höhe des Tanks, deshalb wird der Strahl durch einen Planspiegel an dessen oberem Ende gefaltet und verlässt den Tank am unteren Ende horizontal in Richtung Beobachtungsraum. Das dünnere Rohr rechts neben dem Vakuumtank enthält einen Hilfsstrahlengang zur Steuerung des Coelostaten. Der untere Tank enthält einen großen Echelle-Spektrografen mitsamt einem Vorzerlegerspektrografen.

Abb. S. 40 unten:
Über die beiden Spiegel des Coelostaten des Vakuum-Turmteleskops wird das Sonnenlicht senkrecht durch das Eintrittsfenster in den evakuierten Turm geführt.

Abb. S. 41 oben links:
Schematische Darstellung der Funktionsweise der adaptiven Optik

Abb. S. 41 oben rechts:
Mit adaptiver Optik gewonnene Bilder der Sonnenoberfläche (rechts) sind viel schärfer als solche, die ohne Korrektur aufgenommen wurden (links).

Abb. S. 41 unten:
Beim Ein-Meter-Swedish Solar Telescope (SST) arbeiten auch die beiden Nasmyth-Spiegel auf dem Turm im Vakuum; das kritische Eintrittsfenster zum Vakuumtank liegt vor der dunklen Öffnung (im Foto oben). Die Grafik zeigt den gefalteten Strahlengang bis zum horizontalen Spektrografen.


© 2013 Hans Jürgen Kärcher, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 9/13 - September 2013, Seite 34 - 45
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
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veröffentlicht im Schattenblick zum 25. Februar 2014