Adaptive Optik Online mit Fokus auf die Astronomie
Von Stefan Hippler und Andrei Tokovinin
Glossar, Adaptive Optik Begriffe.
Abkürzungen und Akronyme.
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AO Adaptive Optics; Adaptive Optik.
SCAO Single Conjugate AO; einfach konjugierte AO. Korrektur der atmosphärischen Turbulenz in einer bestimmten Höhe. In der Regel ist ein deformierbarer Spiegel optisch konjugiert zu einer Höhe nahe oder gleich dem Boden des Teleskops (ground layer).
MCAO Multi Conjugate AO; mehrfach konjugierte AO. Mit mehreren Wellenfrontsensoren werden die Turbulenzen in verschiedene Richtungen gemessen, um sie im gesamten 3-D-Volumen über das Gesichtsfeld des Teleskops bzw. der astronomischen Kamera zu rekonstruieren. Die Messung nicht nur der Turbulenzen, sondern auch der Höhe, in der sie sich befinden, ermöglicht es einer Reihe von deformierbaren Spiegeln, die mit verschiedenen Höhen konjugiert sind, die Größe des AO-korrigierten Gesichtsfeldes zu vergrößern. Quelle: Gemini Observatory.
GLAO Ground Layer AO; Bodenschicht AO. Eine AO-Variante, bei der der deformierbare Spiegel mit dem Boden konjugiert ist und nur die Turbulenz der Bodenschicht - in etwa die ersten 500-1000 Meter über dem Teleskop - gemessen und kompensiert wird. Dies führt nur zu einer teilweisen Korrektur, aber auf einem Sichtfeld, das mehrere Bogenminuten umfassen kann. Die GLAO wird oft auch als Seeing-Verbesserungstechnik bezeichnet.
MOAO Multi Object AO. Das Ziel von MOAO ist es, atmosphärische Turbulenzen über ein weites Gesichtsfeld von bis zu 5-10 Bogenminuten zu kompensieren, indem für jedes zu beobachtende Objekt individuelle deformierbare Spiegel verwendet werden. Mit einer kleinen Anzahl von natürlichen oder Laser-Leitsternen, ähnlich MCAO, wird die Wellenfront mit tomographischen Methoden rekonstruiert. Jeder deformierbare Spiegel wird optimal geformt, um die Turbulenzen in "seiner" Blickrichtung zu korrigieren, wie ein Multi-SCAO-System, das in einer offenen Regelschleife betrieben wird.
XAO, auch ExAO Extreme AO. Typischerweise arbeiten XAO-Systeme mit Kilohertz-Abtastraten der Wellenfront und korrigieren Wellenfronten mit einer sehr hohen Anzahl von Aktoren bzw. einer sehr hohen Aktorendichte pro Wellenfrontfläche.
LTAO Laser Tomography AO.
NGS Natural Guide Star; natürlicher Leitstern. Ein ausreichend heller Leitstern versorgt den Wellenfrontsensor der AO mit Licht, also Signal aus dem sich letztlich die Wellenfrontstörungen bestimmen lassen.
LGS Laser Guide Star; Laser-Leitstern, mit Hilfe eines Lasers erzeugter Leitstern.
Natrium LGS, Sodium LGS Ein künstlich erzeugter "Stern", genauer gesagt Natriumatome, die in einer Höhe von ca. 80-100 km über dem Erdboden durch Laserlicht mit 589 nm Wellenlänge (Natrium D2 Linie) angeregt werden und Licht gleicher Wellenlänge wieder zum Erdboden emittieren. In der Realität wird natürlich kein Stern erzeugt sonder eher ein leuchtender Zylinder, der vom Boden/Teleskop aus betrachtet in der Projektion wie eine leicht ausgedehnte Punktquelle aussieht.
Rayleigh LGS Der Strahl eines gepulsten Lasers wird in Höhen von ca. 10 - 20 km über dem Boden fokussiert. Durch die sogenannte Rayleigh-Streuung wird ein Teil des Laserlichts zum Boden/Teleskop zurückgestreut. Die zurückgestreute Intensität wäre umgekehrt proportional zum Quadrat der Höhe bei konstanter Luftdichte, da die Luftdichte aber mit der Höhe abnimmt, nimmt die zurückgestreute Laserlichtintensität noch stärker ab. Der größte Teil des Laserlichts wird in niedrigen Höhen gestreut. Die Strahlfokussierung reicht nicht aus, um die gewünschte LGS-Höhe zu definieren. Daher muss das Messsignal mit den Laserpulsen korreliert/synchronisiert werden, das sogenannte Range Gating. Die Länge der Korrelationszeit entspricht typischerweise einem Höhenbereich von 1 - 2 km. Die Sychnronisation erfolgt z.B. durch einen schnellen elektro-optischen Verschluss vor dem WFS.
Seeing Das astronomisches Seeing bezieht sich auf die Stärke der scheinbaren Unschärfe und des Funkelns von astronomischen Objekten wie Sternen aufgrund der turbulenten Vermischung der Luft in der Erdatmosphäre, die Schwankungen des optischen Brechungsindex verursacht. Die Sehbedingungen in einer bestimmten Nacht an einem bestimmten Ort beschreiben, wie sehr die Erdatmosphäre die Bilder von Sternen, die durch ein Teleskop betrachtet werden, stört. Quelle: Wikipedia.
Wellenfront Eine Lichtwelle, gekennzeichnet in einer gegebenen xy-Ebene durch eine Intensität und eine Phase. Quelle: Gemini Observatory.
Deformierbarer Spiegel,
Deformable mirror, DM
Ein spezieller Spiegel, der in AO-Systemen verwendet wird und verformt werden kann, um den (im Wesentlichen) beliebigen Formen der einfallenden Wellenfront zu entsprechen. Typischerweise haben diese Spiegel heutzutage Hunderte bis Tausende von Steuerelementen, sogenannte Aktuatoren, die an der Rückseite des Spiegels befestigt sind und ihn an ihren Befestigungspunkten drücken oder ziehen können.
Wellenfrontsensor, WFS Ein Wellenfrontsenosr misst die Abweichungen einer Wellenfront (Phasenfront) von ihrem Idealzustand. Die Phasenabweichungen führen oft zu einer Verschlechterung der Abbildungsqualität eines optischen Systems und werden auch als optische Aberrationen bezeichnet.
Shack-Hartmann WFS Der Shack-Hartmann (manchmal auch Hartmann-Shack) WFS vermisst Wellenfronten durch Analyse des von einer Mikrolinsen-Maske erzeugten Bildes. Dabei sitzt die Mikrolinsen-Maske im kollimierten Strahl (Pupille) einer Lichtquelle. Jede Mikrolinse erzeugt auf einem Detektor ein Bild der Lichtquelle. Je nach Verkippung der Wellenfront über die Mikrolinse entsteht das Bild an Detektorpositionen die gegenüber nicht gekippten Wellenfronten verschoben sind. Die Differenz von gemessener Bildpunktposition zu erwarteter (oder kalibrierter) Position ergibt den Gradienten der Wellenfront über die jeweilige Mikrolinse.
Curvature WFS Der Curvature (Krümmung) WFS misst Aberrationen einer optischen Wellenfront. Wie ein Shack-Hartmann WFS wird in der Regel eine Mikrolinsenmaske eingesetzt, deren Mikrolinsen ihr Licht in optische Fasern fokussieren. Am Ausgang der optischen Fasern sitzen in der Regel Photodioden (APDs), deren Signal proportional zur einfallenden Intensität ist. Die Mikrolinsenmaske sitzt im kollimierten Strahl (Pupille) der Lichtquelle. Eine Membran moduliert nun den Fokus der Lichtquelle entlang der optischen Achse mit hoher Frequenz, idealerweise so schnell, dass die Aberrationen sich innerhalb der Zykluszeit nicht ändern. Durch Messung der relativen Intensitäten an zwei (einmal vor der nominalen Fokusebene und einmal dahinter) Positionen der Membran kann die Krümmung der Wellenfront über die jeweilige Mikrolinse abgeleitet werden kann. Der Curvature WFS liefert somit die 2. Ableitung der Wellenfront über die jeweilige Mikrolinse.
Pyramid WFS
RTC Real-time computer, real-time controller.
Open-loop Regelung ohne direkte Rückmeldung. Für die AO bedeutet dies in der Regel, dass der Wellenfrontsensor nicht die korrigierte Wellenfront "sieht".
Closed-loop Im Gegensatz su open-loop "sieht" der Wellenfrontsensor die korrigierte Wellenfront.
Tip-Tilt Korrektur Korrektur der Bildbewegung, beispielsweise mit einem 2-Achsen Kippspiegel.
Strehl-Zahl, Strehl-Verhältnis (Strehl ratio). Die von einem optischen System gemessene Intensität einer Punktquelle im Maximum im Vergleich zur theoretisch maximalen Intensität. Somit ein Vergleich des optischen Systems mit Aberrationen zum rein beugungsbegrenzten optischen System. Ein optisches System wird als beugungsbegrenzt bezeichnet wenn es eine Strehl-Zahl größer 0.8 hat.
Anisoplanatismus Die PSF von Punktquellen verteilt über ein erweitertes Sichtfeld variiert.
Isoplanatischer Winkel Der isoplanatische Winkel ist der Winkel bei dem die Abbildungsqualität in Bezug auf die Abbildungsqualität entlang der optischen Achse auf den 1/e-ten Teil gefallen ist. Dieses Phänomen ist für die Adaptive Optik sehr problematisch, da es den Abstand zwischen Leitstern und den wissenschaftlichen Objekten begrenzt. Es stellt sich heraus, dass es für die meisten Objekte keinen geeigneten (hellen und nahen) Leitstern gibt, weshalb künstliche Laserleitsterne erforderlich sind.
Fried-Parameter, r0 Der Fried-Parameter r0 ist ein Maß für die Stärke der atmosphärischen Turbulenz. Er repräsentiert in einer Zahl den integrierten Effekt von Brechungsindex-Fluktuationen für die gesamte Atmosphäre. Kleine Werte entsprechen starker Turbulenz und schlechtem Seeing. Große Werte bedeuten schwache Turbulenz und gutes Seeing. Der Fried-Parameter wird in der Regel für eine Wellenlänge von 500 nm angegeben und schwankt in einem Bereich von wenigen Zentimetern bis hin zu 20 cm in sehr guten Nächten und guten Beobachtungsstandorten. Quelle: J.W. Hardy, Adaptive Optics for Astronomical Telescopes. Der Fried-Parameter wird oft auch als Kohärenzlänge der atmosphärischen Turbulenz bezeichnet.
Greenwood-Frequenz Die Greenwood-Frequenz fG ist eine charakteristische Frequenz der atmosphärischen Turbulenz. Sie gibt in etwa an, wie schnell sich atmosphärische Turbulenz ändert. Der Wert von fG wird aus den Turbulenz- und Windprofilen der Atmosphäre bestimmt, so dass der durch die Regelbandbreite  der AO verursachte Fehler berechnet werden kann. Im Sonderfall einer einzelnen turbulenten Schicht mit Windgeschwindigkeit vwind kann die Greenwood-Frequenz ausgedrückt werden als  fG = 0.427 vwind / r0 [Quelle: John W. Hardy Buch 1998].
AO Zeitkonstante, t0 Die AO Zeitkonstante, oft auch als AO Kohärenzzeit bezeichnet, lässt sich nach Klückers et al. 1998 mit der Greenwood-Frequenz verbinden. Es gilt: t0 = 0.134 / fG.
Regelschleife und Regelung Die Regelschleife verbindet Messsignale mit Stellsignalen. In der AO werden Wellenfrontmessungen mit Spiegelansteuersignalen verknüpft. Die Art der Verknüpfung wird als Regelung (Controller) bezeichnet. Eine gängige Regelung ist beispielsweise der Proportional-Integral Regler.          
Regelbandbreite
PSF Point spread function, Punktspreizfunktion, Punktverteilungsfunktion.
Strukturfunktionen zur Beschreibung atmo­sphä­rischer Turbulenz nach Kolmogorov Als Beispiel einer Strukturfunktion 2. Ordnung sei hier die Phasenstrukturfunktion DΦ(r) genannt. Sie ist wie folgt definiert:
DΦ(r) = ⟨ ( Φ(x+r) - Φ(x) )2 ⟩, und x, x+r sind Orte in der turbulenten Atmosphäre mit dem Abstand r=|r|. Die spitzen Klammern bezeichnen den Ensemble-Mittelwert. DΦ(r) skaliert mit r2/3.
Die Phasenstrukturfunktion beschreibt somit die mittlere Phasendifferenz zwischen den zufälligen Phasenwerten an zwei Orten mit dem Abstand r.
Die Phasenstrukturfunktion can als Funktion des Fried-Parameters r0 ausgedrückt werden:
DΦ(r) = 6.88 (r/r0)2/3. Diese Beziehung gilt nur im Inertialbereich der Turbulenz. Dieser Bereich wird durch die kleinste (inner scale l0) und größte Skala (outer scale L0) festgelegt.
Inner scale, l0 Auf Skalen kleiner als l0 fällt die Energie der Turbulenz gegen Null. Hier wird Energie durch Dissipation abgegeben (mechanische Energie wird in Wärmeenergie transformiert).
Outer scale, L0 Auf Skalen größer als L0 konvergiert die Energie der Turbulenz und nimmt nicht weiter zu. Auf diesen Skalen wird Turbulenz durch die Strahlung der Sonne und Wind erzeugt. Im mechanischen Modell der Turbulenz nach Kolmogorov wird Energie von großen Skalen auf kleine Skalen, durch Energiekaskaden, tranferriert.
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