Was sind Astronomielaser?

Laser sind für Astronomen zu einem unverzichtbaren Werkzeug geworden, da sie präzisere Beobachtungen von Himmelsobjekten ermöglichen. Insbesondere ermöglichen sie es, bessere Bilder von fernen Sternen, Galaxien und anderen Himmelsobjekten zu erstellen, als dies bisher möglich war.

Laser kommen in der Astronomie in verschiedenen Bereichen zum Einsatz. Am häufigsten werden sie in verschiedenen Verfahren eingesetzt, um die Bildqualität Leistungsfähigkeit großer astronomischer Teleskope zu verbessern. Sie spielen aber auch eine Schlüsselrolle bei der Gravitationswellenmessung sowie in anderen Anwendungsbereichen.

Laser-Leitsterne

Eine wesentliche Einschränkung bei der Erzeugung hochauflösender Bilder von Himmelsobjekten mit Teleskopen sind die Unschärfeeffekte der Erdatmosphäre. Insbesondere Turbulenzen und Temperaturschwankungen in der Luftsäule über dem Teleskop verzerren die Wellenfront des von den astronomischen Objekten kommenden Lichts, wodurch es unmöglich wird, vollkommen scharfe Bilder von ihnen zu erzeugen. 

Eine Möglichkeit, dies zu minimieren oder ganz zu vermeiden, besteht darin, Teleskope auf sehr hohen Berggipfeln oder im Weltraum aufzustellen. Doch selbst die Leistung von Teleskopen, die auf den höchsten Bergen der Erde stehen, wird nach wie vor erheblich durch das sogenannte „astronomische Sehen“ eingeschränkt.  

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

Die adaptive Optik nutzt die Tatsache, dass Sterne so weit von uns entfernt sind, dass sie als Punktquellen erscheinen, die eine vollkommen ebene Wellenfront erzeugen. Wir messen also die tatsächliche Wellenfront eines Sterns und berechnen, wie stark sie von der Ebenheit abweicht. Diese Informationen werden dann verwendet, um einem verformbaren Spiegel mitzuteilen, wie er seine Form ändern muss, um die Wellenfront zu korrigieren und wieder eben zu machen. 

Systeme mit adaptiver Optik können pro Sekunde Tausende von Anpassungen vornehmen, um die sich rasch ändernden atmosphärischen Verzerrungen auszugleichen. Dies führt im Vergleich zu herkömmlichen Teleskopen zu deutlich schärferen und detailreicheren Bildern von Himmelsobjekten.

AO-Systeme benötigen jedoch einen relativ hellen Stern, um ordnungsgemäß zu funktionieren. Je nachdem, auf welchen Punkt am Himmel das Teleskop ausgerichtet ist, befindet sich möglicherweise ein ausreichend heller Stern im Sichtfeld – oder auch nicht. Ist dies nicht der Fall, kann ein künstlicher Leitstern erzeugt werden, indem ein Laserstrahl in die Atmosphäre gerichtet wird. Der Laserleitstern LGS) kann dann als Referenzwellenfront für das adaptive Optiksystem dienen.

Es gibt zwei unterschiedliche Ansätze zur Erzeugung eines LGS und zahlreiche Varianten bei der jeweiligen Umsetzung. Die am häufigsten verwendete Technik nutzt einen Laser mit einer Wellenlänge von 589 nm, um Natriumatome anzuregen, die sich in einer Höhe von etwa 90 km in der Atmosphäre befinden. Die Natriumatome absorbieren das Laserlicht und strahlen es anschließend wieder ab, wodurch das LGS entsteht. 

Die zweite Methode stützt sich auf ein sogenanntes „Rayleigh-Leuchtfeuer“. Bei diesem Ansatz wird in der Regel ein Ultraviolettlaser verwendet, um eine Lichtstreuung durch Moleküle in einer Höhe von etwa 15 bis 25 km in der Atmosphäre zu erzeugen. Rayleigh-Leuchtfeuer sind zwar einfacher und kostengünstiger zu bauen, liefern jedoch keine so gute Wellenfrontreferenz wie der Natrium-LGS-Ansatz. Dies liegt daran, dass das Rayleigh-Beacon-LGS viel tiefer in der Atmosphäre erscheint und daher nicht genau derselben Verzerrung unterliegt wie Licht, das von astronomischen Objekten kommt. 

Interferometrie mit mehreren Teleskopen

Eine weitere Möglichkeit, die Bildqualität eines Teleskops zu verbessern, besteht darin, die Öffnung zu vergrößern. Denn je größer das Teleskop ist, desto geringer sind die negativen Auswirkungen der Beugung die Bildqualität. Ein größeres Teleskop kann daher detailreichere und hellere Bilder liefern.

In der Praxis gibt es jedoch Grenzen dafür, wie groß wir Teleskope bauen können. Eine Möglichkeit, dieses Problem zu umgehen, besteht darin, das Licht mehrerer Teleskope zu bündeln, um so ein größeres und damit hochauflösenderes Instrument zu simulieren. 

Um ihr Licht zu bündeln, müssen die Teleskope in unmittelbarer räumlicher Nähe zueinander stehen. Anschließend müssen die einzelnen Strahlen mit außerordentlicher Genauigkeit zusammengeführt werden. Konkret muss der Abstand jedes Teleskops zum Punkt der Zusammenführung auf einen Bruchteil der Wellenlänge genau gleich sein. Bei sichtbarem Licht Wellenlänge die Wellenlänge etwa 0,5 µm. 

Doch selbst wenn die optischen Wege für jedes Teleskop nominell identisch sind, führen reale Effekte wie Wärmeausdehnung und Vibrationen zu zeitlich variierenden Fehlern in der Gesamtweglänge, die weit über dem erforderlichen Wert liegen. Um dies zu korrigieren, werden im Strahlengang jedes Teleskops „Verzögerungsleitungen“ eingesetzt. Diese ermöglichen es, die Gesamtweglänge für jedes Teleskop fein und hochpräzise anzupassen, um alle Abstände exakt gleich zu halten. 

Es gibt eine Vielzahl unterschiedlicher Verfahren zur Realisierung von Verzögerungsleitungen bei der Kombination mehrerer großer Teleskope. Häufig werden dabei Spiegel verwendet, die auf Schienen montiert sind und den Strahl reflektieren. Dadurch können sie entlang der optischen Achse verschoben werden. Durch die Veränderung der Spiegelposition lässt sich die Länge der Verzögerungsleitung anpassen. 

Entscheidend für den Erfolg dieser Technik ist die Fähigkeit, die Position der Spiegel mit einer Genauigkeit zu messen, die nur einen Bruchteil der Wellenlänge beträgt Wellenlänge bei sichtbarem Licht sind das einige Dutzend Nanometer. Die auf Laserinterferometrie basierende Entfernungsmessung bietet hierfür das ultimative und empfindlichste Verfahren. Typischerweise werden hierfür Wellenlänge mit geringer Leistung, im Dauerstrichbetrieb und Wellenlänge sichtbaren Wellenlänge mit einer relativ schmalen Linienbreite verwendet. Dies liefert die Kohärenzlänge, die erforderlich ist, um Interferometrie über eine Weglänge von mehreren Metern oder mehr durchzuführen. 

Weitere astronomische Anwendungen für Laser

In der Astronomie gibt es noch eine ganze Reihe weiterer Anwendungsmöglichkeiten für Laser. So bildet beispielsweise die Laserinterferometrie auch die Grundlage für die Gravitationswellenastronomie. 

Im Falle des Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory (LIGO) – eigentlich zwei separate Observatorien in Hanford, Washington, und Livingston, Louisiana – übertreffen Präzision Empfindlichkeit jedoch alles bisher Erreichte bei weitem. 

Jede dieser Anlagen nutzt ein L-förmiges Interferometer Armen von etwa 4 km Länge. LIGO ist empfindlich genug, um eine Änderung der Wegdifferenz zwischen den beiden Interferometer auf eine Entfernung von weniger als einem Tausendstel des Durchmessers eines Protons zu messen. Genau das ist erforderlich, um die Gravitationswellen – die winzigen Wellen in der Raumzeit – zu messen, die bei der Kollision von Schwarzen Löchern entstehen. 

LIGO umfasst tatsächlich eine ganze Reihe von Lasern und Laserverstärkern. Der Hauptstrahl für das Interferometer erzeugt durch einen Coherent Mephistoerzeugt. Dieser Laser wurde ausgewählt, da er einen nicht-planaren Ringoszillator (NRPO) verwendet, der weithin als die rauschärmste und schmalbandigste Architektur für Dauerstrichlaser gilt. Der Ausgangsstrahl des Mephisto mehrere Stufen, um ihn zu verstärken, sein Rauschen zu reduzieren und seine Frequenz, Leistung sowie die transversale Modenstruktur zu stabilisieren. 

Laser werden auch routinemäßig zur Messung der Entfernung zwischen Erde und Mond eingesetzt. Dabei werden Laserimpulse an Anordnungen von retroreflektierenden Spiegeln reflektiert, die von drei Apollo-Missionen sowie zwei nachfolgenden russischen Mondfahrzeugen auf der Mondoberfläche zurückgelassen wurden. Anhand der Laufzeit wird die Entfernung berechnet, wobei eine Genauigkeit von nur wenigen Millimetern erreicht werden kann.

Laser haben es auch auf den Mars geschafft – und zwar an Bord des NASA-Rovers „Perseverance“. Dieser nutzt einen Laser, um kleine Mengen von Marsgestein zu verdampfen. Dabei entsteht ein Plasma, das Licht aussendet. Die spektroskopische Analyse dieses Lichts gibt Aufschluss über die chemische Zusammensetzung des Gesteins.

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