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Die Sonne so scharf wie nie


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Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 11/2021 vom 08.10.2021

TELESKOPE

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 11/2021

Sonnenaufgang im Paradies

Unser Tagesgestirn erhebt sich über dem 3052 Meter hoch gelegenen Observatorium Haleakala, das auf dem gleichnamigen Vulkan der Hawaii-Insel Maui gelegen ist. Im Hintergrund sieht man Mauna Kea und Mauna Loa, die rund 4000 Meter hohen Vulkane der Hauptinsel, und rechts das Gebäude des neuen Vier-Meter-Sonnenteleskops DKIST. Zahlreiche Klappen können zur Thermalisierung des Doms geöffnet werden. Die abgeflachten Kuppelseiten reduzieren den Anteil der direkt sonnenbeschienenen Fläche. Das DKIST macht sich bereit, um den heißen Feuerball ins Visier zu nehmen.

Auf dem 3067 Meter hohen Vulkan Haleakala der Hawaii-Insel Maui ist in den letzten zehn Jahren eine neue, gewaltige Teleskopkuppel entstanden, die mehr als 40 Meter am Rand eines kleinen Plateaus nahe dem Gipfel aufragt (siehe »Sonnenaufgang im Paradies«). Diese Kuppel öffnet sich aber im Gegensatz zu den anderen ...

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... großen Teleskopen Hawaiis nicht nachts, sondern am Tag. Und sie öffnet sich auch nur ein kleines Stück. Gerade genug, damit Sonnenlicht auf den vier Meter großen Off-Axis-Paraboloidspiegel des neuen US-amerikanischen Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) fallen kann. Nachdem das Projekt im Jahr 2007 bewilligt wurde, begann der Bau des rund 350 Millionen US-Dollar teuren Teleskops auf Maui im Dezember 2012 unter Führung des National Solar Observatory (NSO) mit Hauptsitz in Boulder, Colorado. Finanziert durch die US National Science Foundation, gehören dem DKIST Konsortium insgesamt 22 US-amerikanische Forschungseinrichtungen und Universitäten an. Der größte Beitrag von außerhalb der USA kommt aus Deutschland, wo derzeit am Leibniz- Institut für Sonnenphysik (KIS) mit Sitz in Freiburg das zwölf Millionen Euro teure Spektropolarimeter Visible Tunable Filter (VTF) für das DKIST gebaut wird.

IN KÜRZE

■ Im Jahr 2019 hatte das Vier-Meter- Sonnenteleskop Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) First Light.

■ Im Vergleich zu bisherigen Sonnenteleskopen erreicht das DKIST die 2,5-fache Auflösung.

■ Hier stellen wir die Forschungsziele, Instrumente und ersten Bilder des DKIST vor.

First Light im Jahr 2019

Ende 2019 wurde der extrem dünne Spiegel des DKIST erstmals auf die Sonne gerichtet. Seitdem ist ein Team von Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern, Ingenieurinnen und Ingenieuren sowie Technikerinnen und Technikern des National Solar Observatory dabei, das Teleskop und die ersten Instrumente in Betrieb zu nehmen und erste Beobachtungen zu machen. Die Corona-Pandemie hatte diese Arbeiten zeitweise gänzlich zum Erliegen gebracht, da für die Hawaii-Insel ein kompletter Einreisestopp und Shutdown verhängt wurde. Noch weit in das Jahr 2021 hinein galten strenge Quarantäneregeln, welche die Arbeiten erheblich erschwert hatten.

Dennoch ist es gelungen, bereits erste faszinierende Aufnahmen von der Sonne in bisher unerreichter räumlicher Auflösung zu gewinnen (siehe »Erste hochaufgelöste Aufnahmen«). Diese Daten lassen erahnen, was die Wissenschaftsteams erwartet, wenn sie mit Spektroskopen und Polarimetern das Licht der Sonne wie unter einem Mikroskop mit höchster räumlicher Auflösung analysieren können. Kein anderes Stellarobjekt kann derart detailliert – quasi wie im Labor – untersucht werden. Dabei beschränken sich die Möglichkeiten des DKIST nicht nur auf den sichtbaren Teil der Sonnenscheibe. Mit DKIST wird es auch möglich sein, direkte Beobachtungen der Sonnenkorona durchzuführen.

Innovative adaptive Optik

Lange Zeit firmierte das US-Projekt für ein Sonnenteleskop der Vier-Meter-Klasse, dessen Anfänge bis in die 1990er Jahre reichen, unter dem Namen Advanced Technology Solar Telescope (ATST). Später wurde es zu Ehren des inzwischen verstorbenen hawaiianischen Senators Daniel K. Inouye, der sich für Wissenschaft und Forschung und auch für die Realisierung dieses Teleskops auf Hawaii maßgeblich eingesetzt hatte, umbenannt. Und wie es der ursprüngliche Name andeutet, war es zunächst notwendig, neue Technologien zu entwickeln und zu testen, bevor man an die Realisierung eines Sonnenteleskops dieser Größenordnung gehen konnte. Da war zunächst die adaptive Optik (AO), ohne die man das optische Auflösungsvermögen großer Teleskope auf Grund der atmosphärischen Einflüsse auch an den besten Standorten der Welt nicht ausnutzen kann (siehe auch SuW 2/2019, S. 28, und SuW 10/2004, S. 32). Allerdings macht es die Sonne der AO nochmals schwerer, denn nicht nur die atmosphärischen Bedingungen sind am Tag schlechter als in der Nacht. Die Sonne selbst bietet im Gegensatz zu einem natürlichen Stern oder einem Laserstern am Nachthimmel keine definierte Referenz. All dies erhöht die Anforderungen an eine Tag-AO. Ende der 1990er Jahre konnte erstmals eine AO für reguläre Sonnenbeobachtungen am 78-Zentimeter-Dunn Solar Telescope des NSO in New Mexico in Betrieb gehen. Dennoch war es noch ein weiter Weg von dieser AO mit einem sieben Zentimeter großen deformierbaren Spiegel mit 97 Aktuatoren (Verstellgliedern) bis zur AO des DKIST mit 1600, dicht gepackten Aktuatoren und einer Größe von 20 Zentimetern.

Erste hochaufgelöste Aufnahmen

Das magnetische Netzwerk der ruhigen Sonne wurde hier im Kontinuum bei 789 Nano meter (links) und im Licht der Wasserstofflinie H-Alpha bei 646 Nanometer aufgenommen (rechts). Beide Bilder stammen vom VBI-Instrument am DKIST. Die hellen Flecken in der Kontinuumsaufnahme markieren konzentrierte, aufgeheizte, magnetische Flussröhren im dunkleren Bereich zwischen den hellen, aufsteigenden, heißen Gasblasen der Granulation.

In enger Wechselwirkung mit dem abgekühlten, seitwärts und nach unten strömenden Gas der Photosphäre werden diese magnetischen Flusskonzentrationen hin und her gestoßen. So bilden sich Substrukturen auf Längenskalen weit unterhalb der bisher erreichbaren Auflösungen.

Die in der H-Alpha-Linie sichtbaren, dunklen, chromsphärischen länglichen Strukturen – von Fachleuten Fibrilen genannt – folgen dem Magnetfeld in den höheren Schichten der Sonnenatmosphäre über den hellen Flecken. Dort deutet sich die Bildung eines horizontalen, magnetischen Gewölbes (englisch: magnetic canopy) an, während in den tieferen Schichten die starken magnetischen Felder überwiegend vertikal austreten.

Das Thermaldesign

Eine weitere große Herausforderung bei der Konzeption eines großen Sonnenteleskops ist das Thermaldesign. Bis zum Ende des 20. Jahrhunderts waren Sonnenteleskope in der Regel als stationäre Turmteleskope konstruiert, die nur über eine relativ kleine Öffnung bis zu maximal einem Meter und einer langen Primärbrennweite verfügten. Somit war der Energieeintrag in das Teleskop gering und die Energiedichte im Fokus ebenfalls klein. Sitzt der Hauptspiegel dazu noch im Vakuum, erzeugt die Erwärmung der Optik durch die Absorption von rund zehn Prozent des auftreffenden Lichts keine Luftturbulenzen über den Optiken. Für Teleskopöffnungen größer als ein Meter kann die Vakuumtechnik jedoch nicht mehr angewandt werden, und man benötigt kurze Primärbrennweiten, um die Teleskope kompakt zu halten. Dazu muss aber die vom größeren Primärspiegel mit kurzer Brennweite gebündelte Energie in einem kleinen Primärbild der Sonne abgeführt werden, denn man hat es jetzt quasi mit einem Brennglas großer Öffnung zu tun. Vor dem DKIST sind zwei offene Sonnenteleskope mit größerer und offener Optik erfolgreich in den Betrieb gegangen: das deutsche 1,5-Meter-Teleskop GREGOR am Observatorium Teneriffa (siehe SuW 7/2012, S. 46), das vom Leibniz- Institut für Sonnenphysik (KIS) betrieben wird, und das 1,6-Meter-Teleskop GST am Big Bear Observatory, das vom New Jersey Institute of Technology (NJIT) betrieben wird. Beide Teleskope verfügen über ein angepasstes Thermaldesign und erreichen so auch die volle optische Leistungsfähigkeit. Bei einem Primärspiegel mit vier Meter Öffnung wird jedoch eine Energie von rund 13 Kilowatt im Primärfokus gebündelt, was beim DKIST zu einer Energiedichte von 2,5 Megawatt pro Quadratmeter führt. Im Primärfokus darf die Temperatur in der Eintrittsblende aber nur wenige Grad über der Umgebungstemperatur liegen, das heißt ein großer Teil des Energieflusses muss sehr effizient abgeführt werden. Ein Vorteil der Off-Axis-Optik des DKIST ist, neben minimalem Streulicht durch Diffraktion, dass die großen Zuleitungen für die Kühlung im Primär fokus nicht wie bei einem On-Axis-Teleskop in der Teleskopöffnung verlaufen (siehe »Blick ins Innere«). In der F1-Blende wird dann nur das Licht von rund drei Prozent der Sonnenoberfläche in das weitere Teleskop gelassen.

Die weiteren thermalen Herausforderungen sind die Erwärmung des Primärspiegels und Luftturbulenzen in der Kuppel. Beim DKIST hat man sich für einen dünnen, aktiv gelagerten Hauptspiegel entschieden, der von der Rückseite mit über 500 Luftdüsen (englisch: air jets) gekühlt wird (siehe »Viel Technik hinter dem Spiegel«). Der dünne Hauptspiegel verformt sich durch zu hohe Windgeschwindigkeiten der Umgebungsluft, weshalb der natürliche Luftstrom von außen durch regelbare Öffnungen in der Kuppel kontrolliert wird. Teile der Kuppelhaut selbst sind aktiv gekühlt, und die Eintritts öffnung für das Sonnenlicht wird durch eine Art Rollladen so klein wie möglich gehalten, damit die Sonne die Kuppelhaut und den Innenraum nicht aufheizt. Das thermisch auf 20 Grad Celsius stabilisierte Instrumentenlabor im Innern der Teleskopstruktur wird durch einen Luftvorhang (englisch: air-knife) von der Außenwelt mit deren starken Temperaturschwankungen abgetrennt. Der dünne, laminare Luftstrom verhindert dabei Turbulenzen am Übergang mit hohem Temperaturgradienten. Die komplexen Kühlsysteme sind in einem separaten Nebengebäude installiert. Um die Kosten für die Kühlung gering zu halten, wird nachts Eis erzeugt, das dann tagsüber für die Kühlung verwendet wird. Insgesamt wurden am DKIST zirka zwölf Kilometer Kühlleitungen verbaut.

Quantensprung für die Sonnenbeobachtung

Seit der Einführung von für die Sonnenbeobachtung optimierten Teleskopen durch George E. Hale (1868 – 1938) am Mount Wilson Observatory zu Beginn des 20. Jahrhunderts, hat sich für viele Jahre die freie Öffnung von Sonnenteleskopen nicht substanziell geändert. Eine Ausnahme bildete das offene 1,5-Meter-McMath-Pierce Telescope am Kit Peak Observatory. Auf Grund der Konstruktion war es aber kaum für Beobachtungen mit hoher räumlicher Auflösung nutzbar.

Einen Fortschritt für räumlich hochaufgelöste Beobachtungen brachte die Einführung von Vakuum-Turm-Teleskopen mit dem im Jahr 1969 in Betrieb gegangenen Dunn Solar Telescope am Sacramento Peak Observatory und dann ab 1999 die Nutzung adaptiver Optik für Sonnenbeobachtungen. Die freie Öffnung blieb aber weiter lange Zeit unterhalb von einem Meter. Wenn man die zeitliche Entwicklung der nutzbaren Öffnung von Nacht- und Sonnenteleskopen seit dem Jahr 1900 vergleicht, sieht man zum einen, dass es bei den Nachtteleskopen einen enormen Zuwachs gab – vom 1,5-Meter-Mount Wilson Spiegelteleskop 1908 (Hooker 1) zu den Großteleskopen der Zehn-Meter-Klasse mit segmentiertem Hauptspiegel. Bei den Sonnenteleskopen dagegen gab es einen eher marginalen Zuwachs bei der Öffnung. Von daher stellt das DKIST einen echten Quantensprung für die Sonnenbeobachtung dar (siehe »Technologiesprung mit dem DKIST«). Das ist vergleichbar mit dem gewaltigen Fortschritt, den die Nachtteleskope der 20- bis 30-Meter-Klasse bedeuten, die in der zweiten Hälfte der 2020er Jahre in Betrieb gehen sollen.

Die Forschungsziele mit dem DKIST

Die wissenschaftlichen Ziele sind vielfältig und werden sich sicher über die Betriebszeit des DKIST weiterentwickeln. Dabei wird das DKIST den Bereich von tiefen Schichten der Photosphäre, das heißt den mit dem Auge sichtbaren Teil der Sonnenatmosphäre, bis in die dünne und heiße Korona weiter außen abdecken. Das DKIST soll über mindestens zwei magnetische Sonnenzyklen, also 44 Jahre, wissenschaftliche Daten gewinnen. Die Erforschung der Struktur und Dynamik des solaren Magnetfelds steht dabei im Vordergrund. Das Sonnenmagnetfeld durchdringt und strukturiert die gesamte Atmosphäre unseres Heimatgestirns. Die Wechselwirkung zwischen konvektiver Bewegung und Magnetfeld ist zum Großteil für das dynamische und eruptive Verhalten der Sonne verantwortlich. Sonneneruptionen (englisch: flares, coronal mass ejections CMEs) haben ihren Ursprung in der Instabilität des Magnetfelds der Sonne. Die im Feld gespeicherte Energie wird dabei innerhalb kurzer Zeit freigesetzt. Die Ausbrüche wandern weit ins Sonnensystem hinaus und verändern den interplanetaren Raum. So haben sie direkt Auswirkungen auf die Erde und den erdnahen Weltraum. Man spricht hier auch von Weltraumwetter, welches die modernen Kommunikationssysteme stören oder sogar Astronauten gefährden kann. Den Ursachen des Weltraumwetters nachzugehen ist ein Hauptziel des DKIST. Die genaue Vermessung des Magnetfelds mit räumlich hoher Auflösung, insbesondere, in den äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre, wird durch die Öffnung von vier Metern des DKIST überhaupt erst ermöglicht.

In der Photosphäre sind Magnetfelder auf kleinsten Skalen strukturiert. Moderne Computersimulationen sagen magnetische Strukturen von nur 20 bis 30 Kilometer Durchmesser voraus. Die

ganze Sonnenscheibe ist nach Modellvorhersagen von kleinskaligen Magnetfeldern übersät. Auch Sonnenflecken, deren Größe ein Vielfaches des Erddurchmessers erreichen kann, sind bei genauerem Hinsehen auf ähnlich kleinen Skalen und auf komplexe Art strukturiert (siehe »Sonnenfleck zum Greifen nah«). Ein beugungsbegrenztes, mit adaptiver Optik ausgestattetes Vier-Meter-Teleskop ist gerade groß genug, um die räumliche Auflösung der Computer modelle zu erreichen. Die ersten Beobachtungsbilder zeigen, dass das DKIST nun über die notwendige Auflösung verfügt, um den Vergleich der Modelle mit den Beobachtungen zu ermöglichen (siehe »Die Sonnenatmosphäre – Simu lation vs. Beobachtung«). Der kontinuierliche Abgleich von Modellvorhersagen und Beobachtungsergebnissen ist notwendig, um ein fundiertes physikalisches Verständnis zu entwickeln.

Das DKIST ist ein Quantensprung für die Sonnenbeobachtung.

Eine der größten Herausforderungen ist dabei die Messung des koronalen Magnetfelds. Die Helligkeit der Korona macht nur etwa ein millionstel der Sonnenscheibe aus. Die Korona ist deshalb nur während einer totalen Sonnenfinsternis, wenn der Mond das Licht der Sonnenscheibe blockiert, mit dem bloßen Auge zu sehen. Die Optik des DKIST beinhaltet Mechanismen, die das Licht der Sonnenscheibe künstlich blockieren. Das magnetische Signal ist nochmals nur ein tausendstel der koronalen Intensität. Daraus ergibt sich ein Senisitivitätsproblem vergleichbar zur Suche nach Exoplaneten. Man muss genügend Photonen in kurzer Zeit mit dem Detektor erfassen, um die dynamischen Änderungen der Magnetfeldstrukturen mit der notwendigen Genauigkeit zu messen. Hierbei ist die 13 Quadratmeter Fläche des DKIST-Hauptspiegels entscheidend. Für koronale Magnetfeldmessungen wird die Auflösung auf etwa eine Bogensekunde zurückgeschraubt. Das DKIST wird in diesem Fall nicht als Mikroskop, sondern als Lichtsammler (englisch: light bucket) verwendet. Damit ist das DKIST erstmals in der Lage, die koronale Magnetfeldstruktur zum Beispiel vor, während und nach einer CME zu messen. Daraus ergeben sich Aufschlüsse darüber, welche Magnetfeldkonfigurationen und welche dynamischen Prozesse zu CMEs führen. Mit diesen neuen und grundlegenden Erkenntnissen soll die Vorhersage des Weltraumwetters in den kommenden Jahren wesentlich verbessert werden.

Auf Grund der Open-Skies Policy der US National Science Foundation ist das DKIST für die Implementierung der besten wissenschaftlichen Ideen für jeden verfügbar. Beobachtungs anträge werden im Wesentlichen nach wissenschaftlichen Kriterien begutachtet und priorisiert. Alle DKIST-Daten werden nach kurzer Zeit, in der sie nur das beantragende Team nutzen darf, vom NSO-Datenzentrum in kalibrierter Form international allen zur Verfügung gestellt.

Die Sonnenatmosphäre – Simulation vs. Beobachtung

Sonnenphysikerinnen und -physiker wollen die genauen Vorgänge in der Atmosphäre unseres Tagesgestirns verstehen. Dazu vergleichen sie Beobachtungen mit berechneten Computerbildern. Derartige Simulationen sind komplex und basieren auf der Magnetohydrodynamik (MHD), welche sowohl die flüssigkeitsähnlichen Eigenschaften eines Plasmas als auch Magnetfelder berücksichtigt. Hier sehen wir die erste qualitative Gegenüberstellung einer hochaufgelösten Aufnahme der Photosphäre der Sonne mit DKIST (links) mit numerischen MHD-Simulationen, wie sie zum Beispiel von Vögler et al. (2005) und Rempel (2014) durchgeführt wurden. Die rechte Abbildung basiert auf einer Simulation von Rempel (2014). Sie hat einen Gitterabstand von acht Kilometern auf der Sonne. Mit dem DKIST ist es nun erstmals gelungen, solche Berechnungen direkt mit Beobachtungen in Bezug zu setzen. Mit Hilfe von spektropolarimetrischen Beobachtungen am DKIST, zum Beispiel mit dem Instrument VTF, wird es in Zukunft auch möglich sein, physikalische Größen wie Strömungsgeschwindigkeiten des Plasmas sowie die Orientierung und Stärke der Magnetfelder in verschiedenen Höhen direkt mit Simulationen zu vergleichen.

Rempel, M.: Numerical simulations of quiet Sun magnetism: On the contribution from a small-scale dynamo. The Astrophysical Journal 789, 2014, Fig. 8

Instrumente hinter dem Teleskop

Die Sonnenstrahlen sammeln sich nach dem Gang durch das Teleskop DKIST in einem bestimmten Brennpunkt, dem Coudé-Fokus. Dort ist ein ganzes Labor mit Instrumenten unter Reinraumbedingungen angesiedelt, welche das Sonnenlicht analysieren.

Diese Skizze oben zeigt das DKIST-Coudé-Labor mit fünf Post-Fokus-Instrumenten: der Visible Tunable Filter (VTF), die Infrarotspektrografen DL-NIRSP und Cryo-NIRSP, den Spaltspektrografen ViSP, und die Imager VBI-B und VBI-R inklusive Wellenfronten-Kontrollsystem (englisch: wave front control system, WFCS). Eine optische Einheit teilt das Sonnenlicht auf und führt es den Instrumenten (M7 bis M9a) zu. Das in Deutschland entwickelte VTF ist das einzige Instrument, das in den Bereich unter den Boden des Coudé-Reinraums ragt.

Das Coudé-Labor heute: In der Mitte des Labors befindet sich der 45-Grad-Spiegel (M7), welcher das von oben kommende Sonnenlicht auf die Post-Fokus-Instrumente aufteilt. Für das VTF-Instrument sind die mechanischen Aufnahmen des rund fünf Tonnen schweren Geräts nahe an M7 installiert und ausgerichtet. Das Instrument soll im Jahr 2022 eingebaut werden. Ein Luftvorhang (englisch: air-knife) sorgt dafür, dass das Labor thermisch vom darüber liegenden Teil entkoppelt bleibt.

Was ist ein Fabry-Pérot-Interferometer?

Ein Fabry-Pérot-Interferometer (FPI) besteht aus zwei hochpräzisen, planparallelen Glasplatten, die auf den Innenseiten jeweils eine teilreflektive Schicht aufweisen. In Abhängigkeit vom Abstand der Platten und der Wellenlänge kommt es durch Mehrfachreflexionen und Interferenz des einfallenden Lichts zur Auslöschung (destruktive Interferenz) oder Verstärkung (konstruktive Interferenz), so dass sich ein Filter mit sich wiederholenden Durchlassfenstern ergibt. Abhängig von Plattenabstand und Reflektivität der inneren Reflexionsschicht sind die Filter schmal (hochauflösend) oder breit. Durch Kombination von einem schmalbandigen und einem breiten FPI bekommt man einen durchstimmbaren optischen Filter, indem man den Plattenabstand gezielt variiert. Die Genauigkeit, mit der die Platten gefertigt werden müssen, liegt unterhalb von milliardstel Metern. Die Verstellung der Plattenabstände erfolgt auf 100 Pikometer genau – in der Größe vergleichbar mit Atomen.

Instrumente und Deutschlands Beitrag

Für das DKIST sind zunächst fünf Geräte vorgesehen, welche hinter dem Brennpunkt installiert werden (so genannte Post-Fokus-Instrumente). Sie befinden sich im drehbar gelagerten Coudé-Labor unter dem Teleskop. Zwei Instrumente, die von der University of Hawaii entwickelt wurden, erlauben spektroskopische Untersuchungen im nahen Infrarot (DL-NIRSP) und thermalen Infrarot (Cryo- NIRSP) – sowohl auf der Sonnenscheibe als auch in der Korona. Der Spaltspektrograf ViSP vom High-Altitude Observatory, HAO/NCAR, ermöglicht spektral und räumlich hochaufgelöste Spektropolarimetrie im gesamten sichtbaren Spektralbereich. Die vom NSO gebauten schnellen Imager VBI-R und VRI-B arbeiten im roten (R) und blauen Spektralbereich (B). Sie ermöglichen schmalbandige Aufnahmen in schneller zeitlicher Abfolge mit bis zu 30 Bildern pro Sekunde in einem blauen und einem roten Kanal. Dabei kommen in England entwickelte 4k 4k große Kameras zum Einsatz, die bis zu 30 Bilder pro Sekunde auslesen können. Drei dieser Kameras werden auch am vom KIS gebauten Instrument Visible Tunable Filter (VTF) zum Einsatz kommen und dort für eine Datenrate von bis zu drei Gigabyte pro Sekunde sorgen. Kernstück des VTF ist ein verstellbarer optischer Filter, der es erlaubt, Spektrallinien des sichtbaren Lichts für ein Bildfeld von einer Bogen minute innerhalb weniger Sekunden zu scannen und so mit höchster räumlicher Auflösung die volle spektrale und polarimetrische Information zu erhalten. Der optische Filter basiert auf zwei Fabry-Pérot-Interferometern (FPIs) mit einer freien Öffnung von jeweils 250 Milli meter, die speziell für VTF entwickelt wurden und weltweit einzigartig sind (siehe »Was ist ein Fabry-Pérot- Interferometer?«). Das VTF ist das größte, schwerste und teuerste DKIST-Post-Fokus- Instrument. Als einziges Instrument erstreckt es sich über zwei Etagen und hat ein Gesamtgewicht von fünf Tonnen. Die Gesamtkosten für VTF betragen rund zwölf Millionen Euro und werden überwiegend aus Forschungsmitteln des Landes Baden-Württemberg und des Bundesforschungsministeriums getragen. Das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen unterstützt VTF mit 620 000 Euro. Die Entwicklung von VTF begann im Jahr 2012. Geplant ist, es im kommenden Jahr am DKIST zu installieren.

Da die Anforderungen an Genauigkeit und Größe des optischen Filters mit der Teleskopöffnung skalieren, musste zuerst geprüft werden, ob dieser technologisch machbar ist. Schlussendlich hat ein Konsortium aus Firmen, welche auch die Spiegel für die großen Gravitationswellendetektoren gebaut haben, zusammen mit dem KIS in zeit- und kostenintensiven Studien die Technologie entwickelt, die zur erfolgreichen Herstellung der Komponenten erforderlich war. Derzeit werden das gesamte Instrument und der erste Filter am KIS montiert und in Betrieb genommen.

THOMAS RIMMELE ist Astrophysiker und forscht am US National Solar Observatory (NSO) in Boulder, Colorado und auf Maui, Hawaii. Zwischen 2000 und 2011 war er als Projektwissenschaftler unter anderem für die Entwicklung einer adaptiven Optik für ein Vier-Meter-Sonnenteleskop zuständig und ist seit 2012 Direktor des Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST).

MICHAEL SIGWARTH ist Astrophysiker und arbeitet am Leibniz-Institut für Sonnenphysik (KIS) in Freiburg in der Instrumentenentwicklung. Zu Beginn des DKIST-Projekts war er in die Konzeption eines Filter-Spektropolarimeters für ein Vier-Meter-Sonnenteleskop involviert. Seit 2012 ist er Projektmanager am KIS für den Bau des Visible Tunable Filter am DKIST.

FRIEDRICH WÖGER ist Astrophysiker und arbeitet am NSO. Er ist verantwortlich für die Instrumentierung des DKIST. Als Principal Investigator des Visible Broadband Imager (VBI) hat er die Algorithmen für die Speckle-Bildrekonstruktion der ersten hochaufgelösten Bilder von DKIST entwickelt.

Literaturhinweise

Rempel, M.: Numerical simulations of quiet Sun magnetism: On the contribution from a small-scale dynamo. The Astrophysical Journal 789, 2014

Rimmele, T. et al.: The Daniel K. Inouye Solar Telescope – Observatory Overview. Solar Physics 295, 2020

Vögler, A. et al.: Simulations of magnetoconvection in the solar photosphere. Equations, methods, and results of the MURaM code. Astronomy & Astrophysics 429, 2005

Dieser Artikel und Weblinks: www.sterne-und-weltraum.de/ artikel/1922875

Didaktische Materialien: www.wissenschaft-schulen.de/ artikel/1128716