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Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik


- Infrarot/Submillimeter Astronomie -


LUCIFER - Nah-Infrarot Kamera & Spektrograph für das LBT


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LUCIFER
Nah-Infrarot Kamera & Spektrograph für das LBT

Fig.1: 3d-Modell des LBT
3d-Modell des LBT

Das external linkLBT (Large Binocular Telescope) entstand aus der Zusammenarbeiter astronomischer Institute in Deutschland, Italien und USA. Das Teleskop steht auf dem Mt. Graham in der Nähe von Tucson in Arizona in einer Höhe von etwa 3200 m. Das LBT ist ein Doppelteleskop, aufgebaut aus zwei 8,4-Meter Spiegel in einer gemeinsamen Montierung (Abb 1). Seine Sammelfläche entspricht der eines 11,4-Meter Spiegels. Bei interferometrischen Beobchtungen wird die Winkelauflösung eines 22,8-Meter Teleskops erreicht. Eine wesentliche Neuerung ist die in das LBT integrierte adaptive Optik zur Korrektur der durch amosphärische Turbulenzen verursachten Bildstörungen. Das wesentliche Element der adaptiven Optik ist ein deformierbarer Spiegel, der die Verbiegungen der Wellenfront in Realzeit beseitigt. Am LBT werden dafür die Sekundärspiegel benutzt, daher sind (im Gegensatz zu anderen Teleskopen) keine zusätzlichen optischen Flächen im Strahlengang erforderlich. Durch diese Konfiguration wird die Eigenstrahlung der Optik minimiert, was das LBT besonders geeignet für Infrarot-Beobachtungen macht.

Die Teleskopmontierung wurde im Sommer 2002 in Italien fertig gestellt und nach Arizona gebracht. Die beiden 8,4-Meter Hauptspiegel wurden vom Spiegel-Labor der Universität von Arizona in Tucson gegossen und poliert. Der erste Spiegel wurde im September 2003 auf den Mt. Graham gebracht, der zweite im September 2005. Die Lieferung des ersten deformierbaren Sekundärspeigels ist für Sommer 2007 geplant, der zweite soll etwa ein Jahr später folgen.

Die Beobachtungsinstrumente des LBT benutzen entweder nur ein Teleskop oder überlagern das Licht beider Teleskope phasentreu (Interferometer). Jedes der beiden Einzelteleskope ist mit drei Instrumenten ausgestattet: einer Primärfokus-Kamera, einem optischen Spektrographen (MODS) und einem Nahinfrarot-Instrument (LUCIFER). Das Licht beider Teleskope wird in einem Nah- bis Mittinfrarot-Interferometer (LINC-NIRVANA) und in einem Interferometer für den optischen und nah-infraroten Spektralbereich (LBTI) kombiniert. Die erste Primärfokus-Kamera wurde 2005 ans Teleskop gebracht, erstes Licht für LUCIFER 1 ist für Herbst 2007 geplant.

Fig.2: Schnitt durch LUCIFER. Die rosa Fläche markiert die Lage des MOS-Einheit.
Schnitt durch LUCIFER

external linkLUCIFER (LBT Near Infrared Spectroscopic Utility with Camera and Integral Field Unit for Extragalactic Research) ist das Nahinfrarot-Instrument am LBT für den Wellenlängenbereich von 0.9 - 2.5 µm. Zum Nachweis der Strahlung benutzt LUCIFER ein Hawaii II Detektor Array der Firma Rockwell mit 2048 x 2048 Bildelementen. Mit LUCIFER können sowohl Abbildungen als auch Spektren mit seeing- und beugungsbegrenzter Auflösung aufgenommen werden. In der Fokalebene des Instruments können Langspalt- und Mehrspalt-Masken für Einzel- und Multiobjekt-Spektroskopie installiert werden. Der Kollimator erzeugt ein Bild der Eintrittspupille, in das ein Spiegel (im Bildmodus) oder ein Spektralgitter gefahren werden können. Drei Kameras mit Öffnungsverhältnissen von 1,8, 3,75 und 30 liefern für Weitwinkel-, seeing- und beugungsbegrenzte Beobachtungen Abbildungsmasstäbe von 0,25, 0,12 und 0,015 Bogensekunden pro Bildelement des Detektors (Abb. 2). Wie alle anderen Infrarot-Instrument auch wird LUCIFER bei kryogenen Temperaturen betrieben. Daher ist das Instrument in einen Kryostaten mit 1.6 m Durchmesser und 1.6 m Länge eingebaut, und wird von zwei Kühlaggregaten auf etwa -200 C gekühlt.

LUCIFER wird von einem Konsortium deutscher Institute unter Leitung der Landessternwarte in Heidelberg gebaut. Das MPE liefert die Einheit zur Manipulation der Spaltmasken (MOS-Einheit).

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Reiner Hofmann
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