Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik

- Infrarot/Submillimeter Astronomie -

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COudé Near Infrared CAmera

1991 wurde CONICA als Speckle-Kamera unter Verwendung der größten damals existierenden Detektor-Arrays entworfen. Vorgesehen waren ein HgCdTe NICMOS 3 Array von Rockwell mit 256x256 Bildelementen für den Spektralbereich 1 - 2.5µm und ein InSb Array von SBRC mit ebenfalls 256x256 Bildelementen für den Bereich 2.5 - 5µm. Als Mitte der neunziger Jahre größere Arrays hergestellt wurden, wurde CONICA für den Einsatz eines InSb ALADDIN Arrays von SBRC mit 1024x1024 Bildelementen umkonstruiert, das den gesamten Spektralbereich von 1 bis 5µm abdeckt und die beiden kleineren Arrays ersetzt. Dieses Array besitzt 32 Video-Ausgänge und kann mit 20 Hz ausgelesen werden, was für Speckle-Beobachtungen im Nah-Infrarot-Bereich ausreicht.

Ende 1996 wurde von ESO entschieden, CONICA mit einem adaptiven Optik System zu kombinieren und beide in einem der beiden Nasmyth Fokusse des Teleskops zu betreiben. Dieses System, genannt NAOS (Nasmyth Adaptive Optics System), wird zwischen dem Teleskop und CONICA eingebaut und korrigiert die von der Atmosphäre verursachten Bildverzerrungen mit einem deformierbaren Spiegel. Ursprünglich war NAOS nur mit Wellenfront-Sensoren für sichtbares Licht ausgerüstet; im Laufe der Entwicklung wurde ein Wellenfront-Sensor für den Infrarot-Bereich integriert, und damit wurde der Speckle-Modus von CONICA überflüssig, wodurch die Datenspeicherung und -Verarbeitung sehr vereinfacht wurde. NAOS wurde von einem französischen Konsortium gebaut und ausführlich zusammen mit CONICA in Paris getestet. Die Kombination von NAOS und CONICA ist das komplexeste VLT-Instrument der ersten Generation.

Die Zeichnung rechts (oben) zeigt den Aufbau von CONICA (zur Vollbild Darstellung bitte auf das Bild klicken).

Die Fotographie rechts zeigt den CONICA-Kryostaten (rot) am Teleskop-Adapter (grau) zusammen mit dem Rack für die Kontroll-Elektronik während Tests am MPIA in Heidelberg. CONICA wird bei einer Temperatur von etwa 80 K betrieben, das Detektor-Array ist auf 35K gekühlt. Alle optischen Komponenten (mit Ausnahme des Dispersions-Kompensators) befinden sich im Kryostaten. CONICA besitzt einen festen Kollimator, 4 wechselbare Kamera-Optiken für den kurzwelligen Bereich (1 - 2.5µm) mit Abbildungsmassstäben von 13.6, 27.3, 54.6 und 109.2 Milli-Bogensekunden/Pixel und 3 wechselbare Kameras für den langwelligen Bereich (2.5 - 5µm) mit Abbildungsmasstäben von 27.3, 54.6 und 109.2 Milli-Bogensekunden/Pixel. Das Gesichtsfeld liegt je nach Kamera zwischen 14 und 73 Bogensekunden (vignettiert).

CONICA besitzt 41 optische Transmissionsfilter, die in zwei Filterrädern montiert sind: 7 davon sind Breitband-Filter für die atmosphärischen Fenster, 3 sind auf spektralen Strukturen von Wassereis zwischen 3 und 3.6µm (spektrale Auflösung R ~ 10) zentriert, 10 dienen zur Beobachtung wichtiger Spektrallinien (R ~ 50 - 100) und 20 werden zur Auswahl der Interferenz-Ordnung des kalten K-Band Fabry-Perot Etalons (R ~ 1800) benutzt. 4 Grisms (Prismen mit Gitterstrukturen auf den Basisflächen) stehen für niedrig auflösende Spektroskopie (R ~ 200 - 1000) in allen Spektralbändern zur Verfügung. Die an den Himmel projizierte Breite der Eintrittsspalte beträgt 42, 85 und 170 Milli-Bogensekunden. Polarimetrie kann mit 4 Drahtgitter-Polarisatoren betrieben werden, deren relative Polarisationsrichtung 0, 45, 90 und 135 Grad beträgt. Zusätzlich stehen 2 Wollaston-Prismen zur Verfügung, die 45 Grad gegeneinander verdreht sind. Jedes dieser Prismen erzeugt zwei Bilder mit um 90 Grad verdrehter linearer Polarisation, die etwa 3 Bogensekunden gegeneinander verschoben sind. In die Bildebene des Teleskops (die innerhalb von CONICA liegt) können auf einem Rad montierte Masken zur Begrenzung des Gesichtsfeldes, Spaltmasken für die Grisms und koronographische Masken eingefahren werden. In einem weiteren Rad in der Pupillen-Ebene befinden sich Lyot-Blenden zum Ausblenden der Eigenstrahlung der zentralen Öffnung im Hauptspiegel des Teleskops und der tragenden Struktur des Sekundärspiegels. Ein einstellbarer Dispersions-Kompensator kann in den Strahlengang vor CONICA eingefahren werden, um bei großen Zenith-Distanzen die differentielle atmosphärische Dispersion im J- und H-Band zu kompensieren, die in diesen Bändern von der gleichen Größe wie das Beugungsbild eines 8m-Teleskops ist.

Die Fotografie rechts zeigt CONICA (rot) und NAOS (hellblau) am Nasmyth-Adapter (dunkelblau) des VLT Teleskops Nummer 4 während der Inbetriebnahme des Instruments im November 2001.

Das Bild darunter zeigt links einen Stern, wie er auf einer Kurzzeit-Belichtung des Detektor-Arrays erscheint, rechts den gleichen Stern wobei die atmosphärischen Turbulenzen von der adaptiven Optik korrigiert wurden. Die mittlere Darstellung zeigt den gleichen Sachverhalt als Intensitätsverteilung. Zu beachten ist die Konzentration des Signals in einer kleinen Fläche und die Verstärkung des maximalen Signals, was einer entsprechenden Erhöhung der Empfindlichkeit für Punktquellen entspricht.

Bildquellen: 1, 2 : MPE; 3, 4 : ESO;