Astronomen halen de twinkeling uit de sterren

Een lang gekoesterde droom van astronomen komt uit. Eeuwenlang hebben zij moeten accepteren dat hun uitzicht op het heelal danig werd vertroebeld door de onrust van de atmosfeer. Met behulp van kunstmanen is het mogelijk om boven die atmosfeer uit te stijgen, maar dat kost veel geld en door technische problemen levert dat niet altijd het resultaat dat men voor ogen stond (zoals de Hubble-ruimtetelescoop heeft laten zien).

Dat is de reden waarom men jarenlang heeft gebroed op methoden om die vertroebeling door de atmosfeer via een omweg op te heffen. Die pogingen gaan nu belangrijke successen opleveren. In het kader van deze inspanningen gaan astronomen zelfs hun eigen "sterren' aan de hemel zetten en daarbij zouden de technieken die voor "Star Wars' werden ontwikkeld wel eens een belangrijke rol kunnen gaan spelen.

Als men op een heldere avond naar de hemel kijkt, zal men vaak zien dat de sterren vrolijk staan te twinkelen. Dit komt doordat het licht van die sterren steeds een beetje van richting verandert, zodat de hoeveelheid licht die ons oog bereikt voortdurend varieert. Dit verschijnsel mag dan wel vele dichters en zangers hebben genspireerd tot het scheppen van mooie dingen, de astronomen worden er beslist niet vrolijk van.

Wanneer zij hun telescopen op de sterren richten, blijkt dat dit twinkelen (in de vaktaal scintillatie genoemd) samenhangt met het razendsnel van vorm veranderen en heen en weer springen van de sterbeeldjes. Alles wat astronomen waarnemen en fotograferen is daardoor veel onscherper dan het zou moeten zijn.

Golfkarakter

Het scheidend vermogen van een telescoop, de "scherpte' waarmee kan worden waargenomen, wordt in theorie alleen bepaald door de diameter van zijn hoofdlens of hoofdspiegel. Door het golfkarakter van het licht ontstaat er rond bijvoorbeeld een ster altijd een buigingsbeeldje, dat kleiner wordt naarmate de diameter van de spiegel of lens toeneemt. Een telescoop met een spiegel van 5 meter in diameter, zoals de Hale-telescoop op Palomar Mountain in Californië, zou een oplossend vermogen van 0,02 boogseconde moeten hebben (Een boogseconde komt overeen met het hoekje waaronder men een dubbeltje op een afstand van drie kilometer zou zien). Daarmee zou men het schijfje van een ster als Betelgeuze moeten kunnen onderscheiden.

De praktijk is echter anders. Het sterlicht moet, alvorens het de telescoop bereikt, een lange weg door de dampkring afleggen. Die atmosfeer is constant in beweging. Door temperatuurverschillen ontstaan er bellen of cellen met een diameter van enkele centimeters tot enkele decimeters die voordurend van vorm en grootte veranderen: tientallen tot honderden malen per seconde. Doordat de brekingsindex van de lucht afhangt van de temperatuur, wordt het licht dat door deze bellen beweegt voortdurend van richting veranderd en staan de sterren te trillen en te dansen. Precies hetzelfde ziet men bij het "trillen' van de lucht boven een hete asfaltweg of een brandende kaars.

Mate van onrust

Sinds hij werd uitgevonden, ongeveer vier eeuwen geleden, is zowel het lichtverzamelend vermogen als de optische kwaliteit van de telescoop sterk toegenomen. Men zegt wel eens dat de moderne telescoop evenveel op die van vroeger lijkt als een Rolls Royce op een postkoets. Maar al deze technologische en optische verbeteringen hebben het "vrolijke' twinkelen van de sterren niet kunnen onderdrukken. Ook bij de beste telescopen wordt de detailscherpte uiteindelijk bepaald door de mate van onrust van de atmosfeer (de seeing). En zelfs op de allerbeste waarnemingsplaatsen (hoge berg- of vulkaantoppen op een eiland, of nabij een kust) wordt het oplossend vermogen niet beter dan 1 of 0,5 boogseconde: tientallen malen slechter dan theoretisch mogelijk zou zijn. In dit opzicht presteert een 2 meter telescoop niet meer dan een 20 cm telescoop!

In de afgelopen 20 tot 25 jaar heben astronomen en fysici de problemen rond lichtvoorplanting door de atmosfeer grondig bestudeerd en heeft men een duidelijk inzicht gekregen in de effecten die tot verlies van beeldscherpte leiden. Tevens hebben verschillende groepen astronomen in de Verenigde Staten, Canada en Europa gewerkt aan technieken waarmee het mogelijk moet zijn om letterlijk de twinkeling uit het sterlicht te halen, alvorens dit licht de detector in de telescoop bereikt: zogeheten adaptieve techniek. Deze techniek heeft in de afgelopen jaren flinke vooruitgang geboekt en zou in de jaren negentig een belangrijke omwenteling teweeg kunnen brengen in de telescopische waarnemingen vanaf de aarde.

Adaptieve optiek is in feite niets anders dan een methode om het sterlicht in zijn oorspronkelijke staat terug te brengen. Dit gebeurt met behulp van een klein spiegeltje dat zich tussen de hoofdspiegel (die het sterlicht opvangt) en de detector bevindt. Dit spiegeltje wordt voortdurend zodanig vervormd, dat het de vervormingen die de atmosfeer in het sterlicht heeft aangebracht te niet doet.

Dit alles klinkt eenvoudig, maar het probleem is dat men eerst moet zien uit te vinden hoe het sterlicht is vervormd en dat die vervormingen op tijdschalen van milliseconden constant veranderen.

De informatie die nodig is om het sterlicht te corrigeren is afkomstig van een golffront-sensor. Deze onderschept een deel van het sterlicht dat is opgevangen door de hoofdspiegel en meet de vorm van het golffront van ditsterlicht. Op weg naar de aarde waren de golffronten van het sterlicht recht (of eigenlijk iets cirkelvormig, net als de golven die uitgaan van een in het water gegooid steentje). Na hun doorgang door de atmosfeer zien ze er uit als de bumper van een auto die een botsing heeft gehad.

De sensor meet nu alle "bobbels' en "deuken' en geeft deze informatie door aan een computer, die razendsnel berekent hoe het golffront moet worden "uitgedeukt' om weer recht te worden. Deze informatie wordt doorgegeven aan het eerdergenoemde spiegeltje, dat dan op de juiste plaatsen zodanig wordt vervormd dat de golffronten in het sterlicht weer recht worden getrokken. Dit gecorrigeerde sterlicht bereikt de detector van de telescoop (elektronische camera of spectrograaf), die nu als het ware buiten de aardatmosfeer lijkt te zijn geplaatst.

Doorbuigt

Het principe van de adaptieve optiek lijkt op dat van actieve optiek. Bij die techniek wordt de vorm van de hoofdspiegel gecorrigeerd wanneer blijkt dat deze een minder goed beeld gaat geven. Dit kan gebeuren wanneer de telescoop tijdens de waarnemingen steeds in een wat andere stand komt te staan en dus op een andere manier doorbuigt. Actieve optiek wordt bijvoorbeeld toegepast bij de nieuwe 3,5 meter New Technology Telescope (NTT) van de Europese Zuidelijke Sterrenwacht op La Silla in Chili. Maar bij deze actieve optiek behoeven de correcties slechts hooguit om de paar minuten te worden aangebracht.

Het was overigens al in 1953 dat voor het eerst door Horace W. Babcock, van de Hale-sterrenwachten in Californië, een systeem werd voorgesteld voor het op zo'n manier corrigeren van het vervormde sterlicht. In zijn artikel in de Publications of the Astronomical Society of the Pacific stelde hij als correctiemechanisme een spiegeltje voor dat bedekt was met een dun laagje olie. Door middel van een elektronenstraalbuis werden op dit laagje elektrische ladingen aangebracht, die de vorm van het oppervlak veranderden en daardoor ook het golffront van het opvallend licht konden corrigeren. Het systeem is echter nooit buiten het ontwerpstadium gekomen.

Het spiegeltje dat men nu gebruikt is gewoonlijk een dun, flexibel glasplaatje, dat aan de achterzijde wordt ondersteund door een groot aantal kleine actuatoren. Dit kunnen bijvoorbeeld piëzo-elektrische kristallen zijn, die onder invloed van een elektrisch stroompje inkrimpen en uitzetten, maar ook kan men gebruik maken van elektrostatische of elektromagnetische effecten. Door de juiste signalen vanuit de computer kan het spiegeloppervlak precies die vorm worden gegeven die nodig is om de afwijkingen in het sterlicht volledig te compenseren.

Om de correcties met de vereiste snelheid te kunnen verrichten, heeft men zeer snelle computers en speciale computerhardware nodig. Alles bij elkaar is de adaptieve optiek daardoor een ingewikkelde technologie, maar vergeleken met ruimtetechnologie zijn de kosten toch slechts enkele procenten daarvan. Bovendien kunnen met deze technologie alle afwijkingen in de lichtweg wordengecorrigeerd, inclusief de optische afwijkingen die nog in de telescoop zelf zijn achtergebleven. Succesvolle experimenten, die het theoretisch oplossend vermogen van een telescoop binnen het bereik brengen, zijn inmiddels verricht door groepen astronomen in Europa, de Verenigde Staten en Canada.

Beperkingen

Toch heeft adaptieve optiek momenteel ook nog zijn beperkingen. De meeste interessante astronomische objecten zijn zeer zwak, waardoor er onvoldoende licht binnenkomt voor het correctiemechanisme. Daarom moet men steeds gebruik maken van een heldere referentiester die vlak bij het waar te nemen object staat. De correcties voor deze ster kunnen dan worden overgebracht op het zwakkere object. Helaas komt het niet zo vaak voor dat zich vlak bij een interessant maar zwak hemellichaam ook een heldere ster bevindt. Dit probleem is bij waarnemingen in het zichtbaar licht veel groter dan bij waarnemingen in het infrarood, omdat in het laatste geval de referentiester niet zo helder behoeft te zijn. De successen van deze techniek zijn dan ook vooral bereikt in het infrarood.

Zeven jaar geleden suggereerden de Franse astronomen Renaud Foy en Antoine Labeyrie een alternatieve oplossing: maak zelf een referentiester aan de hemel op de plaats waar die nodig is. Dit zou kunnen gebeuren door een laserbundel omhoog in de atmosfeer te zenden. Door terugkaatsing tegen luchtmoleculen of het opwekken van fluorescentiestraling bij natriumatomen zou dan op een hoogte van vele kilometers een "kunstster' verschijnen.

Astronomen hadden in die tijd niet de financiële middelen om zulke kostbare experimenten te verrichten. Maar op de laboratoria van het Amerikaanse Ministerie van Defensie, die in het kader van het Strategic Defense Initiative (SDI, ofwel "Star Wars') beter bij kas zaten, werd in die tijd onder strikte geheimhouding wel onderzoek verricht op dit gebied. Het doel hiervan was onder andere het corrigeren van de invloed van de atmosfeer op laserbundels, zodat deze beter konden worden gericht op bijvoorbeeld vijandelijke kunstmanen en raketten.

In mei dit jaar heeft het Ministerie van Defensie de geheimhouding opgeheven en de informatie over het onderzoek publiekelijk toegangkelijk gemaakt.

In Nature (vol. 353, p. 141 en 144) zijn zojuist twee artikelen gepubliceerd over experimenten die enkele jaren geleden werden verricht, respectievelijk met een 60 cm telescoop op Hawaï en met een 1,5 meter telescoop op het Starfire Optical Range Phillips Laboratory in New Mexico. Met behulp van door laserstraling gegenereerde "kunststerren' op 5 tot 10 kilometer hoogte konden sterbeeldjes worden verkregen die even goed zijn als wanneer er boven de telescopen geen atmosfeer zou zijn geweest.

Volgens de onderzoekers zouden deze systemen, na een aantal aanpassingen, in de meeste bestaande telescopen kunnen worden ingebouwd en zouden zelfs oudere telescopen er gemoderniseerd mee kunnen worden. En ook zal de nu beschikbaar komende kennis een belangrijke rol kunnen spelen bij de ontwikkeling en bouw van de telescopen van de "volgende generatie', met diameters van tien meter en meer. Uitgerust met adaptieve optiek zouden deze een nimmer bereikt oplossend vermogen bieden. Na vier eeuwen ploeteren zijn astronomen er dan eindelijk in geslaagd om de "vrolijke' twinkeling uit het sterlicht te halen. De behoefte aan ruimtetelescopen voor zichtbaar licht zal aanzienlijk verminderen.

Tekening:

Het licht van een ster plant zich in principe voort in de vorm van zich bolvormig uitbreidende golven. Maar bij aankomst op aarde kan het golffront beschouwd worden als een rechte lijn. In de aardatmosfeer wordt het rechte golffront verstoord door dichtheids- en temperatuurverschillen van de lucht. Deze verstoringen worden geëlimineerd door het aanbrengen van precies een spiegelbeeldige verstoring. Dat gebeurt door een dun, flexibel ("rubber') spiegeltje dat op de gewenste manier wordt vervormd. Het licht dat uiteindelijk de detector bereikt bestaat dan weer uit rechte golffronten. Doordat de atmosfeer nooit in rust is, moeten de correcties constant worden aangebracht, tientallen tot honderden malen per seconde.

Voorbeeld van adaptieve optiek. Links een ongecorrigeerd beeld met een schijnbare diameter van 0,8 boogseconde, waaraan verder niets valt te zien. Rechts het gecorrigeerd beeldje. De de wazige vlek blijkt nu te bestaan uit twee sterren op 0,38 boogseconde van elkaar. Beide beeldjes hebben een schijnbare diameter van nog maar 0,22 boogseconde (foto ESO).