FORS am Hauptspiegel

FORS – das Arbeitspferd am VLT

1100 Publikationen seit Dienstantritt 1999 – die umfangreiche wissenschaftliche Ausbeute beschreibt am besten den Erfolg „eines der attraktivsten Instrumente am Very Large Telescope (VLT) des Europe  an Southern Observatory (ESO)“, so Ralf Bender, dessen Münchner Institut die Elektronik und große Teile der Software zu FORS beisteuerte.

Zwei Exemplare, FORS 1 und 2, sind am VLT auf dem Cerro Paranal in der chilenischen Atacamawüste im Einsatz, „man bräuchte jedoch fünf mal so viele Geräte, um die Beobachtungswünsche aus aller Welt befriedigen zu können.“ Doch ohne Fleiß kein Preis: Die Münchner Astronomen und ihre Kollegen aus Göttingen (zuständig für die Mechanik) und Heidelberg (Optik) sowie die beteiligten Experten der ESO haben 180 Mannjahre Arbeit in das Instrument gesteckt, über vier Förderperioden der Verbundforschung hinweg.

Das FORS1-Instrument in gelb ragt aus der Mitte des runden Hauptspiegels heraus, gesehen von dessen Rückseite.
Hauptspiegel mit FORS1-Instrument

FORS ist Spektrograf, Kamera und Polarimeter in einem – und damit „ein Arbeitspferd der ESO in allen Bereichen der Astrophysik“, sagt Projektleiter Immo Appenzeller von der Landessternwarte Heidelberg. Er ergänzt: „Zum damaligen Zeitpunkt gab es auch an den amerikanischen Großteleskopen kein vergleichbares Instrument.“

Zu den wissenschaftlichen Highlights von FORS zählt ohne Zweifel das FORS Deep Field, eine drei Nächte lange Belichtung eines kleinen Himmelsauschnitts, auf dem viele tausend Galaxien versammelt sind. Die ältesten sind zwölf Milliarden Jahre alt, also relativ kurz nach dem Urknall entstanden. Zahlreiche dieser Galaxien wurden nun eingehender untersucht, um anhand der Rotverschiebung die Entfernung zu ermitteln. Sie spielt eine grundlegende Rolle für die Beantwortung wichtiger astronomischer Fragen: Wie entwickelt sich die Leuchtkraft von Galaxien? Wie altern sie? Wie läuft die Sternentstehung ab?

FORS bediente sich allerdings nicht der klassischen Spektroskopie an Spektrallinien, um die Rotverschiebung zu messen, sondern setzte aus Aufnahmen bei fünf optischen Wellenlängen und zwei infraroten, die ein anderes Instrument beisteuerte, einen spektralen, also farbigen „Gesamteindruck“ einer Galaxie zusammen, aus dessen Eigenschaften sich die Rotverschiebung photometrisch ablesen lässt, und zwar erstaunlich genau: Aus 250 aufgenommenen Spektren wurden photometrische Rotverschiebungsdaten für 250 andere abgeleitet – auf drei Prozent genau. Der große Vorteil der Entfernungsbestimmung ohne Spektroskopie besteht darin, dass sie wesentlich schneller ist. Kein unwichtiger Faktor bei dem Gedränge, das an den großen Teleskopen dieser Welt herrscht. „Früher habe ich an kleinen Teleskopen zehn Beobachtungsnächte beantragt und manchmal zwei Wochen bekommen“, erinnert sich Ralf Bender, „an den VLTs werden bereits einzelne Nächte an verschiedene Gruppen verteilt.“ Trotzdem braucht man vor allem beim Studium seltener Objekte Aufnahmen möglichst vieler Galaxien.

Das Bild zeigt einen Himmelsausschnitt mit zahlreichen Galaxien in unterschiedlicher Helligkeit, Farben und Formen.
FORS Deep Field

Dass beides geht – gute Statistik mit wenig Zeit –, zeigt die Weitwinkelkamera OmegaCAM, ein weiteres Instrument am VLT, an dem München und Göttingen beteiligt sind. Die Kamera besteht aus 32 CCDs und kann in einer Belichtung ein hundertmal größeres Himmelsareal als FORS abbilden. Obwohl das Teleskop, an dem OmegaCAM betrieben wird, kleiner ist als das VLT, vermag die Kamera effizienter großflächige Himmelsdurchmusterungen durchzuführen als FORS und damit seltene Objekte besser aufzuspüren, die dann mit FORS oder anderen Instrumenten am VLT detaillierter untersucht werden können.

In den Münchner Laboren wird auch bereits seit einigen Jahren an dem neuen Infrarot-Spektrografen KMOS gearbeitet, der dank einer ausgeklügelten Optik und Steuerung 5000 Spektren „auf einen Streich“ aufnehmen kann und Beobachtungen bei noch höheren Rotverschiebungen als mit FORS erlaubt. Eine der technischen Herausforderungen hierbei ist, dass KMOS bei minus 200 Grad Celsius funktionieren muss, und zwar reibungslos. Jeder Fehler im späteren Betrieb, zu dessen Behebung das ganze Instrument aufgewärmt werden muss, kostet viele Wochen Beobachtungszeit – und die ist bekanntlich ein kostbares Gut.