CTA

3D Visualisierung der CTA Teleskope. [Abb. CTA/flickr]

Künstlerische Darstellung von CTA bei Nacht mit Luftschauern. [Abb. CTA/flickr]

3D Visualisierung der Large Size Telekope von CTA. [Abb. CTA/flickr]

Computermodelle der drei unterschiedlichen CTA Teleskopgrößen [Abb. CTA/flickr]

Das Cherenkov Telescope Array (CTA) ist ein geplantes internationales Projekt im Bereich der TeV-Astronomie. Es wird den detektierbaren Energiebereich sowohl zu höheren, als auch zu niedrigeren Energien um je eine Größenordnung erweitern. Dabei wird in den bisher detektierbaren Energien eine 10-fach höhere Auflösung als bei der aktuellen Generation von Cherenkov-Teleskopen (H.E.S.S., VERITAS, MAGIC, etc.) erreicht. Damit wird CTA nicht nur das größte, sondern auch das genaueste erdgebundene Instrument sein, das Gammastrahlung detektieren und abbilden kann. Um den gesamten Himmel beobachten zu können, werden die Teleskope auf zwei Standorte verteilt: auf der Südhalbkugel in der chilenischen Atacama-Wüste und auf der Nordhalbkugel auf der Kanareninsel La Palma. Damit Energien von etwa 30 GeV bis 300 TeV detektiert werden können, wird CTA drei unterschiedlich große Teleskoptypen verwenden (Large-, Medium- und Small-Sized Telescope). Der erste Prototyp eines Large-Sized Telescope ist seit Oktober 2018 in La Palma aufgebaut. Bis 2022 sollen ausreichend Teleskope an beiden Standorten aufgebaut sein um mit ersten Beobachtungen zu beginnen; bis 2025 sollen beide Arrays fertig gestellt sein.

Funktionsprinzip der Teleskope

Das Funktionsprinzip von CTA. [Abb.: CTA/flickr]

CTA wird Gammastrahlung aus dem All beobachten. Wenn diese sehr energiereichen Photonen auf die Erdatmosphäre treffen, lösen sie dabei einen sog. elektromagnetischen Schauer mit einer Vielzahl an Elektronen und Positronen aus. Diese Teilchen sind immer noch so energiereich, dass sie sich schneller als Licht in der Atmosphäre bewegen können (Licht breitet sich in der Luft etwa 0,03% langsamer als im Vakuum aus). Die geladenen Teilchen regen beim Passieren die Moleküle in der Luft zum Aussenden von Lichtwellen an. Was dann passiert, ist sehr ähnlich zu dem, was bei Flugzeugen beobachtet wird, wenn ihre Geschwindigkeit die Schallgeschwindigkeit übersteigt: die einzelnen Wellen überlagern sich zu einer Front, was bei Flugzeugen zum Überschallknall führt. Bei Teilchenschauern spricht man von Cherenkov-Strahlung: Ein bläulicher Lichtblitz, der einige Milliardstel einer Sekunde dauert; zu kurz um vom menschlichen Auge erfasst zu werden. Die Spiegel von CTA und ihre Hochgeschwindigkeitskameras hingegen können diese Strahlung abbilden. Obwohl die Schauer relativ selten auftreten, wird erwartet, dass die Zahl der bekannten Gammastrahlungs-Quellen in den ersten Betriebsjahren von heute ca. 150 auf das Zehnfache steigen wird. Das wird erreicht, indem man eine große Anzahl an Teleskopen (ca. hundert auf der Südhalbkugel) zusammenlegt und so eine Fläche unbekannten Ausmaßes abdeckt.

Wissenschaftliche Ziele

CTA wird ultra-hochenergetische Gammastrahlung mit noch nie dagewesener Genauigkeit untersuchen können. Die wesentlichen wissenschaftlichen Ziele ("Key Science Projects"), die durch das Konsortium festgelegt wurden, sind die folgenden:

Verständnis des Ursprungs und der Rolle relativistischer, hochenergetischer Teilchen.
Untersuchung extremer Umgebungen wie schwarze Löcher und Neutronensterne
Erkundung der Grenzen der Physik wie z.B. Suche nach Hinweisen auf Dunkle Materie

Um diese Themen zu erforschen, werden gezielt besondere Himmelsregionen und Objekte beobachtet werden, wie das galaktische Zentrum, das nicht nur ein supermassives schwarzes Loch enthält, sondern auch im Gammabereich sichtbare Molekularwolken. Außerdem werden die Magellan'schen Wolken untersucht, die galaktische Scheibe, aktive Galaxienkerne, Galaxienhaufen und Regionen aktiver Sternenentwicklung.

Darüber hinaus wird CTA als offenes Observatorium betrieben. Proposals anderer Wissenschaftler werden von internationalen Experten, die sich in regelmäßigen Intervallen abwechseln werden, begutachtet. Außerdem werden Werkzeuge zur effizienten Datenanalyse zur Verfügung gestellt.

Weitere Infos zu den Key Science Projects und weiteren wissenschaftlichen Zielen sind im Buch "Science with the CTA" (nur Englisch) zu finden, das weiter unten verlinkt ist.

Der Galaxienhaufen Abell 1689. [Abb. NASA/CXC/MIT/E.-H. Peng]

Simulation der Beobachtung der galaktischen Ebene mit CTA. [Abb. CTA Projekt]

Die Galaxie Centaurus A, die ein supermassives schwarzes Loch in ihrem Zentrum enthält, welches riesige Jets generiert. [Credits: NASA/CXC]

IAAT Beteiligung

Das Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen (IAAT) ist Mitglied der CTA Kollaboration und beteiligt sich an verschiedenen Arbeitsgruppen.

Aktuelle Projekte, die am Institut durchgeführt werden, sind:

CTA Aktuatoren Entwicklung für die Medium Sized Telescopes (MST)
CTA Aktuatorenteststand (mechanische Überprüfung)
CTA Spiegelbedampfungen
CTA Spiegelteststand (CCD-basiert)
CTA FlashCam Elektronikentwicklung und Tests
CTA FlashCam Datenauswertung und Simulationen

FlashCam

FlashCam ist ein Kamerakandidat für CTA Medium Sized Telescopes. Cherenkov Kameras müssen die sehr kurzen (im Bereich weniger ns) und schwachen Lichtsignale von Luftschauern aufzeichnen können. Die wichtigsten Designmerkmale von FlashCam sind die frühstmögliche Digitalisierung der Signale, Modularität für einfache Wartbarkeit und die Verwendung eines nichtlinearen Verstärkers, um den gesamten Bereich an möglichen Signalstärken mit nur einem Kanal abdecken zu können.

Um die potentiell unüberschaubaren Datenmengen zu reduzieren wird ein Triggersystem verwendet, dessen Aufgabe es ist nur relevante Daten aus der Kamera auszulesen. Die digitalisierten Rohdaten werden zunächst in einem Ringspeicher (32 Mikrosekunden Speicherzeit) zwischengespeichert auf Signale durchsucht. Alle Daten, die Signale enthalten, werden im Anschluss an den Server weitergegeben, alle anderen nach Ablauf der Speicherdauer überschrieben. Zudem erlaubt der Ringspeicher die Kamera ohne Totzeit zu betreiben. Die Signalrate wird also nur durch die Geschwindigkeit der Analog-Digital-Wandler (ADCs) beschränkt. Diese beträgt 250 MS/s ("Mega-Samples pro Sekunde"), was einem Signal alle vier Sekunden entspricht.

Am IAAT wurde die Firmware der FPGAs (Field Programmable Gate Arrays) der Ausleseelektronik mitentwickelt, Testumgebungen für die Kameraprototypen entworfen sowie an der Auswertung der Prototypen-Daten mitgearbeitet. Derzeit (Frühjahr 2019) liegt das Hauptaugenmerk auf der Kalibration des nichtlinearen Bereichs der Kamera und auf Hardware-Tests der Elektronik-Bauteile.

Flashcam-Modell. Von links nach rechts: Eintrittsfenster; Photonendetektorebene; Elektronikebene; Kameragehäuse. [Abb: CTA]

Tests eines Flashcam-Prototyps montiert auf ein Medium Sized Teleskopmodell in Berlin-Adlershof, Juli 2015. [Abb. CTA]

Rückseite eines Flashcam-Prototyps. [Abb. CTA]

Vorderseite eines Flashcam-Prototyps. [Abb. CTA]

Spiegelbedampfung

Auf dem Bild zu sehen ist die Balzers BA k 550 Aufdampfanlage des IAAT. [Abb. IAAT]

Naheliegenderweise kritisch für die Abbildungsfähigkeiten von Cherenkov Teleskopen sind die verwendeten Spiegel. Die Eigenschaften der Spiegel werden im wesentlichen bestimmt durch deren Form und Beschichtung. Die Form ist vorgegeben durch die Geometrie des Teleskops, insbesondere dessen gewünschte Brennweite.

An die Beschichtung von Spiegeln für Cherenkov Teleskope gelten hohe Anforderungen. Sie müssen Reflektivitäten von über 90% im Bereich der Wellenlänge der Cherenkov Strahlung (von UV bis ins blaue, ca. 300 nm bis 600 nm) erreichen, um die schwachen Signale abbilden zu können. Die reflektive Schicht befindet sich auf einem Substrat (z.B. Glas) und ist daher direkt Umwelteinflüssen ausgesetzt.

Um die Reflektivität und Langlebigkeit der Spiegel zu optimieren, wurden in der Aufdampfanlage am IAAT kleine Spiegelproben mit verschiedenen Verbindungen beschichtet und deren Eigenschaften untersucht.

Links & Quellen

Letztes Update 02/2019: Eva Laplace, Fabian Leuschner, Inga Saathoff, Chris Tenzer