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| | 1 | ||'''Termin''' ||'''Vortragende(r) ''' ||'''Thema''' || |
| | 2 | || '''16.09.2016''' || '''Michael Biermann (ARI)''' || '''GAIA aus Sicht eines First Look Scientist[[BR]]''' [[BR]] Die Gaia First Look Scientists beurteilen täglich die wissenschaftliche Datenqualität und den Zustand der Gaia Instrumente. Hier sollen einige Beispiele aus dem Repertoire der Befunde der Gaia First Look Scientists vorgestellt werden, die das Potential dieser hochgenauen Astrometrie-Mission zeigen, aber auch die Schwierigkeiten, mit denen man in der Datenauswertung zu kämpfen hat. [[BR]][[BR]]Vortrag: Deutsch [[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-09-16_GaiaFirstLook.pdf Präsentation: Englisch][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 3 | || '''23.09.2016''' || '''Anna Boehle (UCLA)''' || '''Weiterentwicklung des Detektorsystems [[BR]]im Integral-Field-Spektrographen OSIRIS[[BR]]'''[[BR]]OSIRIS ist ein nah-infrarot (1 - 2.5µm) Integral-Field-Spektrograph (IFS) am Keck I 10m-Teleskop auf Hawaii. Dieses Instrument mit vorgeschalteter Adaptiver Optik (AO) verwendet ein Anordnung kleiner Linsen zur Abtastung eines rechteckigen Ausschnitts der Fokalebene, um auf diese Weise bis zu 3000 Spektren gleichzeitig zu produzieren. Bei einer beugungs-begrenzten räumlichen Auflösung wird dabei eine spektrale Auflösung von ~3800 erreicht. Das einzigartige Leistungsvermögen dieses IFS erlaubte es in der Vergangenheit, an zahlreichen Forschungsprogrammen seit der Inbetriebnahme im Jahr 2005 teilzunehmen, darunter die Charakterisierung von Exoplaneten-Atmosphären und die Verfolgung der Bewegung von Gas und Sternen im Zentrum der Milchstrasse und anderer Galaxien.[[BR]][[BR]]Im January 2016 wurde der Detektor in OSIRIS getauscht: Der ursprüngliche Rockwell Hawaii-2 wurde durch einen Teledyne Hawaii-2RG mit geringerem Ausleserauschen, niedrigerem Dunkelstrom und höherer Quanteneffizienz ersetzt. Zusätzlich wurde die Detektor-Halterung auf einer linearen Verschiebeeinheit montiert, was die genaue Positionierung des Detektors entlang des optischen Pfades im kryogenen Zustand (~ 80K) deutlich vereinfachte. Damit konnte die Zahl der Kühlzyklen zur Justage von Detektor Bildebene zum Kamera-Fokus und hinsichtlich Tip-Tilt drastisch reduziert werden. [[BR]][[BR]]Anna Boehle wird in diesem Vortrag einen kurzen Überblick zur Integral-Field-Spektroskopie geben und die Vorteile und Herausforderungen erläutern. Darüber hinaus werden die Details und Resultate des OSIRIS-Detektor-Upgrades vorgestellt.[[BR]][[BR]]Vortrag: Englisch[[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-09-23_OSIRIS.pdf Präsentation: Englisch][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 4 | || '''30.09.2016''' || '''Martin Kürster''' || '''Ein besonderer Planet vor unserer kosmischen Haustüre: Proxima Centauri b'''[[BR]] [[BR]]Die kürzliche Entdeckung eines möglicherweise erdähnlichen Planeten bei unserem nächsten Nachbarstern Proxima Centauri hat für Furore gesorgt. Martin Kürster wird in diesem Vortrag beschreiben, wie es zu dieser Entdeckung kam, was das Besondere daran ist und wie die Erforschung dieses Planeten weitergehen soll. [[BR]][[BR]]Der Vortrag wird sehr allgemeinverständlich sein und möchte alle interessierten !KollegInnen am Institut ansprechen. Wir alle tragen ja auf die eine oder andere Weise unseren Teil dazu bei, dass solche erstaunlichen wissenschaftlichen Ergebnisse zustande kommen.[[BR]][[BR]]Vortrag: Deutsch [[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-09-30_Proximab.pdf Präsentation: Englisch][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 5 | || '''07.10.2016''' || '''Silvia Scheithauer''' || '''CIAO - Wellenfrontsensoren für GRAVITY''' [[BR]] [[BR]]GRAVITY ist ein Nah-Infrarot-Instrument für das Very Large Telescope Interferometer (VLTI) am ESO Paranal-Observatorium in Chile. GRAVITY kombiniert das Licht der vier 8,2m-Teleskope miteinander zu einem virtuellen 130-Meter-Teleskop. Die dadurch mögliche, deutlich gesteigerte Empfindlichkeit und Auflösung werden aber nur erreicht, wenn die durch atmosphärische Turbulenzen verursachte Bildunschärfe über jedem der Einzelteleskope mit den schnell deformierbaren Spiegeln einer adaptiven Optik (AO) korrigiert werden. Daher besteht GRAVITY neben dem Strahlvereiniger (dem „Beam Combiner Instrument“ BCI) im VLTI-Labor auch aus vier Infrarot-Wellenfrontsensoren zur Analyse der atmosphärischen Turbulenzen. Diese Wellenfrontsensoren sind in den vier Coudé-Räumen der Teleskope untergebracht und werden Coudé Infrared Adaptive Optics (CIAO) genannt. [[BR]][[BR]]Die CIAO Wellenfrontsensoren wurden unter der Verantwortung des MPIA in enger Zusammenarbeit mit der ESO und dem GRAVITY Konsortium unter der Leitung des MPE gebaut. Während das BCI bereits im Oktober 2015 auf dem Paranal installiert wurde, lief die Montage der vier CIAO Systeme zwischen Februar und September 2016. Momentan läuft die wissenschaftliche Inbetriebnahme des gesamten GRAVITY Instruments.[[BR]][[BR]]Ein wichtiges wissenschaftliches Ziel ist die Beobachtung von Objekten in der unmittelbaren Umgebung des Schwarzen Lochs im Zentrum unserer Milchstraße. Darüber hinaus wird GRAVITY Studien von jungen stellaren Objekten und entwickelten Sternen mit unerreichter Empfindlichkeit ermöglichen. Im Frühjahr 2017, wenn das Galaktische Zentrum wieder vom Paranal aus zu beobachten ist, sollen die Beobachtungen des Sterns S2 beginnen, der so nahe am zentralen Schwarzen Loch vorbeifliegen wird, dass sich damit die Vorhersagen von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie testen lassen. [[BR]] [[BR]]Vortrag: Deutsch [[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-10-07_CIAO.pdf Präsentation: Englisch][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 6 | || '''14.10.2016''' || '''Claudia Reinlein (Fraunhofer IOF, Jena)''' || '''Aktive und Adaptive Optik am Fraunhofer IOF'''[[BR]][[BR]]Aktive und Adaptive Optik wird vermehrt in erdgebundenen Teleskopen eingesetzt und für Weltraumteleskope diskutiert. Technologisch werden an solche Systeme völlig unterschiedliche Anforderungen gestellt. Während für Weltraumteleskope fast ausschließlich Aktive Optik diskutiert wird, werden für erdgebundene System Aktive und Adaptive Optiken eingesetzt.[[BR]][[BR]]Im Vortrag sollen auf die technologischen Besonderheiten und den Stand der Technik "Deformierbare Spiegel / AO Systeme" eingegangen werden. Der Fokus liegt auf der Vorstellung von Entwicklungsprojekten aus dem Fraunhofer IOF (Jena).[[BR]][[BR]]Im Rahmen eines ESA-Projektes wird ein Testbreadboard entwickelt, um die Ausgleichsmöglichkeiten statischer Aberrationen mit Hilfe eines aktiven Spiegels in Weltraumteleskopen nachzuweisen. Zukünftig sollen Teleskope mit Primärspiegeln von 4-16 m bei der Suche nach extraterrestrischem Leben eingesetzt werden. Zum Ausgleich von herstellungs- und montagebedingten Aberrationen entwickeln und untersuchen wir einen aktiven Spiegel mit "set-and-forget" Charakteristika.[[BR]][[BR]]Für das European Extremely Large Telescope (E-ELT) wird eine Technologieentwicklungen für eine extreme AO (X-AO) durchgeführt. Hierbei führen wir eine technologische Vorrecherche (Design) für einen deformierbaren Spiegel mit 11000 Aktoren durch, über die ebenfalls berichtet werden soll.[[BR]][[BR]]Die Vorkompensation von Aberrationen ist für die Laserkommunikation zwischen erdgebundenen Bodenstationen und geostationären Satelliten ein Mittel, um die Intensität am Empfänger zu vergrößern und störende Speckles zu unterdrücken. Im Vortrag wird die Echtzeit AO des Fraunhofer IOF und deren Kompensationseffizienz in Abhängigkeit vom Vorhaltewinkel vorgestellt.[[BR]][[BR]]Vortrag: Deutsch [[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-10-14_AAO-Fraunhofer.pdf Präsentation: Englisch][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 7 | || '''21.10.2016 '''[[BR]]'''[[span(style=color: #FF0000, HdA-Auditorium!!)]]''' || '''Eike Guenther + Michael Pluto (TLS, Tautenburg)''' || '''Instrumentierungsprojekte der [[BR]]Thüringer Landessternwarte Tautenburg'''[[BR]][[BR]]Die Thüringer Landessternwarte (TLS) betreibt das 2m Alfred-Jensch-Teleskop sowie das LOFAR Radio-Teleskop in Tautenburg und ist in zahlreichen Instrumentierungsprojekten an den unterschiedlichsten Teleskopen beteiligt. Dieser Vortrag soll eine Gesamt-Übersicht der Instrumentierungen der TLS geben. [[BR]][[BR]]Obwohl das Alfred-Jensch-Teleskop vor mehr als 50 Jahren gebaut wurde, wird es regelmäßig mit neuen Instrumenten bestückt. Derzeit aktiv sind ein hoch-auflösender Echelle-Spektrograph für die Exo-Planeten-Forschung, sowie ein Faint-Object-Spektrograph mit niedriger Auflösung. Zusätzlich ist eine bildgebende CCD-Kamera im Primärfokus installiert. Aufbauend auf der Erfahrung mit diesen Instrumenten ist die TLS an einigen internationalen Instrumentierungsprojekten beteiligt. Das erste war GROND, eine Mehrkanal-Kamera für das ESO/MPG 2.2m Teleskop auf dem La Silla. Andere Projekte waren der HERMES Spektrograph für das Mercator Teleskop in La Palma sowie die beiden Kalibrationseinheiten für CARMENES. Derzeit noch laufend ist der Upgrade von CRIRES nach CRIRES+, einem hochauflösenden NIR-Spektrographen für das VLT. Die Mehrkanal-Kamera GTI wurde speziell entwickelt für Nachfolge-Beobachtungen von Exo-Planet-Kandidaten, welche mit den zukünftigen Weltraum-Missionen TESS- und PLATO zu beobachten sein werden. [[BR]][[BR]]Die TLS beherbergt ebenfalls eine LOFAR-Station. LOFAR ist das "Low-Frequency Array", ein Instrument für die Radio-Astronomie im Wellenlängebereich zwischen 1.2 und etwa 10m. Gebaut wurde es von ASTRON, dem Niederländischen Institut für Radio-Astronomie, zusammen mit seinen internationalen Partnern. Ungefähr 40 Stationen gibt es in den Niederlanden, weitere in Großbritannien, Frankreich, Schweden und Deutschland.[[BR]][[BR]]Vortrag: Deutsch [[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-10-21_TLS.pdf Präsentation: Englisch Teil1] [https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-10-21_TLS-LOFAR.pdf Teil2][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 8 | || '''28.10.2016''' || '''Santiago Barboza''' || '''Der MICADO De-Rotator [[BR]]und die Prototyp-Entwicklung am MPIA'''[[BR]][[BR]]Die Multi-AO Imaging Camera for Deep Observations (MICADO), eines der First-Light-Instrumente für das 39m European Extremely Large Telescope (E-ELT), ist ausgelegt und optimiert für den gemeinsamen Betrieb mit dem Multi-Conjugate Adaptive Optics (MCAO) Modul MAORY, welches mit Laser-Leitsternen arbeiten wird. Das so kombinierte MICADO-MAORY Instrument wird beugungsbegrenzte Bildgebung in einem Gesichtsfeld einer Breite von 53arcsec erlauben. [[BR]] [[BR]] Das Kernstück des derzeitigen Konzepts des MICADO Instruments ist ein Kryostaten mit 2.1m Durchmesser und 2m Höhe, welcher Teil der Gesamtstruktur ist. Zusammen mit dem darüber montierten Wellenfront-Sensor (WFS) besitzt dieser eine Masse von rund 4000kg. Über einen zentralen Ringflansch ist der Kryostat direkt an einen großen Derotator mit 2.5m Durchmesser angebunden. Dieser komplette Aufbau wird durch eine Hexapoden-Struktur über einer der Nasmyth-Plattformen des E-ELT gehalten, direkt unterhalb der optischen Bank von MAORY.[[BR]] [[BR]] MPIA ist verantwortlich für die Auslegung und den Bau des MICADO Derotators, der als Schlüsselkomponente den Kryostat exakt um seine optische Achse drehen muss, um auf diese Weise die Feld-Rotation durch die Alt-Azimut-Bauweise des E-ELT präzise auszugleichen. Dabei wird eine differentielle Winkel-Genauigkeit von weniger als 10arcsec verlangt. Der Derotator besteht aus einem hochpräzisen Lager, mehreren Zahnrädern, Motoren, Positionssensoren und sehr steifen mechanischen Schnittstellen zu den angrenzenden Baugruppen. Die Lagerung erfolgt über ein speziell angefertigtes, hoch-präzises 4-Punkt-Kontakt-Kugellager. [[BR]] [[BR]] Um das Design des Derotators in einer sehr frühen Phase des Projekts zu überprüfen, wird derzeit ein Prototyp mit einem halb so großen Standard-Lager von 1.2m Durchmesser aufgebaut. Die Test-Kampagne startet in diesen Tagen und soll zeigen, ob das vorgeschlagene Konzept in der Lage ist, die sehr anspruchsvollen Anforderungen hinsichtlich Positionsgenauigkeit und anderer Leistungsdaten, welche vom MICADO Instrument gefordert werden, zu erfüllen. [[BR]][[BR]]Vortrag: Englisch[[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-10-28_MICADODerot.pdf Präsentation: Englisch][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 9 | || '''04.11.2016 '''[[BR]]'''[[span(style=color: #FF0000, HdA-Auditorium!!)]]''' || '''Stefan Hippler''' || '''Adaptive Optiken fuer VLT und E-ELT[[BR]]'''[[BR]]Dieser Vortrag wird auf sehr grundsätzliche Weise das Funktionsprinzip und den Nutzen von Adaptiver Optik (AO) im astronomischen Umfeld beleuchten. Dazu wird Stefan Hippler in einem ersten Teil ausführlich und phänomenologisch auf die Bildentstehung beim Beobachten durch optische Turbulenzen eingehen. Ein kurzer historischer Abriss und die Vorstellung der damit jeweils erreichten Ergebnisse schliessen diese Einführung ab.[[BR]][[BR]]Im anschliessenden, zweiten Teil werden dann speziell die AO Systeme der großen ESO Observatorien auf dem Paranal (VLT) und dem Armazones (E-ELT) unter die Lupe genommen. Am Beispiel von NACO und CIAO werden die bereits im Einsatz befindlichen Instrumente im Detail beschrieben, um dann einen Ausblick auf die derzeit in der Designphase befindlichen Weiterentwicklungen für das neue Flaggschiff der ESO bis Mitte der 2020er Jahre zu erlauben. [[BR]][[BR]]Vortrag: Deutsch [[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-11-04_AOOverview_Part1.pdf Präsentation: Englisch Teil1] [https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-11-04_AOOverview_Part2.pdf Teil2][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 10 | || '''11.11.2016''' || '''Vianak Naranjo''' || '''Charakterisierung von Infrarot Detektoren - Was ist das?'''[[BR]][[BR]]Infrarot-Instrumentierung am MPIA ist eine der größten technischen Aktivitäten hier im Haus. Sie bringt die Arbeit von vielen verschiedenen Ingenieurbereichen zusammen, aber der Fokus in diesem Vortrag wird der Infrarot-Detektor und dessen Charakterisierung sein. Was ist das und warum ist es so wichtig? Ein Infrarot-Detektor alleine kann nicht funktionieren, sondern er bildet eine komplexe Einheit mit der Auslese-Elektronik und der Software. Der Charakterisierungsprozess ist der Weg, um zu verstehen, wie der Detektor arbeitet und wie er sich verhält. Es ist der Schlüssel, um die beste Leistung eines Instruments im Betrieb zu garantieren. [[BR]][[BR]]Wenn Sie sich mal gefragt haben, was die Leute tun, die mit Infrarot-Detektoren arbeiten, dann sind Sie bei uns richtig! Der Vortrag wird sehr allgemeinverständlich sein, einfach vorbeikommen! [[BR]][[BR]]Vortrag: Deutsch [[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-11-11_IRDetectors.pdf Präsentation: Englisch] [[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 11 | || '''18.11.2016[[BR]][[span(style=color: #FF0000, HdA-Auditorium!!)]]''' || '''Sascha Douffet''' || '''Verantwortliche im Arbeitsschutz - [[BR]]Die Hauptakteure und ihre Aufgaben[[BR]]'''[[BR]]Bei der letzten Präsentation zur Arbeitssicherheit wurde ein Überblick über die Geschichte, Struktur, die wichtigsten Gesetze und Aufgaben gegeben. Aber damit sind noch längst nicht alle Fragen geklärt, im Gegenteil. Da das Thema Arbeitssicherheit sehr umfangreich ist, wird diesesmal ein weiteres, sehr wichtiges Kapitel vorgestellt: die Akteure im Arbeitsschutz und ihre Aufgaben.[[BR]][[BR]]Auf folgende Fragen sollen hierbei Antworten gegeben werden: Wer sind die Akteure? Was bedeutet Verantwortung im Arbeitsschutz? Was sind die Aufgaben? Was kann passieren, wenn die Verantwortung und die Aufgaben nicht erfüllt werden? [[BR]][[BR]]Hierbei gilt: Jeder im Betrieb sollte wissen, welche Funktionen und Tätigkeiten im Betrieb umgesetzt werden. Nicht nur die Mitarbeiter sollten wissen, wer sich um die Arbeitssicherheit kümmert, sondern auch die Funktionsträger sollten ihre Aufgaben kennen und umsetzen können, denn dann kann die Arbeitssicherheit im Betrieb gelebt bzw. umgesetzt werden. Und das bedeutet dann automatisch ein geringeres Unfallrisiko. [[BR]][[BR]]Vortrag: Deutsch [[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-11-18_Safety2.pdf Präsentation: Deutsch][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 12 | || '''25.11.2016''' || '''Michael Boehm (ISYS, Stuttgart)''' || '''OVMS-plus: Vibrationskompensation am LBT'''[[BR]][[BR]]Interferometrie an modernen, großen, bodengebundenen Teleskopen nutzt oft das Zusammenschalten mehrerer Einzelteleskope. Das ist allerdings nur möglich, wenn die Länge des jeweiligen Lichtweges für alle Einzelteleskope gleich ist, sprich die OPD (optical path difference) muss Null betragen. Nun werden aber die optischen Komponenten der Teleskope bspw. durch Wind zu Schwingungen angeregt, mit Spitzenamplituden von einigen µm und Frequenzen von bis zu 60Hz. Ohne eine geeignete, aktive Kompensation wären damit Messungen im Nah-Infraroten (NIR) eher nutzlos. Daher sind große Teleskope wie bspw. das Large Binocular Telescope (LBT) mit einem dedizierten "OPD and vibration monitoring system" (OVMS) ausgestattet, um solche Störungen zu messen und mittels schneller Vorwärtssteuerung zu kompensieren.[[BR]][[BR]]Am Anfang des Vortrags wird Michael Boehm kurz auf das OVMS des LBT zurückkommen und beschreiben, wie mittels Beschleunigungssensorik Störungen kompensiert werden können. Der zweite Teil wird dann die neue, verbesserte und zentralisierte Software Architektur präsentieren, das sog. OVMS-plus, und die zahlreichen Herausforderungen bei deren Implementierung aufzeigen. [[BR]][[BR]]Abschliessend wird anhand von Messungen mit LBTI nachgewiesen, wie effektiv die Methode ist und dass damit ein Großteil der vom Teleskop selbst erzeugten Vibrationen kompensiert werden kann.[[BR]][[BR]]Vortrag: Deutsch[[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-11-25_OVMSplus.pdf Präsentation: Englisch][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 13 | || 02.12.2016 || || || |
| | 14 | || '''09.12.2016[[BR]][[span(style=color: #FF0000, HdA-Auditorium!!)]]''' || '''Thomas Henning''' || '''Astronomie in Heidelberg - [[BR]]Vom Königstuhl in die Welt'''[[BR]][[BR]]In diesem Vortrag wird Thomas Henning seine persönliche Sicht auf die Entwicklung der Instrumente am MPIA an Beispielen darstellen. Einige wichtige Entdeckungen, die hierbei auf dem Gebiet der Planetenentstehung und der Exoplaneten mit einigen dieser Instrumente gemacht wurden, werden im Vortrag schlaglichtartig vorgestellt.[[BR]][[BR]]Vortrag: Deutsch [[BR]][https://svn.mpia.de/trac/gulli/att/raw-attachment/wiki/AlteVortraege2016S2/2016-12-09_AstroHeidelberg.pdf Präsentation: Deutsch][[BR]]Fragen: Deutsch, Englisch || |
| | 15 | || 16.12.2016 || || || |
| | 16 | || 23.12.2016 || -- || Weihnachtspause || |
