APT

Will man in die Frühzeit der Robotischen Astronomie reisen, wird man mit ziemlicher Sicherheit über Fairborn Observatory stolpern. Bereits 1979 wurde hier das wahrscheinlich erste voll funktionsfähige APT(automated photoelectric telescope, L. J. Boyd, R. M. Genet & D. S. Hall) errichtet. 1985 konnte Fairborn an das Fred L. Whipple Observatory von Smithonian am Mt. Hopkins übersiedeln und 1989 waren bereits sieben APTs im Betrieb - alle in einem einzigen Gebäude, dessen Öffnung und Schliessung an eine Wettrerstation gekoppelt war und somit autonomen Betrieb erlaubte. Im Frühjahr 1996 kaufte die University of Vienna zwei der damals acht Teleskope (T6 und T7) und benannt sie nach dem berühmten österreichischen Komponisten Johannes Chrysostomus Wolfgang Theophilus Mozart Wolfgang und Amadeus. In diesem Jahr wurden sämtliche Teleskope an den neuen Standort von Fairborn Observatory gebracht, nämlich nach Washington Camp in der Sonora Wüste nahe Nogales, Arizona. An diesem Standort standen ursprünglich drei Gebäude zu Verfügung, die ebenfalls über eine Wetterstation automatisiert waren. Neu war hier die Möglichkeit, Kurzeitwetterprognosen in die Steuerung einfliessen zu lassen, ein Beitrag von T. Granzer. Über die Jahre konnte Fairborn immer weiter wachsen, was zum Grossteil dem Langzeitdirektor L. Boyd zu verdanken ist. Momentan gibt es an Fairborn mehr als ein Duzend Teleskope (siehe die Automated Astronomy Group der Tennessee State University und Google Maps für ein Satellitenbild).

Beide Teleskope sind f/8-Cassegrain Systeme mit einen Hauptspiegel von 75 cm, Details siehe Strassmeier et al., 1997 . Sie sind rein photoelektrische Teleskope, Wolfgang ist mit einer blauempfindlichen (EMI-9124QB) und Amadeus mit einer rotempfindlichen (EMI-9828) Photomultiplierkathode ausgestattet. Zum zentrieren der Sterne in der Blende werden 4% des Lichts auf eine frame-transfer CCD umgeleitet, eine Videokamera PULNIX TM-840N mit 800x490 pixel mit 11.5x13.5 μm. Die Teleskope sind parallaktisch montiert und erreichen eine Pointiergenauigkeit von ca. 30 Bogensekunde, die maximale Positioniergeschwindigkeit erreicht 10 Grad/sec. Je nach der spektralen Hauptempfindlichkeit der Photomultiplierkathode wurden die astronomischen Farbfilter ausgewählt, beide Teleskope haben aber zumindest Johnson-Cousins UBVRI, Strømgren uvby und enge und weite Hα and Hβ, zentriert auf den jeweiligen Balmerlinien des Wasserstoffs. Die Teleskope arbeiten autonom, Befehlsketten werden mittels ATIS-93 (Automated Telescope Instruction Set, Version 1993) konstruiert. Die Objektauswahl basiert auf einem simplen dispatcher (klassischer greedy Algorithmus), innerhalb einer constraint-satisfaction Lösung (Das Objekt steht momentan innerhalb gewisser Stundenwinkelgrenzen, ausserdem ist die maximale Anzahl an Beobachtungen in dieser Nacht noch nicht erreicht) wird noch ein dreistufiger Merit herangezogen (Priorität, Anzahl ausstehender Beobachtungen und verbleibende Beobachtungszeit). Datenreduktion findet nach der Übertragung der Daten ans AIP statt, gesucht wird nach einer Gesamtlösung, die durch vier Parameter, ζ, k',ε und k" bestimmt ist. Dazu werden zuerst die 40ß50 Beobachtungen von Standardsternen ausgewertet. Photometrische Nächte werden durch verschiedene statistische Tests bestimmt, für nicht photometrische Nächte wurden etliche Proyeduren etabliert, um ζ, k',ε und k" näherungsweise zu bestimmen, siehe dazu Granzer et al., 2001.

Das sichtbarste Zeichen magnetischer Aktivität auf der Sonne sind die dunklen Sonnenflecken der Photosphäre, die schon seit Jahrhunderten beobachtet werden. Die ersten Beobachtungen mit einem Teleskop gehen noch auf Galileo Galilei zurück. Im Vergleich zum Gesamtstrahlungsausstoss der Sonne sind sie allerdings vernachlässigbar: Die photometrische Helligkeit der Sonne wird durch sie nur in der Grössenordnung von ~1mmag verändert, diese Änderung ist so gering, dass bodengebundene Beobachtungen von anderen Sternen kaum die benötigte Genauigkeit erreichen können. Aber man kennt Sterne, deren Flecken einen um Grössenordnungen markanteren Lichtwechsel verursachen, es ist also naheliegend, diese Klasse von Sternen zu studieren, um ein weiteres Phänomen, das wir von der Sonne kennen, zu entdecken, nämlich den 11 Jahre lange Aktivitätszyklus der Sonne. Im solaren Maximum steigt die Anzahl der dunklen Sonnenflecken stark an, gleichzeitig steigt aber auch die Aktivität in der Chromosphäre (Plages), sodass die Summenhelligkeit der Sonne in den visuellen Passbändern sogar leicht zunimmt. Nimmt man diesen Zyklus als Blaupause benötigt man zuallererst lange Beobachtungsreihen. Mit den beiden APTs Wolfgang & Amadeus, die seit über 20 Jahren beobachten, schafft man genau das. Die drei Abbildungen unten zeigen drei Beispiele hochaktiver Sterne und ihren Lichtwechsel über ~5000 Tagen. Der Wechsel in der Amplitude in der kurzperiodischen Schwankung wird als Wechsel in der Anzahl der Sternenflecken interpretiert, langperiodische Veränderungen sind Manifestationen der stellaren Aktivität.

Das Projekt startete als ein Forschungsschwerpunkt des österreichischen FWF s und wurde nach der initialen Förderungsperiode von fünf Jahren als Gemeinschaftsprojekt des AIP und des Institut für Astrophysik der Universität Wien weitergeführt. Später kam das Nicolaus Copernicus Astronomical Center (CAMK) als weiterer Betreiber hinzu, Amadeus (T7) wurde Eigentum des AIPs, Wolfgang (T6) kam an das CAMK. In 2019 wurde T7 endgültig ausser Betrieb gesetzt.