Jahresbericht 1999 (Astronomische Gesellschaft)
MPIfR Gruppe Optische & Infrarot-Interferometrie
Optische und Infrarot-Astronomie
Es wurden mit dem russischen 6-m-Teleskop
Bispektrum-Speckle-Interferometrie-Messungen
von jungen stellaren Objekten, Sternen in späten Entwicklungsstadien
und aktiven Galaxienkernen durchgeführt. Die Auflösung der rekonstruierten
Bilder ist beugungsbegrenzt und damit höher als die Auflösung des
Hubble Space Telescopes.
Mit dem 6-m-Teleskop
konnten beugungsbegrenzte Bilder von 13 O- und B-Sternen
im Orion-Nebel, darunter auch die vier Trapez-Sterne,
mit bisher unerreichter Winkelauflösung
im nahen Infrarot gewonnen werden.
In unseren Speckle-Bildern konnten insgesamt 8 nahe Begleiter der
Primärsterne gefunden werden.
Dabei konnten wir erstmals die Existenz eines
sehr nahen Begleiters von 
C, dem leuchtkräftigsten
Stern im Orion-Nebel, mit einer Separation von nur 33 Millibogensekunden
(etwa 16 AE) nachweisen.
Aus den
Helligkeitsverhältnissen der Doppel- und Mehrfachsterne
im H- und K-Band konnte die
Leuchtkraft und Effektivtemperatur und daraus die Masse der
Begleitsterne abgeschätzt werden.
Dabei zeigte sich, daß sämtliche Begleiter wesentlich geringere
Massen (etwa 1 - 5 Msun) als die jeweiligen Primärsterne
(M > 8Msun) haben.
Unsere Ergebnisse zeigen, daß die Multiplizität der massereichen
Sterne in der Orion-Sternentstehungsregion
deutlich höher als bei massearmen Sternen ist.
Dies unterstützt die Theorie, nach der massereiche
Sterne durch die Kollision und Koagulation von
Protosternen im dichten Zentrum junger Sternhaufen entstehen.
Außerdem wurden
beugungstheoretische Bispektrum-Speckle-Interferometrie-Messungen
von mehreren jungen stellaren Objekten mit Ausströmungen
(u.a. S140 IRS1, LkH 
198, AFGL2591) bei
nahinfraroten Wellenlängen durchgeführt.
Zur detailierten Interpretation der Daten wurden
Strahlungstransportrechnungen durchgeführt.
Ein weiterer Schwerpunkt unserer Arbeiten war die Untersuchung der
jungen stellaren Population im Sternhaufen IC 348 und der Upper Scorpius
OB Assoziation.
Aus tiefen Nahinfrarot-Bildern bestimmten wir die
Leuchtkraftfunktion von IC 348 und benutzten sie zur Modellierung
der ursprüglichen Massenfunktion dieses jungen Sternhaufens.
Unsere Ergebnisse zeigen, da\3 die stellare Massenfunktion von IC 348
sehr gut mit der Massenfunktion der Feldsterne übereinstimmt
und daß die Population
der braunen Zwerge in IC 348 relativ klein sein mu\3.
In einer detailierten Studie der Upper Scorpius
OB Assoziation konnten wir interessante Einblicke in die
Sternentstehungsgeschichte dieser Assoziation gewinnen.
Unsere Ergebnisse legen nahe, daß der Sternentstehungsprozeß in
Upper Scorpius durch die Stoßwelle einer Supernova-Explosion in einer
benachbarten OB Assoziation ausgelöst wurde; nur 1 bis 2 Millionen
Jahre später wurde durch die Supernova-Explosionen der massereichsten Sterne
in Upper Scorpius und die damit verbundene Zerstörung der
restlichen Molekülwolkenklumpen der Sternentstehungsprozeß
wieder beendet.
Mit dem russischen 6-m-Teleskop
wurden auch Speckle-Messungen
des Kohlenstoffsterns
IRC+10216 im J-, H- und K-Band durchgeführt. Die rekonstruierten
Bilder zeigen in ihrem Zentrum mehrere aufgelöste Komponenten, die von einem
schwächeren, annähernd bipolaren Nebel umgeben sind.
Die K-Band-Ergebnisse von fünf verschiedenen Epochen zeigen, daß sich
Abstände, Strukturen und relative Helligkeiten der inneren
Komponenten im Laufe von 3 Jahren stark verändert haben.
Die Relativgeschwindigkeit
einzelner Komponenten wurde für den Zeitraum von 1995 bis 1998 zu
23mas/a 14km/s (bei einer Entfernung von 130pc)
bestimmt. Dies kann als Bewegung des Innenrandes der Staubhülle
relativ zum Stern interpretiert werden.
Die Veränderungen der inneren Staubhülle sind dabei nicht direkt an die
stellare Pulsation gekoppelt, sondern laufen auf längeren Zeitskalen ab.
Die Morphologie dieses Objektes legt nahe, daß die
hellste Staubkomponente nicht mit dem Zentralstern koinzidiert, sondern
vielmehr der dem Beobachter zugeneigte Teil des bipolaren Nebels ist.
Die Auswertung von HST-Polarimetrie-Daten belegt, daß sich
der Ort des Zentralstern stattdessen nahe der anfänglich zweithellsten
Komponente befindet. Dies wird durch zweidimensionale
Strahlungstransportrechnungen bestätigt.
Daß bipolare Strukturen sonst kaum in den Staubhüllen von AGB-Sternen
beobachtet werden, aber typisch sind
für die Morphologie proto-planetarischer Nebel, ist ein starkes Indiz
dafür, daß IRC+10216 sich nicht nur unmittelbar vor dem Ende seiner
AGB Entwicklung befindet, sondern bereits in die Transformationsphase zu einem
proto-planetarischen Nebel eingetaucht ist.
Es wurden auch die Staubhüllen mehrerer sauerstoffreicher
AGB-Sterne untersucht. Beispiele hierfür
sind die AGB-Objekte AFGL2290 und CIT3.
Es wurden ebenfalls die systematische
Untersuchungen zur Entwicklung und Morphologie zirkumstellarer
Staubhüllen von massereichen Sternen in späten Entwicklungsphasen
fortgesetzt, die bislang die Überriesen IRC+10420, Cas,
Cep, NMLCyg und VYCMa einschliessen.
NMLCyg ist dabei eine der prominentesten Infrarot-Quellen am Nordhimmel.
Es handelt sich um einen der leuchtkräftigsten galaktischen Überriesen,
einen weit entwickelten OH/IR Stern, der aufgrund starker
Massenverluste bereits von einer ausgeprägten zirkumstellaren Staubhülle
umgeben ist. Es wurden beugungsbegrenzte
2,13µm-Speckle-Messungen durchgeführt,
die diese Staubschale deutlich auflösen.
Der Durchmesser der Staubschale wurde zu 121mas bestimmt.
Zur Interpretation dieser Daten werden Strahlungstransportrechnungen für die
zirkumstellare Hülle durchgeführt. Modellierungen der spektralen
Energieverteilung, der 2,13µm-Visibilität und der
11.15m-Visibilität zeigen, daß - wie schon im Falle von
IRC+10420 - die Staubschale aus mehreren Komponenten zu bestehen scheint.
Standard ``Uniform Outflow'' Modelle können die Beobachtungen nicht
reproduzieren. Es
müssen stärker abfallende Dichteverteilungen in verschiedenen Komponenten
angenommen werden. Letzteres kann als zeitlicher Anstieg der Massenverlustrate
interpretiert werden. Die hohen Massenverlustraten zeigen, daß NMLCyg
bereits in die Superwind-Phase eingetreten ist und sich somit vermutlich am
Ende des Roten-Überriesen-Stadiums befindet. Dieses Objekt kann somit als
unmittelbarer Vorgänger von IRC+10420, der sich bereits in der
Übergangsphase zum Wolf-Rayet-Stern befindet, gesehen werden.
Es wurden umfangreiche Sternentwicklungsrechnungen durchgeführt, die sowohl
Roten Riesen auf dem Asymptotic Giant Branch (AGB) als auch
Zentralsterne Planetarischer Nebel und Weiße Zwerge einschliessen.
Die Entwicklung von AGB-Sternen wird
zum einen geprägt durch thermische Instabilitäten der Helium-Brennschale
(Thermische Pulse) und den damit verbundenen Mischprozessen (3 
Dredge-Up), tiefreichenden Hüllenkonvektionszonen, die bei massereicheren
AGB-Sternen in die Wasserstoff-Brennschale eintauchen können
(hot bottom burning), und hohe Massenverluste, die schließlich zur
Ausbildung einer zirkumstellaren Staubhülle führen und das interstellare
Medium mit prozessierten Material anreichern.
Ein Schwerpunkt der Studien lag insbesondere auf der Untersuchung
zusätzlicher Mischprozesse außerhalb klassischer Konvektionszonen, die
zur Erklärung vielfältiger Beobachtungen unerläßlich scheinen.
So wurde der Einfluß diffusiven ``Overshoots'' für verschiedene
Anfangsmassen untersucht, wie z.B. hinsichtlich der Bildung von
Kohlenstoffsternen oder der Erzeugung extrem lithiumreicher AGB-Sterne.
Es wurden ebenfalls Rechnungen mit overshoot für Thermische Pulse in der
Post-AGB-Phase durchgeführt (``born again scenario''). Diese Rechnungen
zeigen erstmals Dredge-Up für Post-AGB-Sterne und führen zu
wasserstoffarmen Zentralsternen. Die Berücksichtigung von overshoot
erlaubt erstmals eine quantitative Erklärung der beobachteten Häufigkeiten
von Wolf-Rayet Zentralsternen oder PG1159 Sternen.
Studien zu Weißen Zwergen mit Heliumkernen und ihrer Bedeutung für die
Altersbestimmung von Millisekundenpulsar-Systemen (Pulsar+Weißer Zwerg)
wurden weitergeführt.
Entwicklungsrechungen zeigen, daß hier
das Wasserstoffbrennen nicht verlischt,
sondern die Kühlung lange signifikant verzögert.
Die resultierenden Kühlalter sind im Einklang mit dem Pulsar-Spin-Down Alter,
und eine vormals oft diskutierte Diskrepanz zwischen den Kühlaltern
Weißer Zwerge und Spin-Down Altern von Pulsaren scheint nicht zu existieren.
Fernerhin wurden die Arbeiten zur Berücksichtigung von Rotation in den
Rechnungen fortgesetzt. Ein Schwerpunkt lag dabei in der Untersuchung
verschiedener rotationsinduzierter Mischprozesse und des diffusiven
Drehimpulstransportes.
Bispektrum-Speckle-Interferometrie-Untersuchungen der Seyfert-Galaxie
NGC 1068 wurden fortgesetzt. Die Rekonstruktionen zeigen eine
sehr kompakte Struktur mit einer Ausdehnung von etwa 30mas
2pc bei einer angenommen Entfernung von 14Mpc. Der Fluß dieser
Komponente bei 2,2µm beträgt 524mJy +/- 57mJy. Weiterhin
gibt es ausgedehntere K-Band-Strukturen. Diese Strukturen wurden
mit Messungen verglichen, die im optischen und
Radio-Wellenlängenbereich mit ähnlicher Auflösung gewonnen wurden.
Die ausgedehnteren K-Band-Strukturen werden als gestreutes Licht
interpretiert, das seinen Ursprung in der zentralen Quelle oder am
Innenrand des Torus hat. Die kompakte Struktur wird als eine
Zusammensetzung verschiedener Quellen interpretiert. Zu diesen
Quellen gehört thermische Strahlung des Innenrandes des Torus, Licht
der zentralen Quelle oder des Torus, das an Staub gestreut wird, der
sich zwischen BLR und NLR befindet, und direktes Licht der zentralen
Quelle.
IR-Long-Baseline-Interferometrie-Messungen wurden mit dem
IOTA-Interferometer in Arizona und dem GI2T-Interferometer in
Frankreich durchgeführt. Für die GI2T-Messungen haben wir ein
IR-Strahlvereinigungsinstrument gebaut, das erstmalig die Aufnahme
von spektral dispergierten IR-Michelson-Interferogrammen ermöglicht
hat. Im Spektralbereich von 2,1 bis 2,2µm konnten
Michson-Interferogramme gleichzeitig in 128 unterschiedlichen
spektralen Kanälen
aufgenommen werden. Unsere Mitarbeit am Very Large Telescope
Interferometer (VLTI) der Europäischen
Südsternwarte und dem Large Binocular Telescope (LBT) in Arizona findet
unter anderem im Rahmen von Instrumentierungsprojekten statt.
Die Entwicklung der VLTI-Phase-Closure-Kamera AMBER
ist ein Kooperationsprojekt von Gruppen der Universitäten Nizza,
Grenoble und Florenz und des MPIfR.
Personal:
T. Blöcker,
T. Driebe,
M. George,
S. Gong,
T. Hannemann,
C. Hillemanns,
K.-H. Hofmann,
P. Irrgang,
J. Lichtenthäler,
A. Men'shchikov,
T. Preibisch,
F. Przygodda,
R. Osterbart,
D. Schertl,
G. Schniggenberg,
M. Schöller,
G. Weigelt,
M. Wittkowski,
mit
Y. Balega, I. Balega, V. Vasyuk (SAO),
D. Mourard, L. Abe, O. Chesneau, S. Ragland, P. Stee, N. Thureau,
F. Vakili (CERGA),
R. Petrov (Univ. Nizza),
F. Malbet (Univ. Grenoble),
A. Richichi (Univ. Florenz),
W. Traub, M. Lacasse, S. Morel, B. Pras (CfA),
V. Coude du Foresto, C. Ruilier (Obs. Paris-Meudon),
W. Duschl, M. Scholz (Univ. Heidelberg),
A. Fleischer, J.M. Winters (Univ. Berlin),
F. Herwig, N. Langer (Univ. Potsdam),
D. Schönberner, H. Zinnecker (AIP),
H. Holweger, W. Stolzmann (Univ. Kiel),
B. Freytag, H.-G. Ludwig (Univ. Kopenhagen),
R. Waters (Univ. Amsterdam),
A. Zijlstra (UMIST),
R. Oudmaijer (Imperial College, London),
E. Guenther (Sternwarte Tautenburg),
G. Herbig (Univ. of Hawaii).