Infrarot-Interferometrie

    3.1) Optische und Nahinfrarot-Interferometer

    3.2) Radio-Interferometer

    4.1) Alte Sterne

    4.2) Junge Sterne (bzw. Nebel mit jungen Sternen)

    4.3) Aktive Galaxien

Abb. 1: Künstlerische Darstellung des Staubrings um einen massereichen Stern.
Bild: Pressemeldung MPIfR vom 27. Mai 2008.

Ein astronomisches Objekt strahlt Licht im Infraroten aus, welches die Teleskope aufnehmen. Nach der Datenauswertung erhält man Bilder, die den Infrarot-Thermographien der Bauunternehmen ähnlich sind, mit dem Unterschied natürlich, dass sie keine Häuser, sondern astronomische Objekte zeigen.

Abb. 2: Links: Infrarotthermographie eines Kaffeebechers; Rechts: Der Doppelstern Capella aus dem Sternbild Fuhrmann im infraroten Licht.
Bilder: Wikipedia (links); MPIfR (rechts).

Abb. 3: Erdatmosphäre aus dem All betrachtet
Bild: NASA/JPL.

Doch dem kann man abhelfen. Je kürzer der Weg der Strahlen durch die Atmosphäre ist, umso weniger Strahlen werden absorbiert. Also muss man diese Strahlen weiter oben aufnehmen. Teleskope werden auf Berggipfeln gebaut, wo sie näher an den oberen Schichten der Atmosphäre liegen und wo es trocken ist. Der Wasserdampfgehalt der Atmosphäre ist dort geringer und es kann auch noch Strahlung aufgenommen werden, die in geringeren Höhen komplett absorbiert (verschluckt) wird. Die Teleskope werden zusammengeschaltet und ihre Aufzeichnungen überlagert. Dadurch, dass nicht überall die gleichen Strahlen absorbiert werden, lassen sich durch Interferometrie-Beobachtungen mit verschiedenen Teleskopen auch atmosphärische Effekte korrigieren.

Eine Korrektur atmosphärischer Effekte ist auch dann möglich, wenn nur ein einziges Teleskop als Interferometer eingesetzt wird. Die Speckle-Interferometrie ist ein Verfahren, bei dem die durch die Turbulenz der Erdatmosphäre verursachten Verformung von Wellenfronten, die uns von einem Stern erreichen, dazu führen, dass uns ein eigentlich punktförmiger Stern als verwaschenes diffuses Fleckchen (Speckle) erscheint, das auf dem Monitor hin und hertanzt (siehe Abb. 4 links). Das Zielobjekt, welches durch die Unruhe in der Atmosphäre derart hin- und herflackert, wird nun mehrere Male von ein und dem selben Teleskop "fotographiert". Aus den Kurzzeitbelichtungen werden alle bildverschlechternde Einflüsse herausgefiltert, die Bilder werden überlagert und damit ein scharfes Bild erzeugt.

Abb. 4: Links: 380 Kurzzeitbelichtungen mit den typischen "speckles" (englisch für "Fleckchen"); Rechts: Rekonstruktion bzw. Überlagerung, aufgebaut aus den Einzelbildern.
Bilder: MPIfR, Forschungsgruppe Infrarot-Interferometrie.

Die Überlagerung der eingehenden Signale in Echtzeit ist ein Merkmal der optischen und Infrarot-Interferometrie, während die Überlagerung der Signale mittels Korrelatoren in der Radioastronomie also bei Beobachtungen von Objekten im Radiowellenbereich mit Teleskopen in großem Abstand voneinander zum Zuge kommt.

3.1) Optische und Nahinfrarot-Interferometer

Die Gruppe Infrarot-Interferometrie führt in regelmäßigen Abständen speckle-interferometrische Messungen mit ihrem eigenen Kamera-System an großen optischen Teleskopen rund um den Globus aus. Neben den 3,6m- und 3,5m-Teleskopen der Europäischen Südsternwarte (ESO) auf dem La Silla in Chile und dem "Multiple-Mirror-Telescope" (MMT) in Arizona ist dabei bisher vor allem das russische 6m-Teleskop am Selentschuk-Observatorium zum Einsatz gekommen (s. Photo).

Abb. 5: Das 6m-Teleskop des Selentschuk-Observatoriums in Russland.
Bild: MPIfR.

Das VLT (Very Large Telescope) ist Teil des Paranal-Observatoriums in Chile und zählt zu den derzeit besten Teleskopen bei optischen und nahinfraroten (NIR-) Wellenlängen. Es besteht aus 4 Einzelteleskopen, deren Spiegel zusammen geschaltet werden können und so ein astronomisches Großteleskop bilden. Die vier großen Teleskope oder UTs haben je 8,20m Spiegeldurchmesser. Dazu kommen noch 4 Hilfsteleskope (ATs) von je 1,80m Spiegeldurchmesser. Bis zu 3 von den UTs oder den ATs können derzeit zusammengeschaltet werden. Wie beim VLA (s.u.) können die ATs auf Schienen verschoben werden. Der dadurch größtmöglichste Abstand, den zwei von ihnen einnehmen können, beträgt 200 Meter.
Ein Instrument zur interferometrischen Überlagerung der Signale dreier VLTI-Teleskope, das sich innerhalb dieses Observatoriums befindet, ist AMBER (Abb. 6), mit welchem das Infrarot-Licht in einzelne Wellenlängen zerlegt werden kann. Ein weiteres Instrument am VLTI zur interferometrischen Überlagerung der Signale einzelner Teleskope im mittelinfraroten Bereich ist MIDI, das "MID-infrared Interferometric instrument" für den Wellenlängenbereich von 8 bis 13 Mikrometern.

Abb. 6: Links: der Interferometrie-Empfänger AMBER (Astronomical Multi-BEam combineR); Rechts: Cerro Paranal mit 3 Kuppeln der 1,80m-ATs im Vordergrund und 2 große Kuppeln der 8,20m-UTs im Hintergrund.
Bilder: amber.obs.ujf-grenoble (links); Wikipedia (rechts).

Das LBT (Large Binocular Telescope) ist ein Teleskop mit zwei 8,40 Meter großen Spiegeln, das in 3267 Metern Höhe auf dem Mount Graham in Arizona gebaut wird. Die Sternwarte wurde in Zusammenarbeit von den USA, Deutschland und Italien errichtet. Erste Messungen mit Einzelspiegeln sind bereits erfolgt, die Interferometrieinstrumente der ersten Generation werden voraussichtlich 2011 einsatzbereit sein. Es ist ein Teleskop mit Zwillingsspiegeln, welche eine gemeinsame Montierung haben. In seiner Bauweise ist es das weltgrößte optische Teleskop.
Das Doppelteleskop sammelt genau so viel Licht wie ein 11,8-Meter-Spiegelteleskop und würde sogar eine Kerze in 2,5 Millionen km Entfernung (7-fache Monddistanz) feststellen können. Mit Hilfe der Interferometrie kann seine Auflösung auf die eines 22,8-Meter-Spiegels gesteigert werden. Wenn das Licht eines Zentralsterns interferometrisch ausgeblendet wird, können eventuell vorhandene Planeten um einen Stern sichtbar gemacht werden ( Nulling-Interferometrie). Durch seine große Lichtsammelfläche und sein großes Bildfeld wird das LBT außerdem in der Lage sein, scharfe Bilder von fernen Galaxien zu machen.

Abb.7: Das "Large Binocular Telescope" (LBT) mit zunächst einem montierten Spiegel
Bild: Pressemeldung MPIfR vom 26. Oktober 2005 anlässlich einer Testmessung von NGC 891.

3.2) Radio-Interferometer

Abb. 8: Very Large Array in New Mexico.
Bild: Wikipedia.

Eine weitere Möglichkeit, um Interferometrie im Radiobereich mit extrem großen Abständen (Basislinien) zwischen den Teleskopen zu betreiben, ist VLBI (Very Long Baseline Interferometry). Sie zeigt gegenüber den anderen Interferometern eine sehr hohe räumliche Auflösung oder Trennschärfe, ist allerdings auf Objekte mit heller Radioemission beschränkt.
Das VLBI ist kein Observatorium oder ein Teleskop. VLBI ist ein Verfahren, bei der Teleskope der ganzen Welt beteiligt sind. Dabei beobachten mehrere Teleskope, die sehr weit voneinander entfernt sind, zur gleichen Zeit die gleiche Quelle am Himmel und erreichen damit eine Auflösung, die einem virtuellen Radioteleskop mit einem Durchmesser bis zu Erdgröße entspricht. Zum Beispiel wird das 100-Meter-Radioteleskop in Effelsberg im Rahmen von VLBI mit dem Green-Bank-Observatorium in Virginia und noch weiteren Teleskopen zusammmengeschaltet. Atomuhren setzen sehr genaue Zeitmarkierungen auf die Aufzeichnungen, so dass die Signale später im Rechner miteinander kombiniert werden können.

Abb. 9: Links: Radioteleskop Effelsberg; Rechts: Green-Bank-Telescope - die beiden größten vollbeweglichen Radioteleskope der Erde.
Bilder: MPIfR (links); Wikipedia (rechts).

Eta Carinae ist ein Stern des Sternbildes "Schiffskiel" (Carina) und gehört zu den leuchtkräftigen blauen Veränderlichen. Dieser Hyperriese hat eine Masse von 100 bis 150 Sonnenmassen und strahlt mit etwa der vier- bis fünfmillionenfachen Leuchtkraft der Sonne. Der Stern liegt in etwa 7.000 bis 10.000 Lichtjahren Entfernung innerhalb des offenen Sternhaufens Tr16, welcher in einem riesigen Nebelkomplex liegt, dem Carinanebel NGC 3372. Eta Carinae ist einer der leuchtkräftigsten und massereichsten bekannten Sterne.

Abb. 10: Links: Photo von Eta Carinae im Homunkulusnebel; Rechts: Speckle-Interferometrische Aufnahme von Eta Carinae bei 830 nm Wellenlänge.
Bilder: Wikipedia (links); MPIfR (rechts).

Der Stern IRC+10216 (CW Leonis) ist ein Roter Riese im Sternbild "Löwe" mit einer restlichen Lebensdauer von nur noch ca. 10.000 bis 30.000 Jahren, bis er zum Ende der "Rote-Riesen-Phase" seine äussere Hülle abstoßen und in einen Weißen Zwerg übergehen wird. Er liefert den bisher besten Hinweis für Wasser in fremden Welten. Der sterbende Stern setzt in seinen letzten Lebensjahren Unmengen an Wasserdampf frei. Außerdem lässt er die vielen Kometen, die am Roten Riesen vorbei wandern, schmelzen. Und da Kometen aus Eis bestehen, ist in der Umgebung des Roten Riesen ziemlich viel Wasser. In der interferometrischen Aufnahme wird im wesentlichen die dichte Staubhülle um den Stern detektiert.

Abb. 11: Links: Künstlerische Darstellung von IRC+10216 (CW Leonis) als Roter Riese, umgeben von Wasser und Gestein; Rechts: IRC+10216 als IR-Interferometrie-Aufzeichnung.
Bilder: Pressemitteilung SWAS vom 16. Juli 2001 (in Englisch), Spiegel-Artikel (auf Deutsch); (links); MPIfR (rechts).

R Cas ist ein Roter Riesenstern im Sternbild "Cassiopeia". Er ist ca. 350 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er gehört zu den veränderlichen Sternen und leuchtet somit mal stärker, mal schwächer.

Abb.12: Speckle-Aufzeichnung des veränderlichen Sterns R Cas.
Bild: MPIfR.

NGC 3603 (NGC = New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars) ist ein Emissionsnebel im Sternbild "Schiffskiel" (Carina) und 20.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er ist ein offener Sternhaufen mit einer der größten bekannten Häufungen von sehr massereichen heißen Riesensternen, sogenannten Wolf-Rayet-Sternen, in unserer Milchstraße. Wegen ihrer großen Masse haben sie sich in diesem noch sehr jungen Haufen bereits zu einer späten Phase ihres "Lebens" hin entwickelt. NGC 3603 zeigt außerdem ein sehr aktives H-II-Gebiet mit vielen, nur etwa 2 Millionen Jahre alten Sternen. Zum Vergleich: unsere Sonne ist ungefähr 4,6 Milliarden Jahre alt.

Abb.13: Links: Emissionsnebel NGC 3603 aufgenommen mit dem Hubble-Space-Telescope; Rechts: Zentraler Bereich von NGC 3603 nach einer Speckle-Rekonstruktion.
Bilder: Wikipedia (links); MPIfR (rechts).

Theta Orionis ist ein optischer Mehrfachstern im Orionnebel (M42) und wird auch das "Trapez" genannt. Das Trapez besteht aus vier Sternen, die jeweils Mehrfachsterne sind. Es sind die zentralen Sterne eines sehr dichten offenen Sternhaufens (Orion-Trapezium-Haufen), mit einem Durchmesser von ungefähr 1,5 Lichtjahren im Zentrum des Nebels. Von mehreren der Trapez-Sterne gibt es speckle-interferometrische Abbildungen in sehr hoher Auflösung.

Abb. 14: Links: Orionnebel (M42) mit dem Trapez-Sternhaufen (Theta Orionis); Rechts: Speckle-Aufzeichnung von Theta 1c Ori.
Bilder: Astronomy Picture of the Day vom 10. Juli 2005 (links); MPIfR (rechts).

R136 befindet sich im Tarantelnebel, einem riesenhaften Sternentstehungsgebiet in der Großen Magellanischen Wolke, einer Begleitgalaxie unserer Milchstraße in ca. 160.000 Lichtjahren Entfernung. Er besteht aus massereichen Sternen, die den Nebel durch ihre Strahlung optisch zum Leuchten bringen. Einige dieser extrem massereichen Sterne gehören ebenfalls zum Typ Wolf-Rayet-Stern und befinden sich bereits in einer späten Phase ihrer Entwicklung.

Abb.15: Links: R136, zentraler Sternhaufen im Tarantel-Nebel in der Großen Magellanischen Wolke; Rechts: Speckle-Rekonstruktion von R136.
Bilder: Wikipedia (links); MPIfR (rechts).

NGC 7469 liegt im Sternbild "Pegasus" und gehört zu den Seyfert-I-Galaxien. In ihrem Zentrum ist ein Schwarzes Loch mit ungefähr 10⁷ Sonnenmassen. Diese Galaxie ist ca. 200 Millionen Lichtjahre von uns entfernt.

Abb. 16: Links: NGC 7469 vom Hubble-Teleskop aufgenommen; Rechts: Speckle-Aufnahme des Zentrums von NGC 7469 bei sehr hoher Auflösung.
Bilder: Wikipedia (links); MPIfR (rechts).

M77 (Messier 77, auch: NGC 1068) ist eine der größten Galaxien in Messiers Katalog. Ihr Kern hat einen ungefähren Durchmesser von 120.000 Lichtjahren und sie ist ca. 30 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. M77 ist eine aktive Galaxie vom Typ Seyfert-II, in der sich riesige Gaswolken mit einer Geschwindigkeit von einigen 100 km/s vom Zentrum nach außen hin bewegen. Ihr Kern ist eine starke Radioquelle. Die Galaxie wurde auch bereits vom Hubble-Teleskop näher untersucht.

Abb.17: Links: M77 deutlich als Spirale zu erkennen; Rechts: Innerster Kernbereich der Galaxie M77 als Speckle-Bild.
Bilder: cosmotography (links); MPIfR (rechts).