Infrarot-Interferometrie

T. Blöcker, T. Driebe, T. Hannemann, K.H. Hofmann, J. Lichtenthäler, A. Menshchikov, T. Preibisch,
R. Osterbart, D. Schertl, G. Weigelt, M. Wittkowski

mit

M. Schöller, ESO/Garching




Die Infrarot-Interferometrie wird völlig neue Möglichkeiten für die astrophysikalische Forschung eröffnen. So wird in wenigen Jahren das Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der Europäischen Südsternwarte hochaufgelöste Bilder liefern, die bis zu 100mal schärfer sein werden als Aufnahmen des Hubble Space Telescope (HST). Das VLTI wird aus vier 8-m-Teleskopen und drei fahrbaren 1,8-m-Teleskopen mit Abständen bis zu 200 m Länge bestehen. Bei der Wellenlänge 1,65 µm wird eine Auflösung von 2 Millibogensekunden erreichbar sein.

Zu den Forschungszielen gehören unter anderem die Oberflächenstrukturen anderer Sterne, Planeten benachbarter Sterne, die protoplanetaren Scheiben und Ausströmungen junger Sterne, die massereichen Staubhüllen in der Umgebung von Sternen in späten Entwicklungsphasen und die Strukturen in der Umgebung der supermassiven Schwarzen Löcher in aktiven Galaxienkernen.

Die ersten VLTI-Messungen sind für das Jahr 2002 mit dem MIDI-Instrument (MID-infrared Interferometric instrument) bei der Wellenlänge 10 µm und dem AMBER-Instrument (Astronomical MultiBEam Recombiner) bei der Wellenlänge 2,2 µm geplant. Das AMBER-Instrument ist ein Kooperationsprojekt von Instituten in Frankreich und Italien, der Europäischen Südsternwarte und unserem Institut.

In den letzten Jahren waren bereits unterschiedliche Infrarot-Interferometrie-Messungen mit sehr hoher Winkelauflösung — sogar höherer Auflösung als die des Hubble Space Telescope — möglich. Es konnte zum Beispiel mit Bispektrum-Speckle-Interferometrie am russischen 6-m-Teleskop eine Winkelauflösung von 57 Millibogensekunden bei der Wellenlänge 1,65 µm erreicht werden. Noch höhere Auflösung konnten wir mit dem GI2T-Zwei-Teleskop-Interferometer in Frankreich und unserem Infrarot-Strahlvereinigungsinstrument bei Messungen mit 24 m Teleskop-Abstand erzielen.

Solche interferometrischen Messungen sind häufig von entscheidender Bedeutung für das physikalische Verständnis der Objekte. Die Kombination von Theorie (Strahlungstransport, Sternentwicklungsrechnungen etc.) mit interferometrischen Messungen ermöglichte bei vielen Objekten erstmalig die Bestimmung ihrer physikalischen Eigenschaften.

Bispektrum-Speckle-Interferometrie. Der Prozess der Sternentstehung ist für viele Bereiche der Astrophysik von großer Bedeutung. Besonders interessante Aspekte sind dabei die Eigenschaften von zirkumstellaren Scheiben, in denen sich Planeten bilden können, der Ursprung der gigantischen Materieausströmungen bei vielen Protosternen und die Multiplizität der jungen Sterne. Bei vielen damit verbundenen Fragestellungen lassen sich neue physikalische Einblicke nur durch Beobachtungen mit sehr hoher räumlicher Auflösung gewinnen. Mit unserer Bispektrum-Speckle-Interferometrie können wir z.B. bei vielen jungen Sternen kleinste Strukturen mit einer Ausdehnung von nur 5-10 Astronomischen Einheiten auflösen.

Die meisten Sterne werden als Doppel- oder Mehrfachsysteme geboren. Einzelsterne scheinen eine Ausnahme zu sein. Durch welche physikalischen Effekte die Multiplizität der entstehenden Sterne bestimmt wird, ist jedoch noch weitgehend ungeklärt. Zur Untersuchung dieser Fragestellung für den Fall der massereichen Sterne wurden hochaufgelöste Messungen von 13 massereichen jungen Sternen in der Orion-Sternentstehungsregion durchgeführt. Abbildung 1 zeigt eines der hochaufgelösten Bilder. Dabei wurde eine überraschend große Zahl von Begleitern gefunden. Nach Korrektur für unaufgelöste Systeme erhält man als Ergebnis, dass jeder massereiche Stern in der Orion-Sternentstehungsregion im Mittel mindestens 1,5 Begleiter hat. Das ist ungefähr dreimal mehr als bei massearmen Sternen und unterstützt die Theorie, dass massereiche Sterne durch die Kollision und Koagulation von Protosternen im dichten Zentrum junger Sternhaufen entstehen.

Bispektrum-Speckle-Interferometrie der protostellaren Ausströmungsquelle S140 IRS1, des jungen Mehrfachsterns Q1 Ori B und des Protosterns IRAS 04302+2247 sowie ein mit Strahlungstransportrechnungen simuliertes Bild eines Protosterns mit zirkumstellarer Scheibe.
Bispektrum-Speckle-Interferometrie der protostellaren Ausströmungsquelle S140 IRS1, des jungen Mehrfachsterns Q1 Ori B und des Protosterns IRAS 04302+2247 sowie ein mit Strahlungstransportrechnungen simuliertes Bild eines Protosterns mit zirkumstellarer Scheibe.
Die meisten entstehenden Sterne durchlaufen in ihrer frühesten Entwicklung eine sehr turbulente Phase, in der sie große Mengen Materie mit Geschwindigkeiten von oft mehr als 100 Kilometern pro Sekunde ausstoßen. Wodurch diese Materieausströmungen angetrieben werden ist noch weitgehend unklar. Der massereiche Protostern S140 IRS1 hat solche Ausströmungen in zwei entgegengesetzten Richtungen (bipolare Ausströmung), wie aus Radiobeobachtungen bekannt ist. Unser hochaufgelöstes Infrarotbild von S140 IRS1 (Abb. 1) zeigt erstmals sehr komplexe Strukturen in der Umgebung dieses Protosterns. Besonders interessant ist der längliche Nebel, der sich von der zentralen Quelle nach links unten erstreckt, da die Richtung dieses Nebels genau mit der aus den Radiobeobachtungen bekannten Richtung des Materieausstroms übereinstimmt. Vermutlich hat die ausströmende Materie ein Loch in die dichte Gas- und Staubhülle in der Umgebung des Protosterns gerissen, welches nun den Blick auf den zentralen Protostern freigibt. Die anderen komplexen Strukturen im Bild zeigen wahrscheinlich die Stellen, an denen die starken Materieausströmungen mit den Resten der Molekülwolke, aus der sich der Protostern gebildet hat, kollidieren.

Auch von IRAS 04302+2247 (Abb. 1), einem Protostern mit einer zirkumstellaren Scheibe, wurden hochaufgelöste Infrarotbilder rekonstruiert. Bei diesem Objekt blicken wir auf die Kante der Scheibe. Der zentrale Protostern wird deswegen von der Scheibe, die man als dunklen Streifen in der Mitte des Bildes sieht, verdeckt. Die hellen Strukturen rechts und links von der Scheibe sind Licht vom zentralen Protostern, das senkrecht zur Scheibenebene entkommen ist und in der diffusen Staubhülle um das Objekt in unsere Richtung gestreut wird. Zur detaillierten Interpretation unserer hochaufgelösten Beobachtungen führen wir theoretische Modellierungen durch, um damit Informationen über die Struktur und die physikalischen Eigenschaften der zirkumstellaren Materie zu erhalten. Zur Illustration ist unter dem Bild von IRAS 04302+2247 ein mit unserem 2D-Strahlungstransportprogramm simuliertes Infrarotbild eines jungen Sterns mit umgebender Scheibe gezeigt.

Bispektrum-Speckle-Interferometrie des Mira-Sterns R Cas bei Wellenlängen von 671, 700 und 714 nm (Falschfarbendarstellung). Die Größe der Sternscheibe beträgt bei diesen Wellenlängen 51 x 36, 40 x 35 bzw. 56 x 42 Millibogensekunden.
Bispektrum-Speckle-Interferometrie des Mira-Sterns R Cas bei Wellenlängen von 671, 700 und 714 nm (Falschfarbendarstellung). Die Größe der Sternscheibe beträgt bei diesen Wellenlängen 51 x 36, 40 x 35 bzw. 56 x 42 Millibogensekunden.

Bispektrum-Speckle-Interferometrie mit dem 6-m-Teleskop liefert eine Auflösung von 30 Millibogensekunden bei der Wellenlänge 700 nm. Diese hohe Auflösung ermöglicht es sogar, die Oberflächen anderer Sterne aufzulösen. Abbildung 2 zeigt Messungen des 250 Lichtjahre entfernten Mira-Sterns R Cas bei den Wellenlängen 671, 700 und 714 nm. Das 671 nm-Bild (starke TiO-Absorptionsbande) hat zum Beispiel eine längliche Form mit einem Winkeldurchmesser von 51 x 36 Millibogensekunden. Das längliche Erscheinungsbild geht wahrscheinlich auf die extreme Ausdehnung der oberflächennahen Konvektionszellen Roter Riesen (Supergranulation) und die damit verbundenen großskaligen Dichte-Temperatur-Fluktuationen zurück. Weiterhin hängt der Sterndurchmesser stark von der Wellenlänge ab und ist in den TiO-Absorptionsbanden bis zu einem Faktor 1,5 größer als der Kontinuumsdurchmesser von 30 Millibogensekunden. Der Vergleich derartig hoch aufgelöster Beobachtungen mit theoretischen Photosphären-Modellen erlaubt wichtige Rückschlüsse auf die Struktur von Mira-Sternen, wie etwa auf Schwingungszustände der Pulsation oder photosphärische Absorptionseigenschaften.

Bispektrum-Speckle-Interferometrie des Kohlenstoffsterns IRC+10216 (Wellenlänge 2,2 µm, Falschfarbendarstellung). Die Bilder (a) bis (e) zeigen die Entwicklung der inneren Staubhülle zwischen 1995 (oben) und 1998 (unten). Bild vergrößern
Bispektrum-Speckle-Interferometrie des Kohlenstoffsterns IRC+10216 (Wellenlänge 2,2 µm, Falschfarbendarstellung). Die Bilder (a) bis (e) zeigen die Entwicklung der inneren Staubhülle zwischen 1995 (oben) und 1998 (unten).

Die Rote-Riesen-Phase ist von zentraler Bedeutung für die Sternentwicklung. Über 90% aller Sterne werden nach dem Ende des zentralen Wasserstoffbrennens zu Roten Riesen und verlieren in dieser Phase bis zu 80% ihrer Anfangsmasse. Durch schock- und staubgetriebene stellare Winde wird in dieser Phase das interstellare Medium mit schwereren Elementen angereichert. Dieses Material nimmt dann wieder an der Bildung neuer Sterngenerationen und Planeten teil, was die Bedeutung der Roten Riesen für die galaktische chemodynamische Entwicklung unterstreicht. Eine Schlüsselfrage zum Verständnis des Massenverlustes ist, warum zirkumstellare Staubhüllen im Roten-Riesen-Stadium zumeist sphärisch symmetrisch sind, in nachfolgenden Entwicklungsstadien (z.B. als protoplanetarischer Nebel) aber oft in Achsensymmetrie (als bipolare Nebel) beobachtet werden. Zeitpunkt und Mechanismus dieses Symmetriebruches sind zur Zeit Gegenstand der Forschung. Einer der prominentesten Vertreter der Roten-Riesen-Phase ist der weit entwickelte Kohlenstoffstern IRC+10216, der mit Hilfe der Bispektrum-Speckle-Interferometrie bei verschiedenen Wellenlängen aufgelöst wurde. Es konnte erstmals gezeigt werden, dass die Staubhülle von IRC+10216 eine klumpige Struktur aufweist mit mindestens fünf Komponenten im Abstand von weniger als 200 Millibogensekunden. Abbildung 3 zeigt fünf Messungen mit dem 6-m-Teleskop, die erstmals einen Einblick in die dynamische Entwicklung der inneren Staubhülle eines Roten Riesens erlauben. Die bipolare Struktur eines äußeren schwachen Nebels, der bei 1,2 µm und 1,65 µm aufgelöst werden konnte, belegt weiterhin, dass sich IRC+10216 bereits in der Übergangsphase zu einem protoplanetarischen Nebel befindet, die Staubhüllen-Symmetrie sich also bereits in der Roten-Riesen-Phase wandelt.

Hochaufgelöstes Bild (Falschfarbendarstellung) des Kerns der Seyfert-Galaxie NGC 1068.
Hochaufgelöstes Bild (Falschfarbendarstellung) des Kerns der Seyfert-Galaxie NGC 1068.

Neben verschiedenen stellaren Objekten konnten auch bereits Seyfert-Galaxienkerne mit der Bispektrum-Speckle- Interferometrie untersucht werden. Seyfert-Galaxien gehören ebenso wie z.B. Quasare zur Klasse der aktiven Galaxien, in deren Zentren sich wahrscheinlich supermassive Schwarze Löcher mit Massen von etwa 106 bis 109 Sonnenmassen befinden. Die nahe Seyfert-Galaxie NGC 1068 ist besonders gut zur Erforschung der innersten Bereiche geeignet. Mit dem 6-m-Teleskop konnten wir dieses Schlüsselobjekt erstmals mit beugungstheoretischer Winkelauflösung von 76 Millibogensekunden bei der Wellenlänge 2,2 µm untersuchen. Im rekonstruierten Bild (Abb. 4) sieht man eine sehr kompakte Struktur (gelbe Farbe) mit einer Ausdehnung von nur 20 x 40 Millibogensekunden bzw. 1,5 x 3 Parsec (bei einer angenommen Entfernung von 14 Mpc) und eine sehr schwache ausgedehntere Struktur (rot). Dieses Bild zeigt wahrscheinlich den Staubtorus oder streuendes Material oberhalb und unterhalb des Torus.

Infrarot-Interferometrie mit großen Teleskop-Abständen. Abbildung 5 zeigt zwei der ersten Infrarot-Michelson-Interferogramme, die mit dem GI2T-Zwei-Teleskop-Interferometer in Frankreich und unserem Infrarot-Strahlvereinigungsinstrument aufgenommen wurden. Die Michelson-Interferogramme wurden durch einen Spektrographen spektral dispergiert. Das hat den Vorteil, dass man für jede Wellenlänge im Bereich von 2,00 µm bis 2,18 µm ein monochromatisches Interferogramm erhält. Diese spektroskopische Information ist für viele astrophysikalische Projekte sehr wichtig. Die Kombination von Interferometrie und Spektroskopie nennt man Spektro-Interferometrie. Neben vielfältigen astrophysikalischen Anwendungsmöglichkeiten hat die Spektro-Interferometrie auch den Vorteil, dass man an der Neigung der Interferenzstreifen die Genauigkeit der Justierung, den sogenannten optischen Weglängenfehler, äusserst präzise ablesen kann. Im rechten Interferogramm ist deutlich eine Streifenkippung zu sehen. Aus solchen Interferogrammen konnte unter anderem der Winkeldurchmesser von Sternen abgeleitet und außerdem auch noch Informationen über Strukturen auf Sternoberflächen gewonnen werden. Ein ähnliches Strahlvereinigungsinstrument, das AMBER-Instrument, wird zur Zeit von Instituten in Frankreich und Italien, der Europäischen Südsternwarte und unserem Institut für das Very Large Telescope Interferometer (VLTI) entwickelt. Das VLTI ist das leistungsstärkste Infrarot-Interferometer, das zur Zeit gebaut wird. Es wird einmalige Bilder liefern, die bis zu 100mal schärfer als HST-Bilder sein werden. Das AMBER-Instrument wird durch seine Glasfasertechnik zur Strahlvereinigung äußerst genaue Messungen mit sehr hoher spektraler Auflösung im Spektralbereich von 1 bis 2,5 µm ermöglichen. Im Jahr 2002 werden die ersten VLTI/AMBER-Messungen beginnen.

Zwei spektral dispergierte Michelson-Interferogramme, die im infraroten Spektralbereich mit dem GI2T-Zwei- Teleskop-Interferometer mit 14 m Teleskopabstand aufgenommen wurden. Aus solchen Interferogrammen werden Durchmesser von Sternen und Informationen über Strukturen auf Sternoberflächen abgeleitet. Bild vergrößern
Zwei spektral dispergierte Michelson-Interferogramme, die im infraroten Spektralbereich mit dem GI2T-Zwei- Teleskop-Interferometer mit 14 m Teleskopabstand aufgenommen wurden. Aus solchen Interferogrammen werden Durchmesser von Sternen und Informationen über Strukturen auf Sternoberflächen abgeleitet.

Max-Planck-Gesellschaft Jahrbuch 2000. Copyright © 2000 Max-Planck-Institut f. Radioastronomie.

ur 3/2013

 
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