RADIOASTRONOMIE

Geburt eines Teleskops 30mal größer als die Erde

Nachweis der ersten interferometrischen Signale zwischen dem 100-m-Radioteleskop Effelsberg und dem Weltraumteleskop Spektr-R des RadioAstron-Projekts

Am 15. November 2011 hat das 100-m-Radioteleskop Effelsberg des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie, zusammen mit drei russischen und einem ukrainischen Teleskop, die ersten interferometrischen Messungen mit dem 10-m-Weltraumteleskop Spektr-R des russischen RadioAstron-Projekts erfolgreich durchgeführt. Beobachtungen des leuchtkräftigen und sehr kompakten Quasars 0212+735 in mehreren Milliarden Lichtjahren Entfernung erfolgten bei einer Wellenlänge von 18 cm. Der erstmalige Nachweis von interferometrischen Signalen zwischen dem Weltraumteleskop Spektr-R und den bodengebundenen Radioteleskopen durch das RadioAstron-Team markiert einen Weltrekord für die Größe eines zusammengesetzten Radioteleskops oder Interferometers und eröffnet eine neue Ära für die interferometrische Untersuchung der kosmischen Radiostrahlung.

© MPIfR.
Abbildung 1:
a): Künstlerische Darstellung von Spektr-R, dem 10-m-Weltraumradioteleskop des RadioAstron-Projekts.
b): Erstes interferometrisches Signal ("fringe") zwischen Spektr-R und dem 100-m-Radioteleskop Effelsberg.

Die Beobachtungstechnik der Interferometrie mit großen Basislinien ("Very Long Baseline Interferometry", oder VLBI) hat bereits eine Reihe von Weltrekorden in der Astronomie ermöglicht. Mit der ersten erfolgreichen Entdeckung eines interferometrischen Signals zwischen dem 10-m-Weltraumteleskop Spektr-R des RadioAstron-Projekts, drei 32-m-Antennen des russischen Quasar-Netzwerks, der 70-m-Antenne in Evpatoria/Ukraine und dem 100-m-Radioteleskop Effelsberg wird nun eine neue Ära eröffnet; die Messungen sind mit einem virtuellen Radioteleskop erfolgt, das wesentlich größer ist als der Durchmesser der Erde. Der Nachweis erfolgte am 15. November 2011, auf der Basis von Beobachtungen der leuchtkräftigen und auf einen äußerst kompakten Bereich konzentrierten Radiostrahlung des mehrere Milliarden Lichtjahre weit entfernten Quasars 0212+735.

"Diese faszinierenden Ergebnisse bestätigen unsere Erwartung, dass wir mit RadioAstron die Abläufe in den innersten Bereichen der Quasare in bisher nicht erreichter räumlicher Auflösung untersuchen können", sagt Anton Zensus, Direktor am Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn und Leiter der Forschungsgruppe "VLBI" am Institut. "Die schwachen Radiosignale von solchen Quellen erfordern den aufeinander abgestimmten Einsatz der besten und empfindlichsten Radioteleskope wie unserem 100-m-Teleskop in Effelsberg."

Um diese Beobachtungen möglich zu machen, wurden die Daten des Weltraumteleskops an Bord aufgezeichnet und von dort zur Empfangsantenne der Bodenstation in Puschino/Russland gesendet. Die Daten wurden in einem Spezialrechner ("Korrelator") des RadioAstron-Projekts in Moskau mit Beobachtungen von den am Projekt beteiligten erdgebundenen Radioteleskopen verknüpft. Dieser Rechner sucht nach korrelierten interferometrischen Signalen (den sogenannten "fringes") zwischen zwei oder mehr der beteiligten Aantennen. Daraus lassen sich dann Bilder von weit entfernten kosmischen Objekten rekonstruieren, mit der Winkelauflösung eines virtuellen Teleskops, das so groß ist wie der maximale Abstand zwischen den beteiligten Antennen.

Während der Beobachtungen des Quasars 0212+735 stand der Satellit in einer Entfernung von ca. 100.000 km von der Erde. Die mit Spektr-R geplanten Messungen können bis zu einem maximalen Abstand von 360.000 km von der Erde erfolgen; das entspricht einem Teleskop, das 30mal größer ist als die Erde selbst. Mit diesen Beobachtungen wird einer Winkelauflösung von einer Hunderttausendstel Bogensekunde (bzw. 10 Mikrobogensekunden) erreicht. Damit könnte man den Durchmesser einer 1-Cent-Münze auf dem Mond bestimmen, oder aber sich dem Ereignishorizont des Schwarzen Lochs im Zentrum unserer Milchstraße bis auf einen Faktor 2 annähern.

"Das RadioAstron-Team ist sehr stolz darauf, die ersten interferometrischen Signale empfangen zu haben, als Resultat der erfolgreichen Arbeit mit einem äußerst komplexen System", sagt RadioAstron-Wissenschaftler Yuri Kovalev vom Astro-Space-Center in Moskau. "Es ist ein Meilenstein, der uns den Weg zu einem umfangreichen Forschungsprogramm bereitet, das Beobachtungen mit Radioteleskopen überall auf der Welt mit einschließen wird."

Die außergewöhnlichen Fähigkeiten von RadioAstron werden es ermöglichen, eine Reihe von ungelösten Problemen in der Astrophysik anzupacken, darunter der Ursprung der energiereichsten Teilchen im Universum und die physikalische Natur der supermassereichen Schwarzen Löcher.

© MPIfR/N. Junkes
Abbildung 2:
100-m-Radioteleskop des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie bei Bad Münstereifel-Effelsberg.

Das Weltraum-Radioteleskop Spektr-R wurde von der Lavochkin Association in Russland gebaut und am 18. Juli 2011 mit einer russisch-ukrainischen Zenit-Rakete plus Fregat-SB-Booster vom russischen Weltraumbahnhof Baikonur (Kasachstan) aus gestartet. Die Überprüfung der Funktionen von Spektr-R im Orbit ist nahezu abgeschlossen und der Beginn der wissenschaftlichen Beobachtungen wird für Anfang 2012 erwartet.

Das Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der Europäischen Südsternwarte (Eso) auf dem Cerro Paranal in Chile umfasst eine Reihe von Teleskopen: vier von je 8,2 Meter Durchmesser (UTs) und je vier von 1,8 Meter Durchmesser (ATs). Der Astronomical Multi-BEam Recombiner (Amber) ist eines der Wissenschaftsinstrumente am VLTI - ein interferometrisches Instrument, das die Strahlen von drei Einzelteleskopen miteinander verbindet und im nahinfraroten Spektralbereich zwischen einem und 2,5 Mikrometer arbeitet. Es wurde gebaut in Zusammenarbeit zwischen dem Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble, dem Laboratoire d'Astrophysique Universitaire de Nice und dem Observatoire de la Côte d'Azur, weiterhin dem Observatorio Astrofisico di Arcetri (Florenz) und dem Max-Planck-Institut für Radioastronomie (Bonn).

ASTRONOMIE

Riesenstern mit dicker Staubscheibe

Neue 3D-Bildtechnik enthüllt das Geschwindigkeitsfeld einer alten Sonne - und einen unsichtbaren Begleiter

Ein Überriese steht am Abgrund des Todes - und verhält sich wie ein Junger. Zumindest ist der alte Stern von einer Staubscheibe umgeben, wie man sie sonst nur bei einem neugeborenen erwarten würde. Warum? Ein Team um Florentin Millour vom Observatoire de la Côte d'Azur und Anthony Meilland vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie hat jetzt ein detailliertes dreidimensionales Bild dieses Sterns und seiner unmittelbaren Umgebung gewonnen. Die Forscher vermuten, dass des Rätsels Lösung in der Existenz eines nicht direkt sichtbaren Begleitsterns liegt. Für ihre Beobachtungen haben sie Abbildungstechniken genutzt, wie sie bisher nur in der Radioastronomie zur Analyse interferometrischer Daten zur Anwendung gekommen sind. (Astronomy & Astrophysics, 26. Januar 2011)

© F. Millour et al.
Abbildung 1: Ein Stern in allen Dimensionen: 3D-Bilder von HD 62623, aufgenommen mit dem VLT-Interferometer
(links) im Vergleich mit einem Modell für eine rotierende Gasscheibe um den Stern (rechts). Die Insert-Bilder verdeutlichen
die Gaskinematik, also die dritte Dimension in Ergänzung von Länge und Breite. Die blaue Farbe zeigt Gas, das sich auf den
Beobachter zu bewegt, die rote Farbe Gas, das sich vom Beobachter entfernt. Der Radius des inneren Gasrings von etwa zwei
Millibogensekunden entspricht ungefähr dem 1,3-fachen Abstand zwischen Erde und Sonne (1,3 AE); der im Bild sichtbare
äußere Staubring hat einen Radius von rund vier AE. Der Stern HD 62623 ist 2100 Lichtjahren von der Erde entfernt. Bilder: F. Millour et al.

Der heiße Überriese HD 62623 ist ein exotisches Objekt. Im Unterschied zu seinem Zwilling Deneb im Sternbild Schwan - er gehört derselben Spektralklasse an und bildet zusammen mit Wega und Atair das bekannte Sommerdreieck am Nordhimmel -, wird HD 62623 von einer dichten und komplex aufgebauten Scheibe aus Plasma und Staub umgeben. Bei heißen Überriesen handelt es sich um sehr leuchtkräftige Sonnen. Ihre Strahlung ist so intensiv, dass die energiereichen Photonen einen starken Sternwind hervorrufen. Ein solcher Sternwind würde jedoch verhindern, dass sich in der Nachbarschaft des Sterns eine Staubscheibe formt. Wie also kann sie existieren?

Um die Prozesse besser zu verstehen, durch die Staub in der unwirtlichen Umgebung überhaupt entstehen kann, ist es unbedingt erforderlich, nicht nur die geometrische Anordnung von Gas und Staub nahe der Zentralquelle zu entflechten, sondern auch deren Bewegungen (Kinematik).

"Mithilfe unserer Interferometrie-Beobachtungen haben wir ein dreidimensionales Bild von HD 62623 gewonnen, dessen Auflösung der eines virtuellen 130-Meter-Teleskops entspricht", sagt Florentin Millour, Erstautor der Studie. "Diese Auflösung ist um eine Größenordnung höher als jene, die sich an den derzeit größten optischen Fernrohren mit Spiegeldurchmessern von acht bis zehn Metern erzielen lässt."

Die Forscher arbeiteten mit einem System namens Amber, das am Very Large Telescope Interferometer (VLTI) in Chile eingesetzt wird. Sie konnten die Qualität ihrer Daten entscheidend verbessern, indem sie eine aus der Radioastronomie bekannte Analysetechnik nutzten, die sogenannte Selbstkalibrations-Methode. Die daraus erhaltenen Bilder vereinen räumliche Information mit Geschwindigkeitsinformation und spannen über zwei räumliche und eine Geschwindigkeitskoordinate ein dreidimensionales Bild auf. Damit zeigen die Aufnahmen nicht nur die Struktur der Materie in der unmittelbaren Umgebung des Sterns, sondern auch deren Bewegung. Diese kinematische Information hat in den Daten bisher gefehlt.

"Unser neues 3D-Bild lokalisiert den Bereich der Staubbildung in der unmittelbaren Umgebung von HD 62623 mit hoher Genauigkeit und zeigt außerdem die Rotation des Gases um den Zentralstern", sagt Anthony Meilland. "Diese Rotation folgt den Keplerschen Gesetzen - ganz analog zur Bewegung der Planeten um die Sonne." Die Ursache für die rotierende Gasscheibe ist mit hoher Wahrscheinlichkeit ein naher Begleitstern mit ungefähr derselben Masse wie die Sonne.

Wegen seiner mehr als tausendfach geringeren Leuchtkraft gegenüber HD 62623 lässt sich ein solcher Begleiter nicht direkt nachweisen; seine Existenz verrät sich aber durch die Materielücke zwischen Gasscheibe und zentralem Stern. Mit einem solchen Begleiter wären die exotischen Eigenschaften von HD 62623 gut zu erklären. In unserer Milchstraße gibt es bereits einen ähnlichen Fall: den von einem komplexen Nebel umgebenen alten Monsterstern Eta Carinae am südlichen Firmament.

Die neue 3D-Bildtechnik entspricht der bekannten Integralfeld-Spektroskopie. Im Gegensatz dazu ermöglicht sie jedoch eine 15-fach höhere Winkelauflösung, die der Auffindung von detaillierten Strukturen in den Bildern zugute kommt. Die Integralfeld-Spektroskopie erlaubt es, aus jedem Pixel Informationen über die Natur des Gases und die dort herrschenden Geschwindigkeiten herauszulesen. Außerdem messen die Astronomen zusätzlich für jeden Punkt in dem Bild auch die Geschwindigkeit entlang der Sehlinie auf uns zu oder von uns weg.

"Mit dieser Leistungsfähigkeit erlaubt VLTI die Beobachtung einer ganzen Reihe von Himmelsobjekten, die so kompakt sind, dass sie auch von den größten Einzelteleskopen nicht mehr aufgelöst werden können", sagt Florentin Millour. "Damit können wir die Untersuchung von Scheiben oder Jets bei jungen Sternen angehen, oder auch die Zentralregionen aktiver Galaxien ins Visier nehmen."

© F. Millour, OCA, Nice, France.
Abbildung 2:Die vier Kuppeln der 1,8-Meter-Teleskope (ATs) der Europäischen Südsternwarte auf dem Cerro Paranal in Chile. Drei von ihnen wurden für die hier beschriebenen VLTI-Beobachtungen mittels Amber zu einem Interferometer verbunden.

Das Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der Europäischen Südsternwarte (Eso) auf dem Cerro Paranal in Chile umfasst eine Reihe von Teleskopen: vier von je 8,2 Meter Durchmesser (UTs) und je vier von 1,8 Meter Durchmesser (ATs). Der Astronomical Multi-BEam Recombiner (Amber) ist eines der Wissenschaftsinstrumente am VLTI - ein interferometrisches Instrument, das die Strahlen von drei Einzelteleskopen miteinander verbindet und im nahinfraroten Spektralbereich zwischen einem und 2,5 Mikrometer arbeitet. Es wurde gebaut in Zusammenarbeit zwischen dem Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble, dem Laboratoire d'Astrophysique Universitaire de Nice und dem Observatoire de la Côte d'Azur, weiterhin dem Observatorio Astrofisico di Arcetri (Florenz) und dem Max-Planck-Institut für Radioastronomie (Bonn).

ASTRONOMIE

Planeten wiegen - von Merkur bis Saturn

Zeitreihenmessungen von Pulsaren zeigen einen neuen Weg zur Bestimmung von Planetenmassen im Sonnensystem

Ein internationales Forschungsteam unter der Leitung von David Champion vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie hat eine neue Methode erarbeitet, um Planeten im Sonnensystem zu wiegen und ihre Masse über die Auswertung der Radiosignale von Pulsaren zu bestimmen. Radiodaten von insgesamt vier Pulsaren sind dazu verwendet worden, die Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn inklusive ihrer Monde und Ringsysteme zu wiegen. Das neue Messverfahren ist auf 0,03 Promille der Erdmasse oder ein Zehnmillionstel der Masse von Jupiter genau (das entspricht freilich einer Gesamtmasse von 200 Billiarden oder 2 x 10¹⁷ Tonnen). Die Ergebnisse sind in einem Artikel für die Fachzeitschrift "Astrophysical Journal" beschrieben, der über einen öffentlich zugänglichen Preprint-Server abgerufen werden kann. Zum Team gehören Forscher aus Australien, Deutschland, USA, Großbritannien und Kanada.

© David Champion
Abbildung 1: Schematische Darstellung des Messverfahrens: die Massen von Sonne und Planeten
im Sonnensystem beeinflussen die Ankunftszeit der Pulsarsignale auf der Erde. Über die Korrektur
der Zeitfehler der Pulsarsignale lassen sich die Massen der Planeten mit hoher Genauigkeit abschätzen.

Eine gängige Methode zur Bestimmung der Massen eines Planeten erfolgt über die Bahnbestimmung seiner Monde oder von Raumsonden im Vorbeiflug. Masse erzeugt Schwerkraft und die Anziehungskraft des Planeten bestimmt wiederum die Bahn eines jeden Objekts, das sich um den Planeten bewegt, in Größe und Umlaufzeit. Die hier beschriebene neue Methode zur Bestimmung von Planetenmassen basiert auf den Korrekturen, die die Astronomen bei der Analyse der Signale von Pulsaren anbringen. Pulsare sind Sterne geringen Durchmessers mit sehr hoher Dichte, die sich extrem schnell um ihre eigene Achse drehen und dadurch periodische Signale mit hoher Zeitgenauigkeit aussenden. Die genaue Ableitung von Planetenmassen auf diese Weise könnte Daten liefern, die für künftige Raumfahrtmissionen von Bedeutung sind.

"Dadurch konnten zum ersten Mal Planeten komplett gewogen werden - und zwar das jeweils gesamte System inklusive aller Monde und Ringe", sagt David Champion vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie, der Leiter des Forschungsteams. "Außerdem tragen wir mit einer unabhängigen Methode dazu bei, vorhandene Ergebnisse zu überprüfen, und unterstützen damit die Arbeit der Planetenforscher."

Die Erde dreht sich um die Sonne. Die Bewegung beeinflusst den genauen Zeitpunkt, an dem die Signale von Pulsaren auf der Erde eintreffen (Abb. 1). Um diesen Effekt zu korrigieren, berechnen die Astronomen den Zeitpunkt, an dem die Pulse das Massenzentrum des Sonnensystems, das sogenannte Baryzentrum oder Rotationszentrum für alle Planeten, erreichen. Da die Stellung der Planeten zueinander sich mit der Zeit ändert, erfolgt auch eine Bewegung des Baryzentrums relativ zur Sonne.

Zur Bestimmung der genauen Position des Baryzentrums arbeiten die Astronomen mit Tabellen der Planetenpositionen am Himmel (den sogenannten Ephemeriden) sowie mit den bereits gemessenen Werten für die Massen der Planeten. Solange die Ergebnisse vom korrekten Wert abweichen und auch die Position des Baryzentrums nicht korrekt bestimmt ist, tritt ein reguläres sich wiederholendes Muster in den Zeitfehlern bei den Ankunftsdaten der Pulsarsignale auf. "Wir sehen zum Beispiel, wenn die Massenbestimmung für Jupiter und seine Monde falsch ist, ein Muster in den Zeitfehlern der Pulsarsignale, das sich über jeweils 12 Jahre wiederholt, das ist die Zeit eines Umlaufs von Jupiter um die Sonne", sagt Dick Manchester vom australischen Forschungsinstitut CASS ("CSIRO Astronomy and Space Science"). "Sobald der Wert für die Jupitermasse korrigiert wird, verschwinden die zeitlichen Abweichungen." Das ist genau der Rückkopplungsprozess, den die Astronomen zur Bestimmung der Planetenmassen genutzt haben.

Beobachtungsdaten von insgesamt vier Pulsaren sind dazu verwendet worden, die Massen der Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn jeweils inklusive ihrer Monde und Ringsysteme zu bestimmen. Die meisten dieser Beobachtungen wurden mit dem Parkes-64m-Radioteleskop in Australien durchgeführt, hinzu kamen Beobachtungen mit dem Effelsberg-100m-Teleskop sowie dem Arecibo-305m-Teleskop in Puerto Rico (Abb. 2). Die daraus erhaltenen Werte stimmen mit den Massenbestimmungen durch Raumsonden überein, wobei der Wert für das Jupiter-System (Jupiter selbst und sämtliche Monde) von 9,547921(2) x 10^-4 Sonnenmassen deutlich genauer ist als das Resultat vom Vorbeiflug der Pioneer- und Voyager-Raumsonden. Das Resultat ist etwas weniger genau als das von der Raumsonde Galileo, stimmt aber damit innerhalb der Fehlergrenzen überein.

Die neue Messmethode ist bis auf 200 Billiarden (2 x 10¹⁷) Tonnen genau - das sind gerade mal 0,03 Promille der Erdmasse oder ein Zehnmillionstel der Masse von Jupiter. Kurzfristig wird die Massenbestimmung mit Hilfe von Raumsonden die genauesten Resultate für einzelne Planeten liefern, aber die Pulsarmethode ist unverzichtbar für Planeten, die noch nicht von Raumsonden besucht worden sind sowie für die Bestimmung der kombinierten Massen von Planeten und ihren Monden. Die Wiederholung der Messungen ermöglicht eine nochmalige Verbesserung der Genauigkeit. Durch die Beobachtung von insgesamt 20 Pulsaren über einen Zeitraum von sieben Jahren könnte man die Jupitermasse genauer bestimmen als mit jeder Raumsonde. Das gleiche für Saturn würde 13 Jahre Beobachtungszeit erfordern.

"Wir Astronomen benötigen diese extrem genauen Zeitreihenmessungen von Pulsaren für die Jagd nach Gravitationswellen, wie sie von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie vorhergesagt werden", stellt Michael Kramer fest, der Leiter der Forschungsgruppe "Radioastronomische Fundamentalphysik" am Max-Planck-Institut für Radioastronomie. "Das Aufspüren dieser Wellen hängt vom Nachweis winziger Änderungen im zeitlichen Eintreffen der Pulsar-Signale ab. Dazu müssen wir alle potentiellen Fehlerquellen ausschalten, inklusive der Spuren von Planeten unseres Sonnensystems."

© CASS, MPIfR, NAIC
Abbildung 2: Radioteleskope, mit denen die Zeitreihenmessungen der Pulsare durchgeführt wurden: Parkes-64m-Teleskop (links), Effelsberg-100m-Teleskop (Mitte), Arecibo-305m-Teleskop (rechts).

ASTRONOMIE

Kosmologische Konstante: Einstein hatte doch recht

Neue Studie bestätigt die „kosmologische Konstante“ des großen Physikers

Als Einstein seine Allgemeine Relativitätstheorie entwickelte, dachte man fälschlicherweise, das Weltall sei statisch – eine Annahme, die zunächst im Widerspruch zur neuen Theorie stand. Der große Physiker schmuggelte daraufhin eine geheimnisvolle „kosmologische Konstante“ in seine Gleichungen, um diese Ungereimtheit zu beseitigen. Als sich später herausstellte, dass sich das Universum doch ausdehnt, soll er diese als seinen „größten Irrtum“ bezeichnet haben. Augenscheinlich voreilig: Eine internationale Studie unter Beteiligung der Universität Bonn liefert nun eine weitere, unabhängige Bestätigung der kosmologischen Konstante.

© NASA, ESA, P. Simon (Universität Bonn/Universität Edinburgh) und T. Schrabback (Leiden Observatorium)
Grafische Darstellung der Materieverteilung im so genannten COSMOS-Feld. Die Farben geben an,
welche Entfernung die Massekonzentrationen im Vordergrund von der Erde haben. Diese bestehen
zu einem großen Teil aus dunkler Materie. Rot bedeutet eine große Entfernung, blau eine geringe.

Die Wissenschaftler hatten insgesamt 575 Fotografien einer bestimmten Region des Himmels ausgewertet, die vom Hubble-Teleskop aufgenommen worden waren. Aus den Aufnahmen konnten sie ein extrem detailliertes Gesamtbild zusammensetzen. Die Aufnahme, die so in gut 1.000 Beobachtungsstunden entstand, enthält rund 446.000 Galaxien. Durch erdgebundene Teleskope konnten die Forscher bei 194.000 von ihnen die Entfernung bestimmen. „Diese Zahlen sind beispiellos“, betont der Leiter der Studie Dr. Tim Schrabback von der Universität Leiden. „Noch wichtiger ist aber die Fülle von Informationen, die wir daraus über unsichtbare Strukturen in unserem Universum gewinnen konnten. Sie erlauben unter anderem den Schluss, dass Einstein wohl doch Recht hatte.“

Die „Allgemeine Relativitätstheorie“ des Physikers hatte in ihrer ursprünglichen Form vorausgesagt, dass sich das Universum entweder ausdehne oder zusammenziehe. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts galt unser All aber als statisch. Einstein hatte daraufhin eine geheimnisvolle „kosmologische Konstante“ in seine Gleichungen geschmuggelt. Später hatte Edwin Hubble nachgewiesen, dass das Universum in der Tat expandiert. Einstein hatte seine Konstante daraufhin verworfen.

Mittlerweile ist die kosmologische Konstante wieder auferstanden – und zwar in Form der rätselhaften dunklen Energie. „Wenn man einen Stein in die Luft wirft, wird er durch die Erdanziehung abgebremst, bis er wieder zurückfällt“, erläutert Dr. Patrick Simon von der Universität Edinburgh, einer der Koautoren der Studie. „Unser Universum dehnt sich dagegen immer weiter aus, und das auch noch mit zunehmender Geschwindigkeit. Erklären lässt sich dieser Effekt mit der dunklen Energie, die die Galaxien immer mehr auseinander treibt. Unsere Messungen liefern eine neue Bestätigung dieses Konzepts.“

Die Hubble-Daten dürften auch mehr über die so genannte dunkle Materie verraten – das ist das zweite große Rätsel, das die Astronomen umtreibt. Schon seit den 1930 Jahren vermuten Forscher, dass es neben der sichtbaren auch noch jede Menge unsichtbare Materie im All geben muss. Beispielsweise rotieren Galaxien so schnell, dass die Sterne in ihnen eigentlich aufgrund der Fliehkraft auseinander getrieben werden müssten. Die dunkle Materie dient möglicherweise als „Sternenkitt“: Ihre Masseanziehung hält die Galaxien zusammen.

Die dunkle Materie verrät sich einzig und allein durch die Gravitationskräfte, die von ihr ausgehen. Wie kann man sie also „sehen“? Die Wissenschaftler nutzten dazu den so genannten Gravitationslinsen-Effekt, der übrigens auch schon von Einstein vorhergesagt worden war. Nach seiner Relativitätstheorie lenken die Gravitationskräfte Lichtstrahlen leicht ab – ähnlich wie eine Linse. „Die Auswirkungen dieser Lichtablenkung können wir messen und daraus herleiten, wie die dunkle Materie im All genau verteilt ist“, sagt Dr. Jan Hartlap vom Argelander-Institut für Astronomie der Uni Bonn. „Mit Hilfe der Abstandsdaten aus erdgebundenen Beobachtungen konnten wir so auch Informationen über die dreidimensionale Verteilung der dunklen Materie errechnen.“

ASTRONOMIE

Neuberechnet:Der Kosmos ist 13,7 Milliarden Jahre alt

Internationales Team bestimmt Alter des Universums neu

Unser Universum hat 13,75 Milliarden Jahre auf dem Buckel – so lautet das Ergebnis einer neuen detaillierten Studie. Forscher der Universität Bonn haben Bilder des Hubble Space Teleskops ausgewertet, gemeinsam mit Kollegen der US-Universitäten Stanford und Kalifornien. Der Clou: Ihre Rechnung berücksichtigt mehr Faktoren als frühere Studien. Ihr Wert für das Alter des Universums kommt der Wirklichkeit daher besonders nahe.

© NASA/STScI, ESA, S. H. Suyu (University of Bonn), P. J. Marshall (Stanford University)
Das Gravitationslinsensystem B1608+656, aufgenommen mit der "Advanced Camera for Surveys"
an Bord des Hubble Space Teleskops. Die Bilder der Quellgalaxie sind hier mit A-D bezeichnet,
die beiden Linsengalaxien mit G1 und G2.

Das Forscherteam hat mit Hilfe so genannter Gravitationslinsen die Hubble-Konstante bestimmt. Diese beschreibt, wie schnell sich unser Universum ausdehnt. Daraus lässt sich ableiten, wie viel Zeit seit dem Urknall vergangen ist. Bisher galt die Gravitationslinsen-Methode als verhältnismäßig unpräzise. Dr. Sherry Suyu von der Uni Bonn und ihre Kollegen konnten nun jedoch die Konstante mit einer Genauigkeit von sieben Prozent bestimmen. Für das Alter des Kosmos heißt das: „Nach unseren Berechnungen ist das Universum 13,75 Milliarden Jahre alt“,so Dr. Sherry Suyu, „maximal 170 Millionen Jahre älter oder 150 Millionen Jahre jünger.“

Um die Hubble-Konstante zu ermitteln, müssen die Forscher wissen, wie weit eine Galaxie von uns entfernt ist und wie schnell sie sich von uns fortbewegt. Letzteres lässt sich anhand der Rotverschiebung ermitteln: Je schneller sich eine Galaxie wegbewegt, desto stärker sind die Wellenlängen des Lichts, das von ihr ausgeht, in den rötlichen Bereich verschoben. Die absolute Entfernung der Erde zu einer fremden Galaxie zu ermitteln, ist dagegen sehr viel komplizierter.

Das internationale Team benutzte dafür eine noch relativ junge Methode: Sie betrachteten eine Galaxie – die so genannte Quelle –, die hinter zwei anderen, nah beieinander liegenden, massereichen Galaxien liegt. Die starke Gravitation dieser Galaxien krümmt den Raum. Bewegt sich Licht von der Quelle nahe an den Galaxien vorbei, wird es durch die Schwerkraft ähnlich wie von einer Linse abgelenkt. Astronomen sprechen daher auch von Gravitationslinsen.

Als Folge sehen wir die Quelle nicht einmal, sondern gleich mehrmals am Himmel, da das Licht auf unterschiedlichen Wegen um die Linsengalaxien herum zu uns gelangen kann. „In unserem Fall gab es vier Abbilder der Quelle, die ringförmig um die Linse herum erschienen“, erklärt Dr. Sherry Suyu. Die Quellgalaxie selbst veränderte mit der Zeit ihre Helligkeit. Diese Helligkeitsänderung zeigte sich auch in den vier Bildern – allerdings zu unterschiedlichen Zeiten: „Die Wege, die das Licht der Quellgalaxie durch die Linse nehmen kann, sind unterschiedlich lang“, sagt Sherry Suyu. „Daher hellte zuerst dieses Bild unten links auf. Etwa 30 Tage später wurde das Abbild oberhalb der Linse heller.“

Aus dem Zeitunterschied zwischen den vier Bildern konnten die Astronomen die Entfernung zur Quelle ermitteln. Dr. Phil Marshall vom Kavli-Institut für Astroteilchenphysik und Kosmologie der Universität Stanford in Kalifornien erläutert: „Wenn wir wissen, wie die Linse beschaffen ist, können wir vorhersagen, wie lange das Licht der vier Bilder für seinen Weg von der Quelle durch die Linse zu uns jeweils braucht. Vergleichen wir diese Werte mit dem Zeitunterschied, den wir bei den vier flackernden Bildern tatsächlich beobachten, wissen wir, wie weit die Linsengalaxie und die Quelle von uns entfernt sind.“

Erstmalig hat das Team in seine Berechnungen auch alle anderen Galaxien mit einbezogen, die zwischen der Erde und der Quelle liegen. „Ohne diese zusätzlichen Massen erhält man für die Hubble-Konstante einen zu hohen Wert“, erklärt Dr. Stefan Hilbert, Dr. Suyus Kollege am Argelander-Institut. Das Universum würde dann jünger geschätzt, als es tatsächlich ist.

Forscher vor ihnen haben bei der Berechnung der Hubble-Konstante meist einfach vorausgesetzt, dass das Universum flach und nicht gekrümmt ist. Dr. Suyu und ihre Kollegen haben jetzt berechnet, dass diese Annahme tatsächlich stimmt. Und auch über die mysteriöse dunkle Energie, die das Universum immer schneller expandieren lässt, wissen sie jetzt mehr: „Unsere Berechnungen haben ergeben, dass unser Universum zu 72 Prozent aus dunkler Energie besteht, wie auch immer sie aussehen mag“, sagt Dr. Suyu. „Der Rest ist die gewöhnliche Materie, die wir kennen, und Dunkle Materie, nach der unter anderem Forscher am Genfer CERN suchen.“

An der Arbeit haben auch Wissenschaftler der Universität von Kalifornien und der niederländischen Universität Groningen mitgewirkt. „Unsere Analyse ist sehr viel detaillierter als andere Berechnungen zuvor“, resümiert Dr. Suyu

ASTRONOMIE

Forscher entdecken eine der ältesten Staubgalaxien

Einblicke in die früheste Kindheit des Universums

Ein Astronomen-Team unter Leitung der Universität Bonn hat eine zwölf Milliarden Lichtjahre entfernte Staubgalaxie entdeckt. Sie existierte zu einer Zeit, als das Universum erst 1,5 Milliarden Jahre jung war, und ist damit die älteste ihrer Art, die bislang gefunden wurde. Wie am Fließband entstanden in ihr damals jede Menge neue Sterne.

© K.K. Knudsen (Uni Bonn), NASA, ESA, SMA
Ein Bild des Hubble Space Teleskops vom Galaxien-Cluster Abell 2218. Die Forscher nutzten dieses
Cluster als natürliches Teleskop. Die eingefügte Vergrößerung zeigt die neu entdeckte Staubgalaxie.

Die Forscher um Dr. Kirsten Kraiberg Knudsen vom Bonner Argelander-Institut für Astronomie nutzten für ihre Entdeckung eine Art „natürliches Teleskop“: Zufällig befand sich die neu entdeckte Staubgalaxie nämlich hinter einer Formation von massereichen Vordergrund-Galaxien. Große Massen können das Licht wie eine Linse ablenken – Astronomen sprechen auch vom Gravitationslinsen-Effekt. Dadurch wurde das Bild der Staubgalaxie gewissermaßen wie durch ein Fernrohr vergrößert.

Die neu entdeckte Galaxie gehört zu den schwach leuchtenden Staubgalaxien. Sie ist zwölf Milliarden Lichtjahre entfernt. Anders ausgedrückt: Das Licht, das die Astronomen empfingen, hatte bereits eine zwölf Milliarden Jahre lange Reise hinter sich. Als diese Reise startete, war der Kosmos erst 1,5 Milliarden Jahre alt. Mit Hilfe ihres kosmischen Teleskops konnten die Wissenschaftler also in die Kindheit des Universums blicken.

Die Galaxie ist nur ein Zehntel so groß wie unsere eigene Galaxie, die Milchstraße. Allerdings ist sie bei weitem produktiver: Wie am Fließband entstehen in ihr neue Sterne – 100mal schneller als in unserer Muttergalaxie. Sie zählt zu den so genannten Submillimeter-Galaxien. Diese sind nur sichtbar, weil der interstellare Staub in ihnen durch große Mengen junger massereicher Sterne erhitzt wird. Man hat bereits Submillimeter-Galaxien im frühen Universum gefunden, aber keine, die so schwach leuchtet.

„Es ist aufregend zu sehen, dass es derart schwach leuchtende Galaxien damals überhaupt schon gab“, sagt Kirsten Knudsen. „Unsere Beobachtung stellt gängige Theorien in Frage, wonach die meisten Sterne in größeren und helleren Galaxien gebildet wurden.“ Die nächsten Jahre werden zeigen, ob die Staubgalaxie eine Ausnahmeerscheinung bleibt. Die Forscher hoffen dabei auf neue Teleskope wie das Atacama Large Millimeter Array in Chile, das in Kürze seine Arbeit aufnehmen wird. Die aktuellen Beobachtungen wurden mit vier Teleskopen auf Hawaii sowie dem Hubble Space Teleskop durchgeführt.

ELEMENTARTEILCHENPHYSIK

Urknall-Detektoren für farbige Röntgenbilder

Bonner Physiker entwickeln Sensorchips, die hohe Kontraste bewältigen und dennoch wenig rauschen

Physiker der Universität Bonn haben in Zusammenarbeit mit der Firma Philips einen neuartigen Röntgendetektor entwickelt. Er kann sehr hohe Kontraste bewältigen und rauscht dabei deutlich weniger als bislang gebräuchliche Detektoren. Außerdem erlaubt der Sensor die farbige Darstellung unterschiedlicher Gewebetypen durch eine spezielle Messtechnik. Die Bonner Forscher entwickeln normalerweise Halbleiterdetektoren für Experimente der Elementarteilchenphysik. Dazu zählt beispielsweise das ATLAS-Experiment am Forschungszentrum CERN in Genf, in dem Physiker die Bedingungen kurz nach dem Urknall nachstellen. Der neue Röntgendetektor ist quasi ein „Abfallprodukt“ der Grundlagenforschung.

Detektor. (c) AG Wermes
Der Bonner CIX-Detektor wurde ursprunglich für Experimente am „Large Hadron Collider“ (LHC)
des CERN in Genef entwickelt. Vielleich ermöglicht er bald aber eine völlige neue Generation von Röntgenstrahlung.

Ähnlich wie digitale Fotoapparate bannen heutige Röntgengeräte ihre Aufnahmen nicht mehr auf Film, sondern zeichnen sie digital auf. Dazu arbeiten sie mit Detektoren, die ähnlich wie die Pixelsensoren in Digitalkameras funktionieren. Mit einem Unterschied: Sie sind nicht für sichtbares Licht, sondern für Röntgenstrahlung empfindlich.

Strahlung besteht aus vielen einzelnen „Lichtpaketen“, den so genannten Quanten, die sich nicht weiter teilen lassen. In einem Halbleiterdetektor bewirkt jedes Röntgenquant die Freisetzung von Elektronen. Je mehr Quanten auftreffen, desto größer ist also ihre Menge. Der Computer erzeugt aus der Ladung der einzelnen Sensorpixel schließlich ein Bild: Je mehr Elektronen, desto heller der entsprechende Bildpunkt. „Diese Methode funktioniert auch sehr gut“, erklärt Professor Dr. Norbert Wermes vom Bonner Physikalischen Institut. „Allerdings gilt das nur bei mittleren und hohen Bestrahlungsstärken.“

Bei niedrigen Intensitäten macht sich nämlich ein Effekt bemerkbar, der die Bildqualität sehr beeinträchtigen kann: das Dunkelrauschen. Denn nicht nur Röntgenquanten, sondern auch Wärme oder andere Störeinflüsse können die Freisetzung von Elektronen bewirken. „Wir haben daher einen Detektor entwickelt, der gleichzeitig eine zweite Nachweismethode nutzt: „Wir zählen direkt, wie viele Röntgenquanten auf jedem Pixel ankommen“, sagt der ehemalige Wermes-Mitarbeiter Dr. Johannes Fink.

Warum braucht man dann überhaupt noch die indirekte Elektronen-Messung? Ganz einfach: Die Zählmethode ist zu langsam. Um es mit einem Bild zu sagen: Solange der Schnee wie in dem bekannten Weihnachtslied leise rieselt, kann man noch die einzelnen Flocken zählen. Bei einem Blizzard wird man daran jedoch scheitern. Da ist es dann doch praktikabler, nach dem Sturm die Höhe des Neuschnees messen und damit die Flockenzahl zu schätzen. Der Bonner CIX-Sensor (CIX steht für „Counting and Integrating X-Ray Detector) nutzt beide Methoden: Bei niedrigen Signalstärken zählt er die Quanten und erreicht damit ein geringes Rauschen. Bei hohen Strahlungsintensitäten (bei denen das Rauschen nicht mehr ins Gewicht fällt) misst er dagegen die Gesamtmenge der freigesetzten Elektronen. Diese Aufgabe übernimmt ein so genannter Integrator. So erreicht der Detektor einen hohen Dynamikumfang: Der Abstand zwischen dem „dunkelsten“ und „hellsten“ nutzbaren Signal ist extrem groß.

Das ist aber noch nicht alles: Der CIX-Sensor kann auch verschiedene Gewebetypen besser voneinander unterscheiden als herkömmliche Detektoren. Röntgenröhren produzieren nämlich Quanten verschiedener Energie. Energiereiche („harte“) Quanten können noch sehr dichtes Gewebe durchdringen, energiearme („weiche“) dagegen nicht. Je nach Gewebe, das das Röntgenlicht durchquert, verändert sich daher sein Spektrum. Physiker nennen das „Aufhärtung“.

Das Maß der Aufhärtung ist gewebespezifisch. Man könnte die darin steckende Information also beispielsweise nutzen, um Strukturen im Röntgenbild verschieden einzufärben. Momentan ist es aber eher so, dass die Aufhärtung die Bildqualität verschlechtert. Denn harte Quanten setzen beim Auftreffen auf den Sensor mehr Elektronen frei als weiche. Daher kann viel weiches Röntgenlicht im Integrator genau dasselbe Signal erzeugen wie wenig hartes. Dadurch sehen unterschiedliche Gewebetypen im Röntgenbild eventuell völlig gleich aus. Der Quantenzähler kann dagegen die Energie der Quanten nicht erkennen. Er registriert lediglich, wie viele Quanten in der Strahlung auf dem Detektor ankommen, nicht jedoch, wie hart sie sind. „Wir nutzen nun den Signalstärkenbereich, in dem sowohl Zähler als auch Integrator arbeiten“, sagt Wermes. „Wir können so die Quanten zählen und über die Menge der freigesetzten Elektronen die mittlere Energie der absorbierten Strahlung bestimmen.“

Die Arbeitsgruppe um Professor Wermes und Dr. Krüger entwickelt normalerweise Pixelsensoren wie den CIX für ein Experiment am „Large Hadron Collider“ (LHC) des CERN in Genf. Mit diesem Beschleuniger lassen sich Bedingungen erzeugen, wie sie Sekundenbruchteile nach dem „Big Bang“ herrschten. Ein Konzept aus der physikalischen Grundlagenforschung ermöglicht nun eventuell eine völlig neue Generation von Röntgengeräten.

(c) AG Wermes
Röntgenaufnahme eines Zahns unter Ausnutzung der Zählung einzelner Röntgenquanten (links), der im Sensor
erzeugten Ladungsmenge (Integrator, Mitte) und unter Verwendung beider Informationen (mittlere absorbierte
Photonenenergie, rechts). Der Informationsgewinn für die Bildgebung durch die Aufhärtung ist im rechten Bild
offensichtlich.

Quelle: Universität Bonn "http://www3.uni-bonn.de/"- Pressemitteilung vom 21.12.2009 und „FORSCH“ - Bonner Universitäts-Nachrichten (Februar 2010)

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ASTRONOMIE

Woher kommen die Magnetfelder im Universum?

Die Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) richtet Anfang kommenden Jahres eine neue Forschergruppe unter Federführung der Universität Bonn ein. Sie soll die Frage beantworten, wie die Magnetfelder im Universum entstanden sind und welche Wirkung sie auf die Entwicklung von Galaxien haben. Insgesamt fließen aus dem DFG-Etat rund 1.9 Millionen Euro an die Partner des deutschlandweiten Verbundprojekts.

Foto: MPIfR Bonn und NASA/ELSA - Grafik: „Sterne und Weltraum“
Magnetfelder in der Spiralgalaxie M51, dargestellt als Striche, aus Radiomessungen bei 6 cm Wellenlänge
mit dem 100-m-Teleskop Effelsberg und dem Very Large Array (USA). Die „Höhenlinien“ geben die
Stärke der Radiostrahlung an. Das optische Bild stammt vom Hubble Space Telescope.

Sowohl das Gas zwischen den Sternen einer Galaxie als auch das Medium zwischen den Galaxien sind magnetisiert. Bis heute weiß niemand, wie diese Magnetfelder entstanden sind und welche Wirkung sie auf die Entwicklung von Galaxien haben. „Möglicherweise liefert die Radioastronomie eine Antwort auf diese Fragen“, erklärt Professor Dr. Ulrich Klein von der Universität Bonn. Der Astronom ist Sprecher des neuen Forschungsverbundes, an dem zudem die Universitäten Bochum, Bremen, die LMU München, das Astrophysikalische Institut Potsdam, die Thüringer Landessternwarte Tautenburg sowie die Max-Planck-Institute für Astrophysik in Garching und für Radioastronomie in Bonn beteiligt sind. Als Werkzeug wollen die Wissenschaftler das europäische Radioteleskop LOFAR nutzen.

LOFAR (das Kürzel steht für LOw Frequency ARray) ist gewissermaßen das erste digitale Teleskop der Welt. Klassische Radioteleskope sammeln – ebenso wie die meisten optischen Teleskope – Strahlung mit parabolförmigen Spiegeln. Computergesteuerte Motoren bewegen das Teleskop dazu entlang der scheinbaren Bahn einer Quelle am Himmel. LOFAR benötigt dagegen keine beweglichen Teile und Motoren mehr. Das „Teleskop“ besteht aus einer großen Zahl von Antennen, die fest am Boden montiert sind. Diese Antennen sind über ganz Europa verteilt, mit dem Zentrum im Osten der Niederlande. Ein zentraler Supercomputer in Groningen kombiniert ihre Signale.

LOFAR soll die so genannte Synchrotron-Strahlung von Elektronen nachweisen, die sich nahezu lichtschnell auf engen Kreisbahnen in Magnetfeldern bewegen. Ihre Energie beziehen diese Elektronen aus Stoßwellen, die bei Supernova-Explosionen oder auch bei der Kollision von Galaxien oder gar Galaxienhaufen entstehen. „Die Synchrotron-Strahlung ist der Schlüssel für die Messung kosmischer Magnetfelder“, erläutert Dr. Rainer Beck vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie, der stellvertretende Sprecher der neuen Forschergruppe.

Die Wissenschaftler wollen auch Computersimulationen entwickeln, die ihnen helfen, ihre Messergebnisse zu interpretieren. Ziel ist es, die Entstehung und Struktur der Magnetfelder sowie ihre mögliche Rolle in Galaxien und Galaxienhaufen auf eine theoretische Basis zu stellen.