Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 8. Januar 2024.

8. Januar 2024 – Ein Forscherteam, dem auch Astronomen des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) angehören, hat im Zentralbereich einer planetenbildenden Scheibe eines jungen Sterns eine Struktur mit drei Ringen entdeckt. Sie deutet an, dass sich zwischen den Ringen zwei Planeten mit Jupitermasse bilden. Weiterhin wird die Staubzusammensetzung offenbar durch reichlich feste Eisenkörner ergänzt. Folglich enthält die Scheibe Metalle und Mineralien, die denen der terrestrischen Planeten des Sonnensystems ähneln. Sie bietet somit einen Einblick in Bedingungen vergleichbar derer des frühen Sonnensystems vor mehr als vier Milliarden Jahren, als Gesteinsplaneten wie Merkur, Venus und die Erde entstanden.

Die Entstehungsgeschichte der Erde und des Sonnensystems fasziniert die Wissenschaft und die Öffentlichkeit gleichermaßen. Durch die Erforschung der heutigen Eigenschaften unseres Heimatplaneten und anderer Objekte im Sonnensystem haben Forscherinnen und Forscher eine umfassende Vorstellung von den Bedingungen entwickelt, unter denen sie sich aus einer Scheibe aus Staub und Gas entwickelt haben, die die junge Sonne vor etwa 4,5 Milliarden Jahren umgab.

Drei Ringe, die auf zwei Planeten hindeuten
Mit den atemberaubenden Fortschritten in der Erforschung der Stern- und Planetenentstehung, die sich mit weit entfernten Himmelsobjekten befasst, können wir nun die Bedingungen in der Umgebung junger Sterne untersuchen und sie mit denen vergleichen, die für das frühe Sonnensystem ermittelt wurden. Mit Hilfe des Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der Europäischen Südsternwarte (ESO) hat ein internationales Forscherteam unter der Leitung von József Varga vom Konkoly-Observatorium in Budapest, Ungarn, genau das getan. Sie beobachteten die planetenbildende Scheibe des jungen Sterns HD 144432 in etwa 500 Lichtjahren Entfernung.

Bei der Untersuchung der Staubverteilung in der innersten Region der Scheibe entdeckten wir zum ersten Mal eine komplexe Struktur, bei der sich der Staub in einer solchen Umgebung in drei konzentrischen Ringen anhäuft“, sagt Roy van Boekel. Er ist Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg und Mitautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, der in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erscheint. „Diese Region entspricht der Zone, in der sich die Gesteinsplaneten im Sonnensystem gebildet haben“, fügt van Boekel hinzu. Im Vergleich zum Sonnensystem liegt der erste Ring um HD 144432 innerhalb der Umlaufbahn des Merkurs und der zweite in der Nähe der Marsbahn. Weiterhin befindet sich der dritte Ring ungefähr auf der Umlaufbahn des Jupiters.

Bisher haben Astronominnen und Astronomen solche Anordnungen vorrangig über größere Bereiche hinweg gefunden, die der Zone jenseits der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne entsprechen. Ringsysteme in den Scheiben um junge Sterne deuten im Allgemeinen darauf hin, dass sich in den Lücken Planeten bilden, die auf ihrem Weg Staub und Gas aufnehmen. HD 144432 ist jedoch das erste Beispiel für ein solch komplexes Ringsystem nahe an seinem Wirtsstern. Es kommt in einer Zone mit einem hohen Staubanteil vor, dem Baustein von Gesteinsplaneten wie der Erde. Die Forschenden gehen davon aus, dass die Ringe auf das Vorhandensein von zwei Planeten hindeuten, die sich in den Lücken gebildet haben, und schätzen, dass ihre Masse in etwa der des Jupiters entspricht.

Die Bedingungen könnten dem frühen Sonnensystem ähnlich sein
Das Forschungsteam bestimmte die Staubzusammensetzung in der Scheibe bis zu einer Entfernung vom Zentralstern, die dem Abstand des Jupiters von der Sonne entspricht. Was sie dabei gefunden haben, ist den Wissenschaftlern, die die Erde und die Gesteinsplaneten im Sonnensystem untersuchen, sehr vertraut: verschiedene Silikate (Metall-Silizium-Sauerstoff-Verbindungen) und andere Mineralien, die in der Erdkruste und im Erdmantel vorkommen, sowie möglicherweise metallisches Eisen, wie es im Kern des Merkurs und der Erde vorhanden ist. Sollte sich dies bestätigen, wäre diese Studie die erste, die Eisen in einer planetenbildenden Scheibe entdeckt hat.

„Astronomen haben die Beobachtungen von staubigen Scheiben bisher mit einer Mischung aus Kohlenstoff- und Silikatstaub erklärt, Materialien, die wir fast überall im Universum sehen“, erläutert van Boekel. Aus chemischer Sicht ist jedoch eine Mischung aus Eisen und Silikat für die heißen, inneren Scheibenregionen plausibler. Und in der Tat liefert das chemische Modell, das Varga, der Hauptautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, auf die Daten angewandt hat, in diesem Fall bessere Ergebnisse, wenn Eisen anstelle von Kohlenstoff berücksichtigt wird.

Außerdem kann der in der Scheibe von HD 144432 beobachtete Staub am inneren Rand bis zu 1800 Kelvin (ca. 1500 Grad Celsius) heiß sein und weiter draußen bis zu moderaten 300 Kelvin (ca. 25 Grad Celsius). In den heißen Regionen in der Nähe des Sterns schmelzen Mineralien und Eisen und kondensieren erneut zu festen Verbindungen, oft als Kristalle. Die Kohlenstoffkörner wiederum würden die Hitze nicht überleben und stattdessen als Kohlenmonoxid- oder Kohlendioxidgas vorliegen. Dennoch könnte Kohlenstoff ein bedeutender Bestandteil der festen Partikel in der kalten äußeren Scheibe sein, die mit den Beobachtungen im Rahmen dieser Studie nicht aufgespürt werden können.

Eisenreicher und kohlenstoffarmer Staub würde auch gut zu den Bedingungen im Sonnensystem passen. Merkur und die Erde sind eisenreiche Planeten, während die Erde relativ wenig Kohlenstoff enthält. „Wir denken, dass die Scheibe von HD 144432 dem frühen Sonnensystem sehr ähnlich sein könnte, das die heutigen Gesteinsplaneten mit viel Eisen versorgt hat“, sagt van Boekel. „Wir vermuten, dass unsere Studie ein weiteres Beispiel dafür ist, dass die Zusammensetzung unseres Sonnensystems recht typisch zu sein scheint.“

Interferometrie löst winzige Details auf
Diese Ergebnisse waren nur mit außergewöhnlich hochauflösenden Beobachtungen möglich, wie sie das VLTI liefert. Durch die Kombination der vier 8,2-Meter-Teleskope des VLT am Paranal-Observatorium der ESO können sie Details so auflösen, als ob die Astronominnen und Astronomen ein Teleskop mit einem Hauptspiegel von 200 Metern Durchmesser einsetzen würden. Varga, van Boekel und ihre Mitarbeiter sammelten Daten mit drei Instrumenten, um eine breite Wellenlängenabdeckung von 1,6 bis 13 Mikrometern zu erreichen, was infrarotes Licht darstellt.

Das MPIA lieferte wichtige technische Komponenten für zwei Geräte, GRAVITY und das Multi AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment (MATISSE). Eines der Hauptziele von MATISSE ist die Erforschung der Zonen von Scheiben um junge Sterne, in denen sich Gesteinsplaneten entwickeln können. „Indem wir die inneren Regionen protoplanetarer Scheiben um Sterne untersuchen, wollen wir den Ursprung der verschiedenen in der Scheibe enthaltenen Mineralien erforschen – Mineralien, die später die festen Bestandteile von Planeten wie der Erde bilden werden“, sagt Thomas Henning, Direktor des MPIA und einer der Projektleiter des MATISSE-Instruments.

Die Erstellung von Bildern mit einem Interferometer, wie wir sie von Einzelteleskopen gewohnt sind, ist jedoch nicht gerade einfach und sehr zeitaufwendig. Eine effizientere Nutzung der kostbaren Beobachtungszeit zur Entschlüsselung der Objektstruktur besteht darin, die kargen Daten mit Modellen von möglichen Konfigurationen zu vergleichen. Im Fall der Scheibe von HD 144432 gibt eine Form aus drei Ringen die Daten am besten wieder.

Wie häufig sind strukturreiche, eisenhaltige, planetenbildende Scheiben?
Neben dem Sonnensystem scheint HD 144432 ein weiteres Beispiel für die Entstehung von Planeten in einer eisenreichen Umgebung zu sein. Die Astronominnen und Astronomen werden sich jedoch nicht darauf beschränken. „Wir haben noch ein paar vielversprechende Kandidaten, die darauf warten, dass das VLTI sie genauer unter die Lupe nimmt“, erklärt van Boekel. Bei früheren Beobachtungen entdeckte das Team eine Reihe von Scheiben um junge Sterne, die auf Konfigurationen hindeuten, die es wert sind, genauer betrachtet zu werden. Mit den neuesten VLTI-Instrumenten werden sie schließlich deren detaillierte Struktur und chemische Zusammensetzung präzise ergründen. Letztendlich können die Forschenden vielleicht sogar klären, ob sich Planeten regelmäßig in eisenreichen Staubscheiben in der Nähe ihrer Muttersterne bilden.

Hintergrundinformationen
Die an dieser Studie beteiligten MPIA-Forscher sind Roy van Boekel, Marten Scheuck, Thomas Henning, Jacob W. Isbell, Ágnes Kóspál (auch HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Konkoly-Observatorium, Budapest, Ungarn [Konkoly]; CSFK, MTA Centre of Excellence, Budapest, Ungarn [CSFK]; ELTE Eötvös Loránd Universität, Budapest, Ungarn [ELTE]), Alessio Caratti o Garatti (auch Astronomisches Observatorium der INAF von Capodimonte, Neapel, Italien).

Weitere Autoren sind: J. Varga (Konkoly; CSFK; Sternwarte Leiden, Niederlande [Leiden]), L. B. F. M. Waters (Universität Radboud, Nijmegen, Niederlande; SRON, Leiden, Niederlande), M. Hogerheijde (Leiden; Universität Amsterdam, Niederlande [UVA]), A. Matter (Observatorium Côte d’Azur/CNRS, Nizza, Frankreich [OCA]), B. Lopez (OCA), K. Perraut (Univ. Grenoble Alpes/CNRS/IPAG, Frankreich [IPAG]), L. Chen (Konkoly; CSFK), D. Nadella (Leiden), S. Wolf (Universität Kiel, Deutschland [UK]), C. Dominik (UVA), P. Abraham (Konkoly; CSFK; ELTE), J.- C. Augereau (IPAG), P. Boley (OCA), G. Bourdarot (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Deutschland), F. Cruz-Saénz de Miera (Konkoly; CSFK; Universität Toulouse, Frankreich), W. C. Danchi (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA), V. Gámez Rosas (Leiden), K.-H. Hofmann (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland [MPIfR]), M. Houllé (OCA), W. Jaffe (Leiden), T. Juhász (Konkoly; CSFK; ELTE), V. Kecskeméthy (ELTE), J. Kobus (UK), E. Kokoulina (Universität Lüttich, Belgien; OCA), L. Labadie (Universität zu Köln, Deutschland), F. Lykou (Konkoly; CSFK), F. Millour (OCA), A. Moór (Konkoly; CSFK), N. Morujão (Universität Lissabon und Universität Porto, Portugal), E. Pantin (AIM, CEA/CNRS, Gif-sur-Yvette, Frankreich), D. Schertl (MPIfR), L. van Haastere (Leiden), G. Weigelt (MPIfR), J. Woillez (Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland), P. Woitke (Institut für Weltraumforschung, Österreichische Akademie der Wissenschaften, Graz, Österreich), MATISSE und GRAVITY Collaborations

Originalveröffentlichung
J. Varga, L. B. F. M. Waters, M. Hogerheijde, R. van Boekel et al.
Mid-infrared evidence for iron-rich dust in the multi-ringed inner disk of HD 144432
Astronomy & Astrophysics, 681, A47 (2024)
DOI: dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202347535
https://arxiv.org/abs/2401.03437
pdf: https://arxiv.org/pdf/2401.03437

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• Planetenentstehung

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Quelle: Fraunhofer-Institut für Angewandte Optik und Feinmechanik IOF 14. Dezember 2023.

14. Dezember 2023 – Die Erde gerät ins Schwitzen – buchstäblich. Die Jahre 2018 und 2022 gehörten zu den wärmsten seit Beginn der Wetteraufzeichnungen. Ein wichtiges Puzzlestück bei der Untersuchung der globalen Erwärmung ist dabei die Abstrahlung von Wärme von der Erde ins Weltall. »Der Klimawandel wird durch ein Ungleichgewicht im Strahlungshaushalt der Erde verursacht«, erklärt Dr. Falk Eilenberger, Forscher am Fraunhofer IOF. »Das Problem: Klimagase reduzieren die Menge an Wärme, die von der Erde ins Weltall abgestrahlt wird. Die Folge: Es wird hier unten zunehmend wärmer. Dieser Prozess ist jedoch äußerst komplex und wird von Faktoren wie der Verteilung der Gase, der Wolkenbildung und den Strömungen in der Atmosphäre beeinflusst«, so der Forscher weiter.

Um eben diese komplexen Mechanismen besser zu verstehen, will die ESA voraussichtlich 2027 die Mission FORUM starten. Mit einem Satelliten soll der Strahlungshaushalt der Erde lokal genau aufgenommen werden. »Im übertragenen Sinne heißt das: FORUM ist ein Satellit gewordenes Fieberthermometer mit extremer Präzision«, versinnbildlicht Eilenberger. Für die »Fiebermessung« kommt auf dem Satelliten ein Spektrometer zum Einsatz. Dieses zeichnet die Wärmestrahlung der Erde im extrem-fernen Infrarotbereich auf – das heißt von ca. 10 bis 100 Mikrometer (µm). Die wesentliche Schlüsselkomponente hierbei ist der Strahlteiler des Spektrometers.

Geätzte Diamantenstruktur fungiert als Strahlteiler im Interferometer
Genau hier spielen das Fraunhofer-Institut für Angewandte Optik und Feinmechanik IOF sowie das Institut für Angewandte Physik der Friedrich-Schiller-Universität eine entscheidende Rolle: Für eben diesen Strahlteiler haben Forschende beider Institute eine innovative Diamantmikrostruktur für die hochpräzise Messung von Spektren im extrem-fernen Infrarotbereich entwickelt und gefertigt. Dabei kommt eine spezielle Technologie zum Einsatz, bei der mikroskopische Pyramiden in einen Diamanten geätzt werden.

»Für die extreme Bandbreite, die von FORUM aufgenommen werden soll, brauchen wir einen Strahlteiler, der über den gesamten Spektralbereich durchsichtig ist«, erläutert Falk Eilenberger, der die Abteilung für Mikro- und Nanostrukturierte Optik am Fraunhofer IOF leitet. Er fährt fort: »Es gibt kein optisches Material, das diese Eigenschaft hat – außer Diamant.« Entsprechend nutzten die Forschenden einen Diamanten von der ungefähren Größe einer Kreditkarte (~43mm x 64 mm). Dessen glänzende (und später zusätzlich beschichte) Oberfläche fungiert als Strahlteiler. Und hier wartet schon die nächste Herausforderung, denn: »Es darf aber nur eine Oberfläche des Diamanten glänzen«, erklärt Eilenberger. »Unser Job war es also, die zweite Oberfläche zu entspiegeln.«

Herkömmliche Entspiegelungsverfahren, wie sie etwa bei Brillengläsern zum Einsatz kommen, sind für diese Anwendung ungeeignet, da sie aus Schichten verschiedener Materialien bestehen und nicht über den gesamten Spektralbereich transparent sind. Die Forschenden haben daher einen speziellen Ätzprozess entwickelt, um die erforderlichen Strukturen in den Diamanten einzubringen. Dafür ließen sie sich von der Natur inspirieren – und zwar vom Auge der Motte.

Nach dem Vorbild der Natur: Mottenaugen als Inspiration
»Mottenaugen sind breitbandig entspiegelt«, erörtert Eilenberger. »Sie erreichen diese Entspiegelung durch mikroskopisch kleine Pyramiden auf der Oberfläche. Das Fraunhofer IOF hat dieses Vorbild aus der Natur bereits vor einigen Jahren für Optiken im sichtbaren übernommen. Wir haben diesen Ansatz für die FORUM-Mission nun auf die Diamantstrahlteiler angewandt.«

Obwohl das Konzept damit schon länger am Fraunhofer IOF zum Einsatz kommt, sind die Anforderungen für eine Anwendung im Fall der FORUM-Mission extrem, wie der Forscher weiter ausführt: »Nicht zuletzt da Diamant – bekannt als eines der härtesten Materialen der Welt – nur sehr schwer zu strukturieren ist. Die extreme Bandbreite bedarf weiterhin Pyramiden mit extremer Formtreue. Wir mussten also einen Ätzprozess entwickeln, der Strukturen der notwendigen Form exakt und reproduzierbar erzeugt.«

Gelungen ist dies den Forschenden mithilfe eines reaktiven Ionenätzprozess, maskiert durch eine Elektronenstrahllithographisch aufgebrachte Maske. Im Ergebnis erreichten sie eine Entspiegelungseffizienz von mehr als 96% durch eine Strukturtiefe von mehr als 7 Mikrometern und eine präzise definierte Flankensteilheit. Hier waren die Kolleginnen und Kollegen vom Institut für Angewandte Physik (IAP) der Universität Jena maßgeblich beteiligt: »Ohne diese absolut exzellente Zusammenarbeit und die hervorragende Ätz-Technologieentwicklung des IAP, wäre die Strukturierung des Diamanten nicht möglich oder so erfolgreich gewesen«, sagt Eilenberger.

»Diamonds are photonics’ best friend«: Potential als optischer Werkstoff
Für Falk Eilenberger und sein Team zeigt die Entwicklung insgesamt große Potentiale in der Verwendung von Diamant als optischem Werkstoff auf: »Dieses Projekt zeigt auch, dass wir das Potential von Diamant als optischem Werkstoff erst durch eine Nanostrukturierung wirklich nutzen können«, erklärt er. Er erläutert weiter, dass Diamant das einzige optische Material ist, das vom ultravioletten Licht bis zum tiefen Infrarot nutzbar ist. »Durch seine hohe Festigkeit und Wärmeleitfähigkeit eignet er sich auch exzellent als Material für Hochleistungslaseroptiken. Im Gegensatz zu klassischen Laseroptiken kann Diamant selbst extremste Umgebungsbedingungen klaglos überstehen.«

Er fährt fort: »Wir möchten mit dem Projekt auch zeigen, dass nanostrukturierter Diamant das Material der Zukunft für Optiken im extremen Bereich ist. Mit unseren Prozessen sind wir exzeptionell aufgestellt diese Zukunft zu gestalten: Diamant-Metaoptiken, waferskalige Diamant-Magnetfeld-Sensoren, Resonante-Diamant-Spiegel und vieles mehr. Man könnte sagen: Diamonds are photonics’ best friend.«

Erfolgreiche Übergabe nach vier Jahren Entwicklungsarbeit
Die FORUM-Mission markiert einen bedeutenden Meilenstein in der Erforschung des Klimawandels sowie der Anwendung von Diamantstrukturen in der Raumfahrttechnologie. Insgesamt hat das Jenaer Forschungsteam – bestehend aus Mitarbeitenden des Fraunhofer IOF sowie des IAP – vier Jahre an der Entwicklung der neuartigen Diamantenstruktur gearbeitet. Die Entwicklungsarbeit erfolgt in enger Abstimmung mit dem Auftraggeber OHB SE sowie der ESA als Missionsträger.

Der flugtaugliche Strahlteiler zur Anwendung im Rahmen der FORUM-Mission wurde im Dezember 2023 nun an OHB übergeben.

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• ESA Erdbeobachtungssatellit FORUM

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 26. Oktober 2023.

26. Oktober 2023 – Mit Hilfe eines Verbunds von Radioteleskopen auf der Erde und im Weltraum haben Astronomen das bisher detaillierteste Bild eines Plasma-Jets aufgenommen, der aus der direkten Umgebung eines supermassereichen Schwarzen Lochs im Herzen einer weit entfernten Galaxie herausschießt. Der Teilchenstrahl aus dem Zentrum eines fernen Blazars mit der Bezeichnung 3C 279 bewegt sich nahezu mit Lichtgeschwindigkeit und zeigt in der Nähe seines Ursprungs komplexe, in sich verdrehte Muster. Diese Muster stellen die seit 40 Jahren etablierte Theorie in Frage, die verwendet wird, um zu erklären, wie diese Jets entstehen und wie sie sich mit der Zeit verändern. Ein wesentlicher Beitrag zu den Beobachtungen kommt vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn, wo die Daten aller beteiligten Teleskope zu einem virtuellen Teleskop mit einem effektiven Durchmesser von etwa 100.000 Kilometern kombiniert wurden.

Die Ergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Nature Astronomy“ veröffentlicht.

Blazare gehören zu den hellsten und stärksten Quellen elektromagnetischer Strahlung im Kosmos. Sie sind eine Unterklasse aktiver galaktischer Kerne, zu denen Galaxien mit einem zentralen supermassereichen Schwarzen Loch gehören, das Materie aus einer umgebenden Scheibe akkretiert: den Quasaren. Etwa 10 % der aktiven galaktischen Kerne, die als Quasare klassifiziert werden, erzeugen relativistische Plasmajets. Blazare gehören zu einem kleinen Teil der Quasare, bei denen wir diese Jets fast direkt auf den Beobachter gerichtet sehen können. Kürzlich hat ein Forscherteam unter Beteiligung des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn den innersten Bereich des Jets im Blazar 3C 279 mit einer noch nie dagewesenen Winkelauflösung abgebildet und dabei bemerkenswert regelmäßige Filamente entdeckt, die eine Korrektur der bisher verwendeten theoretischen Modelle erforderlich machen könnten, die erklären, durch welche Prozesse die Jets in aktiven Galaxien erzeugt werden.

„Dank der Weltraummission RadioAstron, bei der das Radioteleskop in der Erdumlaufbahn Entfernungen bis zum Mond erreichte, in Verbindung mit einem Netzwerk von dreiundzwanzig über die Erde verteilten Radioteleskopen haben wir das bisher höchstaufgelöste Bild vom Inneren eines Blazars erhalten, das es uns ermöglicht, die innere Struktur des Jets zum ersten Mal so detailliert zu beobachten“, erklärt Antonio Fuentes, ein Forscher am Institut für Astrophysik von Andalusien (IAA-CSIC) in Granada, Spanien, der die Arbeit leitete.

Das neue Fenster zum Universum, das die RadioAstron-Mission geöffnet hat, hat neue Details im Plasmajet von 3C 279 enthüllt, einem Blazar mit einem supermassereichen Schwarzen Loch in seinem Kern. Der Jet besteht aus mindestens zwei miteinander verdrillten Plasmasträngen, die sich über mehr als 570 Lichtjahre vom zentralen Schwarzen Loch aus ins All erstrecken. „Das ist das erste Mal, dass wir solche Filamente so nahe am Ursprung des Jets gesehen haben, und sie verraten uns mehr darüber, wie das Schwarze Loch das Plasma formt. Der innere Jet wurde auch von zwei anderen Teleskopnetzwerken, dem Global mm-VLBI Array und dem Event-Horizon-Teleskop, bei viel kürzeren Wellenlängen (3,5 mm bzw. 1,3 mm) beobachtet, aber sie waren nicht in der Lage, die filamentartigen Formen zu erkennen, weil sie zu schwach in der Strahlung und zu ausgedehnt für diese Auflösung waren“, sagt Eduardo Ros, Mitglied des Forschungsteams und europäischer Planer für das GMVA. „Dies zeigt, wie verschiedene Teleskope unterschiedliche Merkmale desselben Objekts aufdecken können“, fügt er hinzu.

Die Plasmastrahlen, die von Blazaren ausgehen, sind nicht wirklich geradlinig und gleichmäßig. Sie weisen Drehungen und Wendungen auf, die zeigen, wie das Plasma durch die Kräfte um das Schwarze Loch herum beeinflusst wird. Die Astronomen, die diese Drehungen in 3C 279 untersuchten, fanden heraus, dass sie durch Instabilitäten verursacht werden, die sich im Plasma-Jet entwickeln. Dabei stellten sie auch fest, dass die bisherige Theorie, um zu erklären, wie sich die Jets im Laufe der Zeit verändern, nicht mehr funktioniert. Daher werden neue theoretische Modelle benötigt, die zeigen, wie sich helixförmige Filamente so nahe am Ursprung des Jets bilden und entwickeln können. Dies ist eine große Herausforderung, aber auch eine große Chance, mehr über diese erstaunlichen kosmischen Phänomene zu erfahren.

„Ein besonders faszinierender Aspekt unserer Ergebnisse ist, dass sie auf das Vorhandensein eines spiralförmigen Magnetfeldes hindeuten, das den Jet einschließt“, sagt Guang-Yao Zhao, derzeit am MPIfR tätig und Mitglied des Wissenschaftlerteams. „Es könnte also das Magnetfeld sein, das sich im Uhrzeigersinn um den Jet in 3C 279 dreht, mit dem das Plasma des Jets, das sich mit 0,997-facher Lichtgeschwindigkeit bewegt, gelenkt und geleitet wird.“

„Ähnliche spiralförmige Filamente wurden schon früher in extragalaktischen Jets beobachtet, allerdings auf viel größerer Skala, wo man annimmt, dass sie aus verschiedenen Teilen der Strömung resultieren, die sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten bewegen und gegeneinander scheren“, fügt Andrei Lobanov, ein weiterer MPIfR-Wissenschaftler im Team, hinzu. „Mit dieser Studie betreten wir ein völlig neues Terrain, in dem diese Filamente tatsächlich mit den kompliziertesten Prozessen in der unmittelbaren Umgebung des Schwarzen Lochs, das den Jet erzeugt, in Verbindung gebracht werden können.“

Die Untersuchung des zentralen Jets in 3C 279, die jetzt in der aktuellen Ausgabe von „Nature Astronomy“ vorgestellt wird, erweitert die laufenden Bemühungen um ein besseres Verständnis der Rolle von Magnetfeldern bei der ursprünglichen Bildung relativistischer Ausströmungen aus aktiven galaktischen Kernen. Sie unterstreicht die zahlreichen verbleibenden Herausforderungen für die theoretische Modellierung dieser Prozesse und zeigt die Notwendigkeit einer weiteren Verbesserung der radioastronomischen Instrumente und Techniken, die die einzigartige Möglichkeit bieten, entfernte kosmische Objekte mit einer Rekord-Winkelauflösung abzubilden

Mit Hilfe einer speziellen Technik, der so genannten Very Long Baseline Interferometry (VLBI), wird ein virtuelles Teleskop mit einem effektiven Durchmesser, der dem maximalen Abstand zwischen den an einer Beobachtung beteiligten Antennen entspricht, durch die Kombination und Korrelation von Daten aus verschiedenen Radioobservatorien erstellt. Der Projektwissenschaftler von RadioAstron, Yuri Kovalev, der jetzt am MPIfR arbeitet, betont, wie wichtig eine gute internationale Zusammenarbeit ist, um solche Ergebnisse zu erzielen: „Observatorien aus zwölf Ländern wurden mit Hilfe von Atomuhren mit der Weltraumantenne synchronisiert und bilden so ein virtuelles Teleskop in der Größe des Abstands zum Mond.“

Anton Zensus, Direktor am MPIfR und eine der treibenden Kräfte hinter der RadioAstron-Mission während der letzten zwei Jahrzehnte, sagt dazu: „Die Experimente mit RADIOASTRON, die zu Bildern wie diesen vom Quasar 3C 279 geführt haben, sind außergewöhnliche Leistungen, die durch die internationale wissenschaftliche Zusammenarbeit von Observatorien und Wissenschaftlern in vielen Ländern möglich wurden. Die Mission wurde jahrzehntelang gemeinsam geplant, bevor der Satellit gestartet wurde. Die eigentlichen Bilder wurden durch die Verbindung von Großteleskopen am Boden wie Effelsberg und durch eine sorgfältige Analyse der Daten in unserem VLBI-Korrelationszentrum in Bonn möglich.“

Weitere Informationen
Die Weltraum-Interferometer-Mission RadioAstron, die von Juli 2011 bis Mai 2019 aktiv war, bestand aus einem 10-Meter-Radioteleskop in einer Umlaufbahn um die Erde (Spektr-R), ergänzt durch etwa zwei Dutzend der weltweit größten bodengebundenen Radioteleskope, darunter das 100-Meter-Radioteleskop Effelsberg. Wenn die Signale der einzelnen Teleskope durch die Interferenz von Radiowellen kombiniert werden, bietet eine solche Anordnung von Teleskopen eine maximale Winkelauflösung, die der eines Radioteleskops mit einem Durchmesser von 350.000 km entspricht – fast die Entfernung zwischen Erde und Mond. Damit war RadioAstron das Instrument mit der höchsten Winkelauflösung in der Geschichte der Astronomie. Das RadioAstron-Projekt wurde vom Astro Space Center des Physikalischen Instituts Lebedew der Russischen Akademie der Wissenschaften und der Lavochkin Scientific and Production Association im Rahmen eines Vertrags mit der staatlichen Raumfahrtgesellschaft ROSCOSMOS in Zusammenarbeit mit Partnerorganisationen in Russland und anderen Ländern durchgeführt. Die astronomischen Daten dieser Mission werden von einzelnen Wissenschaftlern auf der ganzen Welt ausgewertet und führen zu Ergebnissen wie den hier vorgestellten.

Folgende Mitarbeiter des Forscherteams sind mit dem MPIfR affiliiert, in der Reihenfolge ihres Erscheinens auf der Autorenliste: Guang-Yao Zhao, Andrei P. Lobanov, Yuri Y. Kovalev, Efthalia (Thalia) Traianou, Jae-Young Kim, Eduardo Ros, und Tuomas Savolainen. Rocco Lico und Gabriele Bruni waren während der RadioAstron-Mission ebenfalls mit dem MPIfR affiliiert.

Yuri Y. Kovalev dankt für den Friedrich Wilhelm Bessel-Forschungspreis der Alexander von Humboldt-Stiftung.

Originalveröffentlichung
The filamentary internal structure of the 3C 279 blazar jet
Antonio Fuentes et al., in: Nature Astronomy (26. Oktober 2023).
DOI: 10.1038/s41550-023-02105-7
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02105-7

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 17. Oktober 2023.

17. Oktober 2023 – Das Ergebnis wurde durch eine ausgeklügelte Analyse von radioastronomischen Beobachtungen des Materiestroms um einen jungen Stern in der Dunkelwolke CB26 erzielt. Die Arbeit wurde in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.

Beobachtungen von Ralf Launhardt, einem Gruppenleiter am Max-Planck-Institut für Astronomie, und seinen Kollegen haben einen wichtigen Teil des Standardszenarios für die Entstehung neuer Sterne bestätigt: einen Mechanismus, der es Gaswolken erlaubt zu kollabieren (und so einen neuen Stern hervorzubringen), ohne dabei von ihrer eigenen Rotation zerrissen zu werden.

Neue Sterne entstehen, wenn Gas in einer kosmischen Wasserstoffwolke unter seiner eigenen Schwerkraft kollabiert und die Gastemperatur dabei gehörig ansteigt. Ab einer bestimmten Dichte- und Temperaturschwelle setzt Kernfusion ein, bei der Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmelzen. Dann ist ein neuer Stern entstanden. Zum Leuchten gebracht wird er durch die Energie, die bei der Kernfusion freigesetzt wird. Allerdings gibt es dabei eine Komplikation. Keine Gaswolke im Kosmos ist vollkommen unbewegt – alle Wolken rotieren zumindest ein wenig. Zieht sich das Gas zusammen, wird diese Rotation immer schneller. Physiker nennen dies „Drehimpulserhaltung“. Außerhalb der Astronomie kennt man das z.B. vom Eiskunstlauf: Eine Eiskunstläuferin, die eine Pirouette drehen möchte, beginnt eine langsame Drehung, bei der beide Arme und ein Bein vom Körper weggestreckt sind. Zieht sie anschließend Arme und Beine nahe an den Körper, erhöht sich die Drehgeschwindigkeit beträchtlich.

Ein Problem und seine (mögliche) Lösung
Für die Sternentstehung ist das potenziell ein Problem. Schnelle Rotation erzeugt Zentrifugalkräfte, die Materie von der Drehachse wegschleudern. Bei einem Kettenkarussel ist das gewollt: Dreht sich das Karussell, werden die an Ketten befestigten Sitze der Mitfahrenden nach außen geschleudert. Für einen Protostern hingegen könnten die Fliehkräfte fatal sein: Wird genügend viel Material herausgeschleudert, während die Wolke kollabiert und ihre Drehung dadurch immer weiter beschleunigt, bleibt möglicherweise nicht mehr genug übrig, um überhaupt einen Protostern entstehen zu lassen!

Dies wird als „Drehimpulsproblem“ der Sternentstehung bezeichnet. Eine theoretische Lösung für zumindest einen großen Teil des Problems wurde in den 1980er Jahren gefunden. Fällt zusätzliche Materie auf den entstehenden zentralen Protostern, bildet sie eine so genannte Akkretionsscheibe: eine flache, rotierende Scheibe aus Gas und Staub, deren Materie schließlich auf den Protostern im Zentrum fällt. Die Physik von Akkretionsscheiben ist dabei ziemlich kompliziert: Ein Teil des Gases in der Scheibe wird zu Plasma, in dem sich Wasserstoffatome in jeweils ein Elektron und ein Proton aufspalten. Wird das Plasma in der Scheibe herumgewirbelt, erzeugt es ein Magnetfeld. Dieses Feld wiederum beeinflusst den Plasmastrom: Ein kleiner Teil des Plasmas driftet entlang der Magnetfeldlinien ab. Immer wieder stoßen die abdriftenden Plasmateilchen dabei mit (elektrisch neutralen) Molekülen zusammen und reißen so einen Teil des molekularen Gases mit. Jene wegfliegenden Moleküle bilden einen „Scheibenwind“, welcher der Scheibe erhebliche Mengen an Drehimpuls entziehen kann. Der Verlust des Drehimpulses wiederum verlangsamt die Rotation, verringert die Zentrifugalkräfte und könnte so das Drehimpulsproblem des Protosterns lösen.

Von der Hypothese zur Beobachtung
Zunächst war dieses Szenario nicht mehr als eine plausible Hypothese. Akkretionsscheiben sind vergleichsweise kleine Strukturen. Selbst für die erdnächsten Sterne waren die Beobachtungsmethoden lange Zeit nicht gut genug, um sie zu untersuchen. Deshalb dauerte es mehr als 20 Jahre, bis Astronomen erste Belege für die Richtigkeit der Hypothese fanden: Im Jahr 2009 konnten Ralf Launhardt und Kollegen am Max-Planck-Institut für Astronomie solche Ausflüsse in der Nähe jungen Sterns in einer kleinen Wasserstoffwolke mit der Bezeichnung CB26 beobachten. Mit einer Entfernung von weniger als 460 Lichtjahren von der Erde ist CB26 eines der nächsten bekannten Scheibensysteme um einen Protostern.

Die fraglichen Beobachtungen werden mit Radioteleskopen durchgeführt, die bei Millimeterwellenlängen arbeiten, in diesem Fall am Observatorium Plateau de Bure Interferometer. Die Signale mehrerer Antennen werden dabei auf geschickte Weise so kombiniert, dass sie wie eine einzige, deutlich größere Radioantenne wirken. Radioteleskope dieser Art können Strahlung nachweisen, die für verschiedene Arten von Molekülen – hier konkret Kohlenmonoxid (CO) ­– charakteristisch ist. Bewegen sich Moleküle auf die Antenne zu oder von ihr weg, verschiebt sich diese charakteristische Strahlung zu etwas längeren oder kürzeren Wellenlängen („Dopplereffekt“). Das ermöglicht es Astronomen*innen, die Gasbewegung entlang der Sichtlinie zu erfassen.

Die Beobachtungen von 2009 zeigten, dass der Gasausfluss des jungen Sterns tatsächlich in einer Weise in Bewegung war, wie man es von einem rotierenden Scheibenwind erwarten würde, der Drehimpuls abgibt. Sie konnten jedoch keine ausreichend feinen Details liefern, um ein Urteil über den Abstand vom Stern zu ermöglichen, in dem der Wind von der Scheibe ausgeht. Dieser Abstand bestimmt (Hebelwirkung!), wieviel Drehimpuls der Gasfluss abtransportieren kann.

Rotierende Scheibenwinde beobachten
Die neuen Ergebnisse, die jetzt veröffentlicht wurden, liefern endlich die Bestätigung. Dafür haben Launhardt und Kolleg*innen Beobachtungen mit deutlich höherer Winkelauflösung durchgeführt als zuvor. Sie verwendeten eine Konfiguration des Plateau de Bure-Observatoriums, bei der die Radioantennen weiter voneinander entfernt waren als bei ihren ersten Beobachtungen. Außerdem brachten sie ein ausgeklügeltes physikalisch-chemisches Modell der Scheibe ins Spiel, das es ihnen ermöglichte, in ihren Beobachtungen zwischen den Beiträgen der Scheibe und den Beiträgen des Scheibenwindes zu unterscheiden. Damit gelang es erstmals, die Dimensionen des kegelförmigen Ausflusses direkt aus den rekonstruierten Bildern zu bestimmen. Vorangehende Forschungen hatten diese Dimensionen lediglich unter Zuhilfenahme eines theoretischen Modells indirekt erschließen können, da die Startregion der Winde in den betreffenden Beobachtungen nie direkt abgebildet werden konnte. In der Nähe der Scheibe hat das untere Ende des Kegels einen Radius von etwa dem 1,5-fachen der Erde-Neptun-Entfernung – mehr als genug für den Scheibenwind, um eine Menge Drehimpuls mitzunehmen!

Damit steht fest: Scheibenwinde können tatsächlich den größten Teil des Drehimpulsproblems bei Protosternen lösen. Zum Vergleich zogen die Forscher*innen noch die indirekten Ergebnisse zur Scheibenrotation in neun anderen jungen Stern-Scheiben-Systemen heran, die seit ihrem 2009er-Artikel veröffentlicht worden waren. Dieser Vergleich zeigte einen deutlichen Trend: Im Laufe der Zeit wächst der durchschnittliche Radius des Scheibenbereichs, von dem aus der Scheibenwind ausströmt. Während der ersten Zehntausende von Jahren, gibt es hoch konzentrierte Scheibenwinde, während die Scheibenwinde nach etwa einer Million Jahren ungleich diffuser sind.

Nächste Schritte
Die Astronomen planen bereits ihre nächsten Beobachtungen von CB26. In der Zwischenzeit wurde das Plateau de Bure Interferometer aufgerüstet: Das neue Observatorium mit dem Namen NOEMA verfügt über 12 statt der bisherigen 6 Antennen und ermöglicht Konfigurationen, mit denen doppelt so kleine Details wie mit dem Vorgänger-Observatorium herausgearbeitet werden können. Doch auch wenn diese Verbesserungen sehr vielversprechend sind, war der entscheidende Schritt das, was der hier beschriebene Artikel leistet: die Bestätigung, dass Scheibenwinde tatsächlich ein wichtiger Faktor sind, der die Entstehung von Protosternen überhaupt erst ermöglicht und das Drehimpulsproblem lösen kann.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebene Arbeit wurde als R. Launhardt et al. „A resolved rotating disk wind from a young T Tauri star in the Bok globule CB 26⋆“, in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.

Die beteiligten MPIA-Forscher sind Ralf Launhardt, Thomas Henning und Dimitry Semenov in Zusammenarbeit mit Yaroslav Pavlyuchenkov, Vitaly Akimkin (beide INASAN Moskau) und sieben weiteren Wissenschaftler*innen aus Deutschland, Frankreich und Großbritannien.

Originalveröffentlichung
R. Launhardt, Ya. N. Pavlyuchenkov, V. V. Akimkin, A. Dutrey, F. Gueth, S. Guilloteau, Th. Henning, V. Pietu, K. Schreyer, D. Semenov, B. Stecklum, T. L. Bourke
A resolved rotating disk wind from a young T Tauri star in the Bok globule CB26
Accepted by A&A, 25 pages, 19 figures
dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202347483
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/10/aa47483-23/aa47483-23.html
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/10/aa47483-23.pdf

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• Sternentwicklung

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Quelle: Forschungszentrum Jülich 10. August 2023.

10. August 2023 – Erste Messdaten werden Ende des Jahres erwartet. Mit ihrer Hilfe sollen unter anderem neue Erkenntnisse zum Klimawandel gewonnen werden.

ARCADE ist ein Mikrosatellit mit einem Volumen von etwa 27 Litern. Er trägt als wissenschaftliche Hauptnutzlast ein Fernerkundungsgerät aus Jülich, das mit einem neuartigen Spatial Heterodyne Interferometer (SHI) ausgestattet ist. Dabei handelt es sich um eine gemeinsame Entwicklung des Jülicher Instituts für Stratosphäre sowie des Instituts für Systeme der Elektronik, in die zahlreiche Student:innen des Instituts für Atmosphären- und Umweltforschung der Bergischen Universität Wuppertal eingebunden waren. Projektleiter ist Dr. Martin Kaufmann vom Institut für Stratosphäre. Das Instrument ermöglicht es, die mittlere und obere Atmosphäre (Mesosphäre und untere Thermosphäre) zu erforschen. Die gewonnenen Daten spielen eine entscheidende Rolle bei der Bereitstellung wertvoller Temperaturinformationen, die zu genaueren Erkenntnissen über die Dynamik der äquatorialen Breiten führen.

In Kombination mit den Daten der Compact Ionosphere Probe (CIP), einem von der National Central University in Taiwan entwickelten Gerät, werden diese Messungen Aufschluss über die Einwirkung der unteren Atmosphäre auf die Ionosphäre geben und wertvolle Informationen über Strukturen in der äquatorialen Ionosphäre liefern. Diese Erkenntnisse liefern einen wichtigen wissenschaftliche Beitrag, um die Auswirkungen des Klimawandels in dieser Region besser vorherzusagen und die Zuverlässigkeit von Satellitenkommunikationssystemen sowie die Genauigkeit von GNSS-Diensten für die Navigation verbessern zu können.

Das SHI-Projekt erhielt fachliche Unterstützung von der Physikalisch-Technischen Bundesanstalt (PTB) und wurde auch vom Europäischen Metrologie-Programm für Innovation und Forschung gefördert. Die Entwicklung von ARCADE erfolgte am Satellite Research Centre an der Nanyang Technological University (NTU) in Singapur als wichtiger Bestandteil des International Satellite Program in Research and Education (INSPIRE). Neben der NTU sind auch Institutionen aus Deutschland, Taiwan, Indien und den USA an dieser faszinierenden Mission beteiligt.

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• CubeSats

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Quelle: Goethe-Universität Frankfurt am Main 30. Mai 2022 – mit freundlicher Genehmigung.

30. Mai 2022 – Schwarze Löcher sind die vielleicht faszinierendsten Objekte in unserem Universum, die nicht nur Wissenschaftler* innen in ihren Bann ziehen – im wahrsten Sinne des Wortes. Die Anziehungskraft eines Schwarzen Lochs ist so extrem, das nicht einmal das Licht ihr entkommt. Doch wie kann man etwas nachweisen, das absolut unsichtbar ist?

Einer, der praktisch sein ganzes Forscherleben der Beantwortung dieser Frage gewidmet hat, ist Prof. Dr. Reinhard Genzel vom Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik in Garching. Die vergangenen 40 Jahre hat er mit der Erforschung des Schwarzen Lochs im Zentrum unserer Milchstraße verbracht. Am 4. Mai 2022 verfolgten rund 250 Gäste auf dem Campus Westend und im Livestream gebannt seiner Reise durch Zeit und Raum.

Wie so oft treffen wir bei dieser Reise auf Albert Einstein, der mit der Allgemeinen Relativitätstheorie bereits 1915 vorhersagte, dass auch Licht von der Gravitation abgelenkt wird. Sein Kollege Karl Schwarzschild errechnete kurz darauf, dass es sogar komplett verschwinden kann, wenn das Objekt, von dem die Gravitation ausgeht, nur kompakt genug ist. Ein Nachweis solcher astronomischen Objekte schien zu dieser Zeit jedoch absolut utopisch. Erst in den 1960er-Jahren wurden von Maarten Schmidt geeignete Kandidaten entdeckt – die sogenannten Quasare (quasi-stellare Radioquellen), die zunächst für Sterne gehalten wurden. Sie gehören zu den hellsten Objekten im Universum und befinden sich – wie man heute weiß – in unmittelbarer Nähe von Schwarzen Löchern. Etwa zur gleichen Zeit postulierten Donald Lynden-Bell und Martin J. Rees ein Schwarzes Loch im Zentrum unserer Milchstraße. Tatsächlich wird dort 1974 eine kompakte Radioquelle entdeckt, die den Namen Sagittarius A* (kurz Sgr A*) erhält, da sie im Sternbild Schütze (Sagittarius) zu sehen ist.

Es ist diese Radioquelle, der sich Genzel fortan widmet. In den 1990er-Jahren gelingt es ihm und seinem Team, Aufnahmen der umliegenden Sterne zu machen, deren Bewegungen über mehrere Jahre nachvollzogen werden. Dabei wird deutlich, dass ihre Bahnen durch die Anziehungskraft eines massereichen Objekts abgelenkt werden. Doch handelt es sich hierbei um ein Schwarzes Loch? Bis zum Jahr 2018 muss Genzel sich gedulden, um die Frage zufriedenstellend beantworten zu können. Dann erst würde ein Stern auf seiner errechneten Umlaufbahn zurückkehren, der die Existenz des Schwarzen Lochs Sgr A* belegen könnte. Die Wartezeit wird mit dem Bau des Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte und einer immer anspruchsvolleren Verfeinerung der Messmethoden überbrückt. Schließlich gelingt Genzel mithilfe der neu entwickelten Interferometrie tatsächlich der indirekte Nachweis eines massereichen Schwarzen Lochs im Zentrum unserer Milchstraße – die Erkenntnis, die im Jahr 2020 mit dem Nobelpreis für Physik gewürdigt wird.

Auch am Ende seines Vortrags kehrt Genzel wieder zu der Frage zurück „Aber ist es denn wirklich ein Schwarzes Loch?“ und bricht dabei eine Lanze für die Naturwissenschaften im Allgemeinen, die sich immer und immer wieder den gleichen Fragen zuwenden und Alternativhypothesen kleinschrittig ausschließen müssen. Abschließend lassen sich manche Fragen vielleicht nie klären. Doch mit der Veröffentlichung des ersten Bildes vom Schwarzen Loch Sgr A*, das von der Event Horizon Telescope-Kollaboration gemacht wurde – darunter auch Prof. Luciano Rezzolla von der Goethe-Universität – bleibt kein Raum mehr für Zweifel.

Wer mehr über »Die Unwiderstehliche Anziehung der Schwerkraft« erfahren möchte, dem sei das gleichnamige Buch von Luciano Rezzolla empfohlen (ISBN: 978-3-406-77520-8, erhältlich im Campus-Shop). Der Frankfurter Professor für Theoretische Physik leitet unter anderem das Clusterprojekt ELEMENTS, das zu diesem Abend eingeladen hatte (https://elements.science/).

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• Die Milchstraße

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Quelle: Airbus Defence and Space 19. Mai 2022.

Friedrichshafen, 19. Mai 2022 – Airbus hat von der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) den Auftrag erhalten, die Umsetzung von LISA (Laser Interferometer Space Antenna) weiter zu entwickeln. LISA ist eine der ehrgeizigsten wissenschaftlichen Mission, die die ESA bisher geplant hat. Mit der jetzt laufenden Phase B1 sollen der detaillierte Missionsentwurf und die abschließenden Technologie-Entwicklungsaktivitäten für das Gravitationswellen-Observatorium bis 2024 abgeschlossen sein, wobei der Start für die späten 2030er Jahre geplant ist.

Gravitationswellen wurden erstmals von Albert Einstein postuliert. Das sind Verzerrungen der Raumzeit und sie entstehen, wenn beispielsweise supermassereiche Schwarze Löcher verschmelzen, die Milliarden Mal schwerer sind als unsere Sonne, zusammenstoßen. Diese Ereignisse sind so stark, dass die entstehenden Gravitationswellen von hochempfindlichen Instrument in einer Entfernung von Milliarden von Lichtjahren gemessen werden können.

Um diese Wellen zu messen, besteht LISA aus drei Raumsonden, die tief im Weltraum ein gleichseitiges Dreieck bilden und 2,5 Millionen Kilometer voneinander entfernt sind. Die Gravitationswellen dehnen und stauchen die Raumzeit und verursachen kleinste Abstandsänderungen zwischen den LISA-Sonden (weniger als der Durchmesser eines Atoms). Jede Bewegung von Testmassen, die innerhalb der drei Raumsonden frei fallen, wenn eine Gravitationswelle vorbeizieht, kann von den empfindlichen Instrumenten der Raumsonden erfasst werden. LISA wird dies mit Hilfe von Laserstrahlen tun, die kontinuierlich zwischen den Satelliten hin- und herübertragen werden und dabei den Abstand zwischen den einzelnen Testmassen interferometrisch messen.

Einige der für LISA erforderlichen Schlüsseltechnologien wurden mit der von Airbus als Hauptauftragnehmer entwickelten und gebauten Mission LISA Pathfinder (LPF) erfolgreich im Weltraum getestet. Die Ergebnisse der Mission zeigten, dass LPF sogar noch präziser arbeitete als für LISA erforderlich. Die LPF-Mission startete am 3. Dezember 2015 und endete im Juli 2017.

Gravitationswellen sind eine neue Forschungsmethode, die die Schwerkraft anstelle von Licht nutzt, um dynamische Prozesse im Universum zu messen. Die Untersuchung von Gravitationswellen bietet ein enormes Potenzial für die Entdeckung von Teilen des Universums, die auf andere Weise unsichtbar sind. LISA wird unser Wissen über den Beginn, die Entwicklung und die Struktur unseres Universums erheblich erweitern. Gravitationswellen wurden in den letzten Jahren von bodengestützten Observatorien nachgewiesen – von Experimenten wie LIGO und dem europäischen Virgo-Observatorium, aber diese Einrichtungen sind in ihrer Größe und Empfindlichkeit begrenzt, was bedeutet, dass sie nur hochfrequente Gravitationswellen von bestimmten Quellen (wie verschmelzenden stellaren Schwarzen Löchern und Neutronensternen) nachweisen können.

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• LISA/NGO – New Gravitational wave Observatory

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik 17. Mai 2022.

17. Mai 2022 – Beobachtungen haben zum ersten Mal gezeigt, dass sich ein Stern, der das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße umkreist, genauso bewegt, wie es die Allgemeine Relativitätstheorie von Einstein vorhersagt. Seine Umlaufbahn hat die Form einer Rosette und nicht die einer Ellipse, wie es die Newton’sche Gravitationstheorie vorhersagt. Dieser Effekt, bekannt als Schwarzschild-Präzession, wurde noch nie für einen Stern um ein supermassereiches Schwarzes Loch gemessen. Diese künstlerische Darstellung veranschaulicht die Präzession der Sternenbahn, wobei der Effekt zur leichteren Veranschaulichung stark übertrieben ist.

Im Jahr 2018 beobachtete das GRAVITY-Experiment den Verlauf verschiedener Phänomene in der Nähe von Sagittarius A, (oder Sgr A) einem supermassereichen und daher gravitativ gefräßigen, unsichtbaren Objekt im Zentrum unserer Galaxie. Dank Eisenhauers technischer Innovationen fand das GRAVITY-Team heraus, dass die Bewegung von Sternen und Gas in der Nähe des galaktischen Zentrums mit theoretischen Vorhersagen übereinstimmt, die mit der Existenz eines Schwarzen Lochs vereinbar sind. Eisenhauers Mentor und langjähriger Mitarbeiter Reinhard Genzel teilte sich den Nobelpreis für Physik 2020 mit Andrea Ghez und Roger Penrose für seine Beiträge zur Erforschung von Sagittarius A* (Sgr A*).

GRAVITY geht auf ein früheres Experiment zurück, bei dem Eisenhauer eine bahnbrechende Technologie für die abbildende Spektroskopie entwickelte – die Messung, wie Materie die Absorption und Emission von Licht beeinflusst. Das Instrument ist ein Teil von SINFONI, dem „Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared“ am Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte ESO auf dem Mount Paranal in Chile. Es beinhaltet eine adaptive Optik zur Korrektur der von der turbulenten Erdatmosphäre verursachten Bildunschärfe, das unter der Leitung von Henri Bonnet entwickelt wurde. Im Jahr 2003 begann SINFONI mit der Beobachtung von Sternen, die unter dem großen Gravitationseinfluss von Sgr A* ihre extrem schnellen, stark exzentrischen Bahnen ziehen.

Zwei Jahre später diskutierte die Gruppe deutscher und französischer Forscher um Eisenhauer und Genzel, Stefan Gillessen, Pierre Lena, Guy Perrin und Thibaut Paumard, die Möglichkeit, ein besonderes, zukünftiges Ereignis mit dem Stern S2 zu beobachten. Nachdem sie die genaue Umlaufbahn von S2 nach dem ersten Vorbeiflug im Jahr 2002 gemessen hatten, konnten sie berechnen, dass der Stern S2 dem galaktischen Zentrum im Jahr 2018 wieder am nächsten kommen würde – bei einer Entfernung von nur 17 Lichtstunden. Durch die Kombination aller vier 8-Meter-Teleskope am Paranal (durch einen Prozess, der Interferometrie genannt wird) würde das Experiment die tausendfache Verbesserung der Empfindlichkeit gegenüber früheren Interferometern erreichen, die notwendig ist, um die relativistischen Effekte nahe SgrA* zu messen.

„Dieses Projekt wurde von einigen als technisch unmöglich angesehen“, schrieb einer der Wissenschaftler, die Eisenhauer für den diesjährigen Gruber-Kosmologiepreis vorgeschlagen haben. Die Befürworter des Projekts argumentierten jedoch, dass, selbst wenn das Experiment seine Ziele nicht erreichen sollte, jeder technologische Fortschritt von allgemeinem Nutzen sein würde. Insbesondere Tim de Zeeuw und Andreas Kaufer von der Europäischen Südsternwarte unterstützten das kühne Projekt und das Team um Julien Woillez beim Upgrade des Interferometers. Eisenhauers Entwürfe revolutionierten in der Tat mehrere Arten von Instrumenten, darunter abbildende Detektoren, Lasermesstechnik und die gleichzeitige interferometrische Beobachtung von zwei Objekten.

Die GRAVITY-Kollaboration, bestehend aus dem Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, LESIA an der Pariser Sternwarte, IPAG an der Universität Grenoble, dem Max-Planck-Institut für Astronomie, der Universität Köln, dem Zentrum für Astrophysik und Gravitation in Portugal und der Europäischen Südsternwarte, stellte das Instrument gerade noch rechtzeitig fertig, und die ersten Ergebnisse können, wie ein vorschlagender Wissenschaftler schrieb, „nur als überwältigend und bahnbrechend für viele Bereiche der Astrophysik bezeichnet werden.“

Zu diesen Ergebnissen gehören: die präzise Messung der Effekte der allgemeinen Relativitätstheorie von Sgr A* auf S2, sowie die Beobachtungen von Gas, das sich in der Nähe der „letzten stabilen Umlaufbahn“ befindet – dem Punkt, wo es der Gravitationsanziehung von Sgr A* nicht mehr entgehen kann und für immer aus dem Blickfeld verschwindet. Zusammengenommen liefern diese Daten genügend Beweise, um die Gemeinschaft der Astronomen davon zu überzeugen, dass Sgr A* tatsächlich ein Schwarzes Loch ist.

Zu den weiteren bedeutenden Beiträgen von GRAVITY zur Astronomie gehören: Die Messung der Entfernung zwischen der Sonne und dem galaktischen Zentrum mit einer Genauigkeit, die zehnmal höher ist als bei früheren Messungen (andere Astronomen nutzen diese Kalibrierung als zuverlässigen ersten Schritt um die Entwicklung des Universums auf den größten Skalen nachzuverfolgen). Ein Test von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie unter Verwendung supermassereicher schwarzer Löcher mit der bisher höchsten Präzision.

Wie von den Unterstützern von GRAVITY erhofft, haben Eisenhauers technologische Innovationen – für die er den Gruber-Preis für Kosmologie 2022 erhält – die Astronomie verändert, und zwar über die Untersuchung von Sgr A* hinaus. Andere Astrophysiker haben bereits damit begonnen, die SINFONI- und GRAVITY-Instrumente einzusetzen, um entfernte Galaxien, schwarze Löcher in den Zentren naher Galaxien, und Planeten um Sterne in unserer eigenen Galaxie zu untersuchen.

GRAVITY wird derzeit mit einem neuen System der adaptiven Optik, Laserleitsternen und erweitertem Gesichtsfeld aufgerüstet. Dieses Projekt mit der Bezeichnung GRAVITY+ wird die optische Interferometrie schon bald auf die nächste Stufe heben und dann auch den extragalaktischen Himmel für Beobachtungen mit höchster Auflösung erschließen sowie immer schärfere Bilder für die Beobachtung von Exoplaneten liefern.

Die Entwicklung von SINFONI, GRAVITY und GRAVITY+ wurde und wird durch die großzügige Unterstützung der Max-Planck-Gesellschaft und der Max-Planck-Förderstiftung ermöglicht – einer unabhängigen, gemeinnützigen Organisation für private Förderer der Spitzenforschung in der Max-Planck-Gesellschaft.

Eisenhauer wird den mit 500.000 Dollar dotierten Preis sowie eine goldene Preisträgernadel bei einer Zeremonie am 2. August auf der XXXI. Generalversammlung der Internationalen Astronomischen Union in Busan, Korea, entgegennehmen. Zu früheren Ehrungen Eisenhauers gehören die Tycho-Brahe-Medaille der Europäischen Astronomischen Gesellschaft für seine Leitung der SINFONI- und GRAVITY-Instrumente, die Stern-Gerlach-Medaille der Deutschen Physikalischen Gesellschaft für seine Pionierarbeit auf dem Gebiet der hochauflösenden Infrarotastronomie und die Jackson-Gwilt-Medaille der Royal Astronomical Society für die Entwicklung astronomischer Instrumente. Er wurde zudem in die Französische Akademie der Wissenschaften gewählt.

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• Very Large Telescope (VLT) der ESO in Chile

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Quelle: ESON.

2. März 2022 – In einer heute veröffentlichten Arbeit haben sich diese beiden Teams zusammengeschlossen, um zu berichten, dass es in HR 6819 tatsächlich kein schwarzes Loch gibt, sondern dass es sich stattdessen um ein Zwei-Sterne-„Vampir“-System in einem seltenen und kurzlebigen Stadium seiner Entwicklung handelt.

Die ursprüngliche Studie über HR 6819 fand sowohl bei der Presse als auch bei Wissenschaftlern und Wissenschaftlerinnen große Beachtung. Thomas Rivinius, ein in Chile ansässiger ESO-Astronom und Hauptautor der Studie, war nicht überrascht von der Reaktion der Fachwelt auf ihre Entdeckung des schwarzen Lochs. „Es ist nicht nur normal, sondern sollte auch so sein, dass Ergebnisse hinterfragt werden“, sagt er, „und ein Ergebnis, das Schlagzeilen macht, erst recht.“

Rivinius und seine Kollegen und Kolleginnen waren davon überzeugt, dass die beste Erklärung für die Daten, die sie mit dem 2,2-Meter-Teleskop der MPG/ESO gewonnen hatten, darin bestand, dass HR 6819 ein Dreifachsystem war, bei dem ein Stern alle 40 Tage ein schwarzes Loch umkreist und ein zweiter Stern in einer viel weiteren Umlaufbahn. Aber eine Studie unter der Leitung von Julia Bodensteiner, damals Doktorandin an der KU Leuven, Belgien, schlug eine andere Erklärung für dieselben Daten vor: HR 6819 könnte auch ein System mit nur zwei Sternen auf einer 40-tägigen Umlaufbahn sein und überhaupt kein schwarzes Loch aufweisen. Dieses alternative Szenario würde voraussetzen, dass einer der Sterne „abgetragen“ wurde, was bedeutet, dass er zu einem früheren Zeitpunkt einen großen Teil seiner Masse an den anderen Stern verloren hat.

„Wir hatten die Grenze der vorhandenen Daten erreicht, so dass wir eine andere Beobachtungsstrategie anwenden mussten, um zwischen den zwei von den beiden Teams vorgeschlagenen Szenarien zu entscheiden“, sagt die KU Leuven-Forscherin Abigail Frost, die die neue Studie leitete, die heute in Astronomy & Astrophysics veröffentlicht wurde.

Um das Rätsel zu lösen, arbeiteten die beiden Teams zusammen, um neue, schärfere Daten von HR 6819 mit dem Very Large Telescope (VLT) und dem Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der ESO zu erhalten. „Das VLTI war die einzige Einrichtung, die uns die entscheidenden Daten liefern konnte, die wir brauchten, um zwischen den beiden Erklärungen zu unterscheiden“, sagt Dietrich Baade, Autor sowohl der ursprünglichen HR 6819-Studie als auch des neuen Artikels in Astronomy & Astrophysics. Da es keinen Sinn machte, dieselbe Beobachtung zweimal anzufordern, schlossen sich die beiden Teams zusammen und konnten so ihre Ressourcen und ihr Wissen bündeln, um die wahre Natur dieses Systems zu ergründen.

„Die Szenarien, nach denen wir suchten, waren ziemlich klar, sehr unterschiedlich und mit dem richtigen Instrument leicht zu unterscheiden“, sagt Rivinius. „Wir waren uns einig, dass es in dem System zwei Lichtquellen gibt. Die Frage war also, ob sie einander eng umkreisen, wie im Szenario des abgestreiften Sterns, oder weit voneinander entfernt sind, wie im Szenario des schwarzen Lochs.“

Um zwischen den beiden Vorschlägen zu unterscheiden, verwendeten die Astronomen und Astronominnen sowohl das GRAVITY-Instrument des VLTI als auch das Instrument Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) am VLT der ESO.

„MUSE bestätigte, dass es keinen hellen Begleiter in einer weiteren Umlaufbahn gab, während die hohe räumliche Auflösung von GRAVITY in der Lage war, zwei helle Quellen aufzulösen, die nur durch ein Drittel der Entfernung zwischen Erde und Sonne getrennt waren“, sagt Frost. „Diese Daten erwiesen sich als das letzte Teil des Puzzles und erlaubten uns die Schlussfolgerung, dass HR 6819 ein Doppelsternsystem ohne schwarzes Loch ist.“

„Unsere beste Interpretation bisher ist, dass wir dieses Doppelsternsystem in einem Moment erwischt haben, kurz nachdem einer der Sterne die Atmosphäre von seinem Begleitstern abgesaugt hatte. Dies ist ein häufiges Phänomen in engen Doppelsternsystemen, das in der Presse manchmal als »stellarer Vampirismus« bezeichnet wird“, erklärt Bodensteiner, der jetzt ein Fellow bei der ESO in Deutschland und ein Autor der neuen Studie ist. „Während der abgebende Stern einen Teil seines Materials verlor, begann der empfangende Stern, sich schneller zu drehen.“

„Es ist extrem schwierig, eine solche Phase nach dem Austausch zu erfassen, da sie so kurz ist“, fügt Frost hinzu. „Das macht unsere Ergebnisse für HR 6819 sehr aufregend, denn er ist ein perfekter Kandidat, um zu untersuchen, wie dieser Vampirismus die Entwicklung massereicher Sterne beeinflusst und damit auch die Entstehung der damit verbundenen Phänomene wie Gravitationswellen und heftige Supernovaexplosionen.“

Das neu gebildete gemeinsame Team von Leuven und ESO plant nun, HR 6819 mit dem GRAVITY-Instrument des VLTI genauer zu beobachten. Die Forschenden werden eine gemeinsame Studie über das System im Laufe der Zeit durchführen, um seine Entwicklung besser zu verstehen, seine Eigenschaften einzugrenzen und dieses Wissen zu nutzen, um mehr über andere Doppelsternsysteme zu erfahren.

Was die Suche nach schwarzen Löchern angeht, bleibt das Team optimistisch. „Stellare schwarze Löcher sind aufgrund ihrer Beschaffenheit nach wie vor sehr schwer zu finden“, sagt Rivinius. „Aber Schätzungen in Größenordnungen deuten darauf hin, dass es allein in der Milchstraße Dutzende bis Hunderte von Millionen schwarzer Löcher gibt“, fügt Baade hinzu. Es ist nur eine Frage der Zeit, bis Astronomen oder Astronominnen sie entdecken.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in der Publikation „HR 6819 is a binary system with no black hole: Revisiting the source with infrared interferometry and optical integral field spectroscopy“ (DOI: 10.1051/0004-6361/202143004) in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erschienen.

Das Projekt wurde vom Europäischen Forschungsrat (ERC) im Rahmen des Forschungs- und Innovationsprogramms Horizon 2020 der Europäischen Union gefördert (Finanzierungsvereinbarung Nummer 772225: MULTIPLES; PI: Hugues Sana).

Das Team besteht aus A. J. Frost (Institut für Astronomie, KU Leuven, Belgien [KU Leuven]), J. Bodensteiner (Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland [ESO]), Th. Rivinius (Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile [ESO Chile]), D. Baade (ESO), A. Mérand (ESO), F. Selman (ESO Chile), M. Abdul-Masih (ESO Chile), G. Banyard (KU Leuven), E. Bordier (KU Leuven, ESO Chile), K. Dsilva (KU Leuven), C. Hawcroft (KU Leuven), L. Mahy (Königliches Observatorium von Belgien, Brüssel, Belgien), M. Reggiani (KU Leuven), T. Shenar (Anton Pannekoek Institut für Astronomie, Universität Amsterdam, Niederlande), M. Cabezas (Astronomisches Institut, Akademie der Wissenschaften der Tschechischen Republik, Prag, Tschechische Republik [ASCR]), P. Hadrava (ASCR), M. Heida (ESO), R. Klement (The CHARA Array of Georgia State University, Mount Wilson Observatory, Mount Wilson, USA) und H. Sana (KU Leuven).

Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie. Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt. Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt. Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope, VISTA, das im Infraroten arbeitet, und das VLT Survey Telescope für sichtbares Licht. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Forschungsarbeit
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2204/eso2204a.pdf

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• Schwarze Löcher

Der Beitrag System mit „nächstgelegenem schwarzen Loch“ enthält kein schwarzes Loch erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESON.

16. Februar 2022 – Aktive galaktische Kerne (AGN, engl. Active Galactic Nuclei) sind extrem energiereiche Quellen, die von supermassereichen schwarzen Löchern angetrieben werden und sich im Zentrum einiger Galaxien befinden. Diese schwarzen Löcher ernähren sich von großen Mengen an kosmischem Staub und Gas. Vorher bewegt sich dieses Material spiralförmig auf das schwarze Loch zu, wobei riesige Energiemengen freigesetzt werden, die oft alle Sterne in der Galaxie überstrahlen.

Astronomen und Astronominnen sind neugierig auf AGN, seit sie diese hellen Objekte in den 1950er Jahren erstmals entdeckten. Jetzt hat ein Forschungsteam unter der Leitung von Violeta Gámez Rosas von der Universität Leiden in den Niederlanden dank des VLTI der ESO einen entscheidenden Schritt getan, um zu verstehen, wie sie funktionieren und wie sie aus der Nähe aussehen. Die Ergebnisse werden heute in Nature veröffentlicht.

Durch außerordentlich detaillierte Beobachtungen des Zentrums der Galaxie Messier 77, auch bekannt als NGC 1068, entdeckten Gámez Rosas und ihr Team einen dicken Ring aus kosmischem Staub und Gas, der ein supermassereiches schwarzes Loch verbirgt. Diese Entdeckung ist ein wichtiger Beleg für eine 30 Jahre alte Theorie, das so genannte Standardmodell (Unified Model) für AGN.

Astronomen und Astronominnen wissen, dass es verschiedene Erscheinungsformen von AGN gibt. Einige senden beispielsweise Radiowellen aus, andere nicht; bestimmte AGN leuchten hell im sichtbaren Licht, während andere, wie Messier 77, eher gedämpft sind. Das Standardmodell besagt, dass alle AGN trotz ihrer Unterschiede dieselbe Grundstruktur aufweisen: ein supermassereiches schwarzes Loch, das von einem dicken Ring aus Staub umgeben ist.
Diesem Modell zufolge sind die Unterschiede im Erscheinungsbild der AGN auf die Ausrichtung zurückzuführen, mit der wir das schwarze Loch und seinen dicken Ring von der Erde aus betrachten. Die Art des AGN, die wir sehen, hängt davon ab, wie sehr der Ring das schwarze Loch aus unserer Sicht verschleiert und es in einigen Fällen sogar ganz verdeckt.

Astronomen und Astronominnen hatten bereits zuvor einige Beweise für das Standardmodell gefunden, darunter die Entdeckung von warmem Staub im Zentrum von Messier 77. Es blieben jedoch Zweifel, ob dieser Staub ein schwarzes Loch vollständig verbergen und somit erklären könnte, warum dieses AGN im sichtbaren Licht weniger hell leuchtet als andere.

„Die tatsächliche Beschaffenheit der Staubwolken und ihre Rolle bei der Versorgung des schwarzen Lochs und bei der Bestimmung seines Aussehens von der Erde aus waren in den letzten drei Jahrzehnten zentrale Fragen in der AGN-Forschung“, erklärt Gámez Rosas. „Auch wenn kein einziges Ergebnis alle Fragen klären kann, haben wir einen wichtigen Schritt zum Verständnis der Funktionsweise von AGN gemacht.“

Ermöglicht wurden die Beobachtungen durch das Multi AperTure Mid-Infrared SpectroScopic Experiment (MATISSE) am VLTI der ESO, das sich in der chilenischen Atacama-Wüste befindet. MATISSE kombiniert das von allen vier 8,2-Meter-Teleskopen des Very Large Telescope (VLT) der ESO gesammelte Infrarotlicht mit einer Technik namens Interferometrie. Das Team nutzte MATISSE, um das Zentrum von Messier 77 zu scannen, das 47 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Cetus liegt.

„MATISSE ist in der Lage, ein breites Spektrum an Infrarot-Wellenlängen zu erfassen, wodurch wir durch den Staub hindurchsehen und die Temperaturen genau messen können. Da das VLTI ein sehr großes Interferometer ist, verfügen wir über die nötige Auflösung, um selbst in so weit entfernten Galaxien wie Messier 77 zu sehen, was vor sich geht. Die Bilder, die wir erhalten haben, zeigen detailliert die Temperatur- und Absorptionsveränderungen der Staubwolken um das schwarze Loch“, sagt Mitautor Walter Jaffe, Professor an der Universität Leiden.

Durch die Kombination der durch die intensive Strahlung des schwarzen Lochs verursachten Temperaturveränderungen des Staubs (von etwa Raumtemperatur auf etwa 1200 °C) mit den Absorptionskarten konnte das Team ein detailliertes Bild des Staubs erstellen und genau bestimmen, wo das schwarze Loch liegen muss. Der Staub, der aus einem dicken inneren Ring und einer ausgedehnten Scheibe besteht und in dessen Zentrum sich das schwarze Loch befindet, unterstützt das Standardmodell. Das Team nutzte auch Daten des Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), dessen Eigentümer die ESO ist, und des Very Long Baseline Array (VLBA) des National Radio Astronomy Observatory (NRAO), um ihr Bild zu erstellen.

„Unsere Ergebnisse sollten zu einem besseren Verständnis des Innenlebens von AGN führen“, so Gámez Rosas abschließend. „Sie könnten uns auch helfen, die Geschichte der Milchstraße besser zu verstehen, die in ihrem Zentrum ein supermassereiches schwarzes Loch beherbergt, das in der Vergangenheit aktiv gewesen sein könnte.“

Die Forschenden wollen nun das VLTI der ESO nutzen, um weitere Belege für das Standardmodell für AGN zu finden, indem sie eine größere Anzahl von Galaxien untersuchen.

Teammitglied Bruno Lopez, leitender Wissenschaftler von MATISSE am Observatoire de la Côte d’Azur in Nizza, Frankreich, sagt: „Messier 77 ist ein wichtiger Prototyp eines AGN und eine wunderbare Motivation, unser Beobachtungsprogramm zu erweitern und MATISSE zu optimieren, um eine größere Stichprobe von AGN zu untersuchen.“

Das Extremely Large Telescope (ELT) der ESO, das noch in diesem Jahrzehnt mit der Beobachtung beginnen soll, wird die Suche ebenfalls unterstützen und Ergebnisse liefern, die die Erkenntnisse des Teams ergänzen und es ihnen ermöglichen, die Wechselwirkung zwischen AGN und Galaxien zu untersuchen.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in dem Artikel „Thermal imaging of dust hiding the black hole in the Active Galaxy NGC 1068“ (doi: 10.1038/s41586-021-04311-7) vorgestellt, der in Nature erscheint.

Das Team besteht aus Violeta Gámez Rosas (Observatorium Leiden, Universität Leiden, Niederlande [Leiden]), Jacob W. Isbell (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland [MPIA]), Walter Jaffe (Leiden), Romain G. Petrov (Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Frankreich [OCA]), James H. Leftley (OCA), Karl-Heinz Hofmann (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland [MPIfR]), Florentin Millour (OCA), Leonard Burtscher (Leiden), Klaus Meisenheimer (MPIA), Anthony Meilland (OCA), Laurens B. F. M. Waters (Abteilung für Astrophysik/IMAPP, Radboud Universität, Niederlande; SRON, Niederländisches Institut für Weltraumforschung, Niederlande), Bruno Lopez (OCA), Stéphane Lagarde (OCA), Gerd Weigelt (MPIfR), Philippe Berio (OCA), Fatme Allouche (OCA), Sylvie Robbe-Dubois (OCA), Pierre Cruzalèbes (OCA), Felix Bettonvil (ASTRON, Dwingeloo, Niederlande [ASTRON]), Thomas Henning (MPIA), Jean-Charles Augereau (Univ. Grenoble Alpes, CNRS, Institut für Planetenwissenschaften und Astrophysik, Frankreich [IPAG]), Pierre Antonelli (OCA), Udo Beckmann (MPIfR), Roy van Boekel (MPIA), Philippe Bendjoya (OCA), William C. Danchi (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA), Carsten Dominik (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Universität Amsterdam, Niederlande [API]), Julien Drevon (OCA), Jack F. Gallimore (Department of Physics and Astronomy, Bucknell University, Lewisburg, Pennsylvania, USA), Uwe Graser (MPIA), Matthias Heininger (MPIfR), Vincent Hocdé (OCA), Michiel Hogerheijde (Leiden; API), Josef Hron (Department of Astrophysics, University of Vienna, Austria), Caterina M.V. Impellizzeri (Leiden), Lucia Klarmann (MPIA), Elena Kokoulina (OCA), Lucas Labadie (1. Physikalisches Institut, Universität Köln, Deutschland), Michael Lehmitz (MPIA), Alexis Matter (OCA), Claudia Paladini (Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile [ESO-Chile]), Eric Pantin (Centre d’Etudes de Saclay, Gif-sur-Yvette, Frankreich), Jörg-Uwe Pott (MPIA), Dieter Schertl (MPIfR), Anthony Soulain (Sydney Institute for Astronomy, University of Sydney, Australien [SIfA]), Philippe Stee (OCA), Konrad Tristram (ESO-Chile), Jozsef Varga (Leiden), Julien Woillez (Europäische Südsternwarte, Garching bei München, Deutschland [ESO]), Sebastian Wolf (Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Universität Kiel, Deutschland), Gideon Yoffe (MPIA), und Gerard Zins (ESO-Chile).

MATISSE wurde in enger Zusammenarbeit mit der ESO von einem Konsortium aus Instituten in Frankreich (J.-L. Lagrange Laboratorium – INSU-CNRS – Côte d’Azur Observatorium – Universität Nizza Sophia-Antipolis), Deutschland (MPIA, MPIfR und Universität Kiel), den Niederlanden (NOVA und Universität Leiden) und Österreich (Universität Wien) entwickelt, finanziert und gebaut. Das Konkoly-Observatorium und die Universität Köln haben ebenfalls Unterstützung bei der Herstellung des Instruments geleistet.

Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie.

Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt. Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt.

Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope, VISTA, das im Infraroten arbeitet, und das VLT Survey Telescope für sichtbares Licht. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Wissenschaftlicher Artikel (pdf):
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2203/eso2203a.pdf

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• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher
• Very Large Telescope (VLT) der ESO in Chile

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Quelle: OHB SE.

Oberpfaffenhofen/Bremen, 21. Dezember 2021. Bye Bye Anita: Heute um 11.07 Uhr (MEZ) hob das ANITA-2 (Analysing Interferometer for Ambient Air) an Bord einer SpaceX Falcon-9-Trägerrakete vom Kennedy Space Center in Florida ab. Die OHB System AG, ein Tochterunternehmen des europäischen Raumfahrt- und Technologiekonzerns OHB SE, hat das Spurengasüberwachungssystem ANITA-2 für die Internationale Raumstation (ISS) im Auftrag der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) entwickelt. ANITA-2 wird an Bord der ISS alle sechs Minuten hochpräzise Messungen der Gasatmosphäre durchführen und kann dabei mehr als 35 Gase mit extrem hoher Genauigkeit erkennen. Ebenfalls an Bord der Falcon-9: Der von der OHB System AG entwickelte Handheld-Biodrucker zur Heilung von Wunden der Haut.

„Für die Gesundheit und Leistungsfähigkeit von Astronauten ist eine gute Luftqualität extrem wichtig und kann sogar überlebenswichtig sein, insbesondere bei Langzeitmissionen zum Mond und Mars. Mit ANITA-2 werden die Spurengase durch die Messung minimaler optischer Absorptionen in einem sehr weiten Spektralbereich identifiziert“, sagt Armin Stettner, Leiter der Abteilung Mikrogravitation bei OHB. „Im Vergleich zu anderen Instrumenten kann ANITA-2 extrem genau sehr geringe Mengen an Gasen analysieren.“

Eine lebensrettende Technologie
ANITA-2 ist ein Multitalent: Das Gerät ist in der Lage, unbekannte Gase zu erkennen und kann dadurch sogar lebensrettend sein. Sollten in den engen geschlossenen Räumlichkeiten der ISS oder anderen Raumfahrzeugen toxische Gase auftreten, kann das schnell lebensbedrohlich werden, weiß ESA-Astronaut Luca Parmitano: „Die Bedeutung einer guten Luftqualität in einer Weltraumumgebung kann gar nicht hoch genug bewertet werden: Ich vergleiche da gerne meine erste und zweite Mission miteinander. Durch die Überwachung der Atmosphäre konnte die CO₂-Konzentration in der ISS erheblich gesenkt werden. Das trug erheblich zum Wohlbefinden und unserer Leistungsfähigkeit bei. ANITA-2 ist sogar in der Lage, extrem niedrige Konzentrationen verschiedener Spurengase gleichzeitig zu messen und dank seiner hohen Messfrequenz, seiner Genauigkeit und seines autonomen Betriebs wird es uns in der Zukunft über die ISS hinaus soweit begleiten, wie der Mensch es wagt.“

Das Herzstück von ANITA-2, das Interferometer, basiert auf dem RocksolidTM-Interferometer von Bruker Optics in Ettlingen, Deutschland. Die Entwicklung von ANITA-2 begann im Oktober 2016 mit den Unterauftragnehmern SINTEF in Norwegen, Frezite High Performance (FHP) und EVOLEO Technologies in Portugal. Die Installation von ANITA-2 an Bord der ISS soll im Januar 2022 erfolgen.

Bioprint FirstAid: Das moderne Pflaster für die Weltraumumgebung
Ebenfalls unterwegs mit der heute gestarteten Falcon-9 ist der Handheld Bioprinter, der zur Behandlung großer oberflächlicher Hautverletzungen eingesetzt werden kann. Er bringt ein körpereigenes Hautpflaster auf die Wunde auf und hilft, schneller und effektiver zu heilen. Ziel des „Bioprint FirstAid“-Experiments ist die Demonstration einer Bioprinting-Technologie mit simulierten Hautzellen an Bord der ISS. Das Experiment wird von ESA-Astronaut Matthias Maurer durchgeführt und ist für den 27. Januar 2022 geplant. Insgesamt werden vier verschiedene Druckdüsen- und Biotinten-Kombinationen unter Schwerelosigkeit getestet. Die vier verschiedenen Proben werden nach ihrer Rückkehr zur Erde analysiert. Das Projekt wird vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Bonn im Auftrag der Deutschen Raumfahrtagentur durchgeführt und vom Bundesministerium für Wirtschaft und Energie (BMWi) gefördert.

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• **ISS** Hauptthema

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

13. Dezember 2021 – Ein internationales Team von Forschern aus zehn Ländern unter der Leitung von Michael Kramer vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn hat in einem 16 Jahre dauernden Experiment Einsteins allgemeine Relativitätstheorie mit einigen der bisher rigidesten Tests überprüft. Sie erforschten ein einzigartiges Sternpaar mit extremen Eigenschaften, zwei sogenannte Pulsare, die einander in einem Doppelsternsystem umkreisen. Bei den Untersuchungen, an denen sieben Radioteleskope auf der ganzen Welt beteiligt waren, traten neue relativistische Effekte zutage, die erwartet worden waren, nun aber zum ersten Mal beobachtet wurden. Die Theorie von Einstein, die zu einer Zeit entwickelt wurde, als man sich weder diese Typen von extremen Sternen noch die zu ihrer Untersuchung verwendeten Techniken vorstellen konnte, stimmt mit den Beobachtungen besser als 99,99 % überein. Die Ergebnisse werden in der Fachzeitschrift “Physical Review X” veröffentlicht.

Mehr als 100 Jahre, nachdem Albert Einstein seine Gravitationstheorie veröffentlicht hat, bemühen sich Wissenschaftler auf der ganzen Welt weiterhin, mögliche Grenzen der allgemeinen Relativitätstheorie aufzuzeigen. Die Beobachtung einer Abweichung von den Vorhersagen dieser Theorie wäre eine wichtige Entdeckung, die ein Fenster zu einer neuen Physik öffnen würde, und über unser derzeitiges theoretisches Verständnis des Universums hinausgeht.
Der Leiter des Forschungsteams, Prof. Michael Kramer vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn, sagt: „Wir haben ein System mit zwei Sternen von extrem hoher Dichte untersucht, das ein einzigartiges Labor darstellt, um Gravitationstheorien in der Anwesenheit sehr starker Gravitationsfelder zu testen. Zu unserer Freude konnten wir einen Eckpfeiler der Einsteinschen Theorie, nämlich die Energieabstrahlung von Gravitationswellen, mit einer Genauigkeit testen, die 25-mal besser ist als bei dem mit dem Nobelpreis ausgezeichneten Hulse-Taylor-Pulsar und 1000-mal besser als es derzeit mit Gravitationswellendetektoren auf der Erde möglich ist.“ Er erklärt weiterhin, dass die Beobachtungen nicht nur exzellent mit der Theorie übereinstimmen, „sondern wir konnten auch Effekte sehen, die vorher nicht zugänglich waren.“

Prof. Ingrid Stairs von der University of British Columbia in Vancouver nennt ein Beispiel: „Wir verfolgen die Ausbreitung von Radiophotonen, die von einem kosmischen Leuchtturm, einem Pulsar, ausgesandt werden, und untersuchen ihre Bewegung im starken Gravitationsfeld eines Begleitpulsars. Wir sehen zum ersten Mal, dass das Licht nicht nur aufgrund einer starken Krümmung der Raumzeit um den Begleiter verzögert wird, sondern dass das Licht auch um einen kleinen Winkel von 0,04 Grad abgelenkt wird, den wir nachweisen können. Nie zuvor wurde ein solches Experiment bei einer so starken Raumzeitkrümmung durchgeführt.“

Dieses kosmische Labor, das unter dem Namen „Doppelpulsar“ bekannt ist, wurde von Mitgliedern des Teams im Jahr 2003 entdeckt. Es besteht aus zwei Radiopulsaren, die einander in nur 147 Minuten mit Geschwindigkeiten von etwa 1 Million km/h umkreisen. Der eine Pulsar dreht sich sehr schnell, etwa 44 Mal pro Sekunde. Der Begleiter ist jung und hat eine Rotationsperiode von 2,8 Sekunden. Ihre Bewegung umeinander kann als nahezu perfektes Labor zur Untersuchung von Gravitationstheorien in extremer Umgebung genutzt werden.

Prof. Dick Manchester von der nationalen Wissenschaftsagentur CSIRO in Australien veranschaulicht dies wie folgt: „Eine derart schnelle Umlaufbewegung von solch kompakten Objekten – sie sind etwa 30 % massereicher als die Sonne, haben aber nur einen Durchmesser von etwa 24 km – ermöglicht es uns, eine Reihe von Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie zu testen – insgesamt sind es sieben Stück! Neben den Gravitationswellen können wir mit der Präzision unseres Experiments auch Effekte der Lichtausbreitung untersuchen, wie die so genannte „Shapiro-Verzögerung“ und die Beugung des Lichts. Wir messen auch den Effekt der „Zeitdilatation“, der Uhren in Gravitationsfeldern langsamer laufen lässt. Wir müssen sogar Einsteins berühmte Gleichung E = mc² berücksichtigen, wenn wir die Wirkung der elektromagnetischen Strahlung des sich so schnell drehenden Pulsars auf die Bahnbewegung untersuchen. Diese Strahlung entspricht einem Massenverlust von 8 Millionen Tonnen pro Sekunde! Das scheint viel zu sein, aber es ist nur ein winziger Bruchteil – 3 Teile von tausend Milliarden Milliarden (!) – der Gesamtmasse des Pulsars pro Sekunde.“

Die Forscher haben auch mit einer Genauigkeit von 1 Teil in einer Million (!) nachweisen können, dass die Bahn ihre Ausrichtung ändert. Das ist ein relativistischer Effekt, der auch von der Merkurbahn bekannt ist, hier aber 140.000 Mal stärker auftritt. Sie erkannten, dass sie bei dieser Genauigkeit auch die Auswirkungen der Rotation des Pulsars auf die umgebende Raumzeit berücksichtigen müssen, die mit dem rotierenden Pulsar sozusagen „mitgeschleift“ wird. Dr. Norbert Wex vom MPIfR, ein weiterer Hauptautor der Studie, erklärt: „Physiker nennen dies den Lense-Thirring-Effekt oder Frame-Dragging. In unserem Experiment bedeutet es, dass wir die innere Struktur eines Pulsars als Neutronenstern betrachten müssen. Unsere Messungen ermöglichen es uns daher zum ersten Mal, eine Technik, die wir Pulsar-Timing nennen, nämlich die präzise Nachverfolgung der Umdrehung des Neutronensterns zu nutzen, um Aussagen über die Größe des Sterns treffen zu können.“

Die Technik der Pulsarzeitmessung wurde mit sorgfältigen interferometrischen Messungen des Systems kombiniert, um seine Entfernung mit hochauflösender Bildgebung zu bestimmen. Das Ergebnis beträgt 2.400 Lichtjahre, mit einem Fehler von nur 8%. Teammitglied Prof. Adam Deller von der Swinburne-Universität in Australien, der für diesen Teil des Experiments verantwortlich ist, hebt hervor: „Es ist die Kombination verschiedener, sich ergänzender Beobachtungstechniken, die den extremen Wert des Experiments ausmacht. In der Vergangenheit wurden ähnliche Studien oft durch das begrenzte Wissen über die Entfernung solcher Systeme behindert“. Dies ist hier nicht der Fall, da neben der Pulsarzeitmessung und der Interferometrie auch die Informationen aus den Effekten des interstellaren Mediums sorgfältig berücksichtigt wurden. Prof. Bill Coles von der University of California San Diego stimmt dem zu: „Wir haben alle möglichen Informationen über das System gesammelt und ein vollkommen konsistentes Bild abgeleitet, das die Physik aus vielen verschiedenen Bereichen wie Kernphysik, Gravitation, interstellares Medium, Plasmaphysik und mehr einbezieht. Das ist sehr außergewöhnlich.“

„Unsere Ergebnisse sind eine gute Ergänzung zu anderen experimentellen Studien, die die Schwerkraft unter anderen Bedingungen testen oder unterschiedliche Effekte beobachten, wie Gravitationswellendetektoren oder das Event-Horizon-Teleskop. Sie ergänzen ebenfalls andere Pulsarexperimente, wie unser Timing-Experiment mit einem Pulsar in einem stellaren Dreifachsystem, das einen unabhängigen (und hervorragenden) Test der Universalität des freien Falls geliefert hat“, sagt Paulo Freire, ebenfalls vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

Michael Kramer fasst zusammen: „Wir haben einen Grad von Präzision erreicht, der beispiellos ist. Künftige Experimente mit noch größeren Teleskopen können und werden noch weiter gehen. Unsere Arbeit hat gezeigt, wie genau solche Experimente durchgeführt werden müssen und welch subtile Effekte dafür berücksichtigt werden müssen. Und vielleicht werden wir eines Tages wirklich eine Abweichung von der allgemeinen Relativitätstheorie finden…“

Zusätzliche Informationen:
Radiopulsare – schnell rotierende, stark magnetisierte Neutronensterne – sind faszinierende Objekte. Diese unglaublich dichten Objekte, die mehr wiegen als unsere Sonne, aber nur einen Durchmesser von etwa 24 km haben, erzeugen Radiostrahlen, die den Himmel wie das Signal eines Leuchtturms überstreichen. Seit ihrer Entdeckung durch Jocelyn Bell-Burnell und Antony Hewish im Jahr 1967 wurden mehr als 3.000 Pulsare gefunden. Pulsare liefern eine Fülle von Informationen über die Physik von Neutronensternen, Gravitationspotential und Magnetfeld der Milchstraße, das interstellare Medium, Himmelsmechanik, Planetenphysik und sogar Kosmologie. Sie ermöglichen die strengsten Überprüfungen der Vorhersagen von Gravitationstheorien für stark gekrümmte Raumzeiten.

Der „Doppelpulsar“ PSR J0737-3039 A/B wurde von Mitgliedern des Teams entdeckt (M. Burgay et al., 2003, Nature 426, 531-533; A. Lyne et al., 2004, Science 303, 1153). In der ersten Arbeit wurde ein Pulsar in einem Doppelsternsystem beschrieben, während in der zweiten Arbeit auch der Begleiter als Pulsar bestätigt werden konnte. Es ist das einzige bisher bekannte System, in dem zwei Radiopulsare einander umkreisen. Die Quelle wurde in einer Entfernung von 2.400 Lichtjahren in Richtung des Sternbildes Puppis (direkt links von Canis Major mit Sirius, dem hellsten Stern am Nachthimmel) im Rahmen einer Pulsardurchmusterung in hohen galaktischen Breiten mit dem Parkes-Radioteleskop gefunden. Die beiden Pulsare umkreisen einander in nur 147 Minuten. Einer von ihnen dreht sich sehr schnell, etwa 44 Mal pro Sekunde, während der jüngere Begleiter eine Rotationsperiode von 2,8 Sekunden aufweist. Die Geometrie des Systems führt zu Verdeckungen der gepulsten Emission des einen Pulsars durch die Magnetosphäre des anderen. Außerdem hat die geodätische Präzession der Rotationsachse von Pulsar B dazu geführt, dass die Pulssignale des Begleiters seit dem Jahr 2008 vorübergehend verschwunden sind. Der genaue Zeitpunkt ihres Wiederauftauchens hängt von den Details der Gestalt des Pulsarstrahls ab und kann bereits in einigen Monaten oder erst in einer Reihe von Jahren erfolgen. Die Bewegung zweier Pulsare umeinander macht sie zu einem nahezu perfekten Labor für Tests der Gravitation.

Für die Beobachtungen wurden sieben empfindliche Radioteleskope eingesetzt. Dazu gehören das Parkes-Teleskop der CSIRO in Australien (Beobachtungen bei 700 MHz, 1400 MHz und 3100 MHz), das Green-Bank-Teleskop in den USA (Beobachtungen bei 820 MHz und 1400/1500 MHz) (Beobachtungen bei 820 MHz und 1400/1500 MHz), das Nançay-Radioteleskop in Frankreich (Beobachtungen in zwei Bändern mit Zentralfrequenzen von 1484 MHz bzw. 2520 MHz), das 100m-Teleskop Effelsberg (zwei verschiedene 20-cm-Empfängersysteme), das Lovell-Radioteleskop in Großbritannien (im Frequenzbereich von 1300-1700 MHz) und das Westerbork-Synthesis-Radioteleskop in den Niederlanden (Beobachtungen bei 334 MHz). Darüber hinaus wurden Beobachtungen mit dem Very Long Baseline Array (VLBA) mit zehn über die USA verteilten Einzelteleskopen durchgeführt (bei 1,56 GHz).

Das Forschungsteam besteht aus Michael Kramer, Ingrid H. Stairs, Richard N. (Dick) Manchester, Norbert Wex, Adam Deller, William A. Coles, Masooma Ali, Marta Burgay, Fernando Camilo, Ismaël Cognard, Thibault Damour, Gregory Desvignes, Robert Ferdman, Paulo C. C. Freire, Steffani Grondin, Lucas Guillemot, George B. Hobbs, Gemma Janssen, Ramesh Karuppusamy, Duncan R. Lorimer, Andrew G. Lyne, James W. McKee, Maura McLaughlin, L. Elias Münch, Nihan Pol, Andrea Possenti, John Sarkissian, Ben W. Stappers und Gilles Theureau.

Der Erstautor, Michael Kramer, sowie Norbert Wex, Masooma Ali, Paulo Freire, Ramesh Karuppusamy und Elias Münch haben eine Affiliation mit dem MPIfR.

Originalveröffentlichung:
Strong-Field Gravity Tests with the Double Pulsar, M. Kramer et al, 2021, Physical Review X 11, 041050 (13. Dezember 2021), DOI: 10.1103/PhysRevX.11.041050.
https://journals.aps.org/prx/abstract/10.1103/PhysRevX.11.041050

Strong-field Gravity Tests with the Double Pulsar, M. Kramer et al. 2021, Physical Review X 11, 041050 – am 13. Dezember 2021 veröffentlicht. Preprint astro-ph
https://arxiv.org/abs/2112.06795

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• Neutronensterne, Pulsare, Magnetare

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Quelle: Airbus Defence and Space.

Friedrichshafen, 16. Juli 2021 – Vor dreißig Jahren, am 17. Juli 1991, genau um 03:46 Uhr (MESZ), startete eine Ariane-4-Trägerrakete mit dem Erdbeobachtungssatelliten ERS-1 der Weltraumorganisation ESA ins All. Die Abkürzung steht für European Remote-Sensing Satellite und die „1“ kennzeichnet ihn als den ersten seiner Art. ERS-1 ist der Urahn aller modernen europäischen Erdbeobachtungssatelliten. Die Mission des ERS-1 markiert sowohl den Anfang der modernen Erdbeobachtung der ESA als auch den Beginn einer langen und erfolgreichen Fernerkundungsgeschichte des Raumfahrtbereichs von Airbus.

Der rund 2,4 Tonnen schwere ERS-1, unter der Führung der heutigen Airbus Defence and Space von einem Industriekonsortium mit mehr als 50 Unternehmen in 14 Ländern entwickelt und gebaut, war der modernste und komplexeste Satellit seiner Zeit und verfügte als erster europäischer Satellit über ein Radarsystem und eine Mikrowellen-Instrumentierung für Messungen und Bildaufnahmen über See und über Land. Damit wurde erstmals die Beobachtung von Gegenden dieser Erde ermöglicht, die sich oft den Blicken von Satelliten durch häufige Wolken- oder Nebelbildung entziehen.

Herz des ERS-1, der die Erde in einer Höhe von 785 Kilometern auf einer polaren Bahn umkreiste, war ein Radar, das bei einer Wellenlänge von 5,7 Zentimetern (entsprechend einer Frequenz von 5,3 GHz im so genannten C-Band) arbeitete. Bei jedem Umlauf tastete der Strahl einen 4000 Kilometer langen und 100 Kilometer breiten Streifen auf der Erdoberfläche ab. Daraus ließen sich Bilder mit einer Auflösung von 30 Metern erstellen.

Nach neun Jahren hervorragender Dienste, mehr als dem Dreifachen der geplanten Lebensdauer, endete die ERS-1-Mission am 10. März 2000. Seit dem Start im Juli 1991 absolvierte er 45.000 Orbits und funkte 1,5 Millionen Radarbilder zur Erde. ERS-1 gilt heute auch als Wegbereiter der Umweltforschung aus dem Weltraum.

Mit dem Start von ERS-2 vier Jahre später (April 1995) eröffneten sich noch mehr Einsatzmöglichkeiten. Zum einen verfügte dieser Satellit zusätzlich über das Ozonmessgerät GOME (Global Ozone Monitoring Experiment). Es verfolgte regelmäßig den Ozongehalt in der Stratosphäre und insbesondere die Veränderungen des Ozonlochs über dem Südpol.

Zum anderen waren nun für ein paar Jahre beide Radar-Satelliten gleichzeitig einsetzbar. Bei dieser so genannten Tandem-Mission von ERS-1 und -2 konnte man die neue Technik der Radar-Interferometrie austesten. Hierbei nimmt man zu unterschiedlichen Zeiten mit den beiden Satelliten dasselbe Gebiet zweimal oder mehrmals auf. Die Überlagerung der Bilder ergibt dann ein Interferogramm. Es eignet sich, um digitale Geländemodelle mit einer Höhenauflösung von wenigen Metern zu erstellen. Vor allem aber ist es möglich, Veränderungen, die sich zwischen den Aufnahmen auf der Oberfläche ereignet haben, mit einer Genauigkeit im Millimeterbereich zu registrieren.

Volker Liebig, von 2004 bis 2016 Direktor für Erdbeobachtung der Europäischen Weltraumorganisation ESA, bewertet in der Rückschau das erste Fernerkundungs-Programm: „ERS-1 war die Initialzündung für eine einmalige Entwicklung in Europa. Erdbeobachtung ist wahrscheinlich der einzige Raumfahrtbereich in dem Europa weltweit führend ist und in den die Staaten auch vergleichbar zu den USA investiert haben. Das war natürlich getrieben durch Europas starkes Engagement für den Umweltschutz, insbesondere den Klimawandel. Ohne den Erfolg des ERS-Programmes wäre das wohl nicht passiert.“

Aufbauend auf den ERS-Erfahrungen entwickelten sich eine Reihe nationaler Satellitenprogramme und weitere europäische Vorhaben. Unter der Leitung von Airbus entstehen aktuell die MetOp-Satelliten der zweiten Generation (MetOp-SG). Mit den „Earth Explorern“ sind Satelliten mit vornehmlich wissenschaftlichen Fragestellungen unterwegs. Airbus Defence and Space verantwortet beispielsweise den Eisforschungssatelliten CryoSat (seit 2010) und die Drei-Satelliten-Mission Swarm (seit 2013) zur Erforschung des Magnetfelds der Erde und Aeolus (seit 2018) zur Erstellung globaler Windprofile. Mit EarthCARE und Biomass sind zwei weitere „Earth Explorer“ für die ESA bei Airbus in der Entwicklung.

Mit dem Start von Sentinel-1, der ebenfalls ein C-Band-Radar von Airbus trägt, erhielt das europäische Copernicus-Programm (EU/ESA) für Umwelt und Sicherheit seinen im April 2014 ersten „eigenen“ Satelliten. Copernicus ist entwickelt worden, um in sechs Schlüsselbereichen wichtige Informationen zu liefern: Landüberwachung, Überwachung der Meeresumwelt, Katastrophen- und Krisenmanagement, Überwachung der Atmosphäre, Überwachung des Klimawandels und Sicherheit. Die für eine globale Umweltüberwachung notwendige umfassende und einheitliche Datengrundlage im globalen Maßstab ist ohne Satellitensysteme nicht denkbar.

„Mit Copernicus ist Europa endgültig bei der Erdbeobachtung in die Führung gegangen“, so Liebig weiter. „Heute beglückwünscht uns die ganze Welt zu diesem System, das so wichtige Umweltdaten über unsere Erde liefert. Copernicus war der entscheidende Schritt vom wissenschaftlichen Erforschen wichtiger Abläufe in unserer Umwelt, wie wir das mit den Explorer Missionen der ESA tun, hin zum operationellen beobachten. Die Wissenschaft spricht von Klima, wenn wir Abläufe von mehr als 30 Jahre betrachten. Schon das zeigt uns warum wir Copernicus so dringend gebraucht haben und das zeigt uns auch, warum es Sinn macht 30 Jahre ERS-1 zu feiern. Seit ERS-1 haben wir nun Datenreihen, z.B. für die Eisbedeckung der Pole, den Meeresspiegelanstieg, die Temperaturentwicklung der Ozeanoberflächen und viele andere Klimavariablen.“

Das Herzstück der Weltraumkomponente sind speziell für Copernicus entwickelte Weltraummissionen, die „Sentinels.“ Airbus Defence and Space ist mit der industriellen Führung von sieben der 13 Sentinel-Missionen betraut.

Airbus Defence and Space verfügt heute, mit mehr als 60-jähriger Raumfahrterfahrung, über eine einzigartige Expertise und umfassendes Know-how in Design, Fertigung, Test und Betrieb von Erdbeobachtungssatelliten, -instrumenten und -komponenten und den dazugehörenden Services, die es zu einem der führenden Raumfahrtunternehmen der Welt gemacht und es an eine führende Position beim Export von Fernerkundungssatelliten geführt haben.

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• Airbus Defence and Space

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Quelle: Universität Hamburg.

Prof. Dr. Oliver Gerberding, leitender Wissenschaftler am Exzellenzcluster „Quantum Universe“ der Universität Hamburg, hat knapp 1,5 Millionen Euro Förderung für Technologieentwicklung beim Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt eingeworben. In den kommenden drei Jahren arbeiten er und sein Team an einem elektronischen Auslesesystem und optischen Aufbauten für die Bodenausrüstung des Gravitationswellendetektors LISA.

Die Laser Interferometer Space Antenna, kurz LISA, ist eine Mission der European Space Agency (ESA) mit Beiträgen der NASA. Im Gegensatz zu bereits existierenden bodengestützten Gravitationswellendetektoren wird LISA im Weltraum installiert. LISA besteht aus drei Satelliten, die der Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne in einer dreieckigen Anordnung mit etwa 2,5 Millionen Kilometern Abstand zueinander folgen.

Wie bodengestützte Detektoren basiert LISA auf der sogenannten Laserinterferometrie. Dabei werden zwei Laserstrahlen überlagert, die zuvor verschiedene Laufwege zurückgelegt haben. Mit dieser Methode lassen sich Dehnungen und Stauchungen der Raumzeit, sogenannte Gravitationswellen, nachweisen. Sie entstehen bei großen astrophysikalischen Ereignissen wie der Verschmelzung von Neutronensternen oder von Schwarzen Löchern.

Von der Gravitationswellendetektion mit LISA erhoffen sich Forschende weltweit neue wissenschaftliche Erkenntnisse über den Ursprung und die Entwicklung des Universums. „LISA wird ein neues Fenster in die Gravitationswellenastronomie öffnen und eines der größten und spannendsten Messinstrumente sein, das die Menschheit je gebaut hat“, erklärt Prof. Dr. Oliver Gerberding. „Wir werden in Hamburg künftig einen Beitrag zur LISA-Mission leisten und unsere nationalen und internationalen Partner dabei unterstützen, einen langlebigen Gravitationswellendetektor zu entwerfen, der hochpräzise Messergebnisse liefert.“

Mit den knapp 1,5 Millionen Euro vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), gefördert durch das Bundesministerium für Wirtschaft und Energie, sollen technologische Komponenten für die Bodenausrüstung von LISA entwickelt werden – also jene Instrumente, mit denen die Funktionsweise von LISA vorab auf der Erde erprobt wird. Dazu gehören neben einem elektronischen Auslesesystem, dem sogenannten Phasenmeter, das die Phase des Laserlichts misst, auch optische Komponenten. Bei der Entwicklung des Phasenmeters werden Gerberding und seine Gruppe von der Maschine Strahlkontrollen-Abteilung des Deutschen Elektronen-Synchrotrons (DESY) als Unterauftragnehmer in dem DLR-finanzierten Forschungsprojekt unterstützt.

Die LISA-Mission wird durch ein internationales Konsortium vorangetrieben und ist eines von drei ausgewählten Projekten des Cosmic Vision Programm der ESA. Auch die NASA trägt maßgeblich zur LISA-Mission bei. Bisher verläuft die Vorbereitung der Mission nach Plan.

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• LISA/NGO – New Gravitational wave Observatory

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Quelle: DESY.

Die vor knapp 50 Jahren entwickelte Methode der stellaren Intensitätsinterferometrie könnte eine vielversprechende Zweitnutzung von Gammastrahlen-Observatorien wie dem künftigen Cherenkov Telescope Array (CTA) erlauben, wie das von Astronomen des Harvard & Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) und der University of Utah geleitete Team, dem auch Wissenschaftler von DESY angehören, im Fachblatt „Nature Astronomy“ schreibt.

„Ein gutes Verständnis der Sternenphysik ist wichtig für eine ganze Reihe astronomischer Fachgebiete, von der Suche nach Exoplaneten bis hin zur Kosmologie“, erläutert Nolan Matthews von der University of Utah, einer der Autoren der Studie. „Allerdings werden Sterne wegen ihrer großen Entfernung von der Erde oft als Punktlichtquellen gesehen.“ Die Interferometrie habe sich als sehr erfolgreiche Technik erwiesen, wenn es darum gehe, eine ausreichende Winkelauflösung zur Untersuchung von Sternen zu erreichen. „Wir haben gezeigt, dass optische Intensitätsinterferometrie-Messungen mit einer Matrix aus vielen Teleskopen möglich sind, die wiederum unserem Verständnis von Sternsystemen helfen werden“, sagt Matthews.

Normalerweise spähen die VERITAS-Teleskope nach den schwachen blauen Blitzen des Cherenkov-Lichts, das entsteht, wenn kosmische Gammastrahlen auf die Erdatmosphäre treffen. Diese Beobachtungen sind jedoch auf dunkle mondlose Stunden beschränkt. Das Team nutzte für seine Studie im Dezember 2019 eine Zeit, als VERITAS seine normalen Beobachtungen nicht durchführen konnte. „Dank moderner Elektronik konnten wir die Lichtsignale der einzelnen Teleskope per Computer kombinieren. Das resultierende Instrument hat die optische Auflösung eines Reflektors von der Größe eines Fußballfelds“, erklärt Forschungsleiter David Kieda von der University of Utah. „Dies ist die erste Anwendung der ursprünglichen Hanbury-Brown-Twiss-Methode bei einer Matrix optischer Teleskope.“

Das Team beobachtete beide Sterne mehrere Stunden lang. Die Messungen ergaben Winkeldurchmesser von 0,523 Millibogensekunden für Beta Canis Majoris und 0,631 Millibogensekunden für Epsilon Orionis. Eine Millibogensekunde entspricht in etwa der Ausdehnung einer Zwei-Cent-Münze auf dem Eiffelturm in Paris von New York aus betrachtet. „Die Messwerte für beide Sterne stimmen gut mit früheren Messungen überein, die mit derselben Technik mit den Narrabri-Teleskopen in den 1970er Jahren durchgeführt wurden“, berichtet DESY-Forscher Tarek Hassan, der an der Auswertung der VERITAS-Messungen beteiligt war. Die von 1963 bis 1974 betriebenen Narrabri-Teleskope waren die ersten Instrumente, die Sterndurchmesser mit Hilfe der stellaren Intensitätsinterferometrie bestimmt haben. Das VERITAS-Team konnte jetzt erhebliche Verbesserungen der Empfindlichkeit der Technik zeigen und auch ihre Skalierbarkeit dank digitaler Elektronik.

Mit der Methode lassen sich auch Dutzende von Teleskopen kombinieren, betonen die Forscher. Das könnte sich als eine interessante Option für nicht nutzbare Beobachtungszeit am künftigen Cherenkov-Teleskop-Array erweisen. Es wird das größte Gammastrahlen-Observatorium der Welt sein. Das CTA wird Gammateleskope in drei Größenklassen umfassen, DESY ist für die mittelgroßen Teleskope verantwortlich. „Das CTA wird bis zu 99 Teleskope mit Kilometer-Basislinien auf der Südhalbkugel und 19 Teleskope mit mehreren hundert Metern Basislinien auf der Nordhalbkugel besitzen“, erläutert Hassan. „Stellare Intensitätsinterferometrie-Messungen mit dem CTA könnte uns künftig erlauben, Sterne mit beispielloser Winkelauflösung zu untersuchen.“

Die Intensitätsinterferometrie könnte es den Wissenschaftlern dabei nicht nur ermöglichen, die Durchmesser von Sternen zu bestimmen, sondern auch Sternenoberflächen abzubilden und die Eigenschaften von Systemen wie wechselwirkenden Doppelsternen, schnell rotierenden Sternen oder pulsierender sogenannter Cepheiden-Variablen zu messen. In einer früheren Studie hatten Forscherinnen und Forscher in einem innovativen Verfahren mit Gammateleskopen bereits die Größe von Sternen bestimmt, indem sie Asteroidenbedeckungen dieser Sterne beobachteten. Diese Untersuchungen zeigen, dass Gammateleskope und die Forschung mit ihnen vielseitiger sind als angenommen.

VERITAS ist ein System aus vier optischen Zwölf-Meter-Reflektoren für die Gammastrahlenastronomie am Fred-Lawrence-Whipple-Observatorium des CfA in Amado, Arizona. VERITAS wird durch das U.S. Department of Energy Office of Science, die U.S. National Science Foundation und die Smithsonian Institution, NSERC aus Kanada, sowie die Helmholtz-Gemeinschaft unterstützt. An VERITAS arbeiten etwa 80 Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler von 20 Institutionen in den Vereinigten Staaten, Kanada, Deutschland und Irland.

Oringinalveröffentlichung:
Stellar Intensity Interferometry with the VERITAS array; The VERITAS Collaboration; „NatureAstronomy“, 2020; DOI: 10.1038/s41550-020-1143-y

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