Quelle: Universität Stuttgart.

8. Oktober 2021 – Wenn Sterne entstehen, stoßen sie einen Teil des involvierten Gases auch wieder ab. In den Gashüllen einiger Sterne entstehen Mikrowellen- oder THz-Bereich-Laser – sogenannte Maser (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation), bei denen eine gebündelte Strahlung einer scharf definierten Wellenlänge produziert wird.

Jüngste SOFIA-Beobachtungen mit dem GREAT-Instrument haben zwei bislang unbekannte Wasserdampf-Maser bei einer Frequenz von 1,296-THz in den Ausströmungen um zwei veränderliche Sterne enthüllt: Mira, ein extrem variabler roter Riese, und R Crateris, ein halbregulärer veränderlicher Stern. Das Forschungsteam um David Neufeld von der Johns Hopkins University kombinierte die SOFIA-Messungen mit bodengestützten Radiobeobachtungen von dem 100-Meter-Radioteleskop in Effelsberg, Deutschland, und dem APEX-Teleskop in Chile. Der Vergleich all dieser Daten mit einem Anregungsmodell für die entsprechenden Maser-Übergänge erlaubt eine Abschätzung der Gastemperaturen und –dichten innerhalb der jeweiligen Ausflussregion sowie des Wasserdampfanteils.

Die gemessenen Werte bestätigen die Annahme, dass Wasserdampf und Kohlenmonoxid die Hauptquelle von Sauerstoff in solchen Ausströmungen sind.

Die ersten Wasser-Maser in Gashüllen um Sterne sind erst 2017 mit Hilfe von SOFIA-Beobachtungen entdeckt worden. Detaillierte Informationen zu diesem Thema gibt es unter:
New Observations of Terahertz Water Masers with SOFIA, Homepage des SOFIA Science Center.

SOFIA, das Stratosphären Observatorium Für Infrarot Astronomie, ist ein Gemeinschaftsprojekt des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR; Förderkennzeichen 50OK0901, 50OK1301 und 50OK1701) und der National Aeronautics and Space Administration (NASA). Es wird auf Veranlassung des DLR mit Mitteln des Bundesministerium für Wirtschaft und Energie aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestages und mit Mitteln des Landes Baden-Württemberg und der Universität Stuttgart durchgeführt. Der wissenschaftliche Betrieb wird auf deutscher Seite vom Deutschen SOFIA Institut (DSI) der Universität Stuttgart koordiniert, auf amerikanischer Seite von der Universities Space Research Association (USRA). Die Entwicklung der deutschen Instrumente ist finanziert mit Mitteln der Max-Planck-Gesellschaft (MPG), der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und des DLR.

GREAT: Der “German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies” ist ein hochauflösendes Spektrometer für astronomische Beobachtungen bei fern-infraroten Wellenlängen zwischen 0,06 und 0,6 mm. Damit operiert GREAT in einem Spektralbereich, der wegen der Absorption der Erdatmosphäre von bodengebundenen Observatorien aus nicht zugänglich ist. Der modulare Aufbau des Instruments ermöglicht den kurzfristigen Einbau neuartiger Technologie. GREAT ist eine gemeinsame Entwicklung des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn und KOSMA/Universität zu Köln, in Kooperation mit dem DLR-Institut für Optische Sensorsysteme in Berlin. Die Entwicklung von GREAT wurde von den beteiligten Instituten finanziert, unter Beteiligung des Deutschen Luft- und Raumfahrtzentrums (DLR) und dem durch die Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) geförderten Sonderforschungsbereich 956.

Originalveröffentlichung:
Terahertz Water Masers. II. Further SOFIA/GREAT Detections Toward Circumstellar Outflows, and a Multitransition Analysis, David A. Neufeld et al 2021 ApJ 907 42

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA

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Quelle: Johannes Gutenberg-Universität Mainz.

Ein binationales Forschungsteam der Chinesischen Universität für Wissenschaft und Technik (USTC) in Hefei, Provinz Anhui, und des Exzellenzclusters PRISMA+ der Johannes Gutenberg-Universität Mainz (JGU) und des Helmholtz-Instituts Mainz (HIM) hat einen neuartigen Maser vorgestellt. Ein Maser ist mit einem Laser vergleichbar, erzeugt jedoch größere Wellenlängen. Das Akronym steht für „Microwave Amplification through Stimulated Emission of Radiation” beziehungsweise „Mikrowellenverstärkung durch stimulierte Emission von Strahlung“.

Der neuartige Maser der Kooperationspartner nutzt den Kernspin von Atomen des Isotops Xenon-129, die polarisiert und durch optisch manipulierte Rubidium-Atome sondiert werden, das heißt der Spinzustand von Xenon wird somit ausgelesen. Das Gerät eröffnet nach Darstellung von Prof. Dr. Dmitry Budker, Professor für Experimentelle Atomphysik am Exzellenzcluster PRISMA+, neue Möglichkeiten für Präzisionsmessungen sowie für die Suche nach Dunkler Materie im Labor. Dunkle Materie macht den Großteil der Masse im Universum aus, ihr Ursprung ist bislang aber noch unbekannt. Die neue Studie wurde im Wissenschaftsmagazin Science Advances publiziert.

Veröffentlichung:
Min Jiang et al.
Floquet maser
Science Advances, 17. Februar 2021
DOI: 10.1126/sciadv.abe0719

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• Dunkle Materie

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

Ein internationales Forschungsteam unter Beteiligung des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) hat in der Umgebung eines massereichen Protosterns eine sich ausbreitende Hitzewelle nachgewiesen. Sie bestätigt das Szenario, dass solche Objekte in Schüben wachsen. Sichtbar wurde diese Welle durch die Beobachtung von natürlich erzeugten Mikrowellen-Lasern, deren räumliche Anordnung sich unerwartet schnell veränderte.

Auch wenn die Grundzüge der Entstehung von Sternen inzwischen gut verstanden sind, ist die Existenz von massereichen Sternen in manchen Details noch rätselhaft. Durch den enormen Schweredruck im Innern eines massereichen Protosterns startet die Kernfusion, während dessen er noch wächst. Das weitere Wachstum wird durch den Strahlungsdruck des jungen Sterns erschwert. Um diesen Widerstand zu überwinden, könnte die Akkretion von Material aus einer zirkumstellaren Scheibe phasenweise in einzelnen großen Paketen geschehen. Während dieses Vorgangs nimmt seine Helligkeit kurzzeitig stark zu. Allerdings sind solche Schwankungen schwer zu beobachten, da Protosterne tief in dichten Wolken eingebettet sind.

Ein internationaler Zusammenschluss von Astronomen zur Maser Monitoring Organisation (M2O), an dem das Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) beteiligt ist, hat nun durch Beobachtungen mit mehreren Radioteleskopen eine Hitzewelle nachgewiesen, die sich in der Umgebung des massereichen Protosterns G358-MM1 ausbreitet. Nachfolgebeobachtungen konnten bestätigen, dass sie durch eine zeitlich begrenzte Zunahme der Akkretionstätigkeit hervorgerufen wurde.

Verraten hat sich die Hitzewelle durch die Aktivität von Masern. Maser sind das Pendant zu Lasern, die jedoch statt sichtbarem Licht Mikrowellenstrahlung – oder Radiostrahlung – abgeben. Sie kommen in massereichen Sternentstehungsgebieten als natürliche, sehr helle und kompakte Strahlungsquellen vor. Sowohl die vergleichsweise hohen Temperaturen und Dichten als auch der Reichtum an komplexer Chemie in solchen Umgebungen begünstigen ihre Entstehung. Im vorliegenden Fall ist es das Methanol (Methylalkohol), das von der intensiven Strahlung des Protosterns angeregt wird und Maser erzeugt.

Die Wissenschaftler, die im Abstand von einigen Wochen Radio-Interferometrie-Daten mit hoher räumlicher Auflösung von 0,005 Bogensekunden (1 Winkelgrad = 3600 Bogensekunden) aufnahmen, entdeckten, dass sich die Maser auszubreiten schienen. Die ermittelte Geschwindigkeit mit bis zu 8 % der Lichtgeschwindigkeit war aber zu hoch, als dass sie mit der Bewegung von Gas vereinbar wäre. Stattdessen schließen die Astronomen auf eine Welle, die das umgebende Medium durchläuft und auf ihrem Weg Maseraktivität auslöst. Ihren Ursprung hat diese Hitzewelle in der Akkretion von Gas auf den Protostern.

„Die M2O-Beobachtungen gehören zu den ersten, die die unmittelbaren Auswirkungen eines Akkretionsschubs in einem massereichen Protostern so detailliert bezeugen, dass sie die episodische Akkretionstheorie der massereichen Sternentstehung unterstützen“, erläutert Ross Burns vom National Astronomical Observatory of Japan, der die Arbeitsgruppe leitet.

Hendrik Linz vom MPIA ergänzt: „Die eigentliche Hitzewelle direkt im thermischen Infrarot zu beobachten, wäre sehr kompliziert. Die Maser als starke Strahlungsquellen in einem leicht zugänglichen Wellenlängenbereich sind ein sehr gutes Beobachtungswerkzeug, um auf kleinen räumlichen Skalen, und somit auf kurzen Zeitskalen nach einem Ausbruch, den Durchgang so einer Hitzewelle indirekt nachzuvollziehen.“

Die Partner des M2O-Projekts werden auch in Zukunft die Maser in vielen Sternentstehungsgebieten überwachen, um so mehr über das Wachstum von massereichen Protosternen zu erfahren.

Kollaboration

Diese Studie wurde ermöglicht durch eine Kooperation der folgenden Forschungseinrichtungen:

Mizusawa VLBI Observatory, National Astronomical Observatory of Japan; Korea Astronomy and Space Science Institute; NARIT, Thailand; University of Science and Technology, Korea; Ural Federal University, Russland; Thüringer Landessternwarte, Deutschland; The University of Western Ontario, Kanada; Hartebeesthoek Radio Astronomy Observatory, Südafrika; Center for Astronomy, Ibaraki University, Japan; Centre for Astronomy, Nicolaus Copernicus University, Polen; School of Natural Sciences, University of Tasmania, Australien; Xinjiang Astronomische Sternwarte, Chinesische Akademie der Wissenschaften, China; Dublin Institute for Advanced Studies, Irland; NRAO, USA; Australia Telescope National Facility, CSIRO, Australien; Max-Planck-Institut für Astronomie, Deutschland; INAF Osservatorio Astronomico di Cagliari, Italien; Space Research Unit, Physics Department, North West University, Südafrika; Department of Physics and Astronomy, Faculty of Physical Sciences, University of Nigeria; Institute for Radio Astronomy, Niederlande; Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Deutschland

Originalpublikation

R. A. Burns et al.: A heatwave of accretion energy traced by masers in the G358-MM1 high-mass protostar – Nature Astronomy (2020) – Researchgate

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• Sternentwicklung

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: Kowaljow et al.

Das im Juni 2011 gestartete Projekt RadioAstron ist derzeit das einzige weltraumbasierte Radiointerferometer. Mit seiner hochelliptischen Umlaufbahn erreicht es eine Erdentfernung und damit dementsprechende Interferometer-Basislängen bis zu 350.000 km. Diese Basislängen machen Beobachtungen möglich, die aus physikalischen Gründen bei kürzeren Basislängen nicht machbar wären. Mit diesem System wurden bislang vor allem drei Arten von Objekten beobachtet: Aktive Galaxienkerne (AGN), Pulsare und Maser.

Aktive Galaxienkerne
Die Forschungsgruppe wird von Juri Kowaljow vom Moskauer Lebedew-Institut für Physik geleitet. Der bei weitem größte Teil der Beobachtungszeit von RadioAstron wurde für diesen Forschungsbereich verwendet. Drei der vier verfügbaren Empfänger von RadioAstron wurden hier eingesetzt: Das K-Band (1,3 cm Wellenlänge), das C-Band (6 cm) und das L-Band (18 cm). Durch die großen verwendeten Basislängen konnten sehr hohe lineare Auflösungen der beobachteten Objekte erzielt werden.

Manche Parameter von AGN lassen sich nur bei sehr hoher Auflösung untersuchen. Die wichtigste Kenngröße, die mittels Radio-Interferometrie ermittelbar ist, ist die sogenannte „Helligkeitstemperatur“. Sie ist ein Maß dafür, wie leuchtstark das Objekt bezogen auf die Fläche ist. Von der Erde aus lassen sich nur Helligkeitstemperaturen bis etwa 10¹² Kelvin ermitteln, für mehr ist die Auflösung zu gering. Nach üblichen Theorien zur Entstehung von Radiostrahlung sollten auch keine höheren Helligkeitstemperaturen auftreten. Demnach entsteht die Strahlung als Synchrotron-Strahlung von schnellen Elektronen in den von den AGN ausgestoßenen Jets.

Die Ergebnisse von RadioAstron zeigen jedoch, dass Helligkeitstemperaturen von 10¹³ K bis 10¹⁴ K durchaus üblich sind. Dies erfordert voraussichtlich ein größeres Umdenken zur Erklärung dieser Strahlung, sofern weitere Beobachtungen diesen Trend bestätigen. Im Verlauf des ESP wurden einige Dutzend AGN beobachtet. Üblicherweise gab es mehrere Beobachtungen bei verschiedenen Basislängen und Wellenlängen, um aus diesen einzelnen Beobachtungen Modelle für die Struktur berechnen zu können.

Während bei großen Basislängen alle Teleskope auf der Erde praktisch am gleichen Ort zu sein scheinen und damit nur lineare Auflösungen ermöglichen, ist es bei kürzeren Basislängen möglich, mithilfe der verteilten Teleskope direkt ein Bild der beobachteten Quelle zu erzeugen. Im Verlauf des ESP wurden drei solcher Experimente gemacht. Allerdings ist bislang nur von einem davon ein Ergebnis verfügbar, die beiden anderen Datensätze werden immer noch verarbeitet.

Insgesamt beurteilen die Wissenschaftler ihre Resultate sehr positiv. Auffallend ist vor allem der unerwartet geringe Einfluss von Streueffekten im interstellaren Medium. Dieser scheint unabhängig von der Basislänge nur minimal zu sein. Erwartet wurde eher, dass bei großen Basislängen viele Objekte dadurch unsichtbar werden. Etwas ungünstig ist jedoch die Bilanz im K-Band. Hier lieferten überdurchschnittlich viele Beobachtungen keine verwertbaren Ergebnisse. Erklärbar ist dies zum einen durch die vergleichbar geringe Empfindlichkeit des Empfängers, zum anderen durch die Tatsache, dass bei vielen Beobachtungen schlechtes Wetter die Datenqualität der Bodenteleskope verschlechterte.

Pulsare
Pulsare sind sehr kompakte Strahlungsquellen. Daher sind sie ideal, um zu erforschen, wie Radiostrahlung gestreut wird. Während die AGN-Beobachtungen für möglichst störungsfreie Daten also bei möglichst kurzen und daher wenig gestörten Wellenlängen arbeiten, sind hier die längeren von Interesse – also das L- und das P-Band (92 cm). Durch die großen Basislängen kann die Streuung auf sehr viel größeren Skalen beobachtet werden und somit zu einem besseren Verständnis führen.

Beobachtet wurden unter anderem der Crab-Pulsar und der Vela-Pulsar. Im Fall des Crab-Pulsars kann anhand der Ergebnisse davon ausgegangen werden, dass die Streuung vor allem direkt vom umgebenden Krebsnebel verursacht wird. Eine hochgenaue Untersuchung des Krebsnebels ist damit möglich.

Beim Vela-Pulsar gab es ein unerwartetes Verhalten zu beobachten. 1,1% der Pulse dieses Pulsars waren sichtbar. Beim erwarteten Streuverhalten läge die Wahrscheinlichkeit, einen Puls zu erfassen, aber nur bei 10^-150, also verschwindend gering. Es existiert eine Theorie (Narayan & Goodman 1989), dass ein solches Verhalten bei großen Basislängen zu beobachten ist, wenn das für die Streuung verantwortliche Plasma eine fraktale Substruktur aufweist. Sollte sich dies bestätigen, macht dies eventuell sogar direkt bildgebende Beobachtungen in Bereichen möglich, wo nach bisherigem Stand Streueffekte dies verhindern sollten.
Maser
RadioAstron ermöglicht die Untersuchung von Wasser- und Hydroxyl-Masern. Diese strahlen bei 1,6 GHz beziehungsweise bei 22 GHz. Sie treten im interstellaren Plasma auf, unter anderem in Sternentstehungsgebieten und vergleichbaren Regionen. Maser sind relativ kleine Regionen, aber sehr leuchtkräftig. Dank der hohen Auflösung von RadioAstron können Größe, Leuchtkraft und umgebendes magnetisches Feld von Masern zum Teil zum ersten Mal überhaupt bestimmt werden.

Insgesamt wurden 5 Maser erfolgreich beobachtet, bei 11 wurden Versuche vorgenommen. Nicht jede Quelle ist also wirklich beobachtbar für RadioAstron, manche Beobachtungen scheitern aus unterschiedlichen technischen und physikalischen Gründen. Im Fall des Wasser-Masers Cep A wurde eine Auflösung erreicht, die einer Größe von nur 6,5 Mio Kilometer entspricht. Damit wurde es erstmals möglich, zu erkennen, dass dieser Maser tatsächlich aus zwei eng benachbarten Masern besteht. Vergleichbare Ergebnisse gab es bei anderen Masern.

Ausblick
uch wenn die Beobachtungen des Early Science Program im Juni zu Ende gehen, dauert die Analyse der bislang gewonnen Daten sicherlich noch Monate an. Daher sind die hier vorgestellten Ergebnisse auch nur als vorläufig zu betrachten und nicht als der Weisheit letzter Schluss. Fest steht aber, dass die bisherigen Ergebnisse eine gute Basis für die weiteren Beobachtungen während es im Juli beginnenden Key Science Program bilden.

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• Spektr-R RadioAstron

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