Quelle: ESO.

Die Vielseitigkeit von ERIS wird sich für viele Bereiche der astronomischen Forschung eignen, denn sie zielt darauf ab, mit der Nutzung eines einzelnen 8,2-Meter-Teleskops die derzeit schärfsten Bilder zu erlangen. Das geschieht durch den Gebrauch adaptiver Optik, einer Technik, die die verzerrenden Effekte der Erdatmosphäre in Echtzeit korrigiert. ERIS wird mindestens zehn Jahre aktiv sein und soll bedeutungsvolle Beiträge zu einer Vielzahl an astronomischen Themen leisten, die von entfernten Galaxien und schwarzen Löchern bis zu Exoplaneten und Zwergplaneten in unserem eigenen Sonnensystem reichen.

„Wir erwarten nicht nur, dass ERIS seine wissenschaftlichen Hauptziele erfüllt“, erläutert Harald Kuntschner, der ESO-Projektwissenschaftler für ERIS, „sondern dass es aufgrund seiner Vielseitigkeit auch für eine weite Bandbreite anderer wissenschaftlicher Fälle genutzt wird und dabei hoffentlich zu neuen und unerwarteten Ergebnissen führt.“

Die allerersten Testbeobachtungen mit ERIS wurden dieses Jahr im Februar durchgeführt, weitere folgten im August und im November, um die Grenzen des Instruments zu testen. Eine dieser Messungen zeigt den inneren Ring der Galaxie NGC 1097, die sich 45 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Fornax (Chemischer Ofen) befindet. Dieser gas- und staubreiche Ring liegt genau im Zentrum der Galaxie; die hellen Flecken darin sind Stern-Kinderstuben, die hier in beispiellosem Detail gezeigt werden. Das leuchtende Zentrum zeigt das aktive Herz der Galaxie, ein supermassereiches schwarzes Loch, das sich von seiner Umgebung ernährt. Um die Auflösung von ERIS ins Verhältnis zu setzen, zeigt dieses Bild detailliert einen Teil des Himmels, das weniger als 0,03 % der Größe des Vollmondes beträgt.

Am Hauptteleskop 4 des VLT montiert, wird ERIS die Rolle der sehr erfolgreichen NACO– und SINFONI-Instrumente übernehmen und der Einrichtung für das kommende Jahrzehnt einige grundlegende Verbesserungen bringen.

ERIS verfügt über eine hochmoderne Infrarot-Kamera, das Near Infrared Camera System (kurz NIX), das verwendet wurde, um den inneren Ring in NGC 1097 abzubilden. NIX wird eine neue und einzigartige Sicht auf viele verschiedene astronomische Objekte bieten, wie etwa Exoplaneten und die Scheiben aus Gas und Staub um junge Sterne. Es kann eine Koronografie genannte Technik nutzen, die ähnlich wie eine Sonnenfinsternis das Licht von Sternen blockiert und es uns erlaubt, die schwachen Planeten um sie herum zu beobachten.

ERIS verfügt auch über einen 3D-Spektrografen namens SPIFFIER, ein Upgrade von SINFONIs SPIFFI (SPectrometer for Infrared Faint Field Imaging). SPIFFIER sammelt ein Spektrum von jedem einzelnen Pixel in seinem Sichtfeld. Das wird es Astronom*innen erlauben, zum Beispiel die Dynamik entfernter Galaxien in unglaublichen Details zu untersuchen oder die Geschwindigkeiten von Sternen zu messen, die das supermassereiche schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße umkreisen, was ein Schlüssel zum Testen der Allgemeinen Relativitätstheorie ist und zum Verständnis der Physik schwarzer Löcher.

Das Modul der Adaptiven Optik von ERIS ist mit Sensoren ausgestattet, um atmosphärische Turbulenzen im laufenden Betrieb zu analysieren, indem entweder eine echte astronomische Quelle überwacht wird oder ein künstlicher Laser-Leitstern. Es sendet diese Informationen bis zu tausend Mal pro Sekunde zum verformbaren Sekundärspiegel des VLT, der die Unschärfe dann in Echtzeit korrigiert, sodass detailliertere Bilder entstehen.

„ERIS haucht der fundamentalen Bildgebung- und Spektroskopie-Fähigkeit der Adaptiven Optik des VLT neues Leben ein“, ergänzt Ric Davies, Projektleiter des ERIS-Konsortiums und Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik. „Dank der Bemühungen aller über die Jahre an diesem Projekt Beteiligten können nun viele wissenschaftliche Projekte von der exquisiten Auflösung und Empfindlichkeit profitieren, die das Instrument erreichen kann.“

ERIS wurde zusammen mit der ESO unter der Führung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik von einem Konsortium entworfen und gebaut, zu dem das INAF Osservatorio Astrofisico di Arcetri (Italien) sowie das UK Astronomy Technology Centre, die ETH Zürich und NOVA (Niederlande) gehören.

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• Very Large Telescope (VLT) der ESO in Chile

Der Beitrag Schärfere Infrarot-Augen für das VLT: ERIS sieht erstes Licht erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESO.

Die Vielseitigkeit von ERIS eignet sich für viele Bereiche der astronomischen Forschung und soll die schärfsten Bilder liefern, die bisher mit einem einzigen Teleskop der 8,2-Meter-Klasse aufgenommen wurden, sobald es in Betrieb ist. Es wird erwartet, dass ERIS einen großen Beitrag zur Erforschung entfernter Galaxien, des galaktischen Zentrums, unseres Sonnensystems und von Exoplaneten leisten wird.

„Das Ziel von ERIS ist es, mehr Objekte mit einer feineren Bildauflösung und besserer Bildqualität zu sehen“, sagt Harald Kuntschner, Projektwissenschaftler der ESO für das ERIS-Instrument. „Wir werden mit dem Instrument erhebliche Fortschritte machen, insbesondere bei der adaptiven Optik, der spektralen Auflösung und der Abdeckung des nahen Infrarots.“

Die neue, empfindlichere Technologie von ERIS wird die erfolgreichen Instrumente NACO und SINFONI ablösen, die seit Anfang der 2000er Jahre am VLT eingesetzt werden. ERIS soll nach dem ersten Licht für 10 Jahre arbeiten.

ERIS-SPIFFER, Spektrograf

Der Spektrograph von ERIS, genannt ERIS-SPIFFIER, ist eine überarbeitete Version des SPIFFI-Instruments (SPectrometer for Infrared Faint Field Imaging) von SINFONI. ERIS-SPIFFIER ist ein Integralfeldspektrograph, der ähnlich wie SPIFFI arbeitet. Jedes Pixel des Spektrographen ist in der Lage, ein vollständiges Spektrum zu erfassen, d. h. die Intensität jeder vom Instrument gemessenen Wellenlänge. Die gesammelten Daten sind mehrdimensional und enthalten eine Vielzahl von Informationen, die die Astronomen analysieren können. Diese Art von Spektrographen ermöglicht es den Astronomen, die relative Position der einzelnen Teile des Zielobjekts im Raum zu bestimmen. In Verbindung mit der Beobachtungswellenlänge im Infraroten kann diese Art der Spektroskopie den Astronomen zum Beispiel ermöglichen, den Spin, die Struktur und den Inhalt von hochverschobenen Galaxien zu untersuchen. Ein höher auflösendes Gitter auf dem Spektrographen, das zur Aufspaltung des einfallenden Lichts verwendet wird, um ein Spektrum zu erfassen, funktioniert ähnlich wie ein Prisma, das Licht in verschiedene Farben aufspaltet.

„Solche räumlichen Auflösungen hat es mit einem Integralfeldspektrographen noch nicht gegeben“, sagt Kuntschner. „Wir planen, mit dieser Technik räumliche Auflösungen an der Grenze dessen zu erreichen, was ein Teleskop der 8-Meter-Klasse leisten kann.“

ERIS-NIX, Infrarot-Bildaufnehmer

Der Imager auf ERIS ist das Nahinfrarot-Kamerasystem (NIX), die nächste Generation des Infrarot-Imagers für das VLT. Die Astronomen können den Imager in zwei Hauptmodi nutzen. Ein Modus ist die für direkte Aufnahme von astronomischen Objekten. Ein anderer Modus ist die Koronagraphie, eine Beobachtungstechnik, bei der das direkte Licht eines Sterns unterdrückt wird. Mit dieser Technik auf ERIS-NIX können Astronomen Exoplaneten und Gas- und Staubscheiben um junge Sterne beobachten.

ERIS-NIX ist in der Lage, Daten im nahen Infrarotbereich zwischen 3000 und 5000 Nanometern zu sammeln, einem Wellenlängenbereich, der vom Boden aus wegen der überschüssigen Lichtinterferenzen am Himmel besonders schwer zu beobachten ist. ERIS ist damit eines der wenigen bodengebundenen Instrumente mit dieser Wellenlängenabdeckung an einem 8-Meter-Teleskop, und die Beobachtung bei diesen Wellenlängen ermöglicht einen neuen und einzigartigen Blick auf Exoplaneten und Galaxien.

ERIS und die Anlage für adaptive Optik

ERIS ist auch mit einem Modul für adaptive Optik ausgestattet, das mit der 2017 auf Yepun installierten Adaptive Optics Facility (AOF) zusammenarbeitet. Die adaptive Optik korrigiert in Echtzeit atmosphärische Turbulenzen, die das Sternenlicht verzerren, um eine wesentlich schärfere Bildqualität zu ermöglichen, und ist ein wichtiger Bestandteil moderner bodengebundener astronomischer Beobachtungen. Die AOF-Funktionen in Verbindung mit dem Modul ermöglichen es ERIS, die schärfsten Daten zu erfassen, die mit dem Instrument möglich sind, und einen größeren Teil des Himmels abzudecken als frühere VLT-Instrumente.

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• Very Large Telescope (VLT) der ESO in Chile

Der Beitrag ERIS (Enhanced Resolution Imager and Spectrograph) erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Bei einem planetarischen Nebel handelt es sich um eine Ansammlung von Gas, welches einen Stern, der sich in der letzten Phase seiner Entwicklung befindet, umgibt. Sobald ein Stern mit einer Masse von bis zu der achtfachen Sonnenmasse die Endphase seines Lebens erreicht, stößt er seine äußeren Schichten ab und verliert dabei einen Großteil seiner ursprünglichen Masse. Das im Rahmen dieses Prozesses freigesetzte Gas verteilt sich anschließend in der Umgebung und bildet den besagte Nebel (Raumfahrer.net berichtete).

Jetzt ist es Astronomen erstmals gelungen zu beobachten, wie ein alternder Stern einen schmetterlingsförmigen planetarischen Nebel hervorbringt. Die letzten Lebensstadien von Sternen – und ganz besonders der Ursprung solcher bipolarer planetarischer Nebel mit ihrem komplexen, auch an eine Sanduhr erinnernden Erscheinungsbild – geben den Astronomen auch in der Gegenwart immer noch Rätsel auf.

Bei dem beobachteten Stern handelt es sich um den im südlichen Sternbild „Achterdeck des Schiffs“ (lat. Name „Puppis“) gelegenen halbregelmäßig veränderlichenRoten Riesenstern L2 Puppis. Mit einer Entfernung von lediglich etwa 200 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem ist dieser Stern einer der unserem Heimatplaneten am nächsten gelegenen Roten Riesen, von denen bekannt ist, dass sie sich am Beginn ihrer letzten Lebensphase befinden.

Eine verbesserte Abbildungstechnik
Für ihre Beobachtungen verwendete das von dem französischen Astronomen Pierre Kervella geleitete Team das erst im Mai 2014 in Betrieb genommene Instrument „Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch“ (abgekürzt SPHERE) des Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (kurz ESO) in den nordchilenischen Anden. Die SPHERE-Beobachtungen wurden mit der ZIMPOL-Kamera des Instruments im Wellenlängenbereich des sichtbaren Lichts und unter der Verwendung einer extremen adaptiven Optik durchgeführt.

SPHERE/ZIMPOL verwendet die Technik der extremen adaptiven Optik für die Erzeugung von beugungsbegrenzten Abbildungen, mit denen die Auswirkungen der Luftunruhen in der Erdatmosphäre – das so genannte Seeing – begrenzt werden können. Die dabei erzielten Ergebnisse liegen wesentlich näher an dem theoretischen maximalen Auflösungsvermögen eines Teleskops als dies bei früheren Versionen der adaptiven Optik möglich war.

Die extreme adaptive Optik ermöglicht so auch den Nachweis und die genauere Untersuchung von lichtschwachen Objekten und Strukturen in der unmittelbaren Nachbarschaft heller Lichtquellen. Die Beobachtungen werden im Bereich des sichtbaren Lichts – also bei kürzeren Wellenlängen als dem bei früheren adaptiven Optiken meistens verwendeten nahinfraroten Licht – durchgeführt. Dies führt zu wesentlich schärferen Aufnahmen als bisher vom VLT geliefert werden konnten.

Die ZIMPOL-Kamera von SPHERE kann auf diese Weise Abbildungen erzeugen, welche drei Mal schärfer sind als die Aufnahmen des Weltraumteleskops Hubble. So zeigen die neuen Beobachtungen auch feinste Details in der Staubwolke um L2 Puppis. Sie bestätigen frühere Resultate, welche bereits mit dem NACO-Instrument des VLT gewonnen wurden und nahegelegt hatten, dass der den Stern L2 Puppis umgebende Staub in einer Scheibe angeordnet ist, welche wir von der Erde aus betrachtet beinahe genau von der Kante beobachten können.

Die aktuellen Beobachtungen erlauben jedoch eine viel genauere Untersuchung, und die im ZIMPOL-Modus gelieferten Informationen zur Polarisation des Lichts haben es den an dieser Untersuchung beteiligten Astronomen ermöglicht, ein dreidimensionales Modell der Staubstrukturen zu erstellen.

Für die Erstellung des dreidimensionalen Modells der Staubhülle wurden Daten von ZIMPOL und NACO sowie ein spezielles Modell der Scheibe aus dem Programm RADMC-3D verwendet, welches aus einem Parametersatz zur Beschreibung des Staubs eine Simulation des Strahlungstransports durch den Staub erstellt.

Die Astronomen haben durch dieses Modell herausgefunden, dass die Staubscheibe in einer Entfernung von etwa 900 Millionen Kilometern zu dem Stern L2 Puppis beginnt. Noch weiter nach außen hin dehnt sie sich dann aus und bildet eine symmetrische, trichterartige Struktur um den Stern.

Das Team entdeckte zudem eine zweite Lichtquelle, welche sich in einer Entfernung von lediglich etwa 300 Millionen Kilometern zu L2 Puppis befindet. Bei diesem Begleitstern handelt es sich vermutlich um einen zweiten Roten Riesen, welcher über eine mit L2 Puppis vergleichbare Masse verfügt, der sich aber noch in einem früheren Entwicklungsstadium befindet. Diese Kombination aus der großen Menge an Staub, welche den sterbenden Stern umgibt, und die Anwesenheit eines Begleitsterns bedeutet, dass die Astronomen hier genau die Art eines Sternsystems beobachten, bei der sie die Entstehung eines bipolaren planetarischen Nebels erwarten.

Zusätzlich zu der Staubhülle um L2 Puppis entdeckte das für diese Untersuchung zuständige Team zwei konische Strukturen, welche beide senkrecht aus der Scheibe hervortreten. Innerhalb dieser Strukturen wurden zudem zwei lange, leicht gekrümmte Materiewolken entdeckt. Anhand des Ursprungsortes von einer dieser Wolken konnte das Team schlussfolgern, dass es sich hierbei vermutlich um ein Resultat der Wechselwirkungen zwischen der Materie aus der Staubscheibe von L2 Puppis sowie dem Sternwind und Strahlungsdruck des Begleitsterns handelt. Die andere Wolke ist dagegen vermutlich das Ergebnis des Aufeinanderprallens der Winde der beiden Sterne oder aber das Produkt einer Akkretionsscheibe, welche den Begleitstern umgibt.

Wie entstehen bipolare planetarische Nebel?
Bezüglich der Entstehung bipolarer planetarischer Nebel werden derzeit zwei Theorien favorisiert, welche beide das Vorhandensein eines Doppelsternsystems voraussetzten, in dessen Umgebung sich größere Mengen an Gas und Staub befinden müssen. Die erste Theorie besagt dabei, dass dieser Staub, der von dem Sternwind des Hauptsterns erzeugt wird, durch den Strahlungsdruck und Sternwind des Begleitsterns auf einen ringförmigen Orbit gezwungen wird. Jeder weitere Massenverlust des Hauptsterns wird anschließend durch diese sich so bildende Scheibe quasi ‚kanalisiert‘ und tritt infolgedessen in zwei entgegengesetzten Säulen senkrecht zu der Scheibe aus.

Die zweite Theorie geht dagegen davon aus, dass der Großteil des von dem Hauptstern ausgeworfen Materials von dem Begleitstern ‚angezogen‘ wird und in dessen Umgebung den Grundstein für eine Akkretionsscheibe und daraus hervorgehende Materiejets bildet. Das im Rahmen dieses Prozesses nicht verbrauchte Material wird von den Winden des sterbenden Sterns weggedrückt und bildet eine Gas- und Staubwolke – genauso wie das auch bei einem Einzelsternsystem der Fall ist. Die sich bildenden Jets des Begleitsterns üben jedoch eine wesentlich größere Kraft aus als der Sternwind des Hauptsterns und formen so aus dem Staub das charakteristische Erscheinungsbild des bipolaren planetarischen Nebels.

Die Beobachtungen des Teams um Pierre Kervella legen nahe, dass im Fall von L2 Puppis wahrscheinlich beide der vorgeschlagenen Prozesse eine Rolle spielen. Von daher ist es sehr wahrscheinlich, dass dieses Sternsystem in der Zukunft einen ‚kosmischen Schmetterling‘ hervorbringen wird.

„Da der Begleitstern nur wenige Jahre für einen Umlauf benötigt, erwarten wir beobachten zu können, wie er die Scheibe des Roten Riesen in deren Form beeinflusst. Wir werden die Entwicklung der Staubstrukturen in diesem System dabei in Echtzeit verfolgen können. Dies ist eine extrem seltene und aufregende Gelegenheit“, so der Kommentar von Pierre Kervella.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse der Untersuchung des Sterns L2 Puppis sind die ersten publizierten Resultate aus dem Beobachtungsmodus der extremen adaptiven Optik des VLT. Sie wurden kürzlich von Pierre Kervella et al. unter dem Titel „The dust disk and companion of the nearby AGB star L2 Puppis“ in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics publiziert. Höher aufgelöste Versionen des sich in der Umgebung von L2 Puppis bildenden bipolaren planetarischen Nebels finden Sie auf dieser Internetseite der ESO.

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• Planetarische Nebel

Fachartikel von Pierre Kervella et al.:

• The dust disk and companion of the nearby AGB star L2 Puppis (Volltext, engl.)

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Nach wie vor ist eine der anspruchsvollsten Methoden, um Planeten zu entdecken, die direkte Abbildung. Die große Kunst besteht dabei darin, Planet und Stern klar voneinander zu trennen. Ein Stern überstrahlt die ihn umkreisenden Planeten deutlich und durch den geringen Abstand ist es kaum möglich, die beiden Objekte optisch voneinander zu trennen. Lediglich mithilfe von Weltraumteleskopen oder adaptiver Optik, die störende Einflüsse der Atmosphäre ausgleicht, kann man das erreichen. Auch dann sind nur wenige Planeten direkt abzubilden. Lediglich sehr große Planeten die in relativ großem Abstand um ihren Stern kreisen sind überhaupt sichtbar.

In diesem Massenbereich ist oft strittig, ob ein Objekt überhaupt ein Planet ist oder ein brauner Zwerg (also ein Objekt, dass erste Fusionsreaktionen ausführt und daher leuchtet, ohne aber zu einem vollwertigen Stern zu werden, der Wasserstoff fusionieren kann). Daher gibt es auch unterschiedliche Angaben, wie viele Planeten entdeckt wurden. Die Unterschiede schwanken von einem eng eingegrenzten Dutzend Exoplaneten, während andere Quellen rund 30 Objekte aufführen, von denen aber manch einer nach strikter Definition (nach der die Grenze bei etwa 13 Jupitermassen liegt) zu schwer für einen Planeten ist. Der neu entdeckte HD 95086b reiht sich als nahezu typischer Vertreter in diese Gesellschaft ein. Das besondere an HD 95086b ist, dass er mit vier bis fünf Jupitermassen einer der leichtesten Planeten ist, die direkt abgebildet werden konnten. Laut dem Entdeckungsteam handelt es sich möglicherweise sogar um den leichtesten bislang fotografierten Planeten. Bereits der allererste direkt fotografierte Planetenkandidat 2M1207b liegt in einem vergleichbaren Massenbereich, allerdings handelt es sich hierbei um ein Objekt, dass vermutlich eher wie ein Stern als wie ein Planet entstanden ist. Daher wird hier eher von einem Planemo (Objekt mit planetarer Masse) gesprochen, statt von einem Planeten.

Auf jeden Fall leichter ist sogar noch der Planet Formalhaut b. Dieser Exot zeichnet sich dadurch aus, dass seine Leuchtkraft von einer großen Staubmenge um ihn herum verstärkt wird, möglicherweise handelt es sich dabei auch um ein ausgedehntes Ringsystem. Aufgrund dieser Eigenschaft ist es tatsächlich kaum möglich, die genaue Masse des Planeten zu bestimmen. Sie liegt aber irgendwo im Bereich zwischen der Masse des Zwergplaneten Ceres und zwei Jupitermassen und damit noch deutlich unterhalb der jetzigen Entdeckung. Tatsächlich wurde also Formalhaut b noch nicht direkt aufgenommen, sondern lediglich der ihn begleitende Staub.

HD 95086 ist ein recht junger Stern, sein Alter wird auf 10-17 Millionen Jahre geschätzt, in einer Entfernung von etwa 300 Lichtjahren. Er ist rund 60% schwerer als die Sonne und daher sehr leuchtkräftig. Seine Umgebung ist nach wie vor staubreich, daher ist die Planetenbildung in diesem System möglicherweise noch nicht abgeschlossen. Der Planet HD 95086b bewegt sich in einer Umlaufbahn mit einem Radius, die dem 56-fachen des Sonne-Erde-Abstands entspricht. In unserem Sonnensystem würde er sich damit noch außerhalb der Plutobahn bewegen.

Aufgrund der großen Helligkeit des Sterns ist HD 95086b dennoch keine kalte Eiswelt. Trotz des großen Abstands soll er eine Temperatur von rund 700 °C besitzen. Damit könnten sich in seiner Atmosphäre zum Beispiel Wasserdampf oder Methan befinden. Damit ist HD 95086b ein guter Kandidat für die Untersuchung mit dem SPHERE-Instrument, das Ende diesen Jahres am VLT installiert werden soll. Als System zweiter Generation wird es die Leistungsfähigkeit des seit Jahren im Einsatz befindlichen NACO deutlich übertreffen, wenn es um die Beobachtung von Planeten geht. Eventuelle weitere Planeten im neu entdeckten System, die weiter innen kreisen, würden damit ebenfalls direkt sichtbar werden.

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• Direkt beobachtete Exoplaneten

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