Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 22. November 2022.

22. November 2022 – Im Kern fast jeder Galaxie befindet sich ein supermassereiches Schwarzes Loch. Aber nicht alle dieser supermassereichen Schwarzen Löcher sind gleich: Es gibt viele verschiedene Typen. Quasare (oder auch quasi-stellare Objekte) sind eine der hellsten und aktivsten Spielarten von Galaxienzentren, die supermassereiche schwarze Löcher beherbergen.

Eine internationale Gruppe von Wissenschaftlern, darunter auch Astronomen des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn, präsentiert neue Beobachtungen des ersten jemals identifizierten Quasars. Dieser Quasar mit dem Namen 3C 273 befindet sich in einer Entfernung von ca. 1,9 Milliarden Lichtjahren in Richtung des Sternbilds Virgo. Die neuen hochauflösenden Radiobilder verfolgen den Jet bis hinunter zu der Region, wo sich der Jet bildet. Sie zeigen, wie die Breite des Jets mit zunehmender Entfernung vom zentralen Schwarzen Loch selbst variiert.

Die Ergebnisse sind in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal“ veröffentlicht.

Aktive supermassereiche schwarze Löcher stoßen schmale, unglaublich energiereiche Plasmastrahlen aus, die mit nahezu Lichtgeschwindigkeit entweichen. Thomas Krichbaum, Astronom am Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) und einer der Hauptautoren der Arbeit, sagt: „Radiojets in Quasaren werden schon seit langem untersucht, aber die Details der Jetbildung sind immer noch nicht gut verstanden und ein aktuelles Thema der laufenden Forschung. Eine ungelöste Frage ist, wie und wo genau die Jets zu einem engen Strahl gebündelt werden, so dass sie sich bis weit über die Grenzen ihrer Wirtsgalaxie ausbreiten können. Die Astronomen wissen jetzt, dass Jets sogar die Entwicklung von Galaxien beeinflussen können. Die neuen Radiobeobachtungen dringen bis zu 0,5 Lichtjahre tief in das Herz von 3C 273 vor, in die Region nahe dem Schwarzen Loch, in der der Jet-Plasmastrom zu einem schmalen Strahl kollimiert wird.“

Die neue Studie, die heute in der Fachzeitschrift „The Astrophysical Journal“ veröffentlicht wurde, umfasst Beobachtungen des Jets von 3C 273 mit der bisher höchsten Winkelauflösung. Diese bahnbrechende Arbeit wurde durch den Einsatz eng miteinander koordinierter Radioteleskopen rund um den Globus ermöglicht, einer Kombination aus dem „Global Millimeter VLBI Array“ (GMVA) und dem „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“ (ALMA) in Chile. Darüber hinaus wurden ebenfalls koordinierte Beobachtungen mit dem „High Sensitivity Array“ (HSA) durchgeführt, um die Untersuchung von 3C 273 auf einen größeren Maßstab auszudehnen und die Expansion und Form des Jets auch bei größeren Entfernungen vom Quasarkern zu bestimmen. Die diesem Forschungsprojekt zu Grunde liegenden Messdaten wurden im Frühjahr 2017 aufgezeichnet, etwa zur gleichen Zeit wie die Beobachtungen des Event Horizon Telescope (EHT), die die ersten Bilder eines Schwarzen Lochs im Zentrum von M87 enthüllten, einer Radiogalaxie, die etwa 20 Mal näher ist als 3C 273.

Das MPIfR ist federführendes Institut für den Betrieb des GMVA. Die Daten werden im Korrelatorzentrum des Instituts verarbeitet, und die Beobachtungen werden vom Institut aus koordiniert.

„3C 273 wird seit Jahrzehnten als ideales, nahe gelegenes Labor für die Untersuchung von Quasar-Jets betrachtet“, sagt Hiroki Okino, Hauptautor dieser Arbeit und Doktorand an der Universität von Tokio und dem „National Astronomical Observatory of Japan“. „Doch obwohl der Quasar relativ nah ist, hatten wir bis vor kurzem kein Beobachtungsinstrument, das Bilder erzeugen konnte, die scharf genug waren, um zu sehen, wie sich dieser schmale und starke Plasmastrom bildet.“

Das Bild des Jets von 3C 273 ermöglicht den Wissenschaftlern einen allerersten Blick in den innersten Teil des Jets in einem Quasar, dort wo die Kollimation oder Bündelung des Plasmastrahls stattfindet. Das Team fand außerdem heraus, dass sich der Öffnungswinkel des Plasmastroms, der vom Schwarzen Loch wegfließt, langsam verengt. Dieser sich verengende Teil des Strahls setzt sich unglaublich weit fort, weit über den Bereich hinaus, in dem die Schwerkraft des Schwarzen Lochs dominiert.

„Es ist erstaunlich zu sehen, wie sich die Form des mächtigen Plasmastroms in einem extrem aktiven Quasar langsam und über eine große Entfernung ändert. Dies wurde auch in der Nähe von viel schwächeren und weniger aktiven supermassereichen Schwarzen Löchern beobachtet“, sagt Kazunori Akiyama, Forscher am MIT-Haystack-Observatorium und Leiter des Forschungsprojekts. „Die Ergebnisse werfen eine neue Frage auf: Wie kommt es, dass die Jet-Kollimation in derart unterschiedlichen Systemen Schwarzer Löcher so gleichmäßig verläuft?“

Die neuen, extrem scharfen Bilder des Jets 3C 273 wurden durch die Einbeziehung des ALMA-Interferometers ermöglicht, das bei diesen Messungen wie ein einziges großes Radioteleskop funktioniert. Das GMVA und ALMA wurden über Kontinente hinweg mit einer Technik namens „Very Long Baseline Interferometry“ (VLBI) verbunden, um sehr detaillierte Informationen auch von weit entfernten astronomischen Quellen zu erhalten. Die bemerkenswerte VLBI-Fähigkeit von ALMA wurde durch das „ALMA Phasing Project“ (APP) Team ermöglicht. Das internationale APP-Team unter der Leitung des MIT-Haystack-Observatoriums und des MPIfR entwickelte die Hard- und Software, um ALMA, ein Array von 66 Teleskopen, in die empfindlichste astronomische Interferometriestation der Welt zu verwandeln. Die Einbeziehung von ALMA in das Beobachtungsnetzwerk erhöht die Auflösung und Empfindlichkeit des VLBI-Arrays erheblich. Diese Fähigkeit war nicht nur für das GMVA von grundlegender Bedeutung, sondern auch für die Kartierung von Schwarzen Löchern mit dem Event Horizon Telescope.

Anton Zensus, Direktor am MPIfR und Mitautor der vorliegenden Arbeit, fasst zusammen: „Der Beitritt von ALMA zu den globalen VLBI-Netzwerken markiert einen Wendepunkt für die Erforschung Schwarzer Löcher. Damit ist es zum ersten Mal möglich, Bilder von supermassereichen Schwarzen Löchern erhalten, und jetzt hilft es uns in Beobachtungsobjekten wie 3C 273, zum ersten Mal im Detail zu erforschen, wie Schwarze Löcher ihre Jets antreiben, und das selbst bei weit entfernten Galaxien.“

Weitere Informationen:
GMVA: Das „Global Millimeter-VLBI Array“ (GMVA) beobachtet bei 3 mm Wellenlänge und nutzte für diese Forschung im April 2017 die folgenden Stationen: acht Antennen des „Very Long Baseline Array“ (VLBA), das 100-m-Radioteleskop Effelsberg des MPIfR, das 30m-IRAM-Teleskop, das 20-m-Teleskop des Onsala Space Observatory und das 40-m-Radioteleskop des Yebes Observatory. Die Daten wurden am DiFX VLBI-Korrelator am MPIfR in Bonn korreliert.

ALMA: Das „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“ (ALMA) basiert auf der Partnerschaft der Europäischen Südsternwarte (ESO, stellvertretend für ihre Mitgliedsstaaten), der NSF (USA) und NINS (Japan), zusammen mit NRC (Kanada), MOST und ASIAA (Taiwan) und KASI (Republik Korea), in Zusammenarbeit mit der Republik Chile. Das gemeinsame ALMA-Observatorium wird von ESO, AUI/NRAO und NAOJ betrieben. Für diese Arbeit wurden die folgenden ALMA-Daten verwendet: ADS/JAO.ALMA2016.1.01216.V.

APP: Zu den Partnerorganisationen des ALMA-Phasing-Projekts (APP) gehören: MIT Haystack Observatory, USA; Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), Deutschland; Universität von Concepción, Chile; National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), Japan; National Radio Astronomy Observatory (NRAO), USA; Institute of Astronomy & Astrophysics, Academia Sinica (ASIAA), Taiwan; Onsala Space Observatory, Schweden; Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), USA; Universität Valencia, Spanien. Finanziert wurde das APP durch das Major Research Instrumentation Program der National Science Foundation, das ALMA North America Development Program und internationale Partner, die sich die Kosten teilen.

VLBA: Das “Very Long Baseline Array” (VLBA) ist ein Instrument des “National Radio Astronomy Observatory”.

NRAO: Das „National Radio Astronomy Observatory“ (NRAO) ist eine Einrichtung der „National Science Foundation“, die im Rahmen einer Kooperationsvereinbarung von „Associated Universities, Inc.“ betrieben wird.

Das Forscherteam besteht aus Hiroki Okino, Kazunori Akiyama, Keiichi Asada, José L. Gómez , Kazuhiro Hada, Mareki Honma , Thomas P. Krichbaum, Motoki Kino, Hiroshi Nagai, Uwe Bach, Lindy Blackburn, Katherine L. Bouman, Andrew Chael, Geoffrey B. Crew, Sheperd S. Doeleman, Vincent L. Fish, Ciriaco Goddi, Sara Issaoun, Michael D. Johnson, Svetlana Jorstad, Shoko Koyama, Colin J. Lonsdale, Ru-Sen Lu, Ivan Martí-Vidal, Lynn D. Matthews, Yosuke Mizuno, Kotaro Moriyama, Masanori Nakamura, Hung-Yi Pu, Eduardo Ros, Tuomas Savolainen, Fumie Tazaki, Jan Wagner, Maciek Wielgus und Anton Zensus. Thomas P. Krichbaum, Uwe Bach, Ru-Sen Lu, Eduardo Ros, Tuomas Savolainen, Jan Wagner, Maciek Wielgus, und J. Anton Zensus sind mit dem MPIfR affiliiert.

Originalveröffentlichung
Collimation of the Relativistic Jet in the Quasar 3C273
H. Okino et al., The Astrophysical Journal Vol. 940, Number 1, 22 Nov 2022, DOI:10.3847/1538-4357/ac97e5, https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac97e5, pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac97e5/pdf.

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• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher

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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: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

4. August 2020 – Einem internationalen Team von Astronomen unter Beteiligung von Gisela Ortiz-Leon vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie ist es gelungen, einen saturnähnlichen extrasolaren Planeten in einer Umlaufbahn um einen massearmen kühlen Stern nachzuweisen, und zwar anhand der systematischen Bewegung („wobbling“) des Sterns, hervorgerufen durch die Gravitation des Planeten. Es ist das erste Mal, dass diese Technik mit Beobachtungen bei Radiowellenlängen erfolgreich angewendet werden konnte. Für ihre Beobachtungen setzten die Forscher ein Netzwerk von Radioteleskopen ein, die zu einem virtuellen Teleskop von kontinentaler Ausdehnung zusammengeschaltet wurden. Möglich gemacht wurde die Entdeckung durch die extrem präzise Vermessung der Sternpositionen, die nur mit einem derartigen Radioteleskopnetzwerk erzielt werden konnten.

Ein aufregender Aspekt bei der Entdeckung liegt darin, dass der Planet mit der Bezeichnung TVLM 513b eine vergleichbare Masse wie Saturn hat, jedoch eine Umlaufbahn ähnlich wie die von Merkur im Sonnensystem. Nur eine Handvoll extrasolarer Planeten mit ähnlichen Eigenschaften wie TVLM 513b sind bisher um derart massearme kühle Sterne nachgewiesen worden. Alternative Techniken zur Planetensuche sind bei diesen kühlen Zwergsternen wegen der Lichtschwäche dieser Objekte nur schwer anzuwenden. Dadurch können Radiobeobachtungen zu einem mächtigen und ergänzenden Werkzeug bei der Suche nach extrasolaren Planeten werden und eine Vielzahl weiterer Entdeckungen ermöglichen.

Die Ergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Astronomical Journal“ veröffentlicht.

Mit dem extrem scharfen “Radioblick“ des „Very Long Baseline Array” (VLBA), dessen Einzelteleskope sich über den gesamten amerikanischen Kontinent erstrecken, haben Astronomen einen Planeten von Saturngröße entdeckt, der sich auf einer engen Umlaufbahn um einen massearmen kühlen Stern in 35 Lichtjahren Entfernung von der Erde bewegt. Es ist die erstmalige astrometrische Entdeckung eines extrasolaren Planeten mit einem Radioteleskop, wobei eine Beobachtungstechnik angewandt wird, die extrem präzise Messungen der Position des Sterns am Himmel erforderlich macht. Es ist auch erst der zweite extrasolare Planet, der mit dieser astrometrischen Beobachtungstechnik nachgewiesen werden konnte.

Die astrometrische Beobachtungstechnik an sich ist schon länger bekannt, ist aber im praktischen Gebrauch sehr schwierig. Sie erfordert die extrem präzise Verfolgung der tatsächlichen Bewegung des Sterns im Raum, dazu den Nachweis winzig kleiner Schwankungen in dieser Bewegung, hervorgerufen durch die Gravitationswirkung des umlaufenden Planeten auf den Stern. Der Stern und der Planet umkreisen jeweils die Position des gemeinsamen Massezentrums. Der Planet kann nun indirekt nachgewiesen werden, wenn diese Position, auch als „Baryzentrum“ bezeichnet, weit genug vom Zentrum des Sterns entfernt liegt, um eine durch Teleskope beobachtbare Wackelbewegung („wobbling“) hervorzurufen.

Diese Beobachtungstechnik eignet sich insbesondere zum Nachweis jupitergroßer Planeten in Umlaufbahnen mit großem Abstand zu ihrem Zentralstern. Das liegt daran, dass bei massereichen Planeten die Wackelbewegung mit dem Abstand zwischen Planet und Stern anwächst und für einen bestimmten Abstand der Umlaufbahn das Ausmaß der Wackelbewegung des Sterns mit der Masse des Planeten anwächst.

Von Juni 2018 an hat das Forscherteam für insgesamt anderthalb Jahre die Positionen des Sterns TVLM 513–46546 systematisch vermessen. TVLM 513–46546 ist ein kühler Zwergstern mit weniger als 10% der Masse unserer Sonne in Richtung des Sternbilds Bootes am Himmel. Zusätzlich nutzten die Astronomen noch neun frühere VLBA-Messungen dieses Sterns aus der Zeit zwischen März 2010 und August 2011.

Die umfassende Analyse aller Beobachtungsdaten des Sterns zeigt eine systematische Schwankung in den gemessenen Positionen des Sterns und ermöglicht daraus den indirekten Nachweis eines Planeten von Saturnmasse, der seinen Stern mit einer Periode von 221 Tagen umkreist. Dieser Planet hat einen geringeren Abstand von seinem Stern als Merkur von der Sonne.

Massearme kühle Sterne wie TVLM 513–46546 gehören zu den häufigsten in unserer Milchstraße vorkommenden Sternen und bei vielen von ihnen hat man kleinere Planeten gefunden, von der Masse her vergleichbar mit Erde oder Mars im Sonnensystem.

„Große Planeten wie Jupiter oder Saturn sollten bei massearmen Sternen wie diesem eigentlich eher selten vorkommen. Die astrometrische Beobachtungstechnik ist am erfolgreichsten beim Nachweis jupiterähnlicher Planeten in ausgedehnten Umlaufbahnen. Wir waren daher überrascht, einen masseärmeren Planeten von Saturngröße in einer relativ nahen Umlaufbahn um den Stern zu finden, während wir doch eher etwas von der Größe des Jupiter wesentlich weiter außen erwartet hätten“, sagt Salvador Curiel von der National Autonomous University in Mexiko. „Der Nachweis der Umlaufbewegung eines masseärmeren Planeten in einer so nahen Umlaufbahn war schon eine Herausforderung“, fügt er hinzu.

Bisher sind über 4.300 Planeten in Umlaufbahnen um andere Sterne gefunden worden, aber der Planet um TVLM 513–46546 ist erst der zweite, der mit Hilfe der astrometrischen Beobachtungstechnik nachgewiesen werden konnte. Eine andere sehr erfolgreiche Methode zum Nachweis extrasolarer Planeten, die sogenannte Radialgeschwindigkeitstechnik, beruht ebenfalls auf dem gravitativen Einfluss eines Planeten auf seinen Mutterstern. Diese Technik weist die winzige Beschleunigung des Sterns in Richtung oder entgegengesetzt zur Richtung der Erde nach, die durch die Bewegung des Sterns um das gemeinsame Baryzentrum verursacht wird.

„Unsere Nachweismethode ergänzt die Radialgeschwindigkeitsmethode, die eher geeignet für Planeten in nahen Umlaufbahnen um den jeweiligen Stern ist, während die astrometrische Methode besser geeignet ist, um massereiche Planeten in weiter entfernten Umlaufbahnen um ihre Sterne zu finden“, erklärt Gisela Ortiz-Leon vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie. „Tatsächlich konnten mit den anderen Methoden nur wenige Planeten gefunden werden, die in ihren Eigenschaften wie Masse, Größe der Umlaufbahn und Masse des Muttersterns unserem neugefundenen Planeten gleichen. Wir nehmen an, dass mit dem VLBA oder allgemein mit der astrometrischen Methode noch eine große Zahl weiterer Planeten mit ähnlichen Eigenschaften gefunden werden können.“

Eine dritte ebenfalls sehr erfolgreiche Methode zur Auffindung extrasolarer Planeten weist eine leichte Abdunklung im Licht eines Sterns nach, wenn der Planet von der Erde aus gesehen vor dem Stern vorbeizieht (ein sogenannter Transit).

Die astrometrische Methode ist erfolgreich im Aufspüren von nahegelegenen Doppelsternsystemen und wurde bereits im 19. Jahrhundert als eine mögliche Methode für die Entdeckung extrasolarer Planeten in Erwägung gezogen. Im Lauf der Jahre wurden wiederholt solche Entdeckungen angekündigt, die jedoch sorgfältiger Überprüfung nicht standhalten konnten. Die Schwierigkeit bei dieser Methode liegt darin, dass die vom Planeten verursachte Wackelbewegung des Sterns von der Erde gesehen so winzig ist, dass es eine ganz außergewöhnliche Präzision bei der Positionsbestimmung des Sterns erforderlich macht.

„Das VLBA mit seinen Einzelteleskopen in bis zu 8000 km Abstand ermöglicht ein extrem hohes Auflösungsvermögen und liefert uns die Genauigkeit, die für diese Entdeckung erforderlich war“, sagt Amy Mioduszewski vom National Radio Astronomy Observatory (NRAO). „Hinzu kamen Verbesserungen in der Empfindlichkeit des VLBA, die uns die Datenqualität lieferten, die wir für diese Arbeit benötigten“, fügt sie abschließend hinzu.

Hintergrundinformation
Das Forscherteam umfasst Salvador Curiel, Gisela N. Ortiz-León, Amy J. Mioduszewski und Rosa M. Torres. Gisela Ortiz-León, die Zweitautorin, arbeitet am Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR).

Das “Very Long Baseline Array” (VLBA) wird vom “National Radio Astronomy Observatory” (NRAO) betrieben, einer Einrichtung der “National Science Foundation” (NSF) unter einem Kooperationsvertrag der “Associated Universities, Inc.”.

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• Exoplanetensuche: Methoden & Programme

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

Ein internationales Forscherteam unter Leitung von Wissenschaftlerinnen des Bonner Max-Planck-Instituts für Radioastronomie hat polarisierte Radiostrahlung der Galaxie NGC 4631 am US-amerikanischen VLA-Radioteleskop mit einem Breitbandempfänger in unterschiedlichen Spektralfenstern untersucht. Die Forscher konnten erstmals ein gleichförmiges Magnetfeld über Skalen von einigen Tausend Lichtjahren im äußeren Halobereich dieser Galaxie nachweisen. Darüber hinaus entdeckten sie Umkehrungen im großräumigen Magnetfeld dieser Galaxie in Form von gigantischen magnetischen Schleifen. Mit dieser Entdeckung wird die Bedeutung von großräumig wirkenden Dynamos zur Entstehung regulärer Magnetfelder in Spiralgalaxien unterstrichen. Die gleichförmigen Magnetfelder im Halobereich könnten auch eine Verbindung zu intergalaktischen Magnetfeldern darstellen und dabei helfen, das Rätsel ihres Ursprungs aufzuklären.

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

NGC 4631, aufgrund ihrer optischen Erscheinungsform auch „Walgalaxie“ genannt, liegt in einer Entfernung von 25 Millionen Lichtjahren von der Erde in Richtung des Sternbilds Jagdhunde (Canes Venatici). Mit einem Durchmesser von ca. 80.000 Lichtjahren ist sie etwas kleiner als unsere Milchstraße. Diese Galaxie wurde von dem berühmten deutsch-britischen Astronomen Sir William Herschel im Jahr 1787 entdeckt. Sie hat eine wesentlich kleinere elliptische Galaxie, NGC 4627, als Begleiter.

Beobachtungen der polarisierten Radiostrahlung von NGC 4631 mit dem Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) zeigen gleichförmige Magnetfelder, die sich bis weit ober- und unterhalb der Galaxienscheibe erstrecken (Abb. 1).

„Zum ersten Mal haben wir den Nachweis eines großskaligen zusammenhängenden Magnetfelds weit draußen im Halo einer Spiralgalaxie mit gleichgerichteten Feldlinien über eine Größenordnung von Tausenden von Lichtjahren. Wir sehen sogar ein regelmäßiges Muster bei der Umkehr des Magnetfelds im Halo“, sagt Marita Krause, Wissenschaftlerin am Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn und Ansprechpartnerin für die vorliegende Veröffentlichung.

Die abgeleitete Feldstärke von vier Mikrogauß für das Magnetfeld im Halo ist überraschend hoch; sie ist vergleichbar mit der Feldstärke regulärer Magnetfelder in den Scheiben von Galaxien.

Für ein internationales Team von Astronomen als Teil des Forschungsprojekts „Continuum HAlos in Nearby Galaxies — an EVLA Survey“ (CHANG-ES) deutet das Bild auf ein großskaliges zusammenhängendes Magnetfeld hin, das durch einen Dynamoeffekt innerhalb der Galaxie verstärkt wird und in der Form von gigantischen magnetischen Schleifen weit senkrecht über die Galaxienscheibe hinausragt. Das CHANG-ES-Projekt wird von Judith Irwin von der Queens-Universität in Ontario (Kanada) geleitet; sie ist auch Ko-autorin der Veröffentlichung.

 „Im Moment kommt es mir so vor wie im Gleichnis von den blinden Männern und dem Elefanten. Bei jedem Versuch, das Magnetfeld auf unterschiedliche Weise zu verstehen, kommen wir zu einem anderen Schluss über seine physikalische Natur. Unsere Modelle deuten aber darauf hin, dass die Magnetfeldlinien konusförmig verdrillt von den Spiralarmen aufsteigen“, sagt Richard Henriksen, ebenfalls von der Queens-Universität und Ko-autor der Veröffentlichung.

Die Ergebnisse wurden durch die Kombination von Radiobeobachtungen mit dem VLA in unterschiedlichen Konfigurationen erzielt, um gleichzeitig großskalige Strukturen und feine Details innerhalb von NGC 4631 abbilden zu können. Die Analyse der beobachteten Radiostrahlung der Galaxie zeigt die sowohl die Stärke der Magnetfelder als auch deren Ausrichtung.

Die Forscher verfügen nun über eine Technik zur Bestimmung von Magnetfeldlinien, die auch auf andere Galaxien angewandt werden kann, um herauszufinden, ob solche zusammenhängenden Magnetfelder in den Halos von Galaxien den Normalfall bilden, und in welcher Gestalt sie auftreten.

Diese ausgedehnten Magnetfelder im Halo dürften auch ein Bindeglied zu intergalaktischen Magnetfeldern darstellen und so dazu beitragen, deren Ursprung zu verstehen, der bisher noch rätselhaft ist.

CHANG-ES („Continuum Halos in Nearby Galaxies, an EVLA Survey”) ist ein Projekt, in dem ein weltweites Team von Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern mit Radiobeobachtungen das Vorkommen und den Ursprung von Halos in Galaxien untersucht.

Als „Halo“ bezeichnet man den ausgedehnten kugelförmigen Bereich um die Scheibe von Spiralgalaxien. Er stellt ein Bindeglied dar zwischen den gut untersuchten Galaxienscheiben und dem intergalaktischen Medium.

Das „National Radio Astronomy Observatory“ (NRAO) ist eine Einrichtung der amerikanischen „National Science Foundation“ (NSF) und wird unter einem Kooperationsvertrag von der „Associated Universities, Inc.“ betrieben. Das „Karl G. Jansky Very Large Array“ (VLA) Interferometer in der Nähe von Socorro (New Mexico, USA) gehört zum NRAO.

Die Autoren der Originalveröffentlichung sind Silvia Carolina Mora-Partiarroyo, Marita Krause, Aritra Basu, Rainer Beck, Theresa Wiegert, Judith Irwin, Richard Henriksen, Yelena Stein, Carlos J. Vargas, Volker Heesen, René A. M. Walterbos, Richard J. Rand, George Heald, Jiangtao Li, Patrick Kamieneski, und Jayanne English. Die ersten vier Autoren haben alle eine Affiliation zum MPIfR in Bonn.

Die vorgestellten Ergebnisse basieren auf der Dissertation von Silvia Carolina Mora-Partiarroyo, der Erstautorin, am MPIfR und der Universität Bonn. Ihre Promotion wurde von Marita Krause betreut.

Ein theoretisches Modell dazu wurde von Woodfinden et al. (2019 MNRAS, 487, 1498) präsentiert.

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Ein Beitrag von Frank Rinas. Quelle: NRAO, AUI.

Am Ostrand von West Virginia (USA) in Pocahontas County findet man eines der weltweit bedeutendsten Observatorien. Wenige Kilometer von dem recht übersichtlichen Ort Green Bank befindet sich das Green Bank Observatory, oder auch GBO abgekürzt. Hierbei handelt es sich um ein hochmodernes Observatorium mit einer größeren Auswahl an Radioteleskopen, die stets für aktuelle Forschungszwecke genutzt werden. Neben dem weltweit größten vollbeweglichen Radioteleskop mit dem Namen Robert C. Byrd Green Bank Telescope (GBT) und einem Antennenflächendurchmesser von 100 mal 110 Metern, ist hier auch das größte äquatorial montierte Radioteleskop mit 43 Metern beheimatet. Zusammen mit dem Massachusetts Institute of Technology (MIT) untersucht man unter Anderem mit letzterem die Turbulenzen in der Ionosphäre unseres Planeten. Des Weiteren gibt es noch ein 14-Meter-Radioteleskop, welches zum Beispiel zur Zeit als Spektrometer für die Untersuchung von Radiostörungen durch erhöhte Sonnenaktivität eingesetzt wird.

Neben den bisher genannten gibt es noch Radioteleskope mit Durchmessern von 12-26 Metern, die zu Test- oder Weiterbildungszwecken für Universitäten und andere Einrichtungen genutzt werden. Das GBO arbeitet an vielen technischen Forschungsbereichen und an verschiedensten Programmentwicklungen mit, die Bereiche wie digitale, mechanische, strukturelle Rechen- und Softwareentwicklung abdecken. Das GBO dient zudem noch als Einrichtung für viele universitäre oder schulische Projekte, sowie als Ausbildungsort für Studenten und Lehrer.

Im Jahr 1961 fand in Green Bank eine SETI-Konferenz statt, auf der die Drake-Gleichung bekannt wurde, welche von Frank Drake erstellt wurde und zur Abschätzung der Anzahl der technischen und intelligenten Zivilisationen in der Milchstraße dienen sollte. Mit knapp 50.000 Besuchern pro Jahr ist das GBO aber auch ein beliebtes Ausflugsziel für Touristen und bietet eben auch aus diesem Grund ein informatives Besucherzentrum, sowie Bustouren durch das Observatoriumsgelände an. Um das Observatorium herum befindet sich die sogenannte „National Radio Quiet Zone“ (NRQZ), welche eine Fläche von knapp 33.600 km² einschließt. Diese wurde eingerichtet um die Forschungsarbeiten der Radioquellen möglichst wenig zu stören. Beim Aufstellen von Sendeanlagen bedarf es in diesem Gebiet der Absprache mit dem GBO.

Weltweit einzigartig – das Robert C. Byrd Green Bank Teleskop (GBT)

Das mit Abstand wichtigste Radioteleskop des Green-Bank-Observatoriums ist ohne Frage das Robert C. Byrd Green Bank Telescope (GBT). Dieses wurde am 2. August 2000 in Betrieb genommen und löste nach 29 Jahren das sich in Deutschland befindende, bis dahin größte vollbewegliche Radioteleskop in Effelsberg, ab. Die Antenne des GBT hat einen Durchmesser von 100 x 110 Meter und eine Fläche von ungefähr 7.854 m². Der nutzbare Frequenzbereich liegt bei 100 MHz bis 116 GHz (3 Meter bis 2,6 Millimeter Wellenlänge). Vergleichen wir dies nun einfach mal mit dem Radioteleskop Effelsberg. So hat dieses einen Durchmesser von 100 x 100 Meter, eine Fläche von 7.850 m² und bietet einen Frequenzbereich von 610 MHz bis 86 GHz (Wellenlänge 49 Zentimeter bis 3,5 Millimeter). Das Robert C. Byrd Green Bank Telescope hat mit seiner Beweglichkeit und seinem Standort Zugriff auf knapp 85% der Himmelsfläche und wird aus diesem Grund auch als Weitwinkelergänzung zu ALMA und ELVA verwendet. Eine Verfolgung von Objekten über einen längeren Zeitraum ist so problemlos möglich. Zudem ist es mit etwas mehr als 2000 präzise einstellbaren Aluminimum-Paneelen ausgestattet, was eine hohe Präzisionsleistung ermöglicht. Die tragende Konstruktion unter der Antennenfläche besteht aus 13.000 Stahlelementen und das gesamte Radioteleskop hat eine Masse von knapp 7.711 Tonnen und eine Gesamthöhe von circa 148 Metern.

Besondere Eigenschaften und Bauweisen des GBT

Das GBT weist einige Besonderheiten auf, welche die präzise und vielseitig verwendbare Qualität erst ermöglichen. Mit drei Besonderheiten wollen wir uns nun einmal kurz befassen:

Beim ersten Blick von außen auf das Teleskop, fällt sofort die Konstruktion der Antenne auf. Bei den anderen Radioteleskopen finden wir die Empfängermodule mittig über der Antennenfläche, beziehungsweise der Fokalpunkt befindet sich zentral. Dabei wird durch die Halterungen des Empfängers, meist drei bis vier Stahlträger (manche haben auch nur einen oder zwei Träger zentral), das Sammelvermögen der Antennen zumindest etwas beeinflusst, also beschränkt. Beim GBT hat man dies anders gelöst, denn hier befindet sich der Empfängersensor und Fokalpunkt am Randbereich der Fläche, montiert an eine haltende Stahlkonstruktion die sich dementsprechend mit der Antenne ausrichten kann und das Aufnahmevermögen der Antennenfläche nur minimal reduziert im Vergleich zu den anderen Konstruktionen.

Eine weitere besonders wichtige Eigenschaft ist die präzise Einstellbarkeit der einzelnen Elemente der Antennenfläche. Am Rand der Fläche befinden sich knapp 2.200 Kolbenelemente, welche jeweils einzeln bedient werden können. Diese sorgen dann für eine individuelle und äußerst präzise Verstellung der Paneele. Mit Hilfe dieser Technik wird eine Genauigkeit von bis zu 0,1 Millimeter erreicht, was man durchaus als äußerst genau bezeichnen kann. Dementsprechend vielseitig sind die Einsatzmöglichkeiten des GBT. Zudem ergibt sich daraus eine vergleichsweise hohe Genauigkeit bei den Messergebnissen. Für eine präzise Einstellung sorgen die Mitarbeiter in einem eigens für die Kolbenelemente vorhandenen Kontrollzentrum, wo jeder Kolben individuell eingestellt werden kann.

Ohne Frage ist auch die breite Frequenzabdeckung des GBT ein Faktor der weltweiten Wichtigkeit dieses Radioteleskops. Denn wie eingangs des Artikels zum GBT bereits benannt, liegt dieser bei 100 MHz bis zu 116 GHz. Somit bietet das GBT die Basis für verschiedenste Arten von Messungen und damit die Möglichkeit für vielfältige Forschungsarbeiten in verschiedensten wissenschaftlichen Bereichen. Der Empfängerraum befindet sich auf knapp 137 Metern Höhe und auf diesem befinden sich dann die sogenannten Empfängerhörner. Die Frequenzabdeckung wird dabei durch 9 Empfänger erreicht. Im Dach des Empfängerraums befindet sich eine Art Revolver, mit dem man je nach Bedarf innerhalb weniger Minuten von Empfänger zu Empfänger wechseln kann. Ein besonderer Empfänger ist zum Beispiel der Q-Band-Empfänger. Dieser arbeitet auf einer 50-GHz-Frequenz und besitzt vier Hörner, wodurch gleichzeitig vier Punkte am Himmel untersucht werden können. Auch in diesem Bereich wird ständig in Zusammenarbeit mit Universitätslaboren an Neuentwicklungen und Verbesserungen gearbeitet.

Verwendung, Ergebnisse und Kooperationsprojekte

Durch die vielfältigen Möglichkeiten ist das GBT natürlich auch wichtiger Ausgangspunkt für viele wissenschaftliche Entdeckungen oder eben allgemein Forschungsprojekten. Des Öfteren erfolgt auch eine Zusammenarbeit mit anderen Radioteleskopen in Form von Kooperationsprojekten. Das GBT hatte und hat einen wichtigen Anteil bei der Erforschung von Dunkler Energie, Pulsaren, physikalischen Konstanten, Galaxienformationen, Entstehung und Entwicklung von Galaxienhaufen, Schwarzen Löchern, Sternformationen, Studien unseres Sonnensystems sowie wichtigen Ergebnissen im Bereich der interstellaren organischen Chemie. So wurde zum Beispiel auch unser Mond in den Polregionen genauer auf mögliches Eis in den tieferen Kratern untersucht, wobei man dort keines entdecken konnte.

Das GBT ist zudem Bestandteil des High Sensitivity Array (HSA), einer Gruppe von Radioteleskopen die gemeinsam die höchste Winkelauflösung und zugleich auch höchste Empfindlichkeit bei der Langbasisinterferometrie (VLBI) erzielen. Dabei folgten im Jahr 2012 gemeinsame Beobachtungen mit dem russischen RadioAstron-Weltraumteleskop. In diesem Jahr arbeitet das GBT bereits im globalen HSA-Netz. Neben bisherigen Beobachtung von Eigenbewegungen in der Nähe von Galaxien durch präzise Astrometrie auf Masern in Sternentstehungsgebieten ist es durch den Zusammenschluss der Teleskope möglich, mit einer bisher unerreichbaren Genauigkeit die Entfernung des Zentrums der Milchstraße parallaktisch zu bestimmen. Das liegt daran, dass mit dem HSA-Netz die vor dem Kern liegenden Staubstrukturen durchdrungen werden können.

Das GBT stellt also alles bereit für eine sehr effiziente Arbeitsweise, was auch die Nutzungszeiten bestätigen. Im Schnitt wird das Radioteleskop im Jahr knapp 6.500 Stunden benutzt und für sonstige Hochfrequenzforschungen 2.000 bis 3.000 Stunden. Das Teleskop zeigt sich mit seiner Vielzahl von Einsatzmöglichkeiten als sehr flexibel und die Mitarbeiter vor Ort sorgen stets dafür, dass die Technik möglichst auf dem neusten Stand verbleibt. Dies ermöglicht dann zudem eine schnelle Reaktion auf neue wissenschaftliche Ideen, durch eine Umkonfiguration und Anpassung an neue experimentelle Hardware und Technologien. Auch die Zahlen der vergangenen Jahre zeigen noch einmal die Wichtigkeit des GBT im Bereich der Forschung, denn in den vergangenen 5 Jahren waren mehr als 900 Wissenschaftler mit ihren Studenten für Studien oder Projekte vor Ort, wobei allein 2012 mehr als 500 Wissenschaftler vor Ort waren.

Das Robert C. Byrd Green Bank Telescope ist also nicht nur das größte vollbewegliche Radioteleskop, sondern nimmt auch einen Platz ein unter den wichtigsten Radioteleskopen, die uns für die Erforschung des Universums zur Verfügung stehen.

Verwandte Webseiten:

• Informationsseite der NRAO über das GBT (englisch)

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