eine nacht im der Milchstraße
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Welt der Wissenschaft: FORSCHUNG AKTUELL Eine Nacht im Zentrum der Milchstraße Den Beobachtern am Very Large Telescope über die Schulter geschaut Schwarze Löcher sind nicht leicht zu finden. Im Zentrum der Milchstraße befindet sich aber mit Sicherheit eines. Beobachten kann man nur seine Auswirkungen auf die unmittelbare Umgebung – und das erfordert den Einsatz moderner Großteleskope im infraroten Spektralbereich. Von Stefan Gillessen P ünktlich, eine halbe Stunde In der chilenischen Atacama-Wüste Auf der Plattform verfolgen die For- vor Sonnenuntergang, holt der sind die Winternächte im Juni lang und scher die letzten Minuten der Dämme- Nachtastronom der ESO die bei- kalt, gutes Beobachtungswetter ist nahezu rung, bis die Nacht tatsächlich anbricht. den Gastbeobachter am Wohn- garantiert. Am Kontrollgebäude angekom- Am östlichen Horizont leuchtet der von gebäude knapp 200 Höhenmeter unter men, gehen die Wissenschaftler zunächst der untergehenden Sonne beschienene, dem Gipfel des Cerro Paranal ab. Die bei- auf die Plattform, auf der die vier Teleskop- 6720 Meter hohe Vulkan Llullaillaco nahe den Gäste sind aus ihrem Heimatinstitut riesen errichtet wurden. Techniker und der argentinischen Grenze; und unterhalb in Garching bei München angereist, um in Ingenieure der ESO haben die Teleskope des Paranal im Westen liegt eine endlose dieser Juninacht das Zentrum der Milch- schon für die Nacht vorbereitet. Die Kuppel Wolkendecke über dem Stillen Ozean, der straße am bedeutendsten europäischen steht kurz vor Sonnenuntergang bereits of- Pazifik selbst ist nicht zu sehen. (Bild rechts Observatorium, dem Very Large Telescope fen, damit sich die kleinen Temperaturun- unten). Mit etwas Glück wird die fantas- (VLT) der ESO, zu beobachten. Das VLT be- terschiede zwischen innen und außen aus- tische Aussicht mit einem grünen Strahl steht aus vier Großteleskopen mit je acht gleichen, die im Laufe des Tages auftreten, gekrönt, wenn der letzte Bruchteil der Son- Metern Öffnung. obwohl das Kuppelinnere klimatisiert ist. nenscheibe hinter der scharf begrenzten Wolkendecke am Horizont verschwindet. Dann beginnt die Arbeitsnacht. Zu diesem Beitrag stehen jedem Intereswissenschaft-schulen.de didaktische Mit Infrarotaugen ins Herz der Milchstraße sehen Materialien zur freien Verfügung. Darin Das einzige Ziel unserer Beobachtungen wird gezeigt, wie einige der hier ange- heute Nacht ist das galaktische Zentrum, sierten auf unserer Internetseite www. sprochenen Themen im Rahmen des Physikunterrichts in der gymnasialen Oberstufe wissenschaftlich eine hoch interessante behandelt werden können. Unser Projekt »Wissenschaft in die Schulen!« führen wir Region am Himmel, die schon von vielen in Zusammenarbeit mit der Landesakademie für Lehrerfortbildung in Bad Wildbad Forschern mit verschiedenen Telesko- durch. Es wird von der Klaus Tschira Stiftung gGmbH großzügig gefördert. pen beobachtet wurde. Dabei ist uns der direkte Blick zum Herzen des Milch- 52 Februar 2009 Sterne und Weltraum Y. Beletsky/ESO Aus dem Schutzgebäude von UT4, dem vierten Großteleskop des VLT, zeigt der Laserstrahl auf das galaktische Zentrum und erzeugt an der gewünschten Position in der Hochatmosphäre einen künstlichen Stern. straßensystems nicht möglich: Dichte interstellare Staubwolken behindern die Sicht, die Schwächung des Lichts im sichtbaren Spektralbereich beträgt rund 30 Größenklassen. Dies entspricht einer Abschwächung der Sonnenhelligkeit auf die Helligkeit des Polarsterns. Deswegen müssen die Astronomen auf andere Wellenlängenbereiche ausweichen, um das galaktische Zentrum und seine Umgebung zu studieren. Besonders wichtig für die Erforschung des galaktischen Zentrums sind drei Spektralbereiche: die Radiostrahlung, die Infrarotstrahlung und die Röntgenstrahlung. Der Radiobereich ist deshalb interessant, weil er die höchste Winkelauflösung erlaubt. Ein einzelnes Radioteleskop hat zwar nur eine mäßige Winkelauflösung, aber weil mehrere Antennen interkontinental zusammengeschaltet werden könrometrischen Verfahren noch Strukturen ESO nen, lassen sich mit solchen radiointerfevon wenigen Millibogensekunden auflösen – eine solche Bildschärfe wird heute Die Teleskope des VLT auf dem Cerro Paranal bei Sonnenuntergang. Der kalte in keinem anderen Wellenlängenbereich Pazifik ist unter einer mächtigen Wolkendecke verborgen. www.astronomie-heute.de Februar 2009 53 Trick dabei ist: Man verwendet das Bild eines hellen Sterns (eines so genannten Leitsterns), der sich im Gesichtsfeld befindet, um mehrere hundert Mal pro Sekunde aus der Abweichung seines Bilds vom theoretischen Beugungsbild die momentane Verformung der Wellenfront durch die Luftunruhe abzuleiten (siehe Grafik rechts). Mit dieser Information wird die Verformung eines leichten, dünnen und damit biegsamen Spiegels geregelt, der auf zahlreichen einzeln ansteuerbaren Stempeln gelagert ist. Der Spiegel befindet sich im Strahlengang und wird ständig so verformt, dass die Wellenfront nach der Reflexion wieder eben ist. Nach Vereinigung aller beteilig­ ten Strahlen im Brennpunkt ergibt sich nun das gewünschte beugungsbegrenzte Bild des Leitsterns. Diese Korrektur ist ESO dann auch für alle anderen Lichtquellen im Bildfeld wirksam. In Richtung des galaktischen Zentrums Die Infrarotkamera NACO ist im roten Behälter am ortsfesten Nasmyth-Fo- gibt es jedoch im sichtbaren Licht kaum kus von UT 4 installiert. In Verbindung mit einer adaptiven Optik erreicht sie hinreichend helle Sterne, um als Leitsterne das theoretisch mögliche Auflösungsvermögen des Großteleskops. für die adaptive Optik zu dienen. NACO kann aber mit einer Besonderheit aufwarten: Als weltweit einziges Gerät ist es mit erreicht. In diesem Spektralbereich sieht Sterne strahlen zwar bevorzugt bei kürze- einem Infrarot-Wellenfrontsensor ausge- man allerdings keine Sterne leuchten wie ren Wellenlängen, aber der sichtbare und rüstet. Damit lassen sich auch Leitsterne im Sichtbaren, sondern vor allem inter- der ultraviolette Anteil ihrer Strahlung verwenden, die im Infraroten hell sind, stellares Gas. fällt größtenteils der interstellaren Extink- und nicht im sichtbaren Licht – solche Ebenso ungewöhnlich ist der Blick mit tion zum Opfer. So lassen sich auch diese Sterne stehen in der Umgebung des galak- Röntgenaugen: Hier erzählt uns die Strah- Sterne am besten im Infraroten beob­ tischen Zentrums in großer Zahl zur Ver- lung vor allem von hochenergetischen achten. Und genau das haben die beiden fügung. Einer von ihnen ist besonders ge- Prozessen, wie sie etwa stattfinden, wenn VLT-Besucher heute auch vor. eignet: Der rote Überriese IRS 7, etwa sechs Materie in ein Schwarzes Loch fällt. Denn Bogensekunden nördlich des galaktischen dabei werden große Energiemengen frei- Adaptive und aktive Optik gesetzt, die zu einer gewaltigen Aufhei- Das Acht-Meter-Teleskop UT4 des VLT Bevor NACO jedoch zum Zuge kommt, zung der Materie führen – und je höher ist mit den Instrumenten NACO und muss das Teleskop erst zum Zielobjekt die Temperatur eines beliebigen Körpers SINFONI ausgestattet, die wie gemacht ausgerichtet werden. Diese Arbeit wird ist, desto kürzer ist die Wellenlänge, bei sind für das galaktische Zentrum. NACO den Gastbeobachtern am VLT von einem der er seine thermische Strahlung vorwie- ist ein Vielzweckgerät, aber besonders Ingenieur abgenommen, der zusammen gend abgibt. Weil die Erdatmosphäre keine interessant ist es als Kamera (Bild oben). mit ihnen die ganze Nacht am Steuerpult Röntgenstrahlung werden Seine spezielle Stärke ist, dass es wirklich verbringt und diverse Funktionen des Te- Röntgenteleskope als Satelliten gebaut beugungsbegrenzte Bilder liefert. Die leskops kontrolliert. und im nahen Weltraum (außerhalb der erreichte Bildschärfe ist also nicht durch Neben der Ausrichtung des Teleskops Erdatmosphäre) auf Erdumlaufbahnen die atmosphärische Luftunruhe auf etwa ist es seine Aufgabe auch, die aktive Op- betrieben. Die räumliche Auflösung der eine Bogensekunde begrenzt, sondern tik einzustellen. In Abhängigkeit von der heutigen Röntgenteleskope ist relativ nur durch den Durchmesser des Haupt- Richtung, in die das Teleskop schaut, biegt moderat, sie liegt bei etwa einer Bogense- spiegels und die Wellenlänge der emp- sich sein großer Acht-Meter-Spiegel unter kunde. fangenen Strahlung – so erreicht man, seinem eigenen Gewicht spürbar durch. wie gesagt, eine räumliche Auflösung von Diese zeitabhängige Verformung wird etwa 50 Millibogensekunden. kompensiert, indem der Hauptspiegel von durchlässt, Im infraroten Spektralbereich wird mit bodengebundenen Großteleskopen eine Zentrums (siehe Bild rechts unten). mittlere räumliche Auflösung erreicht. Dazu muss NACO permanent die durch 150 Aktuatoren (hydraulisch gelagerten An einem der vier Acht-Meter-Spiegel des die Luftunruhe verursachten hochfre- und permanent nachjustierten Stempeln) Very Large Telescope schafft man etwa 50 quenten Bildstörungen ausgleichen. Die in der optisch korrekten Form gehalten Millibogensekunden. Im Infraroten emit- dazu erforderliche Technik wird adap- wird (siehe Bild auf Seite 56). Ähnlich tieren eher kühlere Sterne ihr Licht. Heiße tive Optik genannt. Der entscheidende wie bei der adaptiven Optik wird die zur 54 Februar 2009 Sterne und Weltraum ebene Wellenfront des Leitsterns ebene Wellenfront des Leitsterns Atmosphäre gestörte Wellenfront Linse Detektor Spiegel Linse Detektor ESO/SuW-Grafik gestörte Wellenfront Atmosphäre Spiegel Das Prinzip der adaptiven Optik: Das gestörte Bild des Leitsterns wird analysiert (links), daraus wird eine Verformung des adaptiven Korrekturspiegels berechnet, welche die atmosphärische Störung genau kompensiert (rechts). Steuerung der Stempel erforderliche In- ergeben sich Bilder von etwa 27 Bogense- sichtsfeld befindlichen Sterne immer wie- formation aus der Analyse des Bilds eines kunden Gesichtsfeld – ein Himmelsgebiet, der bestimmt und ihre Eigenbewegungen hellen, im Gesichtsfeld stehenden Sterns das kleiner ist als das Jupiterscheibchen (also die an den Himmel projizierten Ge- abgeleitet. Störungen (Durchmesser: 42 Bogensekunden). Wegen schwindigkeiten) abgeleitet. Nach sieben kann man am Primärspiegel allerdings der hohen Sterndichte im galaktischen Jahren ist für die Winkelgeschwindigkeit nicht korrigieren – dazu ist er zu groß und Zentrum sind in diesem winzigen Ge- der einzelnen Sterne eine Messgenauig- lässt sich nicht schnell und flexibel genug sichtsfeld trotzdem Tausende von Sternen keit von etwa ± 0,1 Millibogensekunden verformen. zu sehen (siehe Bild unten). pro Jahr erreicht – das entspricht für Atmosphärische Langsam werden die beiden Gäste Solche Bilder wurden seit der Inbe- die Geschwindigkeiten im Abstand des ungeduldig. Wann starten denn nun die triebnahme von NACO im Jahr 2002 re- galaktischen Zentrums einer Unsicher- Beobachtungen? Das Teleskop zeigt schon gelmäßig aufgenommen. Daraus werden heit von ± 5 Kilometern pro Sekunde. Die zu den korrekten Koordinaten: Rektaszension 17h45m40s, Deklination –29°009300. die Positionen der vielen tausend im Ge- Geschwindigkeit eines Sterns, der sich so Nur die aktive Optik funktioniert in der Dämmerung noch nicht. Sie benötigt einen Leitstern im sichtbaren Licht, und die treten erst bei hinreichend dunklem Himmel zum Vorschein. Auf dem Kontrollbildschirm von NACO sehen die Forscher IRS 7 bereits ein Bild vom galaktischen Zentrum – ohne eingeschaltete aktive Optik ist es allerdings hoffnungslos verschmiert und unscharf. Endlich kommen die erlösenden Worte: »Active optics started!«. Jetzt können unsere beiden Astronomen loslegen. Sgr A* Ein wunderschöner Sternhaufen Das Wetter ist nicht optimal. Die ersten Seeing-Werte liegen bei etwa 1,2 Bogendas Bild einer punktförmigen Lichtquelle 5 Bogensekunden erscheint, und ist ein Maß für die Bild- 2/3 Lichtjahre ESO sekunden (das »Seeing« gibt an, wie groß verschmierung durch die Luftunruhe). Damit ist klar: Die ersten Aufnahmen werden bei einer Abbildungsskala von 27 Dieses Infrarotbild des galaktischen Zentrums ist eine Überlagerung von Millibogensekunden pro Pixel und bei Aufnahmen mit NACO in den Bändern J, H und K. Sgr A* kennzeichnet die einer Wellenlänge von 2,2 Mikrometern Radioquelle am Ort des galaktischen Zentrums, IRS 7 ist ein roter Überriese, (im so genannten K-Band) erfolgen. Damit der NACO als Leitstern dient.. www.astronomie-heute.de Februar 2009 55 schnell bewegt, wie die Erde um die Sonne ßensystems überlagert ist. Diese Rotation dieser Wert wiederum erlaubt eine ganz läuft (30 Kilometer pro Sekunde), wäre findet nur in der galaktischen Ebene statt, erstaunliche Messung, wenn er zusam- also leicht messbar. so dass die mittlere Geschwindigkeit in mengenommen wird mit der mittleren, dieser Richtung erhöht ist. um die galaktische Rotation korrigierten Die im Laufe von mittlerweile sieben Jahren angesammelten Messdaten erge- Ergänzt wird dieser Datensatz durch ben zusammen einen fantastischen statis­ Radialgeschwindigkeitsmessungen. Diese Sternhaufen (in dem also keine Bewe- tischen Datensatz. Er zeigt deutlich, dass wurden ebenfalls am VLT gewonnen, und gungsrichtung bevorzugt ist) müssen die Sterne sich umso schneller bewegen, zwar mit dem 2004 installierten Spek- diese beiden Größen identisch sein. Die je näher sie dem galaktischen Zentrum trografen SINFONI (Bild auf Seite 58), den Einheit der Radialgeschwindigkeit ist kommen – die höchsten gemessenen unsere beiden Astronomen in der zweiten Kilometer pro Sekunde, während die Ei- Geschwindigkeiten liegen bei 5000 Kilo- Hälfte dieser Beobachtungsnacht einset- genbewegung in Millibogensekunden pro metern pro Sekunde. Dies kann man nur zen werden. Die meisten der Sterne im Jahr gemessen wird: Durch Gleichsetzen so erklären, dass dort eine große Masse Bildfeld haben einen späten Spektraltyp. beider Größen erhält man also die Um- vorhanden sein muss, viel mehr als man Ihr Infrarotspektrum ist durch drei säge- rechnung von Millibogensekunden auf durch Aufaddieren der Masse der einzel- zahnartige Absorptionsbanden bei 2,29, Kilometer – was genau der Entfernung des nen, sichtbaren Sterne vermuten würde. 2,32 und 2,35 Mikrometern Wellenlänge Sternhaufens (und damit auch des galak- Die einzelnen Bewegungsrichtungen die- geprägt. Die Verschiebung der Wellen- tischen Zentrums) entspricht. ser Sterne wirken zunächst zufällig. Wenn längen dieser Strukturen aufgrund des Die auf diese Weise gemessene Distanz man die Daten aber in galaktischen Koor- Dopplereffekts kann man gut nutzen, um zum Zentrum unseres Milchstraßensys­ dinaten darstellt, so dass eine Koordina- die Radialgeschwindigkeiten der Sterne zu tems beträgt 26 300 ± 1100 Lichtjahre. (Der tenachse entlang der galaktischen Ebene bestimmen. Zwar liegen diese Messungen erste Wert ist das Messergebnis, der zweite liegt und die andere senkrecht dazu, dann nicht für die vielen tausend Sterne vor, dessen Unsicherheit.) stellt man fest, dass die mittlere Bewe- von denen die aus Direktaufnahmen gung in Richtung der galaktischen Ebene bestimmten Eigenbewegungen bekannt etwas schneller ist als senkrecht dazu. sind, doch immerhin für 600 von ihnen. Eigenbewegung. Für einen isotropen Unausweichlich: ein Schwarzes Loch Auch diese Zahl ist groß genug, um Die ersten zwei Stunden der Nacht sind ligen chaotischen Bewegung des zentralen einen sinnvollen Wert für die mittlere vergangen – nach der Auswertung der neu Sternhaufens die Rotation des Milchstra- Radial­geschwindigkeit zu erhalten. Und gewonnenen Daten in unserem Garchin- ESO Dies liegt einfach daran, dass der zufäl- Die Primärspiegelhalterung für die Hauptspiegel der Acht-Meter-Teleskope auf dem Cerro Paranal. Der »weiche« (dünne) Acht-Meter-Spiegel ist auf 150 Aktuatoren gelagert, die ihn mit ständig angepasstem Druck unterstützen und damit in der gewünschten Form halten. 56 Februar 2009 Sterne und Weltraum ger Institut werden die Eigenbewegungen im zentralen Sternhaufen wieder etwas genauer bekannt sein. Das Seeing hat sich mittlerweile auf 0,8 Bogensekunden S12 verbessert, so dass sich die Forscher dazu entschließen, NACO auf den riskantesten, Das Bild zeigt acht aber der insgesamt 28 potenziell gewinnbringendsten Modus umzustellen: Sie verdoppeln die Vergrößerung auf 13 Millibogensekunden Umlaufbahnen S2 S14 von Sternen, deren pro Pixel und beobachten jetzt im H-Band Positionen in der bei 1,65 Mikrometer Wellenlänge. Dies ist nahen Umgebung die kürzeste Wellenlänge, bei der man die des galaktischen + Sterne im galaktischen Zentrum noch gut Zentrums regel- Sgr A* beobachten kann. Dementsprechend er- mäßig bestimmt S21 laubt das H-Band die allerschärfsten Auf- wurden. Die Bahn nahmen (je kürzer die Wellenlänge, desto der Sterns S2 hat höher die räumliche beugungsbegrenzte mit rund 15 Jahren Auflösung). Ziel der beiden Astronomen ist es nun, nersten Bogensekunde in der Umgebung des galaktischen Zentrums zu vermessen. In einem Gebiet, das uns kleiner als der S9 S1 MPE/SuW-Grafik die Positionen der Sterne innerhalb der in- S8 S13 0,2 Bogensekunden die kürzeste Periode und ist mittlerweile einmal komplett vermessen worden. Große Rote Fleck auf Jupiter erscheint, sind hier mehr als hundert Sterne konzentriert. struser sind als die Annahme, es existiere naue Messung. Dies liegt vor allem daran, Diese Sterne sind deshalb so interessant, im galaktischen Zentrum tatsächlich ein dass für einen der 28 Sterne inzwischen weil sie nicht nur hohe Eigenbewegungen Schwarzes Loch dieser Masse. ein kompletter Umlauf beobachtet wurde: zeigen, sondern weil mittlerweile für mehr Auch für die Sterne innerhalb der zen- Der Stern S 2 hat eine Periode von etwas als dreißig von ihnen feststeht, dass sie tralen Bogensekunde um das galaktische mehr als 15 Jahren, und seine Bahn wird sich auf gekrümmten Bahnen bewegen. Wenn die Bahn eines Sterns gekrümmt Zentrum wurden mit SINFONI Radial- seit 1992 verfolgt. ist, dann bedeutet dies nach den grundle- sind inzwischen für 28 dieser Sterne die Signale vom Ereignishorizont genden Gesetzen der Mechanik, dass auf kompletten räumlichen Umlaufbahnen Etwa alle 30 Sekunden erzeugt NACO ein diesen Stern eine Kraft einwirkt; deren bekannt – entsprechend dem ers­ten neues Bild. Längere Belichtungszeiten Richtung und Stärke lässt sich aus der keplerschen Gesetz sind sie elliptisch, sind nicht möglich, sonst wären die Bil- Form der Bahn bestimmen. Im Weltall das unsichtbare Schwarze Loch steht in der der hellsten Sterne im Gesichtsfeld kann das nur die Gravitation sein. Deshalb dem allen Umlaufbahnen gemeinsamen gesättigt. Darum wird die für die licht- kann man aus der Stärke der Krümmung Brennpunkt (Bild oben). schwächeren Objekte erforderliche lange geschwindigkeiten gemessen. Dadurch auf die Stärke der Kraft und somit auf die Auch hier führt die Kombination von Belichtungszeit durch die Addition vieler Masse schließen, welche die Quelle der Astrometrie und Spektroskopie dazu, dass kurzer Belichtungen ersetzt. Aber die Gravitation ist. man eine geometrische Distanz angeben Beob­achter haben nicht nur Interesse an Das Ergebnis dieser Rechnung ist frap- kann – die sich in diesem Fall sogar ohne dem kombinierten Bild. Gespannt blicken pierend: Die Sterne bewegen sich um ein irgendwelche weiteren Annahmen ergibt. sie auf den Kontrollschirm und sehen Gravitationszentrum, dessen Masse rund Der Wert beträgt 27 200 ± 1100 Lichtjahre. sich jedes einzelne Bild an. Die Mühe wird vier Millionen Sonnenmassen beträgt. Diese Zahl stimmt im Rahmen der belohnt: Auf einmal scheint ein neuer Kein einzelner Stern oder Sternhaufen Fehler perfekt mit dem Wert überein, der Stern aufzuleuchten. Die beiden Forscher kann eine so große Masse besitzen: Wäh- aus dem Sternhaufen bestimmt wurde. wissen sofort: Das ist kein Stern. Es ist ein rend man an den heutigen Großtelesko- Wohlgemerkt – die beiden Bestimmungen Strahlungsausbruch des Schwarzen Lochs, pen Sterne mit etwa 20 Sonnenmassen sind gänzlich voneinander unabhängig. ein »Flare«. Seit ihrer Entdeckung im Jahre am Ort des galaktischen Zentrums leicht Ebenso kann man die zentrale Masse zu 2003 sind diese Ausbrüche immer wieder beobachten kann, ist an der Stelle, an der 4,31 ± 0,36 Millionen Sonnenmassen er- gesehen worden, meistens tritt etwa ein die vier Millionen Sonnenmassen liegen rechnen. Der exakte Wert hängt vor allem helleres Flare pro Nacht auf. müssen, kein auffälliges Objekt zu sehen. von der Entfernung ab, die ja nur auf Jetzt heißt es, möglichst viele Aufnah- Die konservativste Erklärung für die Beob­ ± 1100 Lichtjahre genau bekannt ist. Wenn men ohne Unterbrechung aufzuzeich­nen. achtungen ist mittlerweile, dass sich dort man aber die Distanz ganz genau wüsste, Die immer wieder notwendige Bestim- ein Schwarzes Loch dieser Masse befindet. dann verbliebe für den Massenwert nur mung des Himmelshintergrunds wird nur Es werden zwar weiterhin andere Möglich- noch eine Unsicherheit von ± 1,5 Prozent noch so selten wie möglich ausgeführt. keiten diskutiert, die jedoch in den Augen oder 60 000 Sonnenmassen – für astro- Die Forscher führen sofort eine grobe Aus- der meisten Wissenschaftler noch ab- nomische Verhältnisse eine extrem ge- wertung der Daten durch, alle 30 Sekun- www.astronomie-heute.de Februar 2009 57 12 den ermitteln sie einen neuen Helligkeitswert. Hintereinander gesetzt, ergibt sich so Stück für Stück die Lichtkurve des Flares (Bild rechts). Innerhalb von nur 15 Minuten Lochs ihre Helligkeit von schwächer als 18 mag auf knapp 14 mag, also mindestens um einen Faktor 40, gesteigert. Sie leuchtet nun fast so hell wie der 0,2 Bogensekunden entfernt stehende Stern S2. Die Lichtkurven sind besonders interessant, weil sich in vielen Fällen neben dem 8 S1 Sgr A* MPE/Nature/R.Gänzel/SuW-Grafik Flussdichte in Millijansky hat die engste Umgebung des Schwarzen 4 Heller- und Dunklerwerden innerhalb von etwa zwei Stunden eine quasiperiodische Modulation mit einer Periode von etwa 20 Minuten zeigt. Periodizitäten sind deshalb 0 interessant, weil sie auf eine mögliche 0 Rotationsbewegung hindeuten. Eine Um- 50 drehung in nur 20 Minuten ist eine sehr 100 Zeit in Minuten schnelle Bewegung, wenn man bedenkt, dass die Sonne für eine Umdrehung um Die Lichtkurve von Sgr A* im H-Band (Wellenlänge 1,6 Mikrometer) vom die eigene Achse etwa einen Monat be- 16. Juni 2003, aufgenommen mit NACO am VLT. Die Helligkeit des Vergleichs- nötigt. In der Nähe des Ereignishorizonts sterns S1 ist im Rahmen der Messfehler konstant. eines Schwarzen Lochs allerdings erfolgt die Umlaufbewegung mit einem merklichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit. den Daten ableiten, dass das Schwarze der Strahlung. Temperaturstrahlung, also Daraus ergibt sich die Vermutung, dass die Loch nicht ruhen kann. Es muss vielmehr Licht, wie es Sterne oder brennende Kerzen periodischen rotieren, mit mindestens 50 Prozent der erzeugen, wäre unpolarisiert. Das Leuch- bei Sgr A*, wie das Schwarze Loch von den maximal Winkelgeschwin- ten der Flares entsteht dagegen durch den Astronomen genannt wird, durch die Um- digkeit. Durch diese Rotationsbewegung Synchrotroneffekt: Schnelle Elektronen laufbewegung eines leuchtenden Flecks wird die Raumzeit um das Schwarze Loch bewegen sich spiralförmig um die Feldli- um das Schwarze Loch im galaktischen mitgerissen, so dass sich gewissermaßen nien eines Magnetfelds. Diese Spiralbewe- Zentrum entstehen. die Geschwindigkeit der Raumzeit und die gung um die Magnetfeldlinien herum ist Was ist die kürzest mögliche Umlauf- eigentliche Umlaufbewegung der Materie eine beschleunigte Bewegung, und da die zeit um ein ruhendes Schwarzes Loch mit addieren – dadurch sind kürzere Umlauf- Elektronen geladen sind, geben sie dabei vier Millionen Sonnenmassen? Es sind 27 zeiten möglich. Für die Forscher ist klar: elektromagnetische Strahlung ab. Minuten – etwas länger als die beobach- Das Milchstraßenzentrum bietet die ein- Es wurden erst sehr wenige Flares im teten 20 Minuten. Darum kann man aus zigartige Chance, die von der Relativitäts- polarisierten Licht beobachtet, und in theorie beschriebenen Effekte im Detail keinem Fall wurde der Beginn eines Flares zu testen. Die Flares sind besonders inter­ mit essant, denn ihr Licht kommt aus einer erwischt. Auch heute Nacht hat das Team Region nur knapp außerhalb des Ereignis- auf dem Paranal kein Glück – in der ver- horizonts, wo die Welt hochrelativistisch bleibenden Stunde mit NACO ereignet ist (das heißt: wo die Gravitationskräfte so sich im galaktischen Zentrum kein Flare stark sind, dass die Geschwindigkeiten der mehr. Helligkeitsschwankungen möglichen Lichtgeschwindigkeit nahe kommen). Den Flares auf der Spur dieser Instrumentenkonfiguration Flares kennt man nicht nur im Infraroten. Auch im Röntgenlicht leuchtet Sgr A* unregelmäßig auf. (Sgr ist die Abkürzung von Sagittarius, dem Schützen – in diesem Nacht bereits wieder abgeklungen: eine Sternbild befindet sich das galaktische gute Gelegenheit, NACO neu zu konfigu- Zentrum). Auch im Submillimeterbereich, rieren. Es soll weiter nach Flare-Emission also bei den kürzesten Radiowellenlängen, gesucht werden, dieses Mal jedoch im ist der Strahlungsfluss veränderlich. Im polarisierten Licht. Dazu wird ein doppel- Jahre 2004 ist es zum ersten Mal gelungen, brechender Kristall in den Strahlengang während einer zeitgleichen Beobachtung gebracht. Flares haben nicht nur stark mit dem VLT und dem Röntgensatelliten Der Bildfeldspektrograf SINFONI am veränderliche Helligkeit, auch die Polari- Chandra, Flares in beiden Wellenlän- Cassegrain-Fokus von UT4, dem vierten sation ihres Lichts ändert sich schnell. Das genbereichen zu beobachten. Dies sind Acht-Meter-Teleskop des VLT. ist ein klarer Hinweis auf den Ursprung besonders schwierig zu koordinierende ESO Nach etwa einer Stunde ist das Flare heute 58 Februar 2009 Sterne und Weltraum Beobachtungen, schließlich müssen verschiedene Observatorien Beobachtungszeit zur Verfügung stellen, die Zeitpläne müssen aufeinander abgestimmt werden, und während der zeitgleichen Messungen Strahlteiler muss sich auch tatsächlich ein Flare ereignen. Die Ergebnisse sind aber extrem interessant: Es scheint so, als sei jedes Röntgenflare auch von einem Infrarotflare begleitet; umgekehrt gilt das hingegen nicht. Wenn in beiden WellenlängenbeESO/SuW-Grafik reichen Flares zu sehen sind, dann sind sie wirklich zeitgleich, der Zeitunterschied beträgt weniger als fünf Minuten. Deswegen ist es klar, dass die Infrarot- und die Röntgenstrahlung beide während Weniger klar ist der Zusammenhang mit ESO desselben Ereignisses emittiert werden. So funktioniert ein Bildfeldspektrograf: Das zu beobachtende Feld wird in einzelne der Variabilität im Submillimeterbereich. Die Schwankungen dort sind nicht direkt Ein vom Bildfeldspektrografen SINFONI Streifen zerlegt, die dann optisch hinterei- mit denen im Infraroten korreliert, aber erzeugter Datenkubus: Von jedem Bildele- nander gesetzt und mit einem Langspalt- möglicherweise folgt die Submillimeter- ment entsteht ein Spektrum. spektrografen analysiert werden. Lichtkurve der Infrarotkurve mit einer Verzögerung von rund zwei Stunden. Das Seeing ist weiterhin gut, und nun, wird von einem Strahlteiler zunächst Zentrum schwierig: Der nächste verwend- nach rund fünf Stunden, ist es Zeit, zu in lau­ter einzelne Streifen zerlegt. Je- bare Leitstern steht in 22 Bogensekunden SINFONI zu wechseln. SINFONI (siehe Bild der Streifen wird dann einzeln optisch Entfernung und ist gerade mal 14,5 mag links unten) ist ein moderner Infrarot- abgebildet, und zwar so, dass alle Strei- hell – deutlich schwächer als Pluto. Spektrograf, der am gleichen Teleskop fen hintereinander zu liegen kommen. wie NACO montiert ist. Um den Fokus Es wird also künstlich ein Langspalt Ein Leitstern – selbst gemacht umzuschalten, schwenkt der Teleskop- er­zeugt, an dem dann ganz klassisch ein Unsere beiden Astronomen haben jedoch Operator den Fangspiegel zur Seite, so Spektrum entsteht. Die Zahl der Pixel auf noch einen Joker in der Hand. Sie müs- dass das Licht vom Sekundärspiegel durch dem Detektor lässt sich so natürlich nicht sen nicht den lichtschwachen optischen die zentrale Öffnung im Primärspiegel erhöhen. Während ein Langspalt entlang Leitstern verwenden. Stattdessen können zum Cassegrain-Fokus gelangen kann. Na- einer Zeile zum Beispiel 2048 Pixel abbil- sie den Laser-Leitstern einsetzen. Dieses türlich muss dazu niemand zum Teleskop det, sind es bei den mit SINFONI erzeugten neue Gerät verbessert die Einsatzmög- laufen: ein paar Klicks am Computer, und Bildern 32 3 64 Pixel. Die Bilder sind also lichkeiten von SINFONI erheblich. Da das die Forscher können SINFONI einsetzen. relativ klein, eher wie Vorschaubilder auf Gerät noch neu ist, müssen sich sowohl dem Computer. Das Detektorbild bei SIN- der Teleskop-Ingenieur als auch der Nach- FONI ist ziemlich komplex. Erst nachdem tassistent konzentrieren. Dreidimensionale Daten Während bei klassischen Spektrografen ein Rechner die einzelnen Spalte rück- Es herrscht gespannte Ruhe, und auch das Licht untersucht wird, das auf einen wärts wieder zusammengesetzt hat, kann die Beobachter von den anderen Telesko- langen Eingangsspalt des Instruments man das ursprüngliche Bild erkennen. pen schauen für einen Moment interes- fällt, kann SINFONI ein komplettes Bildfeld Das kleinste Gesichtsfeld, das SINFONI siert zu. Eine Glasfaser leitet das Laserlicht spektroskopieren. Mit einem Langspalt bietet, hat einen Durchmesser von nur 0,8 in ein kleines Teleskop, das auf der Rück- erhält man eine räumliche Dimension Bogensekunden. Die einzelnen Pixel sind seite des Sekundärspiegels sitzt und den sowie die spektrale Richtung (die Wellen- dann 25 3 12,5 Millibogensekunden groß, Strahl zum Himmel projiziert. Zunächst länge) – damit sind die zwei Dimensionen, die optimale Größe für die Auflösung des muss der Laserstrahl auf eine Höhe von die ein Chip bietet, aufgebraucht. Mit SIN- VLT im nahen Infrarot. Dies ist natürlich rund 80 Kilometern fokussiert werden FONI erhält man dagegen zwei räumliche nur dann sinnvoll, wenn man auch eine (siehe Bild auf Seite 53). und eine spektrale Dimension. Die Daten adaptive Optik zur Verfügung hat. Sonst Dort befindet sich eine mit Natri- sind also keine Bilder, sondern eher Ku- wären die Bilder einzelner Sterne ja etwa umatomen angereicherte Schicht (die ben (siehe Bild oben). Für jedes Pixel hat so groß wie das gesamte Gesichtsfeld. Natriumatome werden beim Verglühen man ein volles Spektrum zur Verfügung. Darum ist SINFONI mit einer adaptiven von Meteoriten aus dem Weltraum freige- Wie erreicht man das? Optik ausgestattet. Diese adaptive Optik setzt). Die Wellenlänge des Laserlichts ist Der Trick besteht in einer cleveren Op- kann im Gegensatz zu NACO jedoch die so gewählt, dass sie genau der Natrium-D- tik (Bild oben rechts). Das Feld, das man Wellenfronten nicht im Infraroten messen. Linie entspricht. Die durch diesen Laser- spektroskopisch Das macht ihren Einsatz im galaktischen strahl angeregten Natriumatome in der untersuchen www.astronomie-heute.de möchte, Februar 2009 59 Nach Einfall einer Gaswolke bildet sich um das zentrale Schwarze Loch eine riesige Akkretionsscheibe, in der sich trotz widriger Illustration: NASA/CXC/M. Weiss Umstände viele massereiche Sterne bilden. Natriumschicht fangen an, stark in der auf Sgr A* zu und die Radialgeschwindig­ feld, und die beiden Gäste am VLT be- gleichen Farbe wie der Laser zu leuchten. keit. Und man benötigt genau sechs schließen, die verbleibende Beobachtungs- Dieses Gelb sieht man sonst vor allem als Grö­ßen, um die Umlaufbahn komplett zeit einer anderen Population von jungen Straßenbeleuchtung. Sobald der künst- bestimmen zu können. Sternen zu widmen. Etwas weiter draußen, liche Stern aufleuchtet, wird die adaptive in einem Abstandsbereich zwischen einer Optik auf ihn ausgerichtet. Das ist nicht so Das Rätsel um die jungen Sterne leicht wie mit einem echten Stern, denn Die Linie, welche die beiden Astronomen reiche helle, junge Sterne. Es sind O-Sterne der Laserleitstern ist nicht ganz punktför- im Spektrum suchen, liegt bei 2,166 Mikro- oder Wolf-Rayet-Sterne, die auf jeden Fall mig. Außerdem kann man ihn nicht zur metern. Es ist eine Linie des Wasserstoffs. nur wenige Millionen Jahre alt sind. Ihr Messung der Verkippung der Wellenfront Dass sie diese Linie überhaupt verwenden Abstand zum Schwarzen Loch ist so groß, verwenden, sondern nur ihrer Verfor- können, ist eines der größten Rätsel, auf dass zurzeit noch keine Beschleunigungen mung – das heißt: Das Tanzen der Sterne das die Forscher im Lauf der letzten Jahre messbar sind. Das bedeutet: Wenn man um ihre mittlere Position kann man mit gestoßen sind. Die Linie tritt lediglich bei die Positionen am Himmel und die Radial- einem Laser nicht korrigieren, nur die Ver- Hauptreihensternen des Typs A, B und O geschwindigkeit kennt, hat man erst fünf formungen des Abbilds des Sterns. Darum auf – also bei heißen, massereichen Ster- dynamische Größen gemessen. Einzelne muss man zusätzlich noch einen natür- nen. Da massereiche Sterne nur kurz le- lichen Leitstern hinzunehmen, der aber ben, müssen die Sterne in der Umgebung Bahnen erhält man so also nicht. Für keinen der Sterne kennt man die viel lichtschwächer sein kann als ohne des galaktischen Zentrums, die fast alle sechste fehlende Größe. Da es viele von Laserleitstern. vom Spektraltyp B sind, relativ jung sein: diesen Sternen gibt, kann man allerdings Nach rund 20 Minuten ist es geschafft. um die 50 Millionen Jahre oder jünger. mit Hilfe eines statistischen Tricks weiter- Alle Kontrollschleifen stehen auf Grün, Das ist astronomisch gesehen eine kurze kommen: Wenn man über die Verteilung jetzt kann die eigentliche Beobachtung Zeitspanne, wenn man bedenkt, dass auf dieser Größe eine sinnvolle Annahme mit SINFONI losgehen. Bei den guten Be- der Erde vor rund 65 Millionen Jahren macht, kann man für jeden Stern mög- dingungen, die im Moment herrschen, noch die Dinosaurier lebten. liche Bahnen würfeln. Man nimmt also knöpfen sich die beiden Wissenschaftler Das Rätsel besteht darin, dass die und zehn Bogensekunden, gibt es zahl- alle möglichen Werte an, und rechnet damit jeweils die Bahn aus. Wenn man das Wie können in der nächsten Umgebung des massereichen Schwarzen Lochs ständig neue Sterne entstehen? für jeden Stern viele tausend Mal macht, erhält man einen Überblick darüber, wie die Bahn wahrscheinlich aussieht. Für die O-Sterne zwischen einer und drei Bo- wieder die Sterne innerhalb der zentralen Sterne eigentlich viel zu jung sind, um gensekunden Abstand vom galaktischen Bogensekunde vor. Aus dem aufgenom- von weither gekommen zu sein. Aber noch Zentrumfolgt daraus, dass es eine Ebene menen Spektrum können sie deren Spek- unwahrscheinlicher erscheint es, dass gibt, in der mit hoher Wahrscheinlichkeit traltyp und deren Radialgeschwindigkeit sie auf ihren jetzigen Bahnen entstanden etwa die Hälfte der Sternbahnen liegen. bestimmen. Speziell auf zwei Sterne sind, wo die enormen Gezeitenkräfte des Da dieses Ergebnis statistisch signifikant ha­ben sie es heute abgesehen. Für diese Schwarzen Lochs wirken. Dieses Rätsel ist, nimmt man an, dass die Sterne das beiden Sterne sind bereits astrometrisch werden die beiden Sternforscher heute Schwarze Loch tatsächlich in einer Schei- Beschleunigungen worden, Nacht nicht lösen können, aber sie werden be in gebührendem Abstand umkreisen aber noch keine Radialgeschwindigkeiten. einen weiteren Puzzlestein sammeln, bis (siehe Grafik oben). Wenn man diese noch zusätzlich weiß, kennt man sechs dynamische Größen des sich irgendwann das Gesamtbild ergibt. Nach zwei Stunden verschlechtert sich Millio­nen Jahren ist so gering, dass die Sterns: Seine Position in Rektaszension das Seeing (die Luftunruhe) zusehends. Sterne dort entstanden sein müssen, wo und Deklination, seine Eigenbewegung in Langsam wird die Korrektur der adaptiven wir sie heute sehen. Man kann also anneh- beiden Richtungen, die Beschleunigung Optik zu schlecht für das kleine Gesichts- men, dass zu jener Zeit eine Gaswolke von 60 Februar 2009 gemessen Das geschätzte Alter von etwa sechs Sterne und Weltraum über ist der Himmel im Infraroten relativ zum galaktischen Zentrum stürzte und dunkel. Das erste System, das mit dem dort eine riesige Gasscheibe bildete, in herannahenden Tag Probleme bekommt, der dann die Sterne entstanden sind. Da- ist die aktive Optik, die es knapp eine durch, dass die Gaswolke zu der Zeit, als Stunde vor Sonnenaufgang nicht mehr die Sterne entstanden, in einer Richtung schafft, den Primärspiegel in Form zu (nämlich senkrecht zur Scheibe) bereits halten. Doch bevor es so weit kommt, ist kollabiert war, wurde der Prozess der Stern- auch der Kalibratorstern aufgenommen, entstehung viel effizienter. So konnten und der Operator kann das Teleskop für die Gezeitenkräfte des Vier-Millionen- den kommenden Tag in Ruhestellung Sonnenmassen-Monsters im Zentrum den bringen. Die restlichen Kalibrationsdaten, entstehenden Sternen nichts anhaben. wie etwa die Dunkelstrommessung oder Die Entstehung der O-Sterne konnte das Flatfield, werden tagsüber von ande- also entschlüsselt werden. SINFONI hat ren Mitarbeitern der ESO aufgezeichnet. ganz entscheidend dazu beigetragen. Nun Etwa eine halbe Stunde vor Sonnenauf- möchten die Forscher die gleiche Technik gang fahren die Astronomen wieder in auf leuchtschwächere Sterne anwenden ihr Domizil. Bevor sie ins Bett gehen, gibt sowie auf Sterne, die von Sgr A* noch wei- es noch ein Frühstück mit Blick auf die in ter entfernt sind. zartes Morgenlicht getauchte Atacama- Guten Morgen! Wüste. Nach zwei weiteren Stunden mit SINFONI wird es Zeit, an den nahenden Morgen zu Stefan Gillessen forscht denken. Es muss noch ein Kalibratorstern als Mitglied der Infrarot/ gefunden werden. Dessen Spektrum wird Submillimeter-Gruppe am aufgenommen, obwohl es eigentlich schon Max-Planck-Institut für gut bekannt ist. Aber man kann damit die extraterrestrische Physik in von Nacht zu Nacht verschiedene Transpa- Garching. Das galaktische renz der Erdatmosphäre bestimmen. Da- Zentrum ist ein bedeutender Schwerpunkt der mit lassen sich dann die eigentlich interes- Arbeit dieser Gruppe. sierenden Spektren von den zusätzlichen, durch die Moleküle der irdischen Lufthülle erzeugten Strukturen befreien. Die beiden Beobachter sind hoch zufrieden. Das Wetter hat mitgespielt, die Technik hat keine Probleme bereitet, und es sind rund neun Stunden wertvoller Daten gewonnen worden. Die Arbeit am galaktischen Zentrum ist dankbar. Es ist ein einzigartiges Labor, in dem man die grundlegenden Gesetze der Schwerkraft, der Stellardynamik und der Sternbildung unter extremen Bedingungen und im Detail studieren kann. Damit lässt sich das Geschehen rund um das Zentrum unseres eigenen Milchstraßensystems, wie auch in den Kernen anderer Galaxien, besser verstehen. Massereiche Schwarze Löcher werden in praktisch jeder Galaxie vermutet, so dass die spannenden Prozesse im galaktischen Zentrum sehr häufig auch an anderen Stellen im Universum passieren sollten. Junge Sterne in der Nähe des zentralen Schwarzen Lochs wurden im Andromedanebel beispielsweise schon nachgewiesen. Die Dämmerung hat bereits begonnen, doch das stört SINFONI und die beiden Astronomen nicht besonders. Selbst tags- www.astronomie-heute.de Literaturhinweise Davies, R., Hippler, S., Ragazzoni, R.: Künstliche Sterne und große Gesichtsfelder – Adaptive Optik, Teil 2. In: Sterne und Weltraum 4/2005, S. 34 – 45. Falcke, H., Menten, K. M.: Ein Schwarzes Loch und seine Umgebung im Radiobereich. In: Sterne und Weltraum 8/2003, S. 28 – 35. Gillessen, S., Genzel, R.: Jagd auf das Schwarze Loch im galaktischen Zentrum. 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Hergestellt unter den US-Patenten Nr. 6.304.376 und 6.392.799; weitere Patente in den USA und anderen Ländern angemeldet. rund 10 000 Sonnenmassen in Richtung 998 ,- € * MN-152 Reflektor Der Maksutov Newton bildet mit seinem hoch korrigiertem, scharfen Bildfeld das neue Flaggschiff der Messier-Teleskope. Hochwertigste Verarbeitung in Verbindung mit CarbonfaserTubus und ausgezeichneter Optik machen die Beobachtung zum ungetrübten Vergnügen. Durchmesser 152 mm, Brennweite 740mm. Lieferumfang: • Carbon-Tubus • Rohrschellen mit Handgriff und Prismenschiene • 8x50 Sucher beleuchtet • 10:1 Okularauszug PN-203 Reflektor Optik mit Tubus 498 ,- € * PN-203 Reflektor Der PN-203 ist extra für die Astrofotografie optimiert. Mit einem Öffnungsverhältnis von f/4, präzisem Okularauszug und einem vergrößerten Fangspiegel mit 70mm kleiner Achse eignet er sich hervorragend zur Fotografie großer, lichtschwacher Objekte. 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