GALAXIEN, GALAXIENHAUFEN, QUASARE EXTRASOLARE

Blickt man in einer klaren Nacht zum Himmel, so sieht man tausende
Sterne. Schon vor Jahrhunderten haben sich Menschen die Frage gestellt,
wie viele dieser Sterne wohl von Planeten umlaufen werden und ob
nicht einer dieser Planeten so ist wie die Erde. Die erste Entdeckung
eines Planeten außerhalb unseres Sonnensystems gelang erst gegen
Ende des 20. Jahrhunderts. Inzwischen gibt es eine ganze Reihe von
Methoden, mit denen solche extrasolare Planeten entdeckt werden.
Eine sehr erfolgreiche Methode ist der indirekte Nachweis von Planeten
durch die Messung der Bewegungen der Sterne. Genau genommen
kreist ein Planet nicht um seinen Stern, sondern beide bewegen sich
um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Findet man einen Stern, der sich
periodisch auf uns zu und von uns weg bewegt, so muss der Stern von
einem Objekt umlaufen werden. Solche Bewegungen von Sternen
können mit Hilfe der Spektroskopie gemessen werden. Zerlegt man das
Licht der Sterne in die Spektralfarben, so sieht man die Spektrallinien.
Bewegt sich ein Stern auf uns zu, verschieben sich diese Linien zum
Blauen, bewegt er sich von uns weg, verschieben sie sich zum Roten.
Aus der beobachteten Verschiebung der Spektrallinien lässt sich die
Masse, die das Objekt mindestens haben muss, berechnen. Mit dem
Tautenburger Teleskop sind derart schon eine Reihe von extrasolaren
Planeten entdeckt worden. Besonders interessant war die Entdeckung
eines Planeten von Pollux, eines hellen Sterns im Sternbild Zwillinge.
STERN- UND PLANETENENTSTEHUNG
Was ist Astroseismologie? Die Seismologie beschäftigt sich mit
der Entstehung und Ausbreitung von akustischen Wellen im Inneren
der Erde und deren Nachweis auf der Erdoberfläche. Die Astroseismologie überträgt diese Technik auf die Untersuchung des inneren
Aufbaus der Sterne, wobei die in den Sternen angeregten Pulsationen
genutzt werden.
Sterne, erhält man den Radius, die Masse und die Dichte des Planeten.
Beobachtet man einen Stern mit einem Planeten von der Größe des
Jupiters, nimmt die Helligkeit eines sonnenähnlichen Sterns während
der Finsternis um etwa 1% ab. Bei einem Planeten von der Größe der
Erde beträgt die Abnahme nur 0,008%.
Ungestört von der turbulenten Erdatmosphäre lässt sich mit Satellitenteleskopen die Helligkeitsabnahme während einer Sternfinsternis mit
höchster Genauigkeit messen. Mit dem Satellitenteleskop CoRoT, an dessen
Forschungsprogramm die Thüringer Landessternwarte beteiligt ist, wurde
so der erste Gesteinsplanet außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt.
Seit seinem Start im Dezember 2006 hat CoRoT bereits hunderttausende Sterne beobachtet und tausende von Sternen mit Finsternissen
entdeckt. Obwohl die Analyse der CoRoT-Daten noch viele Jahre in Anspruch nehmen wird, zeigen die Entdeckungen schon jetzt, wie vielfältig
Planeten sein können. So gibt es Planeten, deren Dichte so groß ist wie die
von Eisen, während andere eine Dichte haben, die so klein ist wie jene von
Schaumstoff.
Unten: Kleiner Ausschnitt aus einem der Felder, die CoRoT beobachtet
hat. Zu sehen ist eine Region mit jungen Sternen, die das Wasserstoffgas
aus ihrer Umgebung zum Leuchten anregen. (Aufnahme TLS)
Archivbild einer Dunkelwolke. Der grüne Fleck ist leuchtender Wasserstoff – angeregt durch den Jet eines jungen Sterns (links). Im Jahr
2006 ereignete sich ein Helligkeitsausbruch des Sterns, der einen
Nebel erzeugte (rechts). (Aufnahme TLS)
Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer, sondern mit fein verteilter
Materie aus Gas und Staub erfüllt. Nahegelegene Gas-Staub-Wolken
verwehren den Blick auf dahinterliegende Sterne und machen sich im
Band der Milchstraße als Dunkelwolken bemerkbar.
Der ca. 70 Millionen Jahre alte Sternhaufen der Plejaden – des Siebengestirns – enthält auch Braune Zwerge. Spärliche Reste der Gas-StaubWolke sind als Reflexionsnebel sichtbar. Helle Sterne führen zu ReflexStrukturen im Bild. (Aufnahme TLS)
Diese Wolken können Massen von bis zu vielen tausend Sonnenmassen
besitzen und sind die Geburtsstätten der Sterne. Die Sternentstehung
erfolgt in instabilen Wolkenregionen, die unter ihrer Eigenmasse zusammenfallen.
teilchen durch Verklumpung langsam zu größeren Brocken, aus denen
sich schließlich Planeten bilden. Die Entstehung von Sternen und
Planeten vollzieht sich gemeinsam. Durch die Bildung von Planeten,
den Wind und die Wirkung der Strahlung des jungen Sterns auf die
Staubteilchen löst sich die Scheibe allmählich auf. Allerdings führt die
Zertrümmerung von kollidierenden Asteroiden zum Nachschub von
Staub. Im Sonnensystem macht sich dieser Staub durch das Zodiakallicht bemerkbar.
Eine stets vorhandene, anfänglich geringfügige Rotation führt dazu,
dass die zusammenfallende Region abflacht. Junge Sterne sind daher
von Gas-Staub-Scheiben umgeben, aus denen Materie auf sie herabregnet und zu ihrem Wachstum führt. Ein Bruchteil dieser Materie wird
jedoch mit hoher Geschwindigkeit längs der Rotationsachse wieder
weggeschleudert. Diese gebündelten Ausströmungen – auch Jets genannt – werden durch Magnetfelder hervorgerufen. Wenn das Gas der
Ausströmung auf umgebende Materie trifft, werden beide zum Leuchten
angeregt. Dadurch ist die Identifizierung junger Sterne selbst dann
möglich, wenn diese noch in den Dunkelwolken verborgen sind.
Kleiner Ausschnitt aus dem Spektrum des Sterns Pollux. Kreist ein
Planet um einen Stern, so führt dies zu einer periodischen Verschiebung
der Spektrallinien (Pfeil).
In Zukunft wird die TLS die Suche auf Planeten ausdehnen, welche
nicht viel massereicher sind als die Erde. Dazu beteiligt sich die
Landessternwarte am Bau eines Spektrografen für das 3,5-m-Teleskop
auf dem Calar Alto in Spanien, der speziell für die Suche nach extrasolaren
Planeten optimiert ist.
Infrarot- und Radiobeobachtungen erlauben die direkte Untersuchung
von jungen Sternen. Sie werden von den Astronomen der Landessternwarte an anderen Observatorien und mit Hilfe von Weltraumteleskopen durchgeführt.
Bei der Transitmethode wird nach Planeten gesucht, die beim Umlauf
um ihren Mutterstern diesen ab und zu verfinstern. Solche Sternfinsternisse dauern einige Stunden und aus der Lichtabnahme während der
Finsternis kann der Radius des Planeten abgeleitet werden. Kombiniert
man zudem die Transitmethode mit der Messung der Bewegung der
Ein galaktischer Superwind in Folge heftiger Sternbildung im Zentrum
der nahen Starburstgalaxie M82 (Entfernung 12 Mio Lichtjahre) wird
durch ionisiertes Gas (rot, pink) angezeigt, das noch in großem Abstand nachweisbar ist. (Aufnahme TLS)
Radiobeobachtung der Stosswelle in dem Galaxienhaufen CIZA
J 2242.8 5301. Die Beobachtung wurde mit dem Giant Metrewave
Radio Teleskop in Indien durchgeführt. In rot ist die Intensität der
Radiostrah-lung dargestellt, in blau die Verteilung des Haufengases.
Da sich das Licht mit endlicher Geschwindigkeit ausbreitet, ist ein Blick
in die Tiefe des Raumes immer auch ein Rückblick in die Geschichte des
Universums. Seit wenigen Jahrzehnten ist es möglich, so tief ins Universum
zu schauen, dass man aus den Beobachtungen auf kosmologisch relevante
Entwicklungseffekte schließen kann. Auf großen Skalen wird die kosmische
Struktur durch Galaxien und Galaxienhaufen geprägt. Wie auch unser
Milchstraßensystem bestehen Galaxien aus einem Ensemble von Milliarden
von Sternen, interstellarem Gas und Staub sowie rätselhafter „Dunkler
Materie“.
Spektralbereichen, deren Ziel es ist, die physikalischen Prozesse in Quasaren
und ihre Bedeutung für die Galaxienentwicklung besser zu verstehen.
Galaxienhaufen bestehen aus bis zu mehreren tausend Galaxien. In den
Galaxien selbst ist jedoch nur ein kleiner Teil der Masse eines Haufens
gebunden. Weitaus mehr Masse befindet sich zwischen den Galaxien und
bildet das Haufengas, ein sehr stark verdünntes und heißes Medium. Die
Dunkle Materie führt dazu, dass Galaxien und das Haufengas durch die
Gravitation gebunden sind und den Galaxienhaufen nicht verlassen können.
Durch kontinuierlichen Einfall von Galaxien und Gruppen von Galaxien
wachsen Galaxienhaufen stetig an.
Gelegentlich verschmelzen zwei gleich große Haufen zu einem neuen. Bei
diesen Ereignissen entstehen im Haufengas spektakuläre Stoßwellen, die das
Haufengas auf die hohen Temperaturen bringen. In der Folge befindet sich
das Haufengas in einem turbulenten Zustand. Sowohl die Stoßwellen als auch
die Turbulenz können Elektronen auf sehr hohe Energien beschleunigen. Durch
Magnetfelder im Haufengas emittieren diese dann Strahlung im Bereich der
Radiowellenlängen. Die TLS beteiligt sich an dem internationalen Radioteleskop LOFAR, auch um solche Ereignisse aufzuspüren und zu untersuchen.
Warum Astroseismologie? Unsere Information über die Sterne
entnehmen wir dem von den Sternoberflächen ausgesandten Licht.
Wir können nicht in die Sterne hineinsehen, sie sind undurchsichtig.
Traditionell werden Modelle des inneren Aufbaus der Sterne so
erstellt, dass die im Sternzentrum erzeugte und an die Oberfläche
transportierte Energie genau dasjenige äußere Erscheinungsbild
liefert, welches wir letztlich sehen, z.B. die Eigenschaften der Sonnenoberfläche. Außer für die Sonne kann die Oberflächenstruktur
nur für wenige Sterne grob aufgelöst werden. Wir sind daher auf
wenige Eigenschaften des abgestrahlten Lichts wie Helligkeit und
Farbspektrum angewiesen. Die Astroseismologie eröffnet einen völlig
neuen und unabhängigen Weg, Modelle des inneren Aufbaus der
Sterne zu erstellen und zu überprüfen.
THÜRINGER
LANDESSTERNWARTE
TAUTENBURG
Auf der Sonne beobachtet man die Überlagerung von Millionen von
Pulsationsmoden (links). Diese werden analysiert und modelliert
(Mitte). Aus den Ergebnissen konnten so detaillierte Modelle des
inneren Aufbaus erstellt werden (rechts). Quellen: SOHO/MDI, NASA.
Wie funktioniert Astroseismologie? Die im Inneren eines Sterns
erzeugten Dichtewellen sind auf der Oberfläche in Form von periodischen
Helligkeitsschwankungen oder Verschiebungen der Spektrallinien
messbar. Die Eigenschaften der sichtbaren Oszillationen hängen 
GAMMASTRAHLEN-BURSTS
Eine Reihe kosmischer Erscheinungen besitzt einen ausgeprägt katastrophalen Charakter: einige Sterne können am Ende ihrer Entwicklung
als Supernova explodieren und dabei für Wochen die Leuchtkraft eines
ganzen Sternsystems erreichen, andere können als Nova hell am Himmel
aufleuchten, weil thermonukleare Explosionen auf ihren Oberflächen
stattfinden. Von besonderem Interesse sind jene gewaltigen Sternexplosionen, die sich vornehmlich in dem mit bloßem Auge nicht
zugänglichen Wellenlängenbereich der hochenergetischen Gammastrahlen abspielen, die erstmals in den 1960er Jahren mit MilitärSatelliten entdeckten Gammastrahlen-Bursts. Dies sind außerordentlich
intensive kosmische Helligkeitsausbrüche im Gammastrahlenbereich,
die nur Sekunden andauern. Erst Ende der 1990er Jahre gelang es –
nach rund 30 Jahren weltweiter intensiver Forschung – diese Bursts
und ihre Folgeerscheinungen auch im Optischen nachzuweisen.
Vermutlich handelt es sich dabei um solche Sternexplosionen in fernen
Galaxien, bei denen stellare Schwarze Löcher als Endprodukt verbleiben
– Objekte, die noch vor wenigen Jahrzehnten als eine rein exotische
Idee der theoretischen Physik galten.
In der Frühphase des Kosmos existierten noch keine Galaxien. Wie und
wann sie entstanden sind und wie sie sich entwickeln, gehört zu den
interessantesten Fragen der Astronomie. In ihrer Entwicklung durchlaufen
Galaxien Phasen außerordentlich starker Aktivität, die sich in einem
Starburst, d.h. einer Phase heftiger Sternbildung, oder in einem aktiven
Galaxienkern äußern. Letzterer entsteht, wenn Materie in das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum einer Galaxie stürzt und dabei
stark aufleuchtet. Die leuchtstärksten aktiven Galaxienkerne, die Quasare,
gehören zu den hellsten Objekten im Universum. Die TLS ist an mehreren
Quasarprojekten beteiligt, so an Suchmissionen in unterschiedlichen
In Sternentstehungsregionen, in denen viele junge Sterne einen
Sternhaufen bilden, kann es vorkommen, dass sich die entstehenden
Sterne gegenseitig die Materie streitig machen. Zudem sind in solchen
Gebieten nahe Begegnungen häufig und führen dazu, dass einige
Objekte die Region verlassen. Beide Prozesse bewirken die Entstehung
sehr massearmer Objekte, deren Zentraltemperaturen und -dichten
nicht die für die Wasserstoff-Kernfusion erforderlichen Werte erreichen.
Diese sehr lichtschwachen „verfehlten Sterne“ werden als Braune Zwerge bezeichnet. Mit dem 2-m-Teleskop gelang es, zahlreiche Braune
Zwerge zu finden, ihren Lichtwechsel zu studieren und daraus Rückschlüsse auf ihre Eigenschaften zu ziehen.
Die meisten der entstehenden Sterne haben eine Masse ähnlich der
unserer Sonne. In den sie umgebenden Scheiben wachsen die Staub-
GALAXIEN, GALAXIENHAUFEN, QUASARE
ASTROSEISMOLOGIE
Oben: Eine Sternexplosion (Supernova) in der uns nahe gelegenen
Spiralgalaxie M 101 im Jahre 2011 (rechts, Markierung). Die Supernova
mit der astronomischen Bezeichnung SN 2011fe war nur rund 30
Millionen Lichtjahre entfernt – in kosmischen Maßstäben eine relativ
geringe Distanz. Im Vergleich dazu links eine Aufnahme dieser Galaxie
aus dem Jahre 2007 ohne Supernova. Aufnahmen mit dem 2-m-Teleskop
der Landessternwarte.
Das wissenschaftliche Interesse an der Natur der kosmischen
Gammastrahlen-Bursts wäre wohl nicht so ausgeprägt, wenn die
damit verbundenen Leuchtkräfte nicht so herausragend wären. Seit
dem Jahre 1999 weiß man: diese Bursts repräsentieren die hellsten
Objekte im ganzen Universum. Ihre Leuchtkräfte können für einen
kurzen Zeitraum die Leuchtkraft ganzer Galaxien um Größenordnungen
übertreffen und uns dergestalt den Weg bis zu den Frühphasen des
Universums nach dem Urknall weisen. Erstaunlicherweise können die
hellsten Bursts sogar zu nachweisbaren Störungen in der Ionosphäre
der Erde führen – und dies obgleich die Strahlungsquellen viele Milliarden Lichtjahre entfernt sind. Die Thüringer Landessternwarte ist seit
Jahren sehr erfolgreich in die weltweite Erforschung der Natur dieser
Quellen eingebunden, mit einer Vielzahl wissenschaftlicher Publikationen
und einer Reihe von abgeschlossenen Diplom- und Doktorarbeiten, in
welche diese Ergebnisse einflossen.
Unten: Das unscheinbare Aufleuchten eines neuen Sterns folgte dem
Gammastrahlen-Burst vom 3. Mai 2011 (im weißen Kreis; Aufnahme
Tautenburger Schmidt-Teleskop). Drei Stunden nach dem Ereignis, das
Objekt ist klar zu erkennen (oben). Drei Tage später, das Objekt (die
Ex-plosionswolke) ist verloschen (unten).
THÜRINGER
LANDESSTERNWARTE
TAUTENBURG
Naumburg
88
Dornburg
Die Spektrallinien pulsierender Sterne zeigen zeitlich veränderliche
Profile (links). Diese werden durch die variablen Geschwindigkeitsfelder
auf der Sternoberfläche hervorgerufen (Mitte). Der CoRoT-Satellit
misst die Helligkeitsschwankungen pulsierender Sterne (rechts).
Camburg
Steudnitz
Berlin
Wetzdorf
Tautenburg
88
7
Eisenberg
Saale
 von der Masse und dem Radius des Sterns ab, aber auch vom
radialen Verlauf grundlegender physikalischer Eigenschaften wie
Temperatur, Druck und Dichte. Über eine Analyse der auftretenden
Frequenzen und Amplituden können so Aussagen über den inneren
Aufbau der Sterne gewonnen werden. Das erstellte Modell muss dann
in der Lage sein, die auf der Sternoberfläche beobachteten Oszillationen
wiederzugeben.
Astroseismologie – Forschungsbeiträge der Thüringer Landessternwarte. Für eine genaue Analyse ihrer Oszillationen müssen die
Sterne kontinuierlich über einen längeren Zeitraum beobachtet werden.
Dabei sind die durch den Tag/Nacht-Rhythmus hervorgerufenen
Beobachtungslücken sehr hinderlich. Diese Lücken lassen sich durch
eine Verteilung der Beobachtungsstationen rund um den gesamten
Erdball oder durch eine kontinuierliche Beobachtung mittels weltraumgestützter Teleskope schließen. Im Rahmen einer internationalen
Zusammenarbeit ist die Thüringer Landessternwarte vor allem mittels
hochauflösender Spektroskopie an der Analyse von Sternpulsationen
beteiligt, sowohl im Rahmen von erdgebunden Beobachtungskampagnen als auch bei der Nutzung von Satellitendaten. Beispiele sind
die Beteiligung an der Vorbereitung und Durchführung der ersten
europäischen astroseismologischen Satellitenmission CoRoT oder an
der Auswertung der vom NASA Kepler-Satelliten gelieferten Fotometrie
pulsierender Sterne im Rahmen des Kepler Asteroseismic Science
Consortium. Beide Missionen liefern hochgenaue Messdaten zu den
Helligkeitsschwankungen von Tausenden von Sternen und werden in
Tautenburg durch die Aufnahme von hochaufgelösten Sternspektren
unterstützt. Durch die Kombination photometrischer und spektroskopischer Daten konnten neue Ergebnisse bei der Untersuchung einer
Vielzahl von pulsierenden Sternen wie Delta-Scuti- und Beta-CepheiSternen, Algolsystemen, schnell oszillierenden Ap-Sternen und Roten
Riesensternen erzielt werden.
7
Jena
Trotz
Bad
Klosterlausnitz
Dresden
4
Erfurt
Jena Zentrum
Jena
Göschwitz
Hermsdorfer
Kreuz
9
88
Saalfeld
© eyespalast. 09.2012
EXTRASOLARE PLANETEN
Thüringer Landessternwarte Tautenburg
Sternwarte 5 · 07778 Tautenburg
Tel.: 036427 - 863-0 · Fax: 036427 - 863-29
www.tls-tautenburg.de
GPS: Lat. 50,982314°'b0 Lon. 11,711147°'b0
Führungen nach Anmeldung.
München
DIE THÜRINGER LANDESSTERNWARTE
DAS 2-m-SPIEGELTELESKOP
hat, zeichnet sich durch ein extrem großes Gesichtsfeld aus und eignet
sich daher ganz besonders für Aufnahmen großer Himmelsfelder. Es erfordert
einen sphärischen Hauptspiegel und eine spezielle Korrektionslinse im
Abstand der doppelten Brennweite am vorderen Rohrende. Die Lichtstärke
des Schmidt-Teleskops wird durch den Durchmesser der Korrektionslinse
bestimmt. Die Tautenburger Korrektions- oder Schmidtlinse ist mit einem
Durchmesser von 134 cm nach wie vor die größte der Welt. Der Primärfokus
mit 4 m Brennweite befindet sich im Inneren des Fernrohrs. Dort werden
großflächige Lichtempfänger (früher fotografische Platten, heute
elektronische CCD-Detektoren) eingesetzt.
Die für die Untersuchung von Einzelobjekten genutzten Nasmyth- und
Coudé-Brennpunkte haben ein kleineres Gesichtsfeld. Bei ihnen ist die
Lichtstärke durch den Durchmesser des Hauptspiegels bestimmt. Das von
diesem gesammelte Licht wird mit Hilfe eines Sekundärspiegels und
Die Thüringer Landessternwarte Tautenburg. In der Bildmitte die
20-m-Kuppel des 2-m-Teleskops, rechts die beiden Antennenfelder der
LOFAR-Station.
Die Sternwarte im Tautenburger Forst existiert seit 1960. Ausgangspunkt
waren Ende 1947 beginnende sondierende Gespräche zwischen dem Direktor
des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, Hans Kienle, und der
sich nach Kriegsende und Demontage neu formierenden Astroabteilung
bei Carl Zeiss Jena. In einer 1949 von Prof. Kienle verfassten Denkschrift
der Deutschen Akademie der Wissenschaften zu Berlin wurde die
Notwendigkeit begründet, eine leistungsfähige Beobachtungsstation in
Deutschland zu errichten, die Astronomen aus allen Ländern zur Verfügung
stehen soll, und es wurde das Konzept für ein Großteleskop mit einem
2-m-Spiegel dargelegt. Noch im gleichen Jahr vergab die Akademie den
Auftrag zum Aufbau eines Observatoriums mit einem 2-m-Teleskop an Carl
Zeiss Jena.
Als Vorbild wirkte das gerade fertig gestellte Observatorium auf dem Mt.
Palomar in den USA, das mit dem 5-m-Teleskop und einem 122-cm-SchmidtTeleskop ausgestattet war. Beide Instrumente verkörperten das Non-plusultra der Teleskoptechnik und ihre Kombination erschien ideal: Das SchmidtTeleskop ermöglicht die Durchmusterung großer Himmelsgebiete nach
interessanten Objekten, die dann mit dem Großteleskop im Detail untersucht
werden können. So waren die ersten Überlegungen zum künftigen 2-mTeleskop von der Idee des Zusammenwirkens mit dem 80-cm-Schmidt-Teleskop
getragen, das von der Sternwarte Hamburg-Bergedorf bei Carl Zeiss Jena in
Auftrag gegeben worden war. Als jedoch das Hamburger Projekt 1948/49
aus Finanzierungsgründen zu scheitern drohte, schlug Kienle vor, die Lösung
in der Kombination beider Typen in einem einzigen Teleskop zu suchen. Aus
diesem Kompromiss entstand ein einzigartiges Universalteleskop, das sich
über ein halbes Jahrhundert hinweg bewährt hat.
Bei der Wahl des Aufstellungsortes für das 2-m-Teleskop war zu beachten,
dass der Nachthimmel nicht übermäßig durch Zivilisationslicht aufgehellt
Mit dem 2-m-Teleskop wurden etwa 5000 Kleinplaneten vermessen,
mehr als 500 gelten als Tautenburger Entdeckungen, z.B. Planetoid
(2424) Tautenburg (Strichspur).
Am Tag der offenen Tür, zur Langen Nacht der Sterne oder in angemeldeten Gruppen können sich Besucher ein Bild von der Forschung an
der Landessternwarte machen.
sein darf. Aber auch die Nähe zu Zeiss spielte eine wichtige Rolle. Die
waldreiche Umgebung der beliebten Sommerfrische Tautenburg bot sich
hierfür besonders an. Ende 1957 begann der Bau der Einrichtung, die am
19. Oktober 1960 als Karl-Schwarzschild-Observatorium eingeweiht wurde.
Wenige Wochen später erfolgten die ersten Himmelsaufnahmen. Nach
umfangreichen Tests wurde das Teleskop schließlich 1962 für die
internationale Forschung freigegeben.
das in mehreren Stufen modernisierte 2-m-Teleskop nach wie vor wertvolle
Dienste. 2005 wurde ihm das kleine, automatisierte Teleskop TEST zur
Seite gestellt und 2010 wurde die Tautenburger Station des europaweiten,
neuartigen Radioteleskops LOFAR eingeweiht. Neben den Tautenburger
Teleskopen nutzen die Wissenschaftler der Landessternwarte in großem
Umfang die Beobachtungsmöglichkeiten an internationalen Einrichtungen,
insbesondere an den 8-m-Teleskopen der Europäischen Südsternwarte in
Chile, aber auch an Weltraum-teleskopen.
Das Observatorium arbeitete in den ersten Jahren unter einem
gesamtdeutschen Kuratorium als selbständige Einrichtung der Akademie
der Wissenschaften. 1969 wurde es in das neu gegründete Zentralinstitut
für Astrophysik eingegliedert. Nach der Wiedervereinigung wurde es, wie
alle Einrichtungen der Akademie der Wissenschaften der DDR, Ende 1991
aufgelöst. Der Empfehlung des Wissenschaftsrats folgend wurde aus dem
Bestand des Karl-Schwarzschild-Observatoriums zum 1.1.1992 die Thüringer
Landessternwarte (TLS) als Einrichtung des öffentlichen Rechts neu
gegründet. In den 1990er Jahren begann eine umfassende Neugestaltung
aller Bereiche des Instituts, insbesondere des 2-m-Teleskops und seiner
Zusatzeinrichtungen. Die Thüringer Landessternwarte ist eine international
angesehene Forschungseinrichtung mit Kooperationsbeziehungen zu
wissenschaftlichen Instituten in vielen Ländern. Die Forschung geschieht
selbständig und in eigener Verantwortung. Der Schwerpunkt liegt dabei
auf Gewinnung, Auswertung und Interpretation von Beobachtungsdaten.
Die Landessternwarte betreibt heute drei Teleskope. Zum einen leistet
Die wissenschaftliche Forschung zielt auf ganz verschiedene Typen
astronomischer Objekte, von erdnahen Kleinkörpern bis zu Strahlungsquellen am Rand des beobachtbaren Universums. Schwerpunkte
sind dabei extrasolare Planeten, Sternentstehung, Sternpulsationen,
Gammastrahlenausbrüche, aktive Galaxienkerne und Galaxienhaufen.
Neben fest angestellten Mitarbeitern sind an der Landessternwarte
Gastwissenschaftler, Doktoranden und über Drittmittelprojekte geförderte
Wissenschaftler tätig. In erheblichem Maße sind Studenten im Rahmen
von Master- und Doktorarbeiten in die Forschung eingebunden. Es
bestehen insbesondere vertraglich geregelte Kooperationen der
Landessternwarte mit den Universitäten Jena und Leipzig. Der Institutsdirektor gehört der Physikalisch-Astronomischen Fakultät der
Friedrich-Schiller-Universität Jena als Professor an und vertritt dort
das Fach Astronomie.
DIE ZUSATZGERÄTE DES TELESKOPS
Echelle-Spektrograf: Im Keller des Kuppelgebäudes befindet sich der
Echelle-Spektrograf. Seine Auflösung ist 30 bis 100-fach höher als die
des Nasmyth-Spektrografen. Er dient der detaillierten Untersuchung
relativ heller Sterne. Die Zerlegung des Lichtes erfolgt mit Hilfe eines
Beugungsgitters, eines sogenannten Echelle-Gitters. Mit Hilfe einer
besonderen Kalibrationseinrichtung, der Jodzelle, kann eine Verschiebung der Spektrallinien auf dem Detektor mit einer Genauigkeit von
0,00005 mm gemessen werden.
Die Leistungsfähigkeit eines Teleskops und seine Einsatzmöglichkeit
bei verschiedenen astronomischen Fragestellungen hängt vom Umfang
und der Qualität der Zusatzinstrumente ab. Entsprechend den
Möglichkeiten des Tautenburger Universal-Teleskops sind seine Zusatzinstrumente besonders vielseitig. Die wichtigsten Geräte und ihre
Anwendungen sind im Folgenden beschrieben.
Fotografische Einrichtung im Schmidt-Fokus. Von 1960 bis 1995
wurden mit dem Tautenburger Teleskop etwa 10000 fotografische
Aufnahmen im Schmidt-Fokus angefertigt. Mit den 24 cm x 24 cm
großen Fotoplatten konnte dabei ein Feld von 3,3 x 3,3 Quadratgrad
am Himmel abgelichtet werden. Die Fotoplatten wurden dabei stets
mit Farbfiltern kombiniert, so dass nicht nur die Position von Sternen
und Galaxien gemessen werden konnte, sondern auch deren Helligkeit
in verschiedenen Farben. Um die Aufnahmen auch mit Computern
auswerten zu können, werden die Platten mit einem institutseigenen
Plattenscanner digitalisiert.
CCD-Empfänger im Schmidt-Fokus: CCD-Kameras haben gegenüber
Fotoplatten eine Reihe von Vorteilen. Sie sind nicht nur hundertfach
Installation der CCD-Kamera mit Filterrad sowie Steuer- und Datenleitungen im Rohrkörper des 2-m-Teleskops. Am hinteren Rohrende
befindet sich der Hauptspiegel.
Die Strahlenverläufe in den drei Betriebsmodi des Tautenburger
2-m-Teleskops.
Herzstück des Tautenburger Observatoriums für die Beobachtung im
optischen Spektralbereich ist das 2-m-Universal-Spiegelteleskop. Bei
seiner Inbetriebnahme gehörte es zu den fünf größten Teleskopen der
Welt. Im Jahre 1992 erhielt es zu Ehren seines Chefkonstrukteurs den
Namen „Alfred-Jensch-Teleskop“. Es vereinigt die Funktionen verschiedener
Teleskoptypen. Durch entsprechende Umbauten kann es in ein SchmidtSystem, ein Nasmyth-System oder ein Coudé-System umgerüstet
und dadurch für unterschiedliche Beobachtungsaufgaben optimiert
werden.
weiterer Umlenkspiegel an eine leicht zugängliche Stelle außerhalb des
Fernrohrs gelenkt, wo Zusatzinstrumente wie Fotometer oder Spektrografen installiert werden können. Der Nasmyth-Fokus (Brennweite
21 m) befindet sich am oberen Gabelholm, also am bewegten Fernrohr,
wohingegen der Coudé-Fokus (Brennweite 92 m) ortsfest ist und sich
vom Fernrohr getrennt in einem speziellen Raum befindet. In diesem
steht der hochauflösende Coudé-Spektrograf, der aufgrund seiner Größe
und Empfindlichkeit ein eigenes Fundament und eine klimatisierte
Umgebung erfordert.
Das Schmidt-Teleskop, benannt nach dem Astro-Optiker Bernhard
Schmidt, der diesen Teleskoptyp erfunden und 1930 erstmals gefertigt
Die astronomische Beobachtung stellt höchste Anforderungen an alle
Komponenten des Teleskops. So musste der Spiegel bei der Fertigung
TEST
Kombination von Prisma und Beugungsgitter. Der Nasmyth-Spektrograf
hat fünf verschiedene Grisms, die je nach wissenschaftlicher Zielsetzung
eingesetzt werden.
Der Komet Hale-Bopp, aufgenommen im April 1997 mit der Tautenburger
Schmidt-Kamera auf einer Fotoplatte, die anschließend mit dem
Tautenburger Plattenscanner digitalisiert wurde. Das digitale Bild
wurde dann bearbeitet, um den Strukturreichtum im Schweif sichtbar
zu machen.
Das Tautenburger 2-m-Universal-Spiegelteleskop.
Instrumente für andere Telekope: An der Thüringer Landessternwarte
werden auch Instumente für andere Teleskope gebaut. Dadurch erhalten
die Mitarbeiter einen exklusiven Zugang zu diesen Teleskopen. Das
Institut beteiligte sich am Bau des Instruments GROND, einer Kamera
für ein 2-m-Teleskop auf dem Berg La Silla (Chile), mit dem gleichzeitig
Aufnahmen in sieben verschiedenen Farbbändern gemacht werden
können. Weitere Instrumente sind HERMES, ein Echelle-Spektrograf
für das 1,3-m Mercator-Teleskop auf La Palma (Spanien) und CARMENES,
ein Echelle-Spektrograf, der am 3, 5-m-Teleskop des Calar AltoObservatoriums (Spanien) zum Einsatz kommen soll.
Extrasolare Planeten, deren Bahnebene wir genau von der Seite sehen,
können Sternfinsternisse ihrer Muttersterne verursachen, wenn sie vor
deren Sternscheibe vorüberziehen. Während einer solchen Finsternis
– auch Transit genannt – wird ein kleiner Teil der hellen Sternscheibe
vom Planeten verdeckt und folglich ist während dieser Zeit die scheinbare
Helligkeit des Sterns etwas kleiner als sonst. Durch wiederholte Messung
der Helligkeiten vieler Sterne lassen sich solche raren Transit-Ereignisse
und damit die verursachenden Planeten entdecken. Das TEST-Teleskop
(Tautenburg Exoplanet Search Telescope) wurde eigens zu dem Zweck
errichtet, solche Transit-Planeten zu finden. Sie sind von größtem wissenschaftlichen Interesse: kombiniert mit spektroskopischen Radialgeschwindigkeitsmessungen kann nicht nur der Durchmesser, sondern
auch die Masse des Planeten gemessen und damit sogar seine Dichte
bestimmt werden. Auf diese Weise erhält man Hinweise über die
Zusammensetzung und den Aufbau der extrasolaren Planeten. Das TEST
hat eine Öffnung von 30 cm und kann mit seiner CCD-Kamera in einer
Aufnahme ein Feld vom 16-fachen des Vollmondes aufnehmen.
Mit Hilfe des TEST führt die TLS seit einigen Jahren ein eigenes Programm
zur Suche nach Transitplaneten durch. Sie beteiligt sich auch an der
Bestätigung von Transitplaneten-Kandidaten, die im Rahmen der
französisch-europäischen Satellitenmission CoRoT gefunden werden.
empfindlicher, auch können Helligkeitsmessungen mit größerer
Genauigkeit durchgeführt werden; nicht zuletzt liegt das Bild sofort
in digitaler Form vor. Die in Tautenburg verwendeten Kameras
unterscheiden sich grundlegend von handelsüblichen Digitalkameras.
Da in der Astronomie sehr lange Belichtungszeiten notwendig sind,
werden die CCD-Empfänger auf etwa -100 Grad Celsius gekühlt. Das
Auslesen der Chips erfolgt mit einer speziellen Elektronik. Für den
Schmidt-Fokus stehen CCD-Kameras mit bis zu 4096 x 4096 Pixeln zur
Verfügung. Das Gesichtsfeld beträgt fast ein Quadratgrad am Himmel.
Zum Vergleich: Der Vollmond hat nur eine Fläche von 0,2 Quadratgrad.
Nasmyth-Spektrograf: Zerlegt man das Licht der Sterne in seine
Farbbestandteile, so offenbaren die Sterne bei bestimmten Wellenlängen
eine Absorption, bei anderen Wellenlängen eine Emission; das sind die
sogenannten Spektrallinien. Durch deren Analyse können die Astronomen
messen, wie schnell sich der Stern auf uns zu oder von uns weg bewegt.
Aus dem Spektrum lässt sich ebenso die chemische Zusammensetzung
und die Oberflächentemperatur der Sterne bestimmen. Das Tautenburger
Teleskop ist mit zwei Spektrografen ausgerüstet. Für lichtschwache
Sterne und Galaxien wird der Nasmyth-Spektrograf verwendet. Dieser
ist an einem der beiden Gabelholme im Nasmyth-Fokus montiert. Die
Zerlegung des Lichtes erfolgt mit Hilfe von sogenannten Grisms, einer
Teilansicht des Echelle-Spektrografen mit seinen optischen Komponenten.
Das Tautenburg Exoplanet Search Telescope (TEST) vor dem Beginn
der Beobachtungen in der Abenddämmerung.
Der 2-m-Hauptspiegel muss regelmäßig mit Aluminium belegt (verspiegelt)
werden. Hierzu wird er aus dem Teleskop ausgebaut. Bei einer solchen
Gelegenheit kann man das aufwändige Unterstützungssystem sehen,
welches die Formstabilität des Spiegels gewährleistet (oben). Bei
besonderen Himmelserscheinungen öffnet die Thüringer Landessternwarte ihre Pforten wie hier beim Venusdurchgang vor der Sonne im
Jahr 2004 (unten).
auf 0, 00003 mm genau geschliffen und poliert werden. Das
glaskeramische Material des Spiegelkörpers verhindert Formänderungen
in Folge von Temperaturschwankungen, während ein spezielles
Unterstützungssystem Formänderungen des Spiegels in Folge von
Lageänderungen des Teleskops kompensiert. Die Einstellung und Nachführung der Objekte sowie die Bedienung aller Zusatzgeräte erfolgt
computergesteuert.
DAS LOW-FREQUENCY-ARRAY (LOFAR)
LOFAR besteht aus über 40 Stationen. Die meisten befinden sich im
Kerngebiet von LOFAR in den Niederlanden. In Deutschland konnten
fünf Stationen aufgebaut werden, eine davon an der TLS. Weitere
internationale LOFAR-Stationen sind in Vorbereitung. Je mehr Stationen gebaut werden, desto empfindlicher wird das Radioteleskop.
Die TLS beteiligt sich an dem internationalen Großprojekt LOFAR. Dieses
ermöglicht es, Himmelsobjekte in dem Frequenzbereich von 10 bis 240
MHz zu studieren. Zum Vergleich: UKW-Radiostationen senden bei
etwa 100 MHz. LOFAR besteht aus vielen einzelnen Antennen, die in
fußballfeldgroßen Feldern (wie jenes an der TLS) zusammengefasst
werden. Alle Felder gemeinsam bilden ein Teleskop, welches es ermöglicht,
den Himmel in diesem Frequenzbereich mit zuvor unerreichbarer
Empfindlichkeit und Auflösung zu untersuchen.
LOFAR nutzt konsequent modernste Digitaltechnik. Alle Antennenfelder
senden die empfangenen Signale über schnellste Datenleitungen an
einen Supercomputer in Groningen in den Niederlanden. Dieser
verarbeitet die Daten aller Stationen gemeinsam und erstellt z.B.
Himmelskarten. Herkömmliche Teleskope werden auf Sterne oder
Galaxien ausgerichtet und bilden die Helligkeitsverteilung am Himmel
auf einer CCD ab. LOFAR hingegen hat überhaupt keine mechanischen
oder optischen Bauelemente. Das Ausrichten des Teleskops auf ein
Himmelsobjekt und die Erstellung der Himmelskarte erfolgt durch
digitale Datenverarbeitung „per Mausklick“. Dies macht LOFAR zu einem
extrem flexiblen Teleskop.
Der LOFAR-Kern ist in den Niederlanden auf einer künstlichen Insel
mit einem Durchmesser von 300 Metern installiert.
Der Himmel erscheint im LOFAR-Frequenzbereich in vielfältiger Weise
verschieden, verglichen zu dem gewohnten Bild im Bereich des sichtbaren
Lichts. So sind zum Beispiel Cygnus A (eine Radiogalaxie) und Cassiopeia
A (ein Supernova-Überrest) für LOFAR weitaus heller als die Sonne. In
diesen beiden Objekten senden schnelle Elektronen, die sich in Magnetfeldern bewegen, sogenannte Synchrotronstrahlung aus. Die heiße
äußere Hülle der Sonne hingegen, die uns sehr hell erscheint, ist
für LOFAR nur eine Quelle unter vielen. LOFAR ermöglicht es somit,
Objekte und Vorgänge am Himmel zu studieren, die im sichtbaren Licht
verborgen bleiben. Dazu gehören insbesondere magnetische Felder im
Universum.
Ein wichtiges Ziel für LOFAR ist es zu erforschen, wie im frühen Universum die Explosion der ersten Sterne das Gas zwischen den Galaxien
aufgeheizt hat (die sogenannte Epoche der Reionisation). Nach
Modellrechnungen sollte diese vor 13 Milliarden Jahren freigesetzte
Strahlung mit LOFAR bei einer Frequenz von etwa 180 MHz nachweisbar
sein. Gelingt ihr Nachweis, so wird dies Aufschluss über den Beginn
der Sternentstehung im Universum geben.