Kosmisch - I. Physikalisches Institut
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Kosmisch Ich sehe Schwarz Supermassive Schwarze Löcher Im Infrarotlicht mit einer Wellenlänge von etwa 4 Mikrometern kann man den zentralen Sternhaufen, die Staubfilamente der Mini-Spirale, sowie die Hochgeschwindigkeitssterne sehen. Deren Bewegung kann genutzt werden, um mit Hilfe der Kepler‘schen Gesetze die Masse des Himmelskörpers zu ermitteln, um den diese Sterne kreisen. Das zentrale Objekt – ein Schwarzes Loch – hat etwa die 4 millionenfache Masse unserer Sonne. Sagittarius A* zeigt helle Lichtausbrüche, die vom Radio-, über den Infrarot- bis zum Röntgenbereich nachgewiesen werden können. Hier zeigen wir die von der Kölner Infrarotgruppe simultan aufgenommenen Lichtkurven im Infrarot- und Millimeterwellenlicht zusammen mit Ergebnissen von Modellrechnungen. 0.04 SgrA* im Infrarotlicht am VLT 0.03 0.02 0.01 Flussdichte in Jansky In den Zentren fast aller Galaxien befinden sich supermassive Schwarze Löcher. Am besten kann dieses Phänomen im Herzen unserer eigenen Galaxie – der „Milchstraße“ – beobachtet werden. Dort befindet sich neben einem massiven Sternhaufen ein Schwarzes Loch, das etwa die 4-millionenfache Masse unserer Sonne aufweist. Dieses Schwarze Loch wird in weltweiten Messkampagnen von der Infrarotgruppe des Physikalischen Institut der Universität zu Köln untersucht. Die Quelle, die mit dem Schwarzen Loch assoziiert ist, wird „Sagittarius A Stern“ genannt (Schreibweise: „Sagittarius A*“). 0 L'−Band 4 6 K−Band 8 10 SgrA* im Mikrowellenlicht am APEX 12 1 0.5 Bei etwas kürzeren Welenlängen von etwa 2 Mikrometern ist der Staub nicht mehr sichtbar aber einzelne Sternkomplexe treten deutlich hervor. Hier kann auch Sagittarius A* (SgrA*) im Infrarotlicht nachgewiesen werden. Im Zentrum der Milchstrasse befinden sich eine Vielzahl von unterschiedlichen Strukturen. Der sog. zirkumnukleare Ring wird über die Mini-Spirale mit dem eigentlichen Zentrum verbunden. Dort befindet sich eine Ansammelung von Sternen, die Geschwindigkeiten von mehreren tausend Kilometer pro Sekunde aufweisen. 0 4 6 8 10 12 Empfindliche Messungen im langwelligen Infrarotbereich sind mit dem „James-Webb-Weltraumteleskop“, Nachfolger des berühmten „HubbleTeleskops“, geplant. Die Kölner Infrarotgruppe beteiligt sich aktiv an der Instrumenten-Entwicklung dieses neuen Forschungssatelliten (siehe Exponat und Bildausschnitt). Weltzeit (UT) in Stunden 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de Kosmisch Lebenszeichen Entstehung des Lebens auf der Erde Es gibt seit mindestens 3,5 Milliarden Jahren Leben auf der Erde – vielleicht noch länger. Wir wissen nicht genau, wie das Leben entstanden ist, ob in Tümpeln, im Meer in der Nähe von heißen Quellen („Schwarze Raucher“), oder ob es gar nicht von der Erde selbst kam, sondern von Kometen auf die Erde gebracht wurde. Wir wissen auch nicht, ob es nur einmal oder mehrmals passiert ist. Aber wir wissen, dass alles Leben, das wir heute auf der Erde finden, einen gemeinsamen Vorfahren hatte, aus dem sich die ganze heutige Vielfalt entwickelt hat. Leben in unserem Sonnensystem Es gibt nur wenige Plätze in unserem Sonnensystem, wo Leben möglich ist. Die meisten Planeten und Monde sind entweder zu heiß, zu kalt, oder sie haben keine Atmosphäre. Mars ist ein aussichtsreicher Kandidat. Man weiss, dass es dort flüssiges Wasser gegeben hat, und auch heute noch Wassereis gibt. Andere Möglichkeiten bestehen auf den Monden von Jupiter oder Saturn. Aber vielleicht gibt es auch ganz andere Lebensformen auf den Gasplaneten oder ihren Monden. Der Nachweis von Leben außerhalb der Erde würde uns viel über die Entstehung und Vielfalt von Lebensformen verraten. Flusstäler auf dem Mars. Leben, wie wir es von der Erde kennen, ist auf flüssiges Wasser angewiesen. Wasser ist also eine notwendige Vorbedingung für die Entstehung von Leben, allerdings keine hinreichende. Der Komet Hale-Bopp. Kometen sind „schmutzige Schneebälle“, in denen die Bedingungen aus der Anfangszeit des Sonnensystems eingefroren sind und die viele organische Moleküle enthalten. Zone, in der flüssiges Wasser möglich ist, um verschiedene Sterntypen. Zwei Planeten, die den Zwergstern „Gliese 581“ umkreisen, sind sehr nahe an dieser Zone – vielleicht sogar darin. Leben im Universum Außerhalb unseres Sonnensystems können durchaus erdähnliche Planeten existieren. Das Problem ist, sie zu finden, und eventuelle Lebensformen nachzuweisen, wobei sich die Suche auf erdähnliches, also auf Wasser aufbauendes Leben konzentriert. Mittlerweile sind die ersten Planeten gefunden, auf denen flüssiges Wasser existieren könnte. Ein weiterer Schritt ist die Suche nach intelligentem Leben. Die Suche nach Signalen von außerirdischen Intelligenzen war bislang erfolglos. „Schwarzer Raucher“ in der Tiefsee. Hier tritt 400 °C heißes, mineralstoffreiches Wasser aus und bildet ein eigenes Biotop, das auf Archaeen (Bakterien, die von Schwefelwasserstoff leben) aufbaut. Stromatolithen im Lake Thetys, Australien. Von diesen Bakterienmatten, die es heute immer noch gibt, hat man 3,5 Milliarden Jahre alte Fossilien gefunden: Sie gehören zu den ältesten sicheren Nachweisen von Leben auf der Erde. Extraterrestrisches Leben bedeutet die Existenz von Chemie im Ungleichgewicht. In der Erdatmosphäre wird zum Beispiel die hohe Methankonzentration durch Verdauungsprozesse von Kühen aufrechterhalten. Wassereis auf dem Mars, gefunden von der Phoenix-Sonde. Das Bild zeigt, dass Wassereis dicht unter der Oberfläche von Mars existiert. Europa, einer der Jupiter-Monde. Zu sehen ist eine dicke Eisschicht, unter der ein flüssiger Ozean vermutet wird. Hier kann es kein Leben geben, das Licht braucht – eventuell aber Leben, wie wir es in der Umgebung der „Schwarzen Raucher“ finden. Oberfläche des Saturn-Mondes Titan, aufgenommen vom Huygens-Lander der Cassini-Sonde. Titan hat kein flüssiges Wasser, es gibt aber riesige MethanSeen, in denen exotische Lebensformen existieren könnten. Allen-Teleskop in Kalifornien, das unter anderem nach Radiosignalen von außerirdischen Zivilisationen sucht – bislang allerdings ohne Erfolg. 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de Galaktisch Hol‘ schon mal die Falle, Paul Paulfalle: wie geht das? Flugbahn eines Ions im 22-Pol-Ionenspeicher Detailansichten eines 22-Pol-Ionenspeichers Ionen und Staub im Weltall Ionenspeicher in der Forschung Der weite Raum zwischen den Sternen ist nicht leer. Dort gibt es Gaswolken. Diese bestehen überwiegend aus Wasserstoff, sind sehr kalt und nur von sehr geringer Dichte. Trotz dieser extremen Bedingungen entstehen dort neue Moleküle: einerseits durch Reaktionen von Ionen mit neutralen Molekülen und andererseits durch katalytische Vorgänge, die auf eisbedeckten Staubkörnern stattfinden. Diese Prozesse beeinflussen maßgeblich die Entwicklung der Gaswolken und somit auch die Entstehungsgeschichte neuer Sterne. Ionen (elektrisch geladene Atome oder Moleküle) sind sehr reaktiv und bestimmen somit wesentlich die chemischen Prozesse im interstellaren Raum. Zur genauen Untersuchung ihrer Eigenschaften werden Ionenspeicher eingesetzt, wie der hier gezeigte 22-Pol-Ionenspeicher. Die Speicherung der Ionen erfolgt wie bei der „Paulfalle“ (s. Poster rechts) mittels einer hochfrequenten Wechselspannung. Um die Bedingungen im Weltall nachzubilden, wird der Ionenspeicher bei extremer Kälte – nahe des Temperaturnullpunkts von minus 273,15 Grad Celsius – und im Ultrahochvakuum – also luftleeren Raum – betrieben. In einer „Paulfalle“ kann man geladene Atome, Moleküle oder sogar geladene Staubteilchen schwebend einsperren. Das hier gezeigte Modell, bei dem die Wechselspannung aus der Steckdose an Elektroden aus Büroklammern angelegt ist, belegt, wie einfach das geht: Ein geladenes Staubteilchen pendelt 50mal pro Sekunde zwischen den Elektroden hin und her – fällt aber nicht herunter. Anordnung der Elektroden (rot) eines 22-Pol-Ionenspeichers Der deutsche Physiker Wolfgang Paul (1913 1993), Miterfinder der Ionenfalle, wurde 1989 mit dem Physik-Nobelpreis ausgezeichnet (Archiv der Universität Bonn). Der rote Pfeil zeigt ein schwebendes Staubteilchen. Schaltskizze der Büroklammerfalle 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de Galaktisch Scharfer Blick ins All Sechs Nächte auf Saturn‘s Mond Titan - ein Allround-View bei 360 km Auflösung Durch die Atmosphäre wird die Wellenfront eines Sterns verzerrt. Dies ist ähnlich der Störung einer Wasserwelle durch fallende Blätter. Das Zentrum der Milchstraße bei infraroten Wellenlängen. Adaptive Optik Die „adaptive Optik“ schärft den Blick großer Teleskope. Deren Bildschärfe ist nämlich durch die Luftbewegungen (Turbulenzen) in der Atmosphäre begrenzt – ein Phänomen, dass wir mit dem bloßen Auge als „Funkeln der Sterne“ wahrnehmen. Durch dieses Flackern des Lichts wird das Sternenbild unscharf. Mit Hilfe der adaptiven Optik wird das Flackern in Bruchteilen von Sekunden korrigiert: So ensteht ein scharfes Bild. Das Mehrfachsystem T Tauri mit und ohne adaptiver Optik. Der Arches Sternhaufen im Zentrum der Milchstraße. Das schärfste Bild wurde mit Adaptiver Optik am „Very Large Telescope“ (VLT) der Europäischen Südsternwarte in der Atacama Wüste in Chile aufgenommen. An der Universität zu Köln verwenden wir adaptive Optik, um dichte Sternhaufen im Zentrum der Milchstraße in ihre Einzelsterne aufzulösen. Hier werden Sterne mit hundertfacher Sonnenmasse geboren. Am Ende ihres kurzen Lebens explodieren diese Sterne als „Supernovae“. Dabei schleudern sie schwere Elemente wie Kohlenstoff und Eisen ins Weltall – Elemente, die für die Entstehung von Planeten und Leben notwendig sind. Künstlicher LaserLeitstern über dem VLT in Chile. Für eine gute Korrektur braucht man helle Sterne. Ist das astronomische Objekt nicht hell genug, wird ein Laser an den Himmel projeziert. Die adaptive Optik misst die Position und Helligkeit des Sterns und korrigiert die atmosphärische Turbulenz („Funkeln“ des Sterns).Durch diese „Brille“ wird ein scharfes Bild erzeugt. Nahe und ferne Planeten mit adaptiver Optik Ein Mehrfach-Planetensystem um eine ferne Sonne (C. Marois et al., NRC Canada) Die Wasserstoffatmosphäre auf Jupiter‘s Mond Io Auf den Monden unserer Nachbarplaneten Jupiter und Saturn werden Wetterphänomene und Vulkanausbrüche mit adaptiver Optik untersucht. Eine zentrale Rolle spielt diese Technik, um Planeten um ferne Sterne direkt zu beobachten. Die gute Auflösung ist notwendig, um die lichtschwachen Planeten neben ihren hellen Muttersternen zu entdecken. Adaptive Optik in der Augenmedizin Die adaptive Optik macht es möglich, das Flackern der Augenmuskeln während einer Laseroperation auszugleichen. Sehr genaue Korrekturen an der Hornhaut werden so möglich. Selbst bei starker Sehbehinderung kann die menschliche Brille überflüssig werden. So dient die adaptive Optik nicht nur Teleskopen zur Verbesserung der Sehschärfe, sondern auch dem menschlichen Auge. Künstlerische Darstellung des Planetensystems um HR 8799 (Gemini Observatory Artwork by Lynette Cook) 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de Galaktisch Brüderchen, komm tanz‘ mit mir! Gleichzeitig entsteht um den Protostern eine scheibenförmige Wolke aus Gas und Staub. Letztlich geht daraus ein Stern mit möglicherweise einem ihn umgebenden Planetensystem hervor. Heute weiß man jedoch auch, dass Sterne in der Regel nicht einzeln entstehen, sondern in Gruppen – so genannten Clustern. Sie können nur einige Dutzend Sterne oder auch Zehntausende Sterne umfassen. Links: Spiralgalaxie Rechts: molekulare Wolken sind Orte der Sternentstehung. Der Orionnebel-Cluster Hubble-Teleskop Im Sternbild des Bärentöters („Orion“) liegt der „OrionnebelCluster“ (Kreis) „Zirkumstellare Scheiben“ mit spiralförmigen Auswüchsen: Simulation (links) und Aufnahmen des Hubble-Teleskops (rechts) Cluster- und Galaxiendynamik Sterne entstehen bevorzugt in den Spiralarmen von Galaxien. Hierbei wird eine molekuare Wolke (oberes Bild, rechts) instabil und kollabiert unter ihrer eigenen Schwerkraft. Es entsteht ein dichter Kern, der sich allmählich zu einem „Protostern“ entwickelt (Bild unten). Grob gesagt, enthalten nur Cluster mit mehr als etwa 1000 Sternen auch Sterne so großer Masse, dass sie am Ende ihres Lebens als Supernova explodieren können. In diesen Clustern sind die Sterne auch dichter „gepackt“, so dass sie sich gegenseitig in ihrer Bewegung beeinflussen können. Ein typisches Cluster dieser Art ist das Orionnebel-Cluster (ONC). Es besteht aus circa 4000 sehr jungen Sternen. In der Simulation 1 (Exponat) kann man sehen, wie die Sterne miteinander wechselwirken. Die massereichen Sterne wirken dabei gewissermaßen als Fokusse für die leichteren Sterne. In der zentralen Region des ONC sind mindestens 80 Prozent der Sterne so jung, dass sie immer noch von einer Scheibe aus Gas und Staub umgeben sind. Wenn die Sterne miteinander wechselwirken, kann dies einen großen Einfluss auf die Scheiben haben, die sie umgeben. Beispiele hierfür werden in Simulation 2 (Exponat) und im mittleren Bild gezeigt. Die Sterne können ihre Scheiben durch eine solche Wechselwirkung teilweise oder sogar ganz verlieren. Auch können dabei Spiralarme entstehen. Solche Strukturen hat zum Beispiel das Weltraumteleskop „Hubble“ beobachtet. 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de Galaktisch …jemand zuhause? Exoplaneten Schema der Planeten-Entstehung Wenn Sterne entstehen, bildet sich um diese herum auch eine scheibenförmige Wolke aus Staub und Gas. Deren Bestandteile können sich zu immer größeren Gebilden zusammenlagern und somit Planetensysteme hervorbringen (Bild rechts). Der erste Planet außerhalb unseres Sonnensystems – ein so genannter „Exoplanet“ – wurde 1995 vom Schweizer Astrononom Michael Mayor entdeckt. Inzwischen sind circa 300 weitere Exoplaneten bekannt (Bild rechts). Kürzlich wurde auch ein Planetensystem beobachtet, das noch im Entstehen ist (Bild unten). Es gibt mehrere Verfahren, um Exoplaneten zu finden. Meist bedient man sich indirekter Methoden. Dabei schließt man aus Indizien auf die Existenz von Exoplaneten. Die erfolgreichste ist die Doppler-Methode. Sie beruht darauf, dass sich die Farbe eines Sterns verändert, bewegt er sich in Richtung Erde oder von der Erde weg. Bei vorbeifahrenden Krankenwagen beobachtet man ein ähnliches Phänomen: Die Tonhöhe ihrer Sirene ändert sich, wenn das Fahrzeug vorbeifährt, d.h. es kommt zu einer Frequenzverschiebung. Dasselbe geschieht mit dem Sternenlicht. Denn während ein Exoplanet seinen Stern umkreist, versetzt er diesen in eine Taumelbewegung: Diese macht sich durch die rechts beschriebene Farbänderungen des Sternenlichtes bemerkbar. Genau diesen Effekt nutzt man, um den Exoplaneten aufzuspüren. Aus dem Betrag der Farbänderung kann man sogar die Masse des Planeten ableiten. Der Satellit „CoRoT“ (Bild links) ist ein Planetensucher, der mit der Transit-Methode arbeitet. An dieser internationalen Pioniermission ist auch die Universität zu Köln beteiligt. Das untere Diagramm zeigt, dass die bis heute gefundenen Exoplaneten meist groß sind (von ähnlicher Masse wie Jupiter) und außerdem nahe um ihren Stern kreisen (oft sogar näher als Merkur). Grund ist das Nachweisverfahren: Massereiche Planeten, die dicht um ihren Stern Massen kreisen, verursachen die stärkste bekannter Farbänderung – sie sind also am Exoplaneten einfachsten zu entdecken. CoRoT bewegt sich auf einer polaren Umlaufbahn um die Erde und beobachtet für jeweils 150 Tage gleichzeitig 10 000 Sterne. Die Messdaten werden zur Erde geschickt und verarbeitet. Der Abfall in der Lichtkurve, den es nachzuweisen gilt, ist tatsächlich winzig: vergleichbar mit der Abschattung, die eine Fliege verursacht, welche an einem Stadionflutlicht vorbeifliegt. Die Suche nach diesen Transitsignalen wird daher mit Hilfe von Hochleistungsrechnern an der Universität zu Köln durchgeführt. Sind Planeten-Kandidaten ermittelt, werden diese mit großen erdgebundenen Teleskopen und der Doppler-Methode weiter untersucht. So wird das ferne Planetensystem vollständig charakterisiert. Man ermittelt insbesondere die Masse des Exoplaneten und die Zeit, die er benötigt, um seinen Stern zu umkreisen. Auch die Natur des Planeten – erdähnlich oder gasförmig – lässt sich auf diese Weise bestimmen. Den größten Erfolg feierte CoRoT im Februar 2009 mit der Entdeckung des bis dahin kleinsten Gesteinsplaneten. DopplerMethode Seit 1995 wurden zahlreiche Exoplaneten entdeckt. Eine Methode, mit der sich auch masseärmere Planeten finden lassen, ist die Transit-Methode (Bild unten). Hier nutzt man die Tatsache, dass der Exoplanet das Licht seines Sterns abschwächt (Abfall in der „Lichtkurve“), wenn er vor diesem vorbeizieht und ihn dabei verdeckt. Junges Planetensystem Von diesen indirekten Nachweisen abgesehen gibt es inzwischen auch einige wenige direkte Beobachtungen von Exoplaneten. Transit-Methode 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de Galaktisch Bitte anschnallen – und los geht‘s! Die Milchstraße in 3D Wie sieht eigentlich die räumliche Struktur des Weltalls in unserer Nachbarschaft aus? Aus dem einfachen Blick zum Himmelszelt ist diese Frage nicht zu beantworten. Aufwändige Untersuchungen sind nötig, um die Entfernungen zu den Sternen, Nebeln und Galaxien und deren Abstände untereinander zu bestimmen. Dank der Kombination einer riesigen Zahl von Beobachtungsdaten können wir heute ein dreidimensionales Modell der Milchstraße, anderer Galaxien und deren Verteilung im Universum präsentieren. Von der Erde aus betrachtet scheinen die Sterne wie ans Himmelszelt geklebt und alle gleich weit von uns entfernt. Doch bei genauer Beobachtung zeigt sich: Wir finden verschiedene Entfernungen für alle Himmelsobjekte. Dies zeigen schon die dunklen Flecken im hellen Band der Milchstraße. Sie stammen von Wolken aus Staub und Gas, die im Vordergrund liegen und die die dahinterliegenden Sterne verdecken (Bild: NOAO/AURA/NSF). Den großen Durchbruch bei der Auflösung der dreidimensionalen Sternverteilung in unserer Umgebung brachte der 1989 gestartete Hipparcos-Satellit. Durch hochgenaue Parallaxenmessungen konnte er die Position aller Sterne in einem Umkreis von etwa 1600 Lichtjahren bestimmen (Bild: ESA). Unsere Milchstraße besteht aus hundert Milliarden Sternen die in einer rotierenden Scheibe angeordnet sind. Beobachtungen des SpitzerWeltraumteleskops haben gezeigt, dass die Struktur durch einen zentralen Balken, zwei ausgeprägte Hauptspiralarme und kleinere Nebenspiralen dominiert wird (Bild: NASA). Andere Galaxien sind nicht gleichmäßig über den Raum jenseits der Milchstraße verteilt, sondern gruppieren sich in Haufen. Die Entfernung der Galaxien kann durch die Rotverschiebung ihres Lichtes oder die Beobachtung von Supernovae (Sternexplosionen) bestimmt werden. Der hier dargestellte Galaxienhaufen „Abell 1689“ ist mehr als zehn Milliarden Lichtjahre von uns entfernt (Bild: HST/NASA). Kein einzelnes Maß erlaubt es, alle Entfernungen zu Sternen und Galaxien zu bestimmen. Jedes einzelne Maß deckt nur einen kleinen Entfernungsbereich ab. Deshalb benutzt man die „kosmische Entfernungsleiter‘‘, bei der eine Methode immer mit der Methode für die nächst kleinere Skala geeicht wird. Für nahe gelegene Sterne kann die „Parallaxenmethode“ benutzt werden. Damit werden dann „Standardkerzen‘‘ geeicht, Sterne bekannter Eigenschaften aus deren bekannter Helligkeit man die Entfernung ablesen kann. Die Standardkerzenmethode wird dann für verschiedene Objekte bis zu Galaxienhaufen fortgesetzt, bis auf den größten Skalen nur noch die „Rotverschiebungsmessung“ übrig bleibt. Die Infrarotbeobachtungen des 2003 gestarteten Spitzer-Weltraumteleskops erlaubten es, durch die Wolken aus Staub und Gas in der Milchstraße hindurchzusehen und damit die Struktur der dahinterliegenden Spiralarme aufzulösen (Bild: NASA). Die Bestimmung der dreidimensionalen Struktur interstellarer Wolken ist die Königsdisziplin der Entferungsmessung, da die Wolken keine scharfen Grenzen und keine bekannte Helligkeit aufweisen. Nur mithilfe ausgeklügelter Verfahren lässt sich die räumliche Struktur dieser Wolken enträtseln. Stereoskopische Bilder erlauben die dreidimensionale Struktur zu visualisieren. Hier ist der „Rosetten-Nebel“ im Sternbild Monoceros (Einhorn) dargestellt. Das Programm „Digital Universe“ erlaubt einen virtuellen Flug durchs Universum. Es basiert auf den Daten den „Sloan Digital Sky Survey“ (Hayden Planetarium). 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de Praktisch Satellitenforschung Das Herschel-Observatorium Diese Bilder zeigen dieselbe Region im „Adler-Nebel“: links bei optischen Wellenlängen, also solchen, die das Auge sieht, und rechts im Infrarotlicht. Im „Optischen“ sehen wir nur die Sterne. Herschel wird die sog. Fern-Infrarotstrahlung beobachten, die vom Gas und Staub zwischen den Sternen ausgesandt wird. Mit seinem 3,5 Meter großen Spiegel ist „Herschel“ das bisher größte Weltraumteleskop. Die Instrumente an Bord erfassen Wärmestrahlung – genauer: Sie untersuchen den Weltraum im „ferninfraroten Bereich“ des elektromagnetischen Spektrums. Während der Entwicklung des Universums vom Urknall bis zur Entstehung des Lebens spielen sich die entscheidenden Schritte im interstellaren Medium ab. Aus diesem entstanden und entstehen auch weiterhin organische Moleküle. Das unter Kölner Mithilfe gebaute HIFI-Instrument wird in der Lage sein, diese Moleküle in verschiedensten Regionen des Alls aufzuspüren. Wie konnten sich im frühen Universum Galaxien entwicklen? Wie entstehen Sterne? Von Herschel erhoffen sich Astrophysiker Antworten auf diese Fragen. Kosmische Kinderstuben Der Herschel-Satellit ist 7,5 Meter hoch, misst 4 x 4 Meter und wiegt 3,4 Tonnen. Er wurde am 14. Mai 2009 von einer ArianeRakete ins All befödert. Herschel wird seine Beobachtungen von einer Bahn um den „Lagrangepunkt“ L2 des Erde-Sonne-Systems ausführen. Der L2 befindet sich von der Sonne aus gesehen 1,5 Millionen Kilometer hinter der Erde, wo sich die Fliehkraft und die Gravitationskraft auf den Satelliten gerade aufheben. Wegen der großen Entfernung zur Erde werden die empfindlichen Messungen von der Wärmestrahlung der Erde nicht gestört. Sterne entstehen aus dichten Wolken von kosmischem Staub und Gas. Diese Wolken sind zwar undurchdringlich für das sichtbare Licht, aber im „fernen Infrarot“ kann man in sie hineinschauen. Das Herschel-Weltraumteleskop soll die Struktur und chemische Zusammensetzung dieser Wolken erforschen sowie den Prozess der Sternentstehung aufklären. Die Instrumente von Herschel sind so empfindlich, dass sich damit die Sternentstehung selbst in fernen Galaxien und im Frühstadium des Universums beobachten lässt. Das HIFI-Instrument an Bord von Herschel erfasst den „spektralen Fingerabdruck“ des interstellaren Mediums. Die einzelnen „Sender‘‘ sind die verschiedenen Atome und Moleküle des interstellaren Gases. Daraus lässt sich die genaue Zusammensetzung des interstellaren Mediums und seine chemische Entwicklung bis hin zu komplexen Molekülen bestimmen. Anhand der Strahlung, die die Atome und Moleküle des interstellaren Gases aussenden, lässt sich die Zusammensetzung des interstellaren Mediums bestimmen. Kölner Know-how für Herschel Ein 20-köpfiges Team des 1. Physikalischen Instituts der Universität zu Köln entwickelte über einen Zeitraum von sieben Jahren sowohl die Frequenzmischer für „Band 2“ als auch zwei Spektrometer für das „HIFI-Instrument“. Alle Bauteile wurden auch in Köln getestet und für den Einbau in Herschel fertiggestellt. Ein Mischer setzt das astronomische HochfrequenzSignal (HF) auf eine niedrigere Zwischenfrequenz (ZF) um, damit es verstärkt werden kann. Derweil zerlegt das Spektrometer das ZF-Eingangsignal in Frequenzkomponenten – ähnlich wie ein Glasprisma weißes Licht in Regenbogenfarben auffächert. Das Spektrum liefert Informationen über die physikalischen und chemischen Bedingungen am Enstehungsort der Strahlung. Explosionszeichnung des Mischers Mischer montiert auf seiner Transportplatte vor der Lieferung an die ESA. Unten links sieht man eine mikroskopische Aufnahme des Herzstücks des Mischer und rechts dessen Strom-Spannungskennlinie. Foto der Optik des in Köln gebauten Spektrometers. Das Gerät kann mit seinem 8000-Pixel-Detektor viele Frequenzkomponenten gleichzeitig erfassen. 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de Praktisch Ich höre was, was Du nicht siehst! Die Kirche von San Pedro de Atacama und die Wohnanlage mit Schlafzimmern und Büros für die Astronomen in San Pedro. Die Anlage wird von verschiedenen internationalen Forschergruppen genutzt. Die Universität zu Köln verfügt dort über zwei Schlafräume und ein Büro. Submillimeter Astronomie mit dem NANTEN2Radioteleskop in Chile Der kosmische Kreislauf Sterne, Planeten, und damit letztlich das Leben entstehen als Teil des kosmischen Kreislaufs in Molekülwolken, riesigen Ansammlungen aus Gas und Staub zwischen den Sternen – auch „interstellare Materie“ genannt. Die Milchstraße im Optischen und Fern-Infraroten. Das Licht der für das menschliche Auge sichtbaren Wellenlängen wird durch interstellaren Staub fast vollständig absorbiert. Bei längeren Wellenlängen wird dieser Staub nicht nur durchsichtig, er beginnt sogar zu leuchten und auch die charakteristische Strahlung von Atomen und Molekülen kann zum Beobachter gelangen (Bilder: Axel Mellinger und IRAS-Satellit). Submillimeter- und Fern-Infrarot Astronomie diese Materie prozessiert und angeIn den Sternen wird d wenn die Lebenszeit eines Sternes reichert und we endet, wieder wied in den Weltraum abgegeben. stammen beispielsweise alle Atome So stamm unserer Erde aus dem Inneren eines auf uns Sternes. In einer Supernova-Explosion Stern wurden sie einst ins All geschleudert wurd und dann bei der Entstehung unseres Sonnensystems von der jungen Erde So eingefangen. Wärmestrahlung eines Hauses, aufgenommen mit einer Infrarot-Kamera. Messungen einer Submillimeter-Spektrallinie des CO-Moleküls im Schwan-Nebel (M17) mit dem NANTEN2-Teleskop in Chile (1. Bild rechts) sowie von Infrarot-Strahlung beobachtet mit dem SpitzerWeltraum-Teleskop (2. Bild rechts). Zum besseren Vergleich wurde das InfrarotBild mit Höhenlinien der NANTEN2-Daten überlagert. Während im Infraroten junge Sterne und heißer Staub zu sehen sind, markieren die Radio-Beobachtungen die warmen, dichten Ränder der Molekülwolken in denen neue Sterne entstehen. Um die Sternentstehung besser zu verstehen, beobachten wir das Gas und den Staub zwischen den Sternen, die interstellare Materie. Der überwiegende Teil der interstellaren Materie ist relativ kühl und strahlt deshalb hell bei Wellenlängen kleiner als einem Millimeter, im Submillimeter- und Fern-Infrarot-Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Die physikalischen und chemischen Prozesse der Sternentstehung sind daher bei diesen Wellenlängen am Besten zu beobachten. Diese Strahlung aus dem All wird in der Erdatmosphäre absorbiert (umgekehrt bekannt als Treibhauseffekt: die Wärmestrahlung der Erde kann nicht in das Weltall entweichen). Wasserdampf trägt wesentlich zu dieser Absorption bei. Astronomen bevorzugen als Beobachtungsposten deshalb hochgelegene, trockene Standorte, FlugzeugObservatorien oder Satelliten. Das NANTEN-Submillimeter-Teleskop in Chile Das NANTEN2-Teleskop auf knapp 5000 Metern Höhe in der Atacama-Wüste im Norden Chiles. In der Atacama-Hochebene im Norden Chiles, der trockendsten Wüste der Erde, betreibt das 1. Physikalische Institut der Universität zu Köln mit Partnern aus Bonn, Japan, Schweiz, Australien und Süd-Korea das „NANTEN2-SubmillimeterTeleskop“. Von diesem Standort aus, 5000 Meter über dem Meeresspiegel, erforschen Astronomen die Entstehung von Sternen und Planetensystemen. Die exzellenten atmosphärischen Bedingungen, die hier herrschen, machen es möglich, die Strahlung der interstellaren Materie im sonst nur von Flugzeugen und Satelliten zugänglichen Submillimeter-Bereich zu beobachten. Die Astronomen wohnen in San Pedro de Atacama, einem kleinen Ort am Rande der Hochebene. Mit deren Unterstützung vor Ort sind Beobachtungen über das Internet von überall auf der Erde möglich. Die Atacama-Hochebene ist Standort für viele internationale astronomische Observatorien. Unter anderem wird hier eines der größten radioastronomischen Observatorien der Erde, das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA, ESO), in der Nähe des NANTEN2-Teleskops errrichtet. Mit ALMA wird es möglich sein, die mit NANTEN2 und anderen Teleskopen bereits untersuchten Himmelsregionen mit noch größerer Genauigkeit zu studieren. 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.astro.uni-koeln.de Praktisch Sonnen-Fernsehen? Fieber messen In der Metalltafel spiegelt sich der kalte Himmel. Die Wärmestrahlung von Besuchern, die sich vor diesen kalten Hintergrund stellen, kann mit der Fernsehantenne gemessen werden. Die Größe macht den Unterschied! Je größer das Teleskop ist (oder je kürzer die Wellenlänge) umso feinere Details werden erkennbar. Die Wärmestrahlung eines Menschen kann leicht gemessen werden, wenn sich die Person vor einen kalten Hintergrund stellt. sehr kalter Himmel (ï270°C) in Metalltafel gespiegelt Person vor kaltem Hintergrund Mond: Höhe: 380000 km Umlaufzeit: 28 Tage 0 10000 20000 30000 40000 0 Zusammenhang zwischen Flugbahnhöhe und Umlaufzeit eines Satelliten. BahnïRadius [km] Spektroskopie Indem man sich einen sehr schmalen Ausschnitt der Intensitätsverteilung herausfiltert, kann man gezielt die Eigenschaften bestimmter Stoffe im Weltall untersuchen. Satelliten TV-Satelliten sind geostationär: Sie stehen über dem Äquator und haben eine Umlaufzeit von 24 Stunden, wodurch sie von der Erde aus immer in der gleichen Richtung erscheinen. Mehrere Hundert TV-Satelliten sind rund um den Globus verteilt. 14:00 12:00 Die Sendeleistung eines Satelliten entspricht etwa der Leistung einer Glühbirne. Da die gesamte Leistung auf ein schmales Frequenzband konzentriert ist, erscheint er dort um ein Vielfaches stärker als die Sonne. Vergleich zwischen einer optischen Aufnahme des Orion-Nebels und einer Messung im Licht einer Kohlenmonoxid-Spektralline bei 660 GHz, die die Verteilung des Gases zwischen den Sternen zeigt. 12:00 Astra 1 Sonnenkarte: die kleine SatellitenAntenne (1m Durchmesser) liefert nur ein verwaschenes Bild. Großteleskope (z.B. VLA, 40 km Durchmesser) können feinste Details erkennen (kleines Bild). Astra 2 Das Experiment Als Modell für eine radioastronomische Messung wird eine handelsübliche TV-Satelliten-Antenne als Radioteleskop eingesetzt. Dazu messen wir die Stärke des vom LNB empfangenen Signals. Zur Ausrichtung auf eine Strahlungsquelle kann die Antenne horizontal und vertikal geschwenkt werden. 10 Herschel: Höhe: 1,5 Mio km Umlaufzeit: 1 Jahr Sonnenbahn 21. Sept. 14:00 21. Dez. Hotbird TV-Satellitenschüssel als Radioteleskop Bei der Frequenz des Satellitenfernsehens (11 GHz/2,7 cm Wellenlänge) steigt die abgestrahlte Leistung direkt mit der Temperatur, was den Einsatz der Fernsehantenne als „Fernthermometer“ ermöglicht. 20 Umlaufzeit [Stunden] Das NANTEN2-Radioteleskop (San Pedro de Atacama/Chile) arbeitet nach demselben Prinzip wie die Fersehantenne aber bei sehr viel höherer Frequenz. TVïSatellit: Höhe: 36000 km Umlaufzeit: 24 Stunden Das KOSMA-Radioteleskop (Zermatt/Schweiz) arbeitet nach demselben Prinzip wie die Fersehantenne aber bei sehr viel höherer Frequenz. Je wärmer ein Körper ist, umso stärker strahlt er. Relativ kühle Körper (Haus, Mensch) strahlen nur im Radio- oder InfrarotBereich. Heißere auch im sichtbaren Licht (Herdplatte, Glühbirne) und bis in den Ultraviolett-Bereich (Sonne). ISS: Höhe: 350 km Umlaufzeit: 90 min Satelliten-Fernsehantenne, die am 1. Physikalischen Institut der Universität zu Köln als einfaches Radioteleskop eingesetzt wird Sonnen-Fernsehen? Weshalb kann die Fernsehantenne die Sonne (oder Besucher) sehen? Alle Körper strahlen. Je wärmer ein Körper ist, umso stärker strahlt er. Vergleich der Skyline vom 1. Physikalischen Institut im sichtbaren Licht und bei 11 GHz. Die Bahn der Sonne und die Position ausgewählter TV-Satelliten sind markiert. 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de Praktisch Tanz der Moleküle Linienspektrum einer Quecksilber-Dampflampe im sichtbaren Wellenlängen-Bereich. Aufbau eines Spektrometers zur Analyse der Rotation von Molekülen. Originalspektrometer von Kirchhoff und Bunsen um 1860. Geburtsort neuer Sterne: Sternentstehungsregion RCW 120. Das Bild im Terahertz-Bereich (rechts) zeigt eine interstellare Wolke aus leuchtendem Gas, in der Sterne entstehen. Weil das Gas in diesen Klumpen sehr kalt ist (ca. minus 250 Grad Celsius), zeichnet es sich nur im Terahertz-Bereich ab. Kirchhoff (links) und Bunsen (rechts), die Gründer der Spektralanalyse. Moleküle: Tänzer mit viel Taktgefühl Moleküle bewegen sich wie Tänzer auf dem Parkett. Sie schwingen hin und her und drehen sich um ihre eigene Achse. Leichte Moleküle bewegen sich dabei schneller als schwere. So hat jedes Molekül, abhängig von Größe und Gestalt, ganz charakteristische Umdrehungs- und Schwingungsdauern. Bei diesen Bewegungen senden die Moleküle Wellen aus, die ein breites Spektrum unterschiedlicher Farben ergeben. Jedes Farbspektrum ist einzigartig und so unverwechselbar wie der menschliche Fingerabdruck. Dies ist das Prinzip der Spektralanalyse, die mit empfindlichen Instrumenten auch über große Distanzen anwendbar ist. Elektromagnetisches Spektrum mit Dreh- und Schwingungsbewegungen der Moleküle. Strahlungsdurchlässigkeit der Atmosphäre für Terahertz-Strahlung. Was uns der Tanz der Moleküle verrät Ein molekularer Fingerabdruck wird genommen Die Spektralanalyse wird mit großem Erfolg in der Astronomie eingesetzt. Mit hochempfindlichen Teleskopen können die Molekülspektren weit entfernter Sterne und Galaxien nachgewiesen werden. Sie geben Einblick in das Entstehen und Vergehen der Sterne. Durch den Vergleich mit Laborspektren wurden bereits mehr als 150 verschiedene Moleküle im Weltall anhand ihrer „Fingerabdrücke“ identifiziert. Einige davon, wie etwa Kohlenmonoxid (CO) oder Wasser (H2O), sind uns von der Erde bekannt, andere dagegen, beispielsweise C3H, waren uns bis zu ihrer Entdeckung im Weltraum unbekannt. Darüber hinaus verraten uns die Spektren Genaueres über die Temperatur, Dichte und Gasbewegungen weit entfernter Sternregionen. Das Spektrum eines Moleküls ist so eindeutig wie ein Fingerabdruck. Ist dieser bekannt, lässt sich das Molekül selbst in geringsten Spuren nachweisen. Der spektrale Fingerabdruck wird im Labor erzeugt. Hierzu wird eine gasförmige Probe bei geringem Druck in eine Messzelle gefüllt. Die Probe wird mit elektromagnetischen Wellen unterschiedlicher Frequenzen durchleuchtet. Ein Detektor registriert hinter der Zelle die Intensität der Wellen. Jede Molekülart reagiert nur auf ganz bestimmte, charakteristische Wellen des Spektrums. Auf diese Weise entsteht ein molekularer Fingerabdruck. Das untenstehende Bild zeigt das Spektrum von Dimethyl-Ether, das in der Umgebung neu entstehender Sterne nachgewiesen wird. Molekülspektren: Fingerabdrücke des interstellaren Gases aus einer Region nahe des Zentrums unserer Milchstraße. Beobachtetes Spektrum (schwarz), simuliertes Spektrum aufgrund von Labordaten (blau), simuliertes Spektrum von Dimethyl-Ether (rot). Das Teilspektrum zeigt einen Ausschnitt charakteristischer Spektrallinien von Dimethyl-Ether. Ausschnitt eines Rotationsspektrums (Fingerabdrucks): Nadelförmig treten die charakteristischen Frequenzen im Spektrum hervor, die eine eindeutige Identifizierung des Moleküls, hier DimethylEther, ermöglichen. 1. Physikalisches Institut Universität zu Köln www.ph1.uni-koeln.de
