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Jahrbuch 2007/2008 | Driebe, Thomas; Hofmann, Karl-Heinz; Kraus, Stefan; Schertl, Dieter; W eigelt, Gerd |
Infrarot-Interferometrie des rätselhaften Sterns η Carinae
Infrarot-Interferometrie des rätselhaften Sterns η Carinae
Infrared interferometry of the enigmatic star η Carinae
Driebe, Thomas; Hofmann, Karl-Heinz; Kraus, Stefan; Schertl, Dieter; W eigelt, Gerd
Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn
Korrespondierender Autor
E-Mail: w [email protected]
Zusammenfassung
Messungen mit dem Very Large Telescope Interferometer der Europäischen Südsternw arte ermöglichten
erstmalig spektro-interferometrische Untersuchungen des leuchtkräftigen, veränderlichen Sterns η Carinae mit
hoher spektraler Auflösung [1]. Ziel w ar die Erforschung des undurchsichtigen Sternw indes von η Carinae mit
einer W inkelauflösung von 5 Milli-Bogensekunden.
Summary
Observations w ith the Very Large Telescope Interferometer of the European Southern Observatory allow ed
the first spectro-interferometric studies of the enigmatic Luminous Blue Variable η Carinae w ith high spectral
resolution [1]. The aim of this w ork w as to study the opaque stellar w ind of η Carinae w ith a high angular
resolution of 5 milli-arcseconds.
Einleitung
Der Stern η Carinae (kurz: η Car) ist einer der rätselhaftesten Sterne unseres Milchstraßensystems. Er gehört
zur Klasse der Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen und ist ungefähr 100-mal so massereich w ie die Sonne.
Von η Car strömt kontinuierlich Materie mit hoher Geschw indigkeit (ca. 500 km/s) in Form eines Sternw indes
ab. Die pro Jahr abströmende Masse entspricht etw a einem tausendstel der Masse unserer Sonne. Deshalb ist
η Car von einer undurchsichtigen, asphärischen Zone aus Gas und Staub eingehüllt, die man als Sternw ind
bezeichnet. Die physikalischen Eigenschaften dieses Sternw indes lassen sich mithilfe theoretischer Modelle
heißer, leuchtkräftiger und extrem schnell rotierender Sterne verstehen. Diese Modelle sagen im Einklang mit
den Beobachtungen eine viel höhere Geschw indigkeit und eine größere Dichte des Sternw indes in polarer als
in äquatorialer Richtung voraus.
VLTI-AMBER-Messungen
AMBER ist das Nahinfrarot Interferometrie Instrument des Very Large Telescope Interferometers (VLTI), das sich
am Observatorium der Europäischen Südsternw arte (ESO) auf dem Berg Paranal in Chile befindet. AMBER
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w urde gemeinsam von Instituten in Nizza, Grenoble, Florenz und Bonn gebaut und im Jahre 2004 fertig
gestellt. Die Infrarot-Interferometrie-Gruppe des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie hat hierbei das
Detektorsystem beigesteuert. AMBER ist ein im nahinfraroten Spektralbereich (zw ischen 1,0 und 2,4 μm)
operierendes Instrument, w elches das von drei verschiedenen Teleskopen gesammelte Licht interferometrisch
vereinigt
und
spektral
zerlegt,
sodass
für
viele
verschiedene
Wellenlängen
ein
charakteristisches
Streifenmuster entsteht (Abb. 1).
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Spe k tra l dispe rgie rte Miche lson-Inte rfe re nzstre ife n von η C a r,
die m it de m VLTI-AMBER -Instrum e nt a ufge nom m e n wurde n.
Da s obe re und unte re Bild be ste ht a us je 4 Te ilbilde rn. Die
m it P1, P2 und P3 be ze ichne te n Te ile ze ige n die spe k tra l
dispe rgie rte n Signa le de r 3 Einze lte le sk ope . Da s m it IF
ge k e nnze ichne te Bild hinge ge n ist da s inte rfe rom e trisch
übe rla ge rte Signa l de r 3 Te le sk ope
(Inte rfe re nzstre ife nm uste r). Die obe re Abbildung ze igt da be i
e in Inte rfe rogra m m m it hohe r spe k tra le r Auflösung
(λ/Δλ=12000), die unte re e in Inte rfe rogra m m m it m ittle re r
spe k tra le r Auflösung (λ/Δλ=1500). Die a uffä llige n he lle n
Be re iche sta m m e n von e ine r se hr he lle n Em issionslinie de s
W a sse rstoffs, de r Bra ck e tt-γ -Linie (k urz Brγ -Linie ). Die se
Em issionslinie gibt Aufschlüsse übe r da s he iße , dichte Ga s,
da s m it hohe r Ge schwindigk e it vom Ze ntra lste rn a bström t.
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Aus dem Kontrast der AMBER-Interferenzstreifen, der auch Visibility genannt w ird, können Größe und
Geometrie eines astronomischen Objektes mit hoher W inkelauflösung und spektraler Auflösung abgeleitet
w erden. W ie hoch die erreichbare W inkelauflösung ist, richtet sich dabei nach dem maximalen Abstand der
Teleskope, w ährend die spektrale Auflösung durch den verw endeten Spektrographen bestimmt ist. Im Falle
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von AMBER können spektrale Auflösungen bis zu λ/Δλ = 12000 erreicht w erden.
Neben der Visibility w ird mit AMBER auch die differentielle Phase (DP) des Objektes gemessen. Diese ist ein Maß
für die w ellenlängenabhängige Verschiebung des Lichtschw erpunktes des Objekts. Eine w eitere w ichtige
Messgröße des AMBER-Instruments ist die Closure-Phase (CP). Sie ist ein Maß für die Asymmetrie der
Intensitätsverteilung eines Objekts.
Die AMBER-Messungen von η Car w urden mit drei Teleskopen von je 8,2 m Spiegeldurchmesser durchgeführt.
Bei einem maximalen Teleskopabstand von 89 m w urde dabei im infraroten Spektralbereich zw ischen 2,0 und
2,4 μm eine W inkelauflösung von 5 Milli-Bogensekunden erreicht. In Abbildung 1 sind exemplarisch zw ei
AMBER-Roh-Interferogramme mit hoher (oben) und mittlerer (unten) spektraler Auflösung w iedergegeben.
Diese Daten w urden im Bereich einer hellen und stark geschw indigkeits-verbreiterten Emissionslinie des
Wasserstoffs (der Brγ-Linie) gew onnen, die man in der Abbildung als helle Flecken erkennt. Die hohe spektrale
Auflösung erlaubt detaillierte Untersuchungen der Kinematik des heißen, von η Car abströmenden Gases.
Außerdem w urden Messungen in einer Helium-Emissionslinie durchgeführt (He I-Linie), die Informationen über
eine mögliche Kollisionszone zw eier Sternw inde im Zentrum von η Car liefert.
I n Abbildung 2 sieht man verschiedene AMBER-Messungen in der Umgebung der Brγ-Emissionslinie. Man
erkennt deutlich ein Absinken der Visibility im Bereich der Linien. Dies bedeutet, dass η Car im Licht der
Emissionslinie größer erscheint als im Kontinuumslicht. Die deutlich von Null verschiedenen differentiellen und
Closure-Phasen
innerhalb
der
Linie
w eisen
außerdem
auf
eine
räumliche
Verschiebung
des
Intensitätssschw erpunktes bzw . eine Abw eichung von einer punkt-symmetrischen Intensitätsverteilung hin
[1].
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AMBER -Me ssunge n von η C a r m it m ittle re r spe k tra le r
Auflösung von 1500 im Be re ich de r Brγ -Linie . Die Gra phik
ze igt (von obe n na ch unte n) Spe k trum (m a ge nta ) und
Visibilitie s (d.h. Stre ife nk ontra ste de r Inte rfe re nzstre ife n;
rot/grün/bla u), diffe re ntie lle P ha se n (DP ; rot/grün/bla u) und
C losure -P ha se (C P ; rot). P BL be ze ichne t die Lä nge de r
projizie rte n Ba sislinie zwische n je 2 Te le sk ope n, und P A de n
projizie rte n Ba sislinie n-P ositionswink e l.
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Ergebnisse
Abbildung 3 zeigt den Vergleich der mit AMBER gemessenen Spektren und Visibilities (rote Kurven) mit dem
Strahlungstransportmodell von Hillier et al. [1]. W ie die Abbildung verdeutlicht, ist die Übereinstimmung
zw ischen Modell und Beobachtung im Falle der Brγ-Linie und des angrenzenden Kontinuums sehr gut [2].
Insbesondere w ird die mit AMBER gemessene Wellenlängenabhängigkeit der Visibility innerhalb der Brγ-Linie
vom Hillier-Modell gut w iedergegeben. Im Falle der He I-Emissionslinie (rechte Spalte in Abb. 3) ist die Situation
anders. Zw ar findet man auch hier eine gute Übereinstimmung der gemessenen und theoretischen Visibility im
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Bereich des
Kontinuums, innerhalb der He
I-Linie
zeigen sich hingegen klare
Unterschiede
in der
Wellenlängenabhängigkeit der Visibility. Dies deutet darauf hin, dass der Mechanismus, der zur Aussendung
der He I-Linie führt, ein anderer ist als vom Modell vorhergesagt. Möglicherw eise spielt die hypothetische
Doppelsternnatur von η Car und die Kollisionszone der beiden Sternw inde hierbei eine w ichtige Rolle.
Anhand der mit AMBER gemessenen Wellenlängenabhängigkeit der Visibility kann der Durchmesser der dichten
W indzone von η Car sow ohl im Kontinuum als auch innerhalb der beiden Emissionslinien bestimmt w erden. Im
Falle des Kontinuums w urde dabei ein Durchmesser von 4,3 Milli-Bogensekunden ermittelt, w ährend innerhalb
der Brγ- und He I-Emissionslinie Durchmesser von 6,5 bzw . 9,6 Milli-Bogensekunden gemessen w urden. Dies
bedeutet, dass η Car im Licht der beiden Emissionslinien etw a eineinhalb- bzw . zw eimal so groß erscheint w ie
im Kontinuum, da das Licht dieser beiden Linien in einer ausgedehnteren Zone um den Zentralstern emittiert
w ird. Darüber hinaus konnte durch die Messung festgestellt w erden, dass die W indregion nicht sphärischsymmetrisch ist. Insgesamt bestätigen die AMBER-Beobachtungen damit theoretische Modelle, die für
massereiche, sehr schnell rotierende Sterne einen erhöhten Massenausfluss in polarer Richtung vorhersagen
[3].
Ve rgle ich de r AMBER -Me ssunge n (rot) m it de n Vorhe rsa ge n
de s Stra hlungstra nsportm ode lls von Hillie r e t a l.[1; grün. Die
obe rste R e ihe ze igt die Spe k tre n, die unte re n dre i R e ihe n
ze ige n die Visibilitie s (Inte rfe re nzstre ife nk ontra ste ). Die dre i
Spa lte n ze ige n von link s na ch re chts de n Ve rgle ich de r Brγ Me ssunge n m it hohe r und m ittle re r spe k tra le r Auflösung und
de r He I-Me ssunge n m it m ittle re r spe k tra le r Auflösung.
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Eine genauere Interpretation der AMBER-Beobachtungen von η Car unter Einbeziehung aller Observablen hat
zu dem W ind-Modell geführt, w elches in Abbildung 4 illustriert ist. In diesem Modell ist der Sternw ind am
dichtesten und schnellsten in polarer Richtung und nimmt zum Äquator hin an Dichte und Geschw indigkeit ab.
Interessanterw eise
fällt die
Symmetrieachse
dieses
Sternw indes
ungefähr mit der Hauptachse
des
Homunculus-Nebels, der η Car umgibt, zusammen. Ein Beobachter auf der Erde schaut dabei vorrangig auf die
südliche Polarregion des Sternw indes, d.h. auf das schnelle Gas, das auf den Betrachter zuströmt und dessen
Licht blau verschoben ist. Deshalb erscheint der Sternw ind im Licht der blau verschobenen Komponente der
Brγ-Emissionslinie
räumlich
größer
als
der
vom Beobachter
abgew andte, teilw eise
abgedeckte, rot
verschobene Sternw ind. Dies erklärt sow ohl die tiefere Visibility im kurzw elligen Teil der Emissionslinie im
Vergleich zum langw elligen Teil (siehe Abb. 2) als auch die von Null verschiedenen differentiellen und ClosurePhasen im Bereich der Emissionslinie.
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Künstle rische Da rste llung de r ve rschie de ne n W indre gione n im
Ze ntrum von η C a r (sie he Te x t für we ite re De ta ils).
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[1] Hillier, D.J., K. Davidson, K. Ishibashiand T. Gull:
On the Nature of the Central Source in η Carinae
Astrophysical Journal 553, 837-838 (2001).
[2] Owocki, S.P., S.R. Cranmer and K.G. Gayley:
Mass loss from rotating hot-stars: Inhibition of wind compressed disks by nonradial lineforces
Astrophysics & Space Science 260, 149-152 (1998).
[3] Weigelt, G. et al.:
Near-infrared interferometry of η Carinae with spectral resolutions of 1500 and 12000 using
AMBER/VLTI
Astronomy & Astrophysics 464, 87 (2007).
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