Nachdem es bereits 2017 (Nachweis von Gravitationswellen) und 2019 (Entdeckung von Exoplaneten und grundlegende Beiträge zur Kosmologie) Nobelpreise für Astrophysiker und Kosmologen gegeben hat, wurde auch der Preis 2020 für Beiträge in einem astrophysikalischen Themenbereich verliehen: der Erforschung Schwarzer Löcher.

Für Bonner besonders interessant: einer der Preisträger – Reinhard Genzel, derzeit Direktor des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik in Garching – hat an der Bonner Universität Physik studiert und am Max-Planck-Institut für Radioastronomie, mit dem auch die Volkssternwarte zusammenarbeitet, promoviert.

Genzel teilt sich eine Hälfte des Nobelpreises mit Andrea Ghez, einer amerikanischen Astronomin. Beide hatten fast zeitgleich mit Hilfe jahrelanger infrarot-teleskopischer Messungen zeigen können, dass sich im Zentrum unserer Galaxis ein superschweres Schwarzes Loch befindet. Dazu hatten sie die Bewegung von Sternen in direkter Umgebung des dort vermuteten Schwarzen Lochs analysiert. Infrarot-Messungen waren notwendig, da sichtbares Licht aus dem Zentrum der Milchstraße durch Staub absorbiert bzw. gestreut wird und so unserem Blick entzogen ist.

Die andere Hälfte des Nobelpreises wurde Roger Penrose – einem britischen Physiker, der u.a. mit Stephen Hawking zusammen gearbeitet hat – zugeteilt. Penrose hat sich zahlreiche Verdienste im Bereich der Kosmologie erworben. Der Nobelpreis würdigt dabei insbesondere seinen Beweis, dass Schwarze Löcher eine unabwendbare Konsequenz der Einstein’schen Allgemeinen Relativitätstheorie sind. Dies trug wesentlich dazu bei, die Suche nach Schwarzen Löchern zu intensivieren, die bis dahin nur eine hypothetisch Annahme waren.

Heutzutage wird an der Existenz Schwarzer Löcher nicht mehr gezweifelt. Ein besonderer Höhepunkt war dabei die „Fotographie“ eines Schwarzen Lochs im vergangenen Jahr, über die prominent in der Presse berichtet worden ist. Die Anführungszeichen deshalb, weil das Bild des Schwarzen Lochs aus der Auswertung von radioastronomischen Daten erzeugt wurde, die mit dem „Event Horizon“ Teleskop – einer Zusammenschaltung mehrerer Radioteleskope weltweit – ermittelt wurden.

Denken Sie einmal an ihren digitalen Fotoapparat. Hier projiziert ein Objektiv ein Bild auf den Chip der Kamera. Das empfangene Bild können Sie im elektronischen Sucher durch eine Lupe auf einem Mini-Display beobachten. Und viele Kameras können zusätzlich über ein Smartphone gesteuert werden und zeigen das aktuelle Bild ebenfalls auf ihrem Display.

Genau dieses Prinzip – wenngleich auch wesentlich ausgefeilter – macht sich das Teleskop von Unistellar, das eVScope, zunutze.

Ein Newtonteleskop mit 112mm Spiegel-Durchmesser projiziert sein Bild auf einen der lichtempfindlichsten Chips überhaupt, den Sony IMX224. Die Belichtung geht bis 4 Sekunden, allerdings werden die einzelnen Aufnahmen live gestacked, so dass das Gesamtbild immer besser wird. Dieses Bild lässt sich auch jederzeit abspeichern. Betrachtet wird es durch ein elektronisches Okular oder auf dem Smartphone / Tablet.

Das Teleskop weiß via GPS genau, wo es steht und findet sich völlig alleine am Himmel zurecht (plate solving). Die Stromversorgung – ein Akku für 9 Stunden Betriebsdauer – ist integriert, so dass keinerlei Kabel verlegt werden müssen. Aufbauen (Stativ und Teleskop), Einschalten, GPS-Synchronisation abwarten (<30 Sekunden), Felderkennen starten (< 30 Sekunden) und das erste Zielobjekt anwählen.

Die Zielobjekte werden vom eVScope in einer Qualität und in deutlichen Farben abgebildet, so wie man es auch durch viel größere Teleskope niemals erblicken kann.

Weitere Informationen und in lockerer Folge neue Aufnahmen und Berichte finden sich hier :

Das eVScope

Eines meiner ersten Objekte war der Hantelnebel M27:

Rund anderthalb Stunden vor Ende der (astronomischen) Dämmerung konnte ich bereits die Strudelgalaxie M51 bestaunen:

Der Mensch kann Infrarotlicht nicht sehen – im Gegensatz zu einigen Schlangenarten und zum Smaragdprachtbarsch, wie Biologen der Universität Bonn 2013 herausgefunden haben. Trotzdem können Menschen Infrarotlicht wahrnehmen, nämlich als Wärmestrahlung. „Rotlichtlampen“ strahlen nicht nur rotes, sondern jede Menge infrarotes Licht aus, das von der Haut gut absorbiert werden kann. Dabei wird die Energie des Infrarotlichts in Wärmeenergie umgewandelt. Die entsprechende Temperaturerhöhung kann die Thermorezeptoren der Haut aktivieren und die Muskeln wieder lockerer machen. Auch Wärmebildkameras, die zur nächtlichen Tierbeobachtung oder zur Suche nach Wärmebrücken in der Hausisolierung eingesetzt werden, registrieren Infrarotstrahlung.

In Astronomie und Astrophysik spielt die Infrarotspektroskopie – also die Intensitätsmessung der Infrarotstrahlung in Abhängigkeit von ihrer Wellenlänge – eine bedeutende Rolle (Wellenlänge: ca. 0,7 bis zu 300 µm und damit zwischen rotem sichtbaren Licht und sog. Mikrowellenstrahlung). Beispiele für astronomische Anwendungen sind:

• Aufgrund der – gegenüber sichtbarem Licht – geringeren Abschwächung von Infrarotlicht durch interstellaren Staub können Objekte wie junge Sterne, galaktische Zentren und die Kerne von Infrarotgalaxien auch hinter Staubwolken beobachtet werden.
• Während zur Aussendung von sichtbarem Licht Temperaturen von einigen tausend Grad nötig sind, wird Infrarotlicht auch bei niedrigeren Temperaturen generiert, sodass relativ kalte Materie beobachtet werden kann. Beispiele sind Asteroiden, Kometen, Planeten und Monde im Sonnensystem, die sonst nur im schwachen Rücklicht der Sonne sichtbar sind.
• Eine genaue Analyse des Infrarotspektrums gibt Aufschluss über die molekulare Zusammensetzung, den Aggregatzustand und die Temperatur astronomischer Objekte (interstellares Medium, stellare Staubscheiben etc.).
• Die Rotverschiebung sehr weit entfernter Objekte kann aufgrund des Hubble-Effekts so groß sein, dass sichtbares Licht bis in den Infrarotbereich verschoben ist. Die Infrarotspektroskopie macht in diesen Fällen eine Analyse des Sternenlichts, das eigentlich im sichtbaren Wellenlängenbereich ausgestrahlt wird, erst möglich.

 

Wie entsteht Infrarotstrahlung?

Infrarotstrahlung kann auf zwei unterschiedliche Weisen entstehen, wobei kontinuierliche oder Linienspektren erzeugt werden.

Um kontinuierliche Infrarotspektren zu verstehen, muss man die Maxwell’sche Theorie des Elektromagnetismus und die – ebenfalls mit Maxwell verbundene – kinetische Gastheorie berücksichtigen.

• Elektrische Ladungen erzeugen beim Beschleunigen bzw. Abbremsen elektromagnetische Strahlung, wobei die Frequenz – und damit die Energie – der Strahlung umso größer ist, je „heftiger“ die Beschleunigung oder Abbremsung ist.
• Die kinetische Gastheorie besagt, dass die kleinsten Bestandteile der Materie (Atome, Moleküle, Ionen etc.) in ständiger Bewegung sind: In Gasen flitzen die atomaren Bestandteile mit hoher Geschwindigkeit durcheinander und stoßen immer wieder zusammen, in Festkörpern führen sie Schwingungsbewegungen um ihre Ruhelage aus, in Flüssigkeiten tauschen sie immer wieder ihre Plätze etc. Die Bewegungen der atomaren Bestandteile sind umso „heftiger“ , je höher die Temperatur ist.

Bei Stößen, Schwingungen etc. ändern die Elektronen und Atomkerne immer wieder sowohl ihre Lage zueinander als auch ihre Geschwindigkeit; sie werden also beschleunigt und strahlen somit elektromagnetische Strahlung (Licht) aus.

Da die individuellen Geschwindigkeitsänderungen sehr unterschiedlich sein können, besitzt die entstehende Strahlung eine breite Energieverteilung und es resultiert ein kontinuierliches Spektrum (Planck’sches Strahlungsspektrum). Aus der Gestalt des Spektrums – insbesondere aus der Wellenlänge maximaler Intensität – kann auf die Temperatur der Materie zurück geschlossen werden.

Die Entstehung von Linienspektren kann nur mit den Gesetzen der Quantentheorie verstanden werden. Die Atome eines Moleküls führen Schwingungen gegeneinander aus. Dabei wird die Länge von Atombindungen oder der Winkel zwischen zwei Bindungen periodisch verändert. Je größer die Schwingungsamplitude (die Auslenkung der Atome aus ihrer Gleichgewichtslage) desto größer die Energie der Schwingung. Nach den Maxwell’schen Gesetzen müsste auch hier elektromagnetische Strahlung ausgesendet werden, da die Atome innerhalb einer Schwingung beschleunigt und abgebremst werden.

In einem isolierten Molekül jedoch herrschen die Gesetze der Quantenmechanik. Diese besagen, dass es bestimmte Schwingungsamplituden gibt, bei denen keine Energie abgestrahlt wird. Energie kann aber beim Übergang von einer größeren in eine kleinere „erlaubte“ Schwingungsamplitude als Infrarotlicht abgegeben werden, wobei die Energie der Strahlung der Energiedifferenz zwischen den Schwingungsamplituden entspricht. In diesem Fall wird nur Infrarotlicht mit bestimmten Wellenlängen ausgesendet, sodass Linienspektren entstehen. Umgekehrt kann Infrarotstrahlung von Molekülen absorbiert werden, wenn sie der Energiedifferenz zweier erlaubter Schwingungsamplituden entspricht.

Da die Schwingungsenergie von der Bindungsstärke und der Masse der beteiligten Atome abhängt, kann über die Lage der Infrarotlinien die chemische Zusammensetzung der Materie ermittelt werden. Eine Analyse der Linienbreite erlaubt darüber hinaus eine Abschätzung von Druck und Temperatur.

Man bekommt also über eine genaue Analyse der Infrarotspektren eine Menge Informationen über die physikalischen und chemischen Verhältnisse in ihrem Entstehungsgebiet.

Wie wird Infrarotstrahlung astronomischer Objekte gemessen?

Ähnlich wie bei der Röntgenastronomie schwächt die Erdatmosphäre Infrarotlicht in weiten Wellenlängenbereichen ab. Dies ist zu großen Teilen auf den Wassergehalt der Lufthülle zurückzuführen.

Deshalb muss auf Labore in Flugzeugen bzw. Ballons oder auf Satelliten zurückgegriffen werden. Die Teleskope zur Bildgewinnung bedienen sich spezieller Linsen- bzw. Spiegelmaterialien, die für Infrarotlicht geeignet sind. Als Detektoren werden CCDs (Charge-Coupled Devices, ähnlich denen in digitalen Kameras) oder Fotodioden eingesetzt, wobei spezielle Detektor-Materialien benutzt werden, die im infraroten Wellenlängenbereich hohe Empfindlichkeiten besitzen. Infrarot-Detektoren müssen stark abgekühlt werden (unter -200°C), um nicht durch ihre eigene Wärmestrahlung gestört zu werden.

Missionen zur Beobachtung von astronomischen Infrarotquellen

In den letzten Jahrzehnten hat es eine Reihe von Projekten gegeben, mit denen Infrarotquellen im Universum erforscht worden sind. An dieser Stelle sollen nur die noch laufenden Missionen kurz angesprochen werden.

SOFIA (Stratosphären-Observatorium für Infrarot-Astronomie)

Es handelt sich um einen Jumbo-Jet, der zu einem fliegenden Infrarot-Observatorium umgebaut wurde und der in ca. 13 km Höhe seine Messungen durchführt. In dieser Höhe ist die Absorption der Infrarotstrahlung durch den Wasserdampf der Atmosphäre so weit reduziert, dass eine Infrarotbeobachtung astronomischer Objekte mit guter Qualität möglich ist.

Ziele:

• Physik der interstellaren Wolken und Sternentstehung in unserer Milchstraße
• Protoplanetare Scheiben und Planeten-Entstehung in nahen Sternsystemen
• Ursprung und Entwicklung von biogenetischen Atomen, Molekülen und Mineralien
• Zusammensetzung und Struktur von Planetenatmosphären und -ringen
• Kometen
• Sternentstehung, Dynamik und chemische Bestandteile in anderen Galaxien; Suche nach schwarzen Löchern
• Dynamische Aktivität im Zentrum der Milchstraße

Ausrüstung:

• 2,7 m Spiegelteleskop (Spiegelmaterial: Zerodur, ein keramisches Lithium-Aluminiumsilikat)
• Detektor GREAT (German Receiver at Terahertz Frequencies); Wellenlängenbereich: 60 – 240 µm (entwickelt vom MPI für Radioastronomie in Bonn)
• FIFI-LS (Far Infrared Field Imaging Line Spectrometer): abbildendes Linienspektrometer; Wellenlängenbereich: 40 – 210 µm;
• FORCAST-Kamera im Wellenlängenbereich von 5-8, 17-25 und/oder 25-40 µm HAWC-Kamera: Wellenlängenbereich von 40 – 300 µm; hohe Winkelauflösung
• FLITECAM-Kamera: Wellenlängenbereich von 1 – 5,5 µm; moderate spektroskopische Auflösung
• HIPO: Instrument zur simultanen, hoch zeitaufgelösten Bildgebung bei zwei Wellenlängen im sichtbaren Wellenlängenbereich; kann zeitgleich mit FLITECAM-Kamera eingesetzt werden, um Bilder bei zwei Wellenlängen im sichtbaren und einer Wellenlänge im infraroten Bereich aufnehmen zu können

Missionsseiten:

https://www.nasa.gov/mission_pages/SOFIA/index.html
https://www.dlr.de/content/en/articles/missions-projects/sofia/sofia-infrared-observatory.html
https://www.dsi.uni-stuttgart.de/oeffentlichkeit/infrarotastronomie/

Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE)

Weltraumteleskop zur sensitiven Durchmusterung des gesamten Himmels bei vier Wellenlängen im mittleren Infrarot (3,3 – 4,7 – 12 – 23 µm)

Ziele:

• Durchmusterung des Sonnensystems nach Asteroiden, Kometen und anderen Objekten
• Kühle und schwache Sterne, darunter die sonnennächsten Sterne und Braunen Zwerge
• Junge Sterne in der Milchstraße und Staubscheiben um bereits weiter entwickelte Sterne
• Die leuchtkräftigsten Galaxien und Infrarotgalaxien.

Missionsseite:

https://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/main/index.html

Spitzer-Weltraumteleskop

2003 gestartetes Infrarot-Teleskop, das aufgrund von Kühlmittelmangel Anfang 2020 abgeschaltet wurde.

Ziele:

• Chemische Zusammensetzung protoplanetarer Scheiben
• Entstehung von Planetensystemen
• Braune Zwerge
• Infrarotgalaxien
• Aktive galaktische Kerne
• Vorgänge im frühen Universum

Ausrüstung:

• IRAC (Infrared Array Camera): vier Infrarotkameras, die simultan vier Kanäle mit den Wellenlängen 3,6 µm, 4,5 µm, 5,8 µm und 8 µm aufnehmen konnten
• IRS (Infrared Spectrograph): Infrarotspektrometer für Wellenlängenbereich 5,3 bis 40 µm
• MIPS (Multiband Imaging Photometer for Spitzer): drei Detektorfelder im fernen Infrarotbereich, die neben Bildern auch spektroskopische Daten liefern konnten

Missionsseite:

http://www.spitzer.caltech.edu/

Weitere Quellen:
https://de.wikipedia.org/wiki/Infrarotastronomie (Wikipedia-Eintrag über Infrarotspektroskopie)

In einem früheren Beitrag auf der Seite der Volkssternwarte Bonn hatte Peter Oden eine Fotografie der Supernova SN2020fqv vom 30. April veröffentlicht.

Inzwischen hat auch unser Mitglied Frank Bonn sich der Supernova angenommen und ein aktualisiertes Foto geschickt.

Die Aufnahme entstand am 10. Mai. Die Supernova ist nach wie vor als kleiner Lichtpunkt im unteren Teil der Doppelgalaxie zu erkennen (wer mag, vergleiche die Aufnahme mit der von Peter Oden, in der die Supernova genauer gekennzeichnet ist).

Aufnahmedaten:

• Celestron C8 auf einer Ioptron CEM 60
• Nachführung mit 70/700 Leitrohr und PHD2
• 20 x 240 sec + Darks, Flats und Bias
• Erste schnelle Bearbeitung mit Deepsky Stacker, Fitswork und Photoshop

 

Am 19. Juni wird der Mond vormittags für rund 1 Stunde unseren Nachbarplaneten Venus bedecken. Zu Beginn steht der Mond bereits 48° Grad hoch:

Die Venussichel wird die im Südosten stehende Mondsichel um ca. 09:49 Uhr „berühren“. Danach beginnt die etwa 1-stündige Bedeckung.

Der Austritt ist um 10:47 Uhr beendet. Der Mond steht dann bereits 54 Grad hoch. Die dünne Mondsichel am Taghimmel zu finden und einzustellen, dürfte dabei das größere Problem sein (und natürlich das Wetter!).

Grundsätzlich sollte man bei der Beobachtung mit dem Teleskop große Vorsicht walten lassen, denn die Sonne steht nur rund 30° weiter links !!!