First Fringes für PRIMA

BLOG: Promotion mit Interferenzen

Auf dem Weg zum Profi-Astronomen
Promotion mit Interferenzen

Mit PRIMA soll am VLTI die unglaubliche Auflösung von einigen zehn Mikrobogensekunden erreicht werden — das ist der Winkel unter dem ein menschliches Haar im Abstand von einem Kilometer erscheint! Damit will man das Wackeln von Sternen aufgrund derer Planeten direkt beobachten. Bisher war man auf die Radialgeschwindigkeitsmethode angewiesen um Exoplaneten zu entdecken. Bei dieser Methode misst man die durch Planeten verursachte Rotverschiebung des Sterns. Damit sind zwar bislang am meisten Exoplaneten entdeckt worden. Darunter auch welche, die nicht viel schwerer sind als die Erde, wie im Juni dieses Jahres mit dem ESO-Instrument HARPS.

 

 

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  Mit der Radialgeschwindigkeitsmethode sind bislang am meisten Exoplaneten entdeckt worden. Dabei werden radiale Geschwindigkeitsunterschiede im Bereich von Metern / Sekunde gemessen. Quelle: ESO Pressemitteilung

Das Problem ist aber, dass ein Planet, dessen Bahnebene rund um einen Stern genau senkrecht zu uns steht dieselbe spektrale Verschiebung produziert, wie ein doppelt so schwerer Planet, der in einer 30 Grad gegen die Sichtlinie geneigten Bahn um den Stern kreist. Man kann mit dieser Methode also die Masse nicht bestimmen — und außerdem all jene Exoplaneten nicht entdecken, deren Bahnebene in der Himmelsebene liegt: Ein Stern mit solchen Planeten zeigt nur "Links/Rechts"-Bewegungen, die Radialgeschwindigkeit bleibt gleich. Dies soll sich mit PRIMA ändern, denn damit soll die Genauigkeit von astrometrischen Messungen, also die Positionsbestimmung von Sternen, so gut werden, dass das Wackeln der Sterne direkt gesehen werden kann.

Wie schafft man diese unglaubliche Genauigkeit? Mit PRIMA wird ein vergleichsweise heller Stern, der weit genug entfernt ist, dass man ihn als wackelfrei bezeichnen kann, in der Nähe des zu untersuchenden Objekts anvisiert. Dessen Interferenzmuster wird dann als Referenz verwendet, um die atmosphärischen Turbulenzen für das eigentlich interessante Objekt genau genug stabilisieren zu können.

Dafür muss der Interferometer zwei Sterne gleichzeitig beobachten, wobei der Referenzstern eben vergleichsweise hell sein muss. Nun kann man sich anhand von Sternkatalogen ausrechnen, wieviele Objekte man beobachten kann, wenn der Referenzstern näher als soundsoviel Bogensekunden am Objekt sein muss und heller als soundsoviel.te Größenordnung sein muss. Das Ergebnis: Nicht sehr viele, wenn der Referenzstern nicht bis zu einer Bogenminute vom Objekt weg sein darf. Da aber Interferometer typischerweise ein sehr kleines Gesichtsfeld haben (MIDI am VLTI etwa hat zwei Bogensekunden Gesichtsfeld), braucht man zunächst "star separators": Mit diesen kann das Licht von zwei Objekten im Gesichtsfeld der Einzelteleskope getrennt in die Delay Lines des VLTI geleitet werden. Zu weit voneinaner weg dürfen diese Sterne allerdings auch nicht sein, denn sie müssen dieselbe Atmosphäre durchquert haben, damit man mithilfe des Referenzsterns auch wirklich das Licht des wissenschaftlichen Objekts korrigieren kann. Aber noch eine ganze Reihe weiterer Präzisionsoptik muss installiert werden, damit Astrometrie auf Mikrobogensekunden-Niveau möglich wird. Dazu ist dann schon auch mal die ein oder andere Verrenkung der Ingenieure notwendig…

 

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  Installation von Präzisionsoptik. Die optische Pfaddiferenz zwischen den beiden beobachteten Objekten darf nicht größer sein als etwa 5 Nanometer (Milliardstel Meter)! Quelle: ESO Pressemitteilung

Vor kurzem hat die ESO nun die Funktionsweise von PRIMA an den Hilfsteleskopen des VLTI demonstrieren können. Nun wird das Instrument über die nächsten Monate hinweg intensiv getestet ("commissioning"). Dabei wird unter anderem bestimmt, wie sensitiv das Instrument tatsächlich ist. In etwa einem halben Jahr will man das Gerät dann der Gemeinschaft der Astronomen zu Verfügung stellen und unter anderem mit dem Planetensuchen anfangen.

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  Seit Anfang September ist PRIMA an den Hilfsteleskopen im Betrieb. Quelle: ESO Pressemitteilung

 

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www.ileo.de

Nach dem Studium der Physik in Würzburg und Edinburgh, habe ich mich in meiner Diplomarbeit mit der Theorie von Blazar-Spektren beschäftigt. Zur Doktorarbeit bin ich dann im Herbst 2007 nach Heidelberg ans Max-Planck-Institut für Astronomie gewechselt. Von dort aus bin ich mehrere Male ans VLT nach Chile gefahren, um mithilfe von Interferometrie im thermischen Infrarot die staubigen Zentren von aktiven Galaxien zu untersuchen. In dieser Zeit habe ich auch den Blog begonnen -- daher der Name... Seit Anfang 2012 bin ich als Postdoc am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching im Norden von München. Dort beschäftige ich mich weiterhin mit Aktiven Galaxien und bin außerdem an dem Instrumentenprojekt GRAVITY beteiligt, das ab 2015 jeweils vier der Teleskope am VLT zusammenschalten soll.

2 Kommentare

  1. Präzision

    Hallo Lars,
    ja, es ist in der Tat fantastisch, wie sich das Feld der optischen Interferometrie entwickelt: Als Amateurastronom lernt man, man kann so viel vergrößern, wie man will, Sterne bleiben immer Punkte. Mit dem VLTI werden nicht nur Sterne aufgelöst (das konnte schon Michelson, 1921), sondern nun werden sogar die Reflex-Bewegungen des Sterns aufgrund seiner Planeten direkt gesehen. Und weitere bahnbrechende Projekte sind geplant: Mit dem nächsten Mitt-Infrarot-Interferometer MATISSE, zum Beispiel, wird es möglich werden, richtige Bilder zu erstellen (bisher werden “nur” Modelle gefittet) und wird die Auflösung nochmals um ca. das Dreifache steigern (da kürzere Wellenlänge)…
    Da heißt es nur: Dran bleiben! 😉
    Schönen Sonntag noch,
    Leo

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