Interferometrie
Wenn selbst das größte Teleskop der Welt zu klein ist, kann die Interferometrie noch helfen
Wenn wir von der Größe optischer Teleskope reden, wie zum Beispiel denen am Paranal-Observatorium der ESO, sprechen wir in erster Linie vom Durchmesser des Hauptspiegels. Je größer der Spiegel, um so höher die Auflösung – das heißt, um so feiner die Details, die man damit sehen kann. Die Atmosphäre stört diese Eigenschaft, aber durch Adaptive Optik kann man das teilweise wieder wettmachen. Aber auch in den größten Teleskopen von heute sehen einige astronomische Objekte immer noch wie ein winziger Punkt aus. Um zum Beispiel Oberflächenstrukuren auf einem unserer Nachbarsterne sehen zu können, bräuchten wir ein Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 1,5 Kilometern!
Die Herstellung von Spiegeln mit einem Durchmesser von mehr als nur ein paar Metern ist sowohl teuer als auch schwierig, da das Eigengewicht des Spiegels ihn durch die Schwerkraft verformt. Die Aktive Optik, ein System, das den Spiegel unterstützt und in kontrollierter Weise die Verformungen kompensiert, hat den Sprung von Teleskopen der 4-Meter-Klasse wie dem NTT auf die aktuelle 8- bis 10-Meter-Generation möglichgemacht, zu der auch das VLT gehört. Der Übergang zu segmentierten Spiegeln kann die Obergrenze nochmals auf die Größe von ein paar Dutzend Metern erhöhen. So wird das geplante ELT einen Spiegel von 39 Metern Durchmesser haben. Aber auch das ist noch zu klein, um Details auf der Oberfläche selbst der nächsten Sterne zu sehen!
In der Radioastronomie ist es noch schwieriger, feine Details aufzulösen. Bei gleichem Durchmesser hat ein Radioteleskop eine 1000-fach niedrigere Auflösung als ein Teleskop für sichtbares Licht. Das liegt daran, dass Radiowellen eine viel größere Wellenlänge als das sichtbare Licht haben. Zum Beispiel beobachtet ALMA im Wellenlängenbereich von etwa einem Millimeter, im Vergleich zu etwa einem tausendstel Millimeter (einem Mikrometer) bei optischen Teleskopen. Je größer die Wellenlänge, um so niedriger und schlechter die erzielbare Auflösung. Um die gleichen Details wie das VLT ausmachen zu können, bräuchte man eine Radioschüssel mit einem Durchmesser von mehreren Kilometern.
Der Hunger der Astronomen nach Auflösung führte zum Einsatz einer Technik namens Interferometrie. Sie wurde erstmals im Jahre 1946 mit Radiowellen bei der Sonnenbeobachtung eingesetzt.
Ansicht der Paranal-Plattform mit drei in rot eingezeichneten Basislinien, die zu VLTI-Beobachtungen eingesetzt werden. Bildnachweis: ESO
Führt man das Licht von drei VLT Hilfsteleskopen mittels Interferometrie zusammen, erzielt man ein Bild von der gleichen Schärfe als hätte man ein riesiges Teleskop von der Größe eingesetzt, die dem größten Abstand zwischen den eingesetzten Teleskopen entspricht. Bildnachweis: ESO
Wie also funktioniert Interferometrie? Ein Interferometer kombiniert des Licht von zwei oder mehr Teleskopen und ermöglicht den Astronomen darüber, Details eines Objektes aufzulösen, als hätte man einen Spiegel oder eine Antenne mit hunderten Metern Durchmesser verwendet. Die Verbindungslinie zwischen den Teleskopen, auch Basislänge genannt, entspricht dabei effektiv dem Durchmesser eines „virtuellen“ Teleskops, das durch die Interferometrie entsteht. Wird das Licht mehrerer Teleskope zusammengeführt, entsteht für jedes Teleskoppaar eine eigene Basislinie und die längste von ihnen bestimmt den effektiven Teleskopdurchmesser. Je mehr Basislinien wir verwenden, um so mehr Informationen erhalten wir über das Objekt, da jede Basislinie weitere Stücke des Informationspuzzles dem Gesamtbild hinzufügt. Um es musikalisch auszudrücken: Wenn wir das Bild eines Objektes mit einem kompletten Musikstück vergleichen, dann stellt jede Basislinie eine einzelne Note des Stückes dar. Je mehr Basislinien wir haben, um so mehr Noten erhalten wir und um so vollständiger wird die Version unseres Musikstückes.
Da sich die Erde dreht, verändert sich laufend die Orientierung der verschiedenen Basislinien in Bezug auf das Objekt, was uns weitere Informationen liefert. Je mehr Teleskope wir also verwenden, um so mehr Basislinien ergeben sich und um so mehr Informationen erhalten wir. Das gilt sowohl für die optische wie auch für die Radiointerferometrie.
Kombiniert man die vier Hauptteleskope (engl. Unit Telescopes, kurz UTs) des VLT, so erhalten wir sechs Basislinien. Das ist der Grund für die merkwürdige Anordnung der Teleskope auf der Plattform: Die Längen und Orientierungen der sechs Basislinien sind alle unterschiedlich. Im Prinzip können die UTs eine Auflösung entsprechend der eines 130-Meter-Teleskops erzielen, also der größten Basislänge zwischen ihnen. Das VLT-Interferometer (VLTI) kann auch die vier 1,8-Meter Hilfsteleskope (engl. Auxiliary Telescopes, kurz ATs) nutzen, die auf der Plattform bewegt werden können, um zusätzliche Informationen über ein Beobachtungsobjekt zu erhalten. Mit den ATs kann das VLTI sogar noch eine etwas höhere Auflösung erreichen, entsprechend eines Teleskops von 200 Metern Durchmesser und noch deutlich mehr Basislinien. Das entspricht einer Verbesserung der Auflösung gegenüber einem einzelnen VLT-Hauptteleskop um das 25-fache.
Das VLTI ermöglicht uns, Himmelsobjekte in nie dagewesenem Detail zu untersuchen. Es gibt uns einen Blick auf Details der Oberfläche fremder Sterne und läßt uns sogar die unmittelbare Umgebung Schwarzer Löcher analysieren. Das VLTI hat uns das schärfste je von einem Stern aufgenommene Bild geliefert, mit einer Winkelauflösung von nur 4 Millibogensekunden. Das entspricht der Wahrnehmung eines Schraubenkopfes aus 300 Kilometern Entfernung.
Das ALMA-Array aus der Luft. Bildnachweis: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO
Kontrollleuchten am ALMA-Korrelator. Bildnachweis: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña
In der Radiointerferometrie setzt ALMA seine eigenen Maßstäbe. Mit der Möglichkeit bis zu 66 Antennen auf 1225 Basislinien zu kombinieren und einem Maximalabstand von 16 Kilometern zwischen den Antennen… Rechnen Sie selber nach! ALMA hat bei weitem die höchste Auflösung, die einem Radioastronomen heute zur Verfügung steht, zehnmal besser als die Auflösung des NASA/ESA Hubble Space Telescope.
Bei einem Interferometer ist jedes Teleskop auf dasselbe astronomische Objekt gerichtet und sammelt einen Teil seines Lichtes ein. Aber Interferometrie funktioniert nur, wenn das Licht aller Teleskope korrekt zusammengeführt wird. Um es nochmal mit unserem Beispiel aus der Musik zu vergleichen: Wir müssen die einzelnen Noten aufsammeln und kombinieren, um daraus ein komplettes Lied zu machen. Da jedoch die Lichtwellen des Objektes unterschiedliche Entfernungen durch den Raum und die Atmosphäre zu unseren Antennen durchlaufen, kommen sie zu geringfügig unterschiedlichen Zeiten an den einzelnen Teleskopen an. Daher brauchen wir zur Zusammenführung der einzelnen Signale ein System, das diese kleinen Zeitunterschiede ausgleicht. Im Falle von ALMA erfolgt diese Zusammführung elektronisch mit einem leistungsstarken Computer, den man Korrelator nennt. Große Wellenlängen lassen sich leichter zusammenführen, weshalb sich die Interferometrie im Radiobereich früher entwickelt hat als im optischen.
Kürzere Wellenlängen, so wie die des sichtbaren Lichts oder des nahen Infrarots, mit denen das VLT arbeitet, sind da eine ganz andere Schwierigkeitsstufe. Sogar Supercomputer wie der Korrelator von ALMA erreichen nicht die nötige Präzision, um Infrarotsignale erfolgreich zusammenzuführen. Es hat Jahrzehnte gedauert, ein zuverlässiges System für die Infrarotinterferometrie wie beim VLTI zu entwickeln. Statt eines Supercomputers verwendet die Interferometrie im optischen bzw. Infrarotbereich ein Netzwerk unterirdischer Tunnel, in denen Verzögerungsstrecken untergebracht sind. Diese Verzögerungsstrecken fügen eine geringe Extradistanz in den Strahlengang der als erstes ankommenden Wellen ein. Durch solche kurzen Zeitverzögerungen kompensieren sie die Unterschiede der einzelnen Strahlengänge, so dass das Licht aller Teleskope korrekt zusammengeführt wird. Das erreicht man mittels Spiegeln, die auf Laufwagen montiert sind und die auf einer Strecke entsprechend der maximalen Basislänge verfahren werden können. Durch die hochpräzise Positionierung dieser Wagen kann man den Weg jedes Strahls feinabstimmen, so dass alle Strahlen das Instrument mit einer verblüffenden Genauigkeit von 1/1000 mm erreichen.
Luftbild des VLTI mit eingezeichneten Tunneln. Bildnachweis: ESO
Juan Pablo Henríquez, ein Feinmechaniker, justiert die Verzögerungsleitungen des VLTI (Very Large Telescope Interferometer). Bildnachweis: ESO/Max Alexander
Und wie sieht jetzt das zusammengeführte Licht aus? Eigentlich nicht besonders eindrucksvoll. Stellen Sie sich einen komplett ruhigen Teich vor und dann werfen wir genau gleichzeitig zwei Steinchen hinein. Jedes Steinchen erzeugt ein Folge auseinanderlaufender, kreisförmiger Wellen. Und an einer bestimmten Stellen fangen die Wellen beider Steinchen an, sich zu überlagern. Wo zwei Wellenberge oder Wellentäler zusammenfallen, verdoppelt sich die Wellenhöhe. Wo jedoch ein Wellenberg der einen Seite auf ein Wellental der anderen trifft, heben sich beide gegenseitig auf. Tauschen wir jetzt noch das Wasser gegen Licht aus (einer elektromagnetischen Welle) so nennt man die Interaktion der zwei Wellensysteme Interferenz.
In diesem Bild demonstriet der französiche ESO-Astronom Jean-Baptiste Le Bouquin wie Wellen – in dem Falle nicht aus Licht, sondern aus Wasser – sich überlagern, oder auch interferieren, und daraus größere Wellen entstehen. Bildnachweis: ESO/M. Alexander
ALMA-Aufnahme der protoplanetaren Scheibe um den Stern HL Tauri. Bildnachweis: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
Solch ein Interferenzmuster ist vergleichbar mit dem Muster aus hellen und dunklen Streifen (auch Interferenzmuster genannt), die man beim sogenannten Doppelspaltexperiment sehen kann. Abstand und Kontrast der Streifen hängen von Größe und Form des beobachteten Objektes ab. Außerdem kann man das Interferenzmuster bei verschiedenen Wellenlängen (Farben) beobachten oder sogar über einen ganzen Wellenlängenbereich wie bei der Spektroskopie.
In den Anfangstagen der Interferometrie ließ die begrenzte Anzahl von Basislinien nur den Schluss zu, ob ein Objekt eine Einzelquelle, Doppelquelle oder Mehrfachquelle war; aber ein echtes Bild war undenkbar. Heute liefern uns hoch entwickelte Interferometer wie ALMA, verbunden mit etwas höherer Mathematik, echte Bilder, die fast so detailreich sind, als seien sie mit einem vollständigen Spiegel mit mehreren Hundert Metern Durchmesser oder einer gigantischen Antenne von mehreren Kilometern Größe gemacht worden. Oder um es nochmal im Bild der Noten und des Musikstücks auszudrücken: Man könnte sagen, dass die Interferometrie wahrhaft die Harmonie des Universums enthüllt.
Wissenschaftliche Highlights der Interferometrie
- MIDI liefert ein klar aufgelöstes Bild des Stern WOH G64 und entdeckt, dass er nicht so groß ist wie ursprünglich angenommen (eso0815)
- Das VLTI spürt mit PIONIER exozodiakales Licht auf (eso1435)
- evolutionäre ALMA-Aufnahme enthüllt die Entstehung von Planeten (eso1436)
- Das VLTI findet unerwarteterweise Staub über- und unterhalb der Scheibe um ein supermassereiches Schwarzes Loch in einer aktiven Galaxie (eso1327)
- Das VLTI weist einen sehr kleinen Begleiter in der Staubscheibe um den jungen Stern T Cha nach (eso1106)
Zusätzliche Bilder
- Weitere Bilder zum Thema Interferometrie bei der ESO
- ‘ESOcast 13: Ein schärferes Bild des Universums mit dem VLT-Interferometer’ gibt einen hervorragenden Überblick über die oben beschriebenen Methoden