Astronomieseiten von Dr. Rainer Haas
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Infrarotastronomie
Rainer Haas, Stadtwaldstr. 45a, 35037 Marburg
Allgemeines
Im Jahr 1800 entdeckt der Astronom Wilhelm Herschel bei Untersuchungen des Sonnenlichtes nach spektraler Zerlegung, daß jenseits des roten Lichtes eine unbekannte Komponente existiert, die den größten Anteil an der Wärmestrahlung des Sonnenlichts besitzt: die Infrarot-Strahlung.
Der infrarote Spektralbereich (IR) schließt bei einer Wellenlänge von 700 nm an den sichtbaren Bereich an. Er wird unterteilt in nahes Infrarot (700 nm bis 4 µm), mittleres Infrarot (4 µm bis 40 µm) und fernes Infrarot (40 µm bis 300 µm). Der Submillimeterwellen-Bereich schließt an den infraroten Spektralbereich an und reicht von 300 µm bis 1.000 µm (1 mm). Ab einer Wellenlänge von 1 mm beginnt der Radiowellenbereich.
Photographische Emulsionen sind bis zu einem Bereich von 1.100 nm empfindlich (photographisches Infrarot). Ab 1 µm Wellenlänge wird Infrarotstrahlung zunehmend von Molekülen der Erdatmosphäre, hauptsächlich von Wasserdampf und Kohlendioxid, absorbiert. Bis 40 µm sowie im Submillieterwellenbereich existieren einige Wellenlängenbereiche geringer Atmosphärenabsorption, in denen erdgestützte Beobachtungen möglich sind. Fernes Infrarot (40 µm bis 300 µm) wird vollständig von der Erdatmosphäre absorbiert.
-- ir01.jpg: Störung von IR-Beobachtungen durch Eigenstrahlung (oben) und Absorption von IR-Strahlung durch die Atmosphäre (unten)
Um die atmosphärenbedingte Infrarotabsorption zu reduzieren, werden Infrarotteleskope bevorzugt in Höhen ab 3.000 m errichtet. Die beiden größten Infrarotteleskope der Welt (Spiegeldurchmesser 3,8 m und 3,0 m) stehen auf dem 4.200 m hohen Berg Mauna Kea auf Hawai.
Infrarotbeobachtungen werden im Spektralbereich von 2 µm bis 50 µm durch temperaturbedingte Eigenstrahlung der Beobachtungsgeräte gestört. Eine Temperatur von 0°C entspricht etwa einer Strahlung von 10 µm. Beobachtungsgeräte und Detektoren müssen deshalb für Infrarotbeobachtungen auf 2 K bis 50 K gekühlt werden.
Die Atmosphäre streut Sonnenlicht und hellt am Tag den Himmel derart auf, daß astronomische Beobachtungen im sichtbaren Spektralbereich mit wenigen Ausnahmen nicht möglich sind. Da Licht kürzerer Wellenlängen stärker als längerwelliges gestreut wird, erscheint der Himmel tagsüber blau. Infrarotes Licht wird hingegen so wenig gestreut, daß der Himmel im infraroten Spektralbereich am Tag fast schwarz erscheint. Gleiches gilt für den Submillimeter- und Radiowellenbereich; aus diesem Grund können Radiowellen zur erdgebundenen Kommunikation genutzt werden.
Sichtbares Licht wird von interstellaren Staubwolken stark absorbiert. Die Durchmesser dieser Staubpartikel liegen im Bereich der Wellenlängen des sichtbaren Lichts. Die längerwellige Infrarotstrahlung wird hingegen kaum von diesen Staubpartikeln beeinflußt und kann diese nahezu ungehindert durchdringen.
Entwicklung der Infrarotastronomie
Die ersten erdgestützten astronomischen Untersuchungen im infraroten Spektralbereich werden 1968 von den Astronomen E. Becklin und G. Neugebauer sowie von P. Maffei durchgeführt.
Becklin und Neugebauer entdecken im Orionnebel ein Infrarot-Objekt, das sie für einen Protostern halten. Später stellt sich heraus, daß das sog. "BN-Objekt" ein 20.000 K heißer Stern ist, dessen sichtbares Licht von einer dichten Staubwolke absorbiert wird. Bei der IR-Durchmusterung der Milchstraße identifizieren sie den 8.000 Lichtjahre entfernten Riesenstern eta Carinae (100 Sonnenmassen) als die mit Abstand hellste Infrarotquelle außerhalb des Sonnensystems.
-- bn_col 1.gif: Infrarotbild des BN-Objektes
P. Maffei entdeckt durch IR-Beobachtungen im Sternbild Perseus zwei Galaxien (Maffei 1 und 2), deren sichtbares Licht von interstellarem Staub absorbiert wird.
-- maf2.gif: Infrarotbild der Galaxie Maffei 2
Am 25.1.1983 wird der Infrarotsatellit IRAS (Infrared Astronomical Satellite) gestartet. Er führt mit einem 60 cm-Teleskop eine Himmelsdurchmusterung bei den Wellenlängen 12 µm, 25 µm, 60 µm und 100 µm durch. In der Betriebszeit von 300 Tagen werden von IRAS 245.000 Infrarot-Punktquellen entdeckt. Zuvor waren lediglich 2.500 Infrarot-Objekte bekannt. Im Sonnensystem findet IRAS mehrere unbekannte Asteroiden, entdeckt sechs neue Kometen sowie Streifen im Zodiakallicht. Die Staubscheiben um Wega, beta Pictoris und epsilon Eridani werden entdeckt. In Dunkelwolken findet der Satellit zahlreiche Protosterne. IRAS entdeckt tausende von Galaxien mit hoher IR-Leuchtkraft, was auf eine hohe Sternbildungsrate hinweist (sog. Starburst-Galaxien). Viele von IRAS entdeckte Onjekte sind jedoch in anderen Spektralbereichen nicht sichtbar und bleiben unerklärt.
-- allsky.jpg: Himmelsdurchmusterung bei den Wellenlängen 12 µm, 60 µm und 100 µm durch IRAS
Am 18.11.1989 wird die Sonde COBE gestartet, die die kosmische Hintergrundstrahlung im µm-Bereich zwei Jahre nach großräumigen Anisotropien hin untersucht. Parallel wird von dem Meßgerät DIRBE eine Durchmusterung des gesamten Himmels im Infrarotbereich zwischen 1 µm und 300 µm durchgeführt.
Am 17.11.1995 wird das Infrared Space Observatory (ISO) gestartet. Es besitzt ein 60 cm-Teleskop sowie Kameras, Photometer, Polarimeter und zwei Spektrometer zur Untersuchung des Infrarothimmels im Wellenlängenbereich zwischen 2,4 µm und 200 µm. ISO führt bis April 1998 wissenschaftliche Beobachtungen durch.
Das Hubble Space Telescope wird bei der Servicemission im Jahr 1996 mit dem Near Infrared Camera and Multi Object Spectrometer (NICMOS) ausgestattet und führt damit Beobachtungen im infraroten Wellenlängenbereich von 1 µm bis 5 µm durch.
Im September 1998 soll der Satellit WIRE (Wide-Field Infrared Explorer) eine Himmelsdurchmusterung bei den Wellenlängen 12 µm und 25 µm mit 200 bis 2000fach höherer Empfindlichkeit als IRAS durchführen. Primäres Missionsziel ist die Erfassung von Starburst-Galaxien.
In Planung ist der Infrarotsatellit SIRTF (Space Infrared Telescope Facility), der ab 2002 mit einem 95 cm-IR-Teleskop astronomische Beobachtungen im Wellenlängenbereich von 2 µm bis 700 µm durchführen soll.
Beobachtungsobjekte im infraroten Spektralbereich
Übersicht
Die Domäne der IR-Astronomie sind Objekte, die kühler als 1.000 K sind. Diese lassen sich in anderen Frequenzbereichen i.a. nur sehr schwer beobachten. Da die IR-Strahlung, im Gegensatz zum sichtbaren Licht, Staubwolken ungehindert durchdringt, können Objekte, die sich hinter oder in Staubwolken befinden, im infraroten Spektralbereich beobachtet werden (z.B. Sternentstehungsgebiete, Zentrum der Milchstraße etc.). Auch die Temperatur von Molekül-, Gas- und Staubwolken kann mit IR-Beobachtungen bestimmt werden.
Der Nachweis von zirkumstellaren Scheiben um Protosterne und junge Sterne gelang erstmals mit IR-Astronomie.
Mittels Infrarot-Spektroskopie können verschiedene Elemente und Verbindungen durch ihre charakteristische Linienstrahlung nachgewiesen werden.
Objekte im Sonnensystem
Von IRAS wurden drei Staubbänder entdeckt, von denen eines in der Ebene der Ekliptik, die beiden anderen jeweils 10° ober- und unterhalb der Ekliptik liegen. Ihr Abstand von der Sonne beträgt 2,5 +/- 0,5 AE, ein Bereich, in dem sich die Asteroiden befinden. Der Staub wurde vermutlich durch Kollisionen von Asteroiden erzeugt.
Von IRAS wurden einige neue Asteroiden und Kometen entdeckt. Da bei den Durchmusterungen gleiche Gebiete in zeitlichem Abstand mehrfach beobachtet wurden, werden vermutlich bei vollständiger Auswertung der Punktquellenkataloge neue, sich langsam bewegende Objekte, z.B. Mitglieder des Kuipergürtels, Asteroiden und Kometen, entdeckt werden.
Sternentstehungsgebiete und zirkumstellare Scheiben
Sternentstehung findet in kalten und dunklen Staub- und Gaswolken statt. Der interstellare Staub absorbiert das sichtbare Licht, ist jedoch im IR-Bereich durchlässig. Mit den Himmelsdurchmusterungen von IRAS und COBE können erstmals statistische Aussagen über die Verteilung von Sternentstehungsgebiete in der Milchstraße getroffen werden.
Die zirkumstellaren Staubscheiben um Hauptreihensterne (beta Pictoris, Wega etc.) wurden durch einen Überschuß an IR-Strahlung, der aus kalten Gebieten der zirkumstellaren Scheibe stammt, nachgewiesen. Mit dem Nachweis dieser Scheiben durch IRAS (1983) wurden erstmals konkrete Hinweise auf extrasolare Planetensysteme gewonnen.
-- 9713.jpg: Sternentstehungsgebiete im Orionnebel; links: optisch; rechts: Infrarot (HST); in der Infrarotaufnahme sind junge Sterne sichtbar
-- roph.jpg: Interstellare Staubwolke Rho Ophiuchi; IRAS
-- triffid.jpg: Triffid-Nebel (NGC 6514, M 20); links: Infrarot 8 bis 15 µm (ISO); rechts: optisch (IAC, Teneriffa); die hellsten Gebiete in der IR-Ausnahme sind Sternentstehungsgebiete, sie erscheinen auf der optischen Aufnahme dunkel
Sterne in späten Entwicklungsstadien
Rote Riesensterne in späten Entwicklungsstadien, die sich zu planetarischen Nebeln entwickeln, besitzen eine dicke zirkumstellare Staubhülle, die das sichtbare Licht absorbiert (sog. OH/IR-Sterne). Sie können im infraroten Spektralbereich bei Farbtemperaturen von 100 K bis 450 K beobachtet werden. Diese Sterne weisen eine hohe Massenverlustrate von 10-4 Sonnenmassen pro Jahr auf. Die IRAS-Durchmusterung bei 12 µm und 25 µm zeigt 2.568 Punktquellen (OH/IR-Sterne) mit einer Gesamtinfrarotleuchtkraft von 4,9 Millionen Sonnenleuchtkräften. Die Hälfte dieser Objekte ist innerhalb eines Radius von 5° um das Milchstraßenzentrum konzentriert. Nur 2% der OH/IR-Sterne sind im optischen Spektralbereich identifiziert worden.
-- helix.jpg: Helix-Nebel (NGC 7293), planetarischer Nebel um alten Stern, Infrarot, 7 µm; ISO
-- etacarc.jpg: Staubwolken um den massiven Stern eta Carinae; HST, optisch
Staubwolken in der Milchstraße
IRAS-und COBE-Beobachtungen ab einer Wellenlänge von 60 µm zeigen sowohl eine diffuse galaktische Infrarotstrahlung als auch filamentartige Wolken (galaktischer Cirrus), die aus Graphit- und Silikatteilchen mit Temperaturen von 15 K bis 35 K bestehen. Diese Staubteilchen werden vom interstellaren Strahlungsfeld erwärmt. Bemerkenswert ist, daß sich die Staubwolken bis in hohe galaktische Breiten erstrecken, während die Sterne in der Ebene der Milchstraße konzentriert sind. Die ebenfalls beobachtete "heiße" IR-Strahlung des Cirrus (Farbtemperatur 300 K) stammt von Staubteilchen, die kurzzeitig durch UV-Photonen auf 300 K erwärmt werden.
-- e90_8910.gif: Himmelsdurchmusterung durch COBE bei den Wellenlängen 100 µm, 140 µm und 240 µm
IR-Linienspektroskopie
Chemische Elemente wie z.B. Sauerstoff (OI: 63 µm, OIII: 88,35 µm), Kohlenstoff (158 µm und 610 µm), Stickstoff (205 µm), Silicium, Neon (NeIII: 15,5 µm), Argon, Schwefel, molekularer Wasserstoff, Kohlenmonoxid, organische Moleküle (11,3 µm, breit), PAK (3,3 µm, 6,2 µm, 7,7 µm, 8,8 µm, 11,3 µm, breit) und Wasser weisen im infraroten Wellenlängenbereich verschiedene Emissionslinien auf. Durch Vergleich der Linienintensitäten einzelner Quellen können die relativen Häufigkeiten dieser Elemente sowie weitere physikalische Eigenschaften des Objektes bestimmt werden. Heiße kohlenstoffhalige Staubkörner verraten sich z.B. durch eine breite Emissionsbande, deren Intensitätsmaximum bei ca. 11,3 µm liegt.
Die Himmelsdurchmusterungskarten von COBE bei den Wellenlängen 158 µm (Kohlenstoff) und 205 µm (Stickstoff) zeigen die großräumige Verteilung dieser Elemente. Der Nachweis von PAK bei verschiedenen Objekten gelang ISO. Beispielhaft ist ein Infrarotspektrum des Wolf-Rayet-Sterns WR 11 im Wellenlängenbereich von 2,5 µm bis 30 µm mit der Zuordnung der Emissionslinien dargestellt.
-- c158n 1.gif: Himmelsdurchmusterung bei der 158 µm Kohlenstoff-Linie und 205 µm Stickstoff-Linie; COBE
-- crichs 1.gif: Nachweis von polycyclischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (PAK) mit der 11,3 µm-Bande; ISO
-- wr11.gif: Infrarotspektrum des Wolf-Rayet-Sterns WR 11 im Wellenlängenbereich von 2,5 µm bis 30 µm, ISO
Infrarot-Galaxien
Während die Milchstraße und auch der Andromeda-Nebel (M 31) mehr Energie im sichtbaren als im infraroten Spektralbereich emittieren, strahlen viele Galaxien bis zu 99% ihrer Gesamtleuchtkraft im ferninfraroten Spektralbereich ab. In diesen Galaxien werden bis zu einhundertmal mehr Sterne neu gebildet als in der Milchstraße, sie werden "starburst-Galaxien" genannt. Innerhalb von 108 Jahren wird das gesamte interstellare Material für die Sternentstehung aufgebraucht. Die Ursache dieser hohen Sternentstehungsrate ist in der Wechselwirkung bzw. Kollision zweier Galaxien begründet: bei der Durchdringung der Galaxien mit Relativgeschwindigkeiten von einigen 100 km/s wird der interstellare Staub und das Gas aufgeheizt und durcheinandergewirbelt und damit die Sternentstehung angeregt. Hochaufgelöste optische Aufnahmen von starburst-Galaxien zeigen Deformationen, die durch die Wechselwirkung zweier Galaxien hervorgerufen wurden. Da ca. 30% aller IRAS-Punktquellen starburst-Galaxien darstellen, kann abgeschätzt werden, daß jede Galaxie während ihrer Lebensdauer im Mittel einmal eine Kollision mit einer anderen Galaxis erfährt und damit eine starburst-Phase durchläuft.
Die Milchstraße wird in ca. 4 Milliarden Jahren mit der vergleichbar großen Andromeda-Galaxis kollidieren. Dann werden beide Galaxien in eine starburst-Phase eintreten. Die Begleitgalaxien der Milchstraße, die Magellanschen Wolken, sind irreguläre Zwerggalaxien. Sie haben in der Vergangenheit bereits Kollisionen mit der Milchstraße erlitten.
In den Abbildungen ist die sog. Antennen-Galaxie dargestellt. Die optische Aufnahme zeigt die wechselwirkenden, deformierten Galaxien. In der IR-Aufnahme durch ISO bei 7 µm und 15 µm sind die Sternentstehungsgebiete erkennbar.
-- antenae.gif: Antennen-Galaxie, Infrarot; ISO
-- hst_an.jpg: Antennen-Galaxie, optisch; links: Gesamtansicht (erdgebunden), rechts Detailaufnahme (HST)
Quellen:
National Space Science Data Center (1997): NSSDC Master Catalog Spacecraft; http: nssdc.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/database
Astrophysics Data Facility (ADF) (1997): COBE-Homepage. http://ssdoo.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/cobe_home.html
IPAC Gallery (1997): http://www.ipac.caltech.edu/outreach/gallery/overview.html
F.R. Paturi (1996): Harenberg Schlüsseldaten Astronomie. Harenberg-Verlag, Dortmund
U. Klaas, D. Lembke (1986): IRAS und der neue Infrarothimmel. Teil 2: Aufregende Entdeckungen. Sterne und Weltraum 6/86, 321-325
N. Henbest, M. Marten (1984): Die neue Astronomie. Birkhäuser-Verlag, Basel, Bonn, Stuttgart
Herausgeber der Enzyclopädie für Naturwissenschaft und Technik (EN&T) ist der ecomed-Verlag, Rudolf-Diesel-Str. 3, D-8689 Landsberg (http://www.ecomed.de/journals.htm)
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