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Von Anwendern für Anwender Tiefer Blick ins kalte Universum Dietrich Lemke Professor Dr. Dietrich Lemke, Max-Planck- Institut für Astronomie, Königstuhl 17, D-69117 Heidelberg, ist „Principal Investigator“ für das abbildende Photopolarimeter ISOPHOT. 12 ISO Bild 1: Um sehr schwache Flächenhelligkeiten, wie die ExtragalaktischeHintergrundstrahlung messen zu können, müssen alle davor liegenden Helligkeits-Anteile vom intergalaktischen, interstellaren und interplanetaren Staub getrennt bestimmt werden. Instrumentelles Streulicht von Sonne, Mond und Erde wurde bei ISO als vernachlässigbar bestimmt. Am 8. April 1998 endeten die Beobachtungen des europäischen Satelliten-Observatoriums ISO. Aber die Mission läuft weiter. Seit 1999 sind die Daten der 12.000 Beobachtungsstunden vom Sonnensystem bis zur extragalaktischen Hintergrundstrahlung allen Astronomen für Archivbeobachtungen des Infrarothimmels zugänglich. Die Mission von ISO im All hatte 29 Monate gedauert – elf Monate länger als ursprünglich geplant. Während dieser Zeit herrschte in Inneren des Observatoriums eine Temperatur von minus 271 °C, kälter als draußen im Weltraum. Damit konnten Himmelskörper erforscht werden, die kein sichtbares Licht aussenden, weil sie dafür zu kalt sind. Eines der vier wissenschaftlichen Instrumente an Bord von ISO war das abbildende Photopolarimeter ISOPHOT, das vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg entwickelt und von den Firmen Dornier, Carl Zeiss und Battelle gebaut wurde [1, 2]. Dieses Instrument mit einer Vielzahl hochpräziser opto-mechanischer Komponenten hat einschließlich der Start- vorbereitungen über drei Jahre im Kryovakuum einwandfrei gearbeitet. Dafür gebührt den Firmen hohes Lob. Das staubige Universum Große Teile des Universums bleiben hinter dichten interstellaren Wolken aus Staubkörnern unsichtbar. Allerdings durchdringen infrarote Wellen den Staub nahezu ungeschwächt. Wegen seiner großräumigen Verteilung absorbiert er die kurzwellige Strahlung der heißen Sterne und wird dabei erwärmt. Je nach Abstand vom Stern und Größe der Partikel (kleine werden wärmer!) erreicht der Staub Temperaturen von T ~ 10 … 300 K. Der weiteren Aufwärmung der Teil- chen wirkt die Abgabe von Wärmestrahlung entgegen, die wir als Infrarotstrahlung beobachten. So geht keine Energie verloren: Die Leuchtkraft von unsichtbaren jungen Sternen in dichten zirkumstellaren Hüllen beispielsweise erscheint an der viel größeren Oberfläche der sie umgebenden Wolken als Infrarotstrahlung. Der Staub transformiert das Ultraviolette des heißen Kerns ins Infrarote der Verpackung. Großräumig verteilter Staub scheint überall im Kosmos vorhanden zu sein (Bild 1). Interplanetarer und intergalaktischer Staub Der interplanetare Staub ist um die Sonne und in einer flachen Scheibe um die Ekliptik bis zu einem Sonnenabstand von 3 A.E. konzentriert. Das am Staub gestreute Sonnenlicht ist als Zodiakallicht sichtbar. Im Infraroten ist der gesamte Himmel im sehr breiten Spektralbereich von 7 bis 70 µm durch die Wärmestrahlung des Staubes aufgehellt. Hier begrenzt das „Infrarot-Zodiakallicht“ die hohe Empfindlichkeit eines kalten Satelliten-Teleskops. Die Temperatur-Messungen (Bild 2, [3, 14]) erlauben eine bessere Modellierung der interplanetaren Staubwolke bezüglich ihrer Dichteverteilung und der Partikeleigenschaften. Das ist für die Physik des Sonnensystems wichtig und berührt Fragen nach Lebensdauer und Nachschub der Teilchen (Kometen, Asteroidentrümmer). Alle Versuche zur Bestimmung der extragalaktischen Hintergrundstrahlung benötigen eine Korrektur des hellen Zodiakallicht-Vordergrundes und daher genaue Modelle der interplanetaren Staubwolke. Außerhalb des Sonnensystems ist der Himmel durch den wolkig verteilten interstellaren Staub (Zirrus) fleckig aufgehellt. In noch größeren Entfernungen könnte extragalaktischer Staub zum Himmelssignal beitragen – falls er existiert! Bisher konnte kein Staub zwischen den Galaxien in verschiedenen Galaxienhaufen nachgewiesen werden. Die ISOPHOT- Ferninfrarot-Kamera hat nun eine Erweiterung des Wellenlängenbereiches bis 200 µm erlaubt. Mit einer „Farb“-Messung konnte so die Überschussstrahlung von intergalaktischem Staub mit einer Temperatur von T ~ 30 K im Coma-Galaxienhau- Innovation 7, Carl Zeiss, 1999
fen vom galaktischen interstellaren Staub mit T ~ 17 K unterschieden werden (Bild 3, [4]). Es ist erstaunlich, dass Staub im Coma-Haufen existiert, obwohl der gesamte Haufen in ein heißes Plasmagas mit T ~ 100 Mio. K eingebettet ist. Dass dennoch Staub nachgewiesen wurde, wenn auch nur mit einem Gas-zu-Staub-Verhältnis von 10 000 : 1 (100 : 1 sind in Galaxien wie der Milchstraße üblich), zeigt die ständige Nachlieferung frischen Staubes an. Er wird herausgefegt aus Galaxien eines kleineren Haufens, der gegenwärtig mit dem Coma-Haufen verschmilzt. Blick ins frühe Universum J. L. Puget (Paris) hat mit einer internationalen Mitarbeitergruppe Himmelsgebiete, die eine sehr geringe Dichte im neutralen Wasserstoff und deshalb auch wenig absorbierenden Staub in unserer Milchstraße zeigen, mit ISOPHOT nach sehr fernen jungen Galaxien gesucht. 24 Objekte wurden auf 1.5 Quadratgrad im ekliptikale Breite Oberflächenhelligkeit [MJy/sr] 90° 60° 30° Von Anwendern für Anwender Bild 2: Die obere Bildhälfte zeigt den Himmel in ekliptikalen Koordinaten, eingeteilt in pol- und ekliptiknahe Gebiete, letztere sonnennah und sonnenfern. Mit ISOPHOT-S gemessene Spektren im mittleren Infraroten zeigen durch Vergleich mit den Planckschen Spektren des Schwarzen Körpers die Farbtemperatur des interplanetaren Staubes an. Über den Polen der Sonne ist der interplanetare Staub am wärmsten, zeigt aber nur geringe Helligkeit (Signal/Rausch-Verhältnis der Messung schlechter!) [14]. Innovation 7, Carl Zeiss, 1999 13 0 –30° 3 5 5 2 4 1 4 –60° 6 –90° –180° –120° –60° 0 60° 120° 180° Abstand zur Sonne 100 10 1 100 10 1 100 10 1 1 2 3 T = 280 K T = 266 K T = 259 K 6 8 10 12 Wellenlänge [mm] Oberflächenhelligkeit [MJy/sr] 6 100 10 1 100 10 1 100 10 1 4 5 6 Bild 3: Der Coma-Galaxien- Haufen ist eingebettet in ein heißes Röntgengas (weiße ROSAT-Kontur- Linien). Zwei Schnitte mit ISOPHOT im fernen Infraroten (orange) zeigen einen geringen Strahlungsüberschuss im Zentrum des Haufens. Er wird als Wärmestrahlung von intergalaktischem Staub in Haufen erklärt [4]. 4 1 4 2 5 5 3 T = 285 K T = 259 K T = 292 K 6 8 10 12 Wellenlänge [mm]
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