Wissenschaftliches Potential von Ultraviolett-Spektroskopie mit einem kleinen Weltraumteleskop

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1 Wissenschaftliches Potential von Ultraviolett-Spektroskopie mit einem kleinen Weltraumteleskop K. Werner und N. Kappelmann Institut für Astronomie and Astrophysik, Kepler Center for Astro and Particle Physics, Eberhard Karls Universität Tübingen 7. März 2014 Zusammenfassung Wir präsentieren einen Querschnitt durch die Gesamtheit der wissenschaftlichen Ziele, die durch UV-Spektroskopie mit einem kleinen Weltraumteleskop erreichbar sind. Die Objekte, die untersucht werden können, reichen von Körpern in unserem eigenen Sonnensystem über Sterne in unserer Galaxis bis hinaus zu weit entfernten Galaxien. Ein solches UV-Instrument ist im besten Sinne ein Vielzweck-Observatorium, das hochinteressante Untersuchungen für fast alle Teilbereiche der modernen Astrophysik ermöglicht. 1 UV-Astronomie Wegen der Transmissionseigenschaften der Erdatmosphäre sind astronomische Beobachtungen im ultravioletten (UV) Spektralbereich (Wellenlänge <3000 Å) vom Erdboden aus nicht möglich und müssen deshalb von Raumfahrzeugen aus erfolgen. Der Zugang zum UV-Fenster (üblicherwesie ist damit der Spektralbereich Å gemeint) ist für die astrophysikalische Forschung in praktisch allen Teilgebieten von fundamentaler Bedeutung. Der Grund dafür liegt in einerseits darin, dass sich 99% der Materie im Universum im Plasmazustand befindet, und andererseits die wichtigsten Spektrallinien der chemischen Elemente für Plasmen, die heisser als etwa K sind, im UV-Bereich des elektromagnetischen Spektrums anzutre en sind. Stärke, Form und zeitliche Variabilität der Spektrallinien stellen die diagnostischen Werkzeuge dar, mit denen die physikalischen Eigenschaften der Materie festgestellt und dynamische Prozesse studiert werden können. Das wissenschaftliche Potential eines kleinen UV-Teleskops hängt im Detail natürlich von seinen speziellen Eigenschaften ab, also im wesentlichen der Größe des Teleskopspiegels sowie dem überdeckten Spektralbereich, der spektralen Auflösung des Spektrographen und der gesamten effektiven Fläche. Um diese Möglichkeiten auch ohne genaue Spezifikationen abschätzen zu können, bietet sich ein Vergleich mit dem International Ultraviolet Explorer (IUE) an, einem UV-Teleskop, das in den Jahren betrieben wurde und ein herausragender Meilenstein in der noch jungen Geschichte der UV-Astronomie war. Der Spiegeldurchmesser von IUE betrug 45 cm. Der Spektrograph überdeckte den Wellenlängenbereich von etwa 1150 Å bis 3300 Å und hatte zwei Auflösungsmodi ( = 0.1und6Å). Mit der Verfügbarkeit von erheblich empfindlicheren Detektoren und einer Spiegelgröße von cm könnte man heutzutage ein UV-Teleskop bauen, dessen Leistungsfähigkeit die von IUE deutlich übersteigt. Wir wollen im folgenden einen Überblick über den wissenschaftlichen Wert eines solchen Teleskops geben, der sich wesentlich an den Leistungen von IUE im niedrigauflösenden Modus orientiert. Ein zusätzlicher, hochauflösender Modus würde weitere, hier nicht im Detail beschriebene Möglichkeiten erö nen. Zuvor jedoch noch eine kurze Betrachtung zur gegenwärtigen Situation der UV-Astronomie und deren Zukunft. Das 1990 gestartete Hubble Space Telescope hat die Astronomie revolutioniert, nicht zuletzt durch seine UV-Spektrographen, die für einen Großteil der verfügbaren Beobachtungszeit von HST benutzt werden. HST ist derzeit das einzige Teleskop, das den Zugang zum UV im Bereich Åermöglicht. Es wird damit gerechnet, dass lebenswichtige Komponenten des HST ab 2015 ausfallen können und das Teleskop spätestens mit dem Start des James Webb Space Telescope 1

2 (JWST) im Jahr 2018 aufgegeben werden muss. JWST ist ein NASA/ESA-Infrarotteleskop, das keine Beobachtungen im UV und im optischen Spektralbereich ausführt. Das einzige UV-Teleskop, dessen zukünftiger Einsatz von einer der großen Raumfahrtagenturen beschlossen worden ist, ist das russische World Space Observatory (WSO). Wie IUE und HST soll das 1.7 m-teleskop Spektroskopie im Bereich Å betreiben, allerdings ist es bezüglich der Sensitivität aus technischen Gründen nur für Wellenlängen oberhalb etwa 1800 Å optimiert. Ein zukünftiges kleines UV-Teleskop stünde somit lediglich mit WSO in direkter Konkurrenz. Würde dieses kleine Teleskop auf einen Wellenlängenbereich unterhalb 1800 Å optimiert werden, wäre es absolut konkurrenzlos und deshalb von höchstem Interesse für wissenschaftliche Anwendungen. Die wissenschaftlichen Zielsetzungen eines kleinen UV-Teleskops im Vergleich zu denen des HST können nicht identisch sein, da es wegen seines kleineren Spiegels der Sensitivität des HST unterlegen ist. Es kann allerdings seine Überlegenheit dahingehend ausspielen, dass es über lange Zeiträume verschiedenste Klassen variabler Objekte überwachen kann. Dies kann auf Zeitskalen von Stunden bis zu Monaten geschehen. Dieses sogenannte monitoring ist in solchem Ausmaß mit dem HST undenkbar, weil dort die Beobachtungszeit wegen des hohen internationalen Konkurrenzdrucks der Beobachter extrem knapp ist (nur etwa 10 15% der angefragten Beobachtungszeit ist tatsächlich verfügbar). 2 Wissenschaftliche Anwendungen Die folgenden Beispiele geben einen Eindruck der vielfältigen astrophysikalischen Fragestellungen, zu deren Beantwortung ein UV-Teleskop kleiner Ö nung erhebliche Beiträge liefern kann. Abbildung 1: Links: Komet Halley (NASA); sein UV-Spektrum ist in Abb. 2 dargestellt. Mitte: Supernova 1987A (HST-Bild), deren UV-Spektrum in Abb. 6 gezeigt ist. Rechts: HST-Bild eines aktiven Galaxienkerns (NGC 7052). Das UV-Spektrum eines solchen Objekts ist in Abb. 7 gezeigt. 2.1 Sonnensystem Kometen wurden mit der Entstehung der Planeten in der Frühzeit des Sonnensystems in der protoplanetaren Scheibe gebildet und haben ihre chemische Zusammensetzung seitdem nicht verändert. Sie tragen damit einzigartige Informationen über physikalische und chemische Prozesse in sich, die für die Planetenbildung relevant sind. UV-Spektroskopie von Kometen ermöglicht eine detaillierte Analyse. Besonders wichtig ist das OH-Radikal, das Tochtermolekül von Wasser, dessen stärkste Emissionen bei 3085 Å liegen (0-0 Band; Abb. 2). Die Beobachtung des OH-Radikals ermöglicht auch den Nachweis von Wasser in Asteroiden und ist damit ein Indikator für ihren Entstehungsort. Ein anderes wichtiges Molekül mit starken Linien im UV ( Å) ist SO 2.Dieentsprechenden Absorptionsbanden ermöglichen z.b. Studien der dynamischen Atmosphäre des Jupitermonds Io. 2

3 Abbildung 2: UV-Spektren des in Abb. 1 gezeigten Kometen Halley (IUE-Beobachtungen; Feldman et al. 1986). Abbildung 3: Links: Nova Cygni 1992 (HST-Bild), deren UV-Spektren in Abb. 4 gezeigt werden. Rechts: Künstlerische Darstellung eines engen Doppelsternsystems, in dem es zu Nova- Ausbrüchen auf dem weißen Zwerg und Zwergnova-Ausbrüchen in der Akkretionsscheibe kommen kann ( 2.2 Novae Der Ausbruch einer Nova wird durch eine thermonukleare Explosion von Wassersto auf der Oberfläche eines weißen Zwergs in einem engen Doppelsternsystem verursacht (Abb. 3, rechts). Der Wassersto ist zuvor von dem Begleitstern auf den weißen Zwerg transferiert worden. Ein großer Bruchteil der schweren Elemente in unserer Galaxis ist bei Novaexplosionen über Milliarden von Jahren hinweg entstanden und angereichert worden. Welche Elemente mit welcher Häufigkeit entstehen, hängt von Details des Explosionsmechanismus ab. Unmittelbares Ziel von spektroskopischen UV-Beobachtungen (Abb. 4) sind Elementhäufigkeitsbestimmungen und der zeitliche Verlauf der Expansionsphase der Novahülle nach der Explosion (ggfs. alle paar Tage eine Beobachtung über Monate hinweg). Besonders aussagekräftig sind simultane Beobachtungen mit Röntgen- Weltraumteleskopen (z.b. XMM-Newton und Chandra). In unserer Galaxis ereignen sich jährlich etwa 30 Novae, von denen weniger als etwa fünf hell genug für solche Untersuchungen sind. Es sind nicht vorhersagbare Ereignisse. UV-Beobachtungen haben einen historischen Wert, da jedes Objekt ein Individuum mit besonderen Eigenschaften ist. 2.3 Zwergnovae Auch Zwergnovae sind Helligkeitsausbrüche in Doppelsternsystemen (Abb. 3, rechts). Die Ursache liegt hier aber nicht auf dem weißen Zwerg, sondern in der sich um ihn herum befindlichen Akkretionsscheibe, in der die Materie, die vom Begleitstern stammt, sich zunächst ansammelt, bevor sie auf den weißen Zwerg strömt. Der Zwergnovaausbruch ist eine Instabilität in der Akkretionsschei- 3

4 Abbildung 4: Entwicklung einer Nova im UV durch verschiedene Phasen über einen Zeitraum von etwa drei Jahren hinweg (IUE-Beobachtungen der in Abb. 3 gezeigten Nova Cygni 1992; Gonzalez-Riestra & Krautter 1998). be, in deren Folge fast schlagartig (innerhalb von Stunden) ein großer Teil der Scheibenmaterie auf den weißen Zwerg stürzt. Der entsprechende Helligkeitsanstieg stammt von der Aufheizung der Scheibenmaterie, die letztendlich durch die freigesetzte potentielle Energie gespeist wird. Zwergnovae sind (fast) periodische Ereignisse; einige Objekte zeigen etwa einen Ausbruch pro Woche, der dann über Stunden bis Tage andauert. Eine ununterbrochene Beobachtung über Tage hinweg (Abb. 5) mit einer Zeitauflösung von wenigen Stunden ist sehr wichtig, um den Verlauf des Ausbruchs und der Scheibeninstabilität zu verstehen. Akkretionsscheiben sind omnipräsent im Universum, d.h. man findet sie nicht nur um weiße Zwerge (also ausgebrannte massearme Sterne), sondern um junge (Proto-) Sterne, um Neutronensterne und schwarze Löcher (die Überreste massereicher Sterne), und um supermassereiche Schwarze Löcher in den Zentren von aktiven Galaxien (siehe unten). Die Erforschung der Scheibenphysik ist deshalb von generellem Interesse und im Abbildung 5: Sequenz von UV-Spektren einer Zwergnova (IUE-Beobachtungen von V1159 Ori; Szkody 1998). Die markante Emissionslinie bei 1550 Å stammt von C IV und ist ein Indikator für die Kohlensto häufigkeit und die dynamischen Prozesse in der Akkretionsscheibe und der Novahülle. 4

5 Abbildung 6: Sequenz von UV-Spektren der Supernova 1987A über fünf Jahre hinweg. Die zeitliche Veränderung der Emissionslinien spiegeln dynamische Prozesse in der Supernovahülle wider (IUE-Beobachtungen; Pun et al. 1998). Fall der Zwergnovae besonders attraktiv, da die Variabilitäten auf Zeitskalen ablaufen, die deutlich kürzer als die Lebenszeit eines Astronomen sind. 2.4 Supernovae Supernovae (z.b. SN 1987A in Abb. 1, Mitte) sind das Ergebnis des Kollapses des Kernbereichs eines massereichen Sterns, oder aber der Explosion und vollständigen Vernichtung eines weißen Zwergs in einem engen Doppelsternsystem. Im Vergleich zu Novae sind es sehr seltene Ereignisse. In unserer Galaxis beobachten wir nur etwa eine Supernova pro Jahrhundert. Allerdings werden solche Sternexplosionen insgesamt recht häufig (Dutzende pro Jahr) in anderen Galaxien beobachtet. Die wissenschaftliche Motivation, zeitabhängige UV-Spektroskopie (Abb. 6) zu betreiben, ist vergleichbar mit derjenigen bei Novae: In welchem Ausmaß werden welche chemischen Elemente gebildet? Wie verläuft der Explosionsmechanismus? 2.5 Aktive Galaxienkerne Die Akkretion von Materie auf supermassive schwarze Löcher in den Zentren aktiver Galaxien (Active Galactic Nuclei, AGN; Abb. 1, rechts) führt zu extrem hohen Leuchtkräften und läßt diese Objekte auch noch in sehr großen, kosmologischen Distanzen beobachten. Einerseits ist die Akkretionsphysik selbst ein intensiv untersuchtes Phänomen und andererseits kann man mit zunehmender Distanz beobachten, wie die Galaxien sich in der Frühzeit des Universums bis heute entwickelt haben. Entscheidende diagnostische Werkzeuge sind die Resonanzlinien der chemischen Elemente, die in Emission erscheinen und praktisch ausschließlich im UV liegen (Abb. 7). Ein besonders interessantes Phänomen ist die zeitliche Variabilität der Leuchtkraft und der Spektren, die möglicherweise von der Änderung der Materie-Akkretionsrate auf das schwarze Loch herrührt. Literatur Feldman, P.D., et al. 1986, ESA SP-250, 325 Gonzalez-Riestra & Krautter 1998, ESA SP-413, 367 5

6 Abbildung 7: UV-Spektrum des Kerns einer aktiven Galaxie (IUE-Beobachtung der Seyfert 1-Galaxie IRAS ; Santos-Lleo et al. 1998). Die Emissionslinien stammen aus der Region um das supermassive schwarze Loch im Zentrum der Galaxie. Pun, C.S.J., et al. 1998, ESA SP-413, 401 Santos-Lleo, M., et al. 1998, ESA SP-413, 619 Szkody, P. 1998, ESA SP-413, 381 6