In der Astronomie hängt die Schärfe Ihres Bildes von der Größe Ihres Teleskops ab. Als Galileo und andere vor Jahrhunderten begannen, den Himmel mit Teleskopen zu betrachten, veränderte dies unser Verständnis des Kosmos. Objekte wie Planeten, die mit bloßem Auge als Lichtpunkte zu sehen waren, konnten jetzt als Kugeln mit Oberflächenmerkmalen gesehen werden. Aber auch unter diesen frühen Teleskopen erschienen Sterne immer noch als Lichtpunkt. Galileo konnte zwar die Größe von Jupiter oder Saturn sehen, aber er hatte keine Möglichkeit, die Größe eines Sterns zu bestimmen.
Bild mit dem roten Überriesen Beteigeuze. Bildnachweis: Alex Lobel, Andrea Dupree, Ronald Gilliland, CfA, STScI, NASA, ESA
Das änderte sich erst 1995, als das Hubble-Weltraumteleskop Beteigeuze nicht als Punkt, sondern als verschwommene Scheibe abbildete. Es war das erste Mal, dass Astronomen die Größe eines Sterns direkt bestimmen konnten. Astronomen konnten endlich die scheinbare Größe eines Sterns mit theoretischen Berechnungen basierend auf Masse, Farbe und Helligkeit vergleichen. Seitdem haben sowohl boden- als auch weltraumgestützte optische Teleskope Sterne und sogar Planeten direkt abgebildet. Aber die Astronomie bei anderen Wellenlängen stellte neue Herausforderungen.
In der Radioastronomie ging es um die Wellenlänge des Radiolichts. Optische Teleskope verwenden Licht mit Wellenlängen in der Größenordnung von einigen hundert Nanometern, die von Radioteleskopen verwendeten Wellenlängen sind typischerweise Millimeter oder Zentimeter. Da die Auflösung von Teleskopen mit der Wellenlänge des Lichts skaliert, müsste ein Radioteleskop fast eine Million Mal größer sein, um ein scharfes Bild zu erzeugen. Es ist nicht möglich, eine so große Radioantennenschüssel zu bauen. Stattdessen verwenden Radioastronomen eine Technik, die als . bekannt ist Interferometrie.
Ein hochauflösendes Bild von Beteigeuze, aufgenommen mit dem ALMA-Radioteleskop. Bildnachweis: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/E. O’Gorman/P. Kervella
Bei der Radiointerferometrie betrachtet ein Array von Antennenschüsseln dasselbe Objekt aus weit voneinander entfernten Positionen. Lichtwellen vom Objekt zu leicht unterschiedlichen Zeiten, je nach Standort. Durch die Korrelation der Antennensignale können Astronomen ein virtuelles Teleskop von der Größe des Arrays erstellen. Das macht Observatorien wie das VLA und ALMA so mächtig. Mit der Radiointerferometrie können Astronomen sogar ein virtuelles Teleskop von der Größe der Erde erstellen, das sie früher hatten Bild direkt ein Schwarzes Loch.
Sie müssen jedoch kein hochauflösendes Bild eines Sterns erstellen, um seine Größe direkt zu messen. Vor kurzem hat ein Team die Größe von zwei Sternen, Beta Canis Majoris und Epsilon Orionis, gemessen und es mit einer Reihe von Gammastrahlen-Teleskopen namens VERITAS durchgeführt.
Künstlerkonzept zur Verwendung von stellarer Intensitätsinterferometrie zur Erhöhung der Auflösung. Bild: CfA, M. Weiss
Während Radiowellenlängen viel länger sind als sichtbares Licht, haben Gammastrahlen viel kürzere Wellenlängen. So kurz, dass Gammastrahlen fast wie Teilchen wirken. Wenn Gammastrahlen auf die Erdatmosphäre treffen, können sie optische Lichtblitze namens Cherenkov-Licht erzeugen. VERITAS beobachtet Cherenkov-Licht, um die Gammastrahlen-Astronomie zu studieren, die für die Art der Interferometrie, die von Radioteleskopen verwendet wird, nicht geeignet ist. Daher hat das Team die Detektoren umfunktioniert, um eine andere Art der Interferometrie zu verwenden, die als Intensitätsinterferometrie bekannt ist. Bei dieser Methode messen mehrere Antennen nur die Intensität oder Helligkeit einer Quelle, sodass sie sich nicht um die Welleneigenschaft von optischem Licht kümmern muss.
Sowohl Beta Canis Majoris als auch Epsilon Orionis sind blaue Riesensterne. Ersteres ist etwa 500 Lichtjahre entfernt, während letzteres 2.000 Lichtjahre entfernt ist. Ihre scheinbare Größe beträgt weniger als eine Millibogensekunde, was kleiner ist als die Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops. Mit dieser Methode maß das Team die scheinbare Größe dieser Sterne mit einer Unsicherheit von weniger als 5 %.
Das VERITAS-Array enthält nur vier Antennen, daher ist dies nur ein erster Schritt. Mit mehr Antennen könnten mit dieser Methode äußerst präzise Beobachtungen von fernen Sternen erstellt werden.
Referenz:Abeysekara, A.U., et al. “ Demonstration der stellaren Intensitätsinterferometrie mit den vier VERITAS-Teleskopen . 'Naturastronomie(2020): 1-6.