Erste Ergebnisse des Infrarotsatelliten ISO

FPG-Vortrag von Dienstag, dem 21.1.1997.
Prof. Dr. Dietrich Lemke, MPI für Astronomie in Heidelberg

Problemstellung
Nur 10-9% des Lichtes aus dem galaktischen Zentrum ist von der Erde visuell sichtbar. Störfaktoren sind u.a. die Erdatmosphäre, H2O, CO2 und Wärme. Daher gestaltet es sich als schwierig, das galaktische Zentrum zu erkunden. Für erdgebundene Infrarotbeobachtungen liegt die beste Zeit in den Monaten Februar bis März, der beste Beobachtungsort ist Mauna Kea.

Bisherige Beobachtungsmethoden in der Infrarot-Astronomie
Es wurden jedoch besondere Möglichkeiten der Beobachtung entwickelt, so etwa das Ballonteleskop Thisbe. Man kann es bis an die Grenzen der Erdatmosphäre schweben lassen, um von dort störungsfreiere Ergebnisse zu erhalten. Die Hülle des Ballons wird am Erdboden mit Helium gefüllt, allerdings nur zu 1% des Volumens- wenn der Ballon seine Maximalhöhe erreicht hat, ist der Ballon ganz gefüllt. Wenn der Ballon wieder auf den Erdboden gesunken ist, müssen Suchteams ihn irgendwo in unwegsamem Gelände aufspüren. Dias bewiesen uns, wie vielseitig die Wissenschaftler, vorwiegend Studenten, dabei ans Werk gehen mußten: Der Umgang mit Machete und Motorsäge war für die Bergung des Meßgerätes in undurchdringlichen Wäldern ebenso erforderlich wie zuvor die physikalischen Fachkenntnisse.
Eine andere, allerdings auch kostspieligere Möglichkeit ist das in Planung befindliche Flugzeugteleskop Sophia, das mit einem 2,5 m Spiegel ausgestattet werden soll.

Die Entwicklung von ISO
Beim ISO handelt es sich, wie der Name "Infrared Space Observatory" es sagt, um ein fliegendes Observatorium. Beteiligt an dem Vorhaben ist zu 70% das MPI für Astronomie in Heidelberg. Weltweit arbeitet eine Vielzahl von Instituten an dem Projekt mit.
Wie arbeitet das ISO ? Zunächst war es erforderlich, die kosmische Hintergrundstrahlung von 3 K zu unterschreiten, um ein möglichst störungsarmes Bild zu erhalten. Dies wird erreicht, indem man das Teleskop mit superflüssigem Helium auf 1,6 K herabkühlt. Mit flüssigen Helium allein hätte "nur~ eine Temperatur von 4,2 K erreicht werden können. Angesichts der an jedem Ort des All befindlichen Hintergrundstrahlung von 3 K stellt das ISO damit das derzeit kältestes Objekt im (uns bekannten) Universum dar. Durch die enorme Kälte wird das kosmische Rauschen sehr gut umgangen und die Empfindlichkeit der Geräte gesteigert. Damit hat ISO die Möglichkeit, Körper auf zuspüren, die nur 8x10-17 W aussenden. Demzufolge würde sich ein mit Eiswürfeln gefülltes Glas im dunklen Weltraum einfach durch seine Wärme verraten. Im Infrarot-Bereich können die Geräte des ISO Wellenlängen von 1/1000 mm bis 1 mm erfassen.
Das ISO besitzt insgesamt 120 Detektoren, die mit 10 Milliwatt Gesamtleistung arbeiten müssen. Das Auskommen mit so wenig Energie wurde erst durch den Einsatz von supraleitenden Motoren möglich. Jeder Detektor besteht aus einem Kristall aus Germanium von 1 mm, der gezielt mit Gallium verunreinigt ist. Dies verursacht einen Widerstand von mehreren Milliarden Ohm, d.h. extrem schwache, auftreffende Ströme können gemessen werden. Die Detektoren können auf diese Weise 100-240 mm erkennen.
Problematisch an der sensiblen Technik war, daß sie noch bei frostigen -272&176;C funktionieren mußte. Erstmals mußte eine Elektronik geschaffen werden, die Temperaturen um den absoluten Nullpunkt aushielt. Noch problematischer war, daß das durch die Kälte höchst spröde Material der Systeme beim Start der Ariane 4 das 60fache der Erdbeschleunigung aushalten mußten. Bei Versuchen im Vorfeld hat man es, so Prof. Lemke, zwei Mal fast "geschafft", die Instrumente zu pulverisieren. Es gelang jedoch, so viele Schwachpunkte wie möglich auszuräumen.
Im Vergleich zu diesen Problemen, erschien die im Vortrag ebenfalls angesprochene Isolierung gegen Sonnen- und Erdwärme fast gewöhnlich. Start und Umlaufbahnn
Am 17.11. 1995 fand schließlich in Kourou der Start der Ariane 4 statt, mit ESO an Bord. Es war der 80. Start einer Ariane 4- Rakete und zugleich der vibrationsärmste Start. Das ISO hat eine Umlaufzeit von 24 Stunden und beschreibt eine Ellipse um die Erde, die etwa in einem Brennpunkt steht. Im Apogäum beträgt die Entfernung 70.500 km, im Perigäum 10.000 km. Nord und Südhimmel sind gleichermaßen beobachtbar. Die Beobachtungszeit beträgt 16 Stunden pro Tag; die übrige Zeit wird der Strahlungsgürtel der Erde durchquert.
Die Haupt-Bodenstation befindet sich in Villafranca. Ebenso energiesparend wie die Elektronik im ISO selbst ist auch die Datenübertragung: Für die 70.000 km reicht eine Leistung von 5 W aus. Zum Empfang genügt bereits eine 5 m Antenne. Die Beobachtung läuft nicht im Speicherbetrieb, sondern alles wird sofort zur Erde geschickt. Die Planung der Beobachtungszeiten findet etwa drei Wochen im Voraus statt.

Erste Ergebnisse
Durch ISO wurde es möglich, mehr über die Teilchen zu erfahren, die uns im visuellen Bereich so oft die Sicht verwehren. Es sind dies z.B. aromatische Verbindungen und Siliciumoxyd-Teilchen. Angesichts der damit verbundenen Forschungen wird auch der Begriff des "Laborastronomen" verständlich. Mit dem ISO ist es gelungen, Staubwolken mit Temperaturen von 13 K zu erkennen. Erstmals wurde festes CO in einer Wolke entdeckt, die nicht wärmer als 20 K ist. Durch das ISO wurde es möglich, zwischen den Spiralarmen von M 101 Materie sichtbar zu machen, weil die Wärme in der dortigen Materie "bleibt". Weiter ist die Entwicklung von Kometen bei ihrer Bahn um die Sonne optimal zu beobachten, so etwa geschehen beim Kometen Schwassmann-Wachmann.

Ausblick
Durch das häufige Umherschwenken zu neuen Beobachtungszielen kam man auf die Idee, auch diese "Abfallzeit" sinnvoll zu nutzen: Die Kamera bleibt beim Umherschwenken eingeschaltet, und so erhält man mittels Streifenkarten von 3 eine Zufallsdurchmusterung ("Serendipity Survey"). Bisher wurde auf diese Weise 8 % des Himmels abgedeckt.
Ursprünglich war für ISO eine Lebensdauer von 18 Monaten geplant. Entscheidend ist jedoch letztlich die Menge des verbliebenen Heliums. Eine Messung vom September '96 zeigte, daß zu diesem Zeitpunkt noch 200 kg Helium übrig waren. Das bedeutet, daß der Betrieb mindestens noch bis zum Dezember '97 möglich sein wird, bestenfalls sogar bis zum Februar 1998. Bisher sind 2 % der Daten ausgewertet, bis zur vollständigen Auswertung werden noch 5-6 Jahre vergehen. Die sog. "post mission phase" wurde bereits bis zum Jahr 2006 erweitert.
Wenn das Helium aufgebraucht sein wird, gibt es mehrere Möglichkeiten, den Absturz herbeizuführen, je nach Vorgehensweise erfolgt der Absturz dann im Jahr 2003 bzw. 2011.
Die Wissenschaftler haben allerdings noch eine weitere Möglichkeit ins Auge gefaßt: Eine künftige Beobachtung auch ohne Heliumkühlung. Dann wären die Detektoren zwar unempfindlicher, man könnte aber ggf. Sternbedeckungen durch den Mond beobachten.

Christine Geisler


Zurück zur Nachtschicht-Online

Zurück zu AVG-Homepage


© Die AVG Internet-Redaktion, letzte Änderung: 09.10.1997