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NGC 1365

Dank der abgedunkelten Räume, konnte ich heute gut bis 12 Uhr schlafen. Um richtig aufzuwachen ging ich auf dem Weg zum Frühstück / Mittagessen einmal halb um die Residencia herum. Obwohl das nur wenige Minuten dauert, habe ich dafür etwas Sonnencreme aufgetragen, nachdem ich bei meinem letzten kurzen Abstecher ins Freie am Abend einen leichten Sonnenbrand hatte… Beim Mittagessen saß ich dann zusammen mit Christian Hummel, der in Garching beim ESO User Support Department (USD) arbeitet. Das USD ist dafür da, Leuten bei der Vorbereitung von Beobachtungen zu helfen und dazu müssen sich die Leute dort gut mit den Instrumenten auskennen. Daher muss jeder USD-Mitarbeiter, der VLT-Instrumente betreut, einmal im Jahr eine gewisse Zeit am Paranal zubringen.

Nach dem Mittagessen sprach ich mit Walter Jaffe nochmals über die Backup-Targets für heute Nacht. Das sind Objekte, die man anschaut, wenn die Bedingungen nicht gut genug sind, um die eigentlich beantragten Objekte zu beobachten. Auch die Backup-Targets müssen von der ESO genehmigt werden, damit man keiner anderen Forschungsgruppe “ihre” Galaxien wegschnappt! Wir hatten als Backup-Target bereits eine weitere Quelle genehmigt bekommen und wollten nun noch eine weitere beantragen, die dann gut gewesen wäre, wenn der Wind so stark von Süden gekommen wäre, dass das Teleskop nur nach Norden oder oben zeigen hätte können (am Konjunktiv kann der geneigte Leser erkennen, dass es nicht notwendig war…).

Beim Einreichen eines Beobachtungsantrags (eines Proposals) muss man genau spezifizieren welche Objekte man mit welchem Instrument anschauen will. Dann wird neben der technischen Machbarkeit auch die Blockliste für das gewünschte Instrument geprüft. Bei jedem Instrument haben die Erbauer ein Vorrecht auf einige Stunden Beobachtungszeit mit diesem Instrument (Guaranteed Time Observation, GTO) und sie können dafür auch eine Liste von Objekten aussuchen, die kein anderer mit diesem Instrument in einer gewissen Zeit beobachten darf. Typischerweise nach einem oder zwei Jahren sind selbstverständlich alle Daten öffentlich zugänglich. Damit möchte man einerseits Leute motivieren gute Instrumente zu bauen und ihnen dafür als Kompensation eine Exklusiv-Chance auf eine hervorragende Veröffentlichung zu geben, andererseits will man durch die limitierte Zurückhaltezeit der Daten die Erbauer auch zwingen, nicht zu lange “auf den Daten zu sitzen”, sondern sie bald zu veröffentlichen.

Nach dieser kurzen Diskussion, um etwa 14:15 Uhr, lege ich mich dann nochmals für eine Weile hin, um fit zu sein für die wichtige Nacht… Um kurz nach 16 Uhr mache ich mich aber wieder auf den Weg zum Büro, stelle noch einige Details für die Backup-Targets fertig und stelle die OBs (Observing Blocks) für alle Targets auf dem mir zugewiesenen Visiting-Astronomer-Computer (fett) zur Verfügung. Dann telefoniere ich mit meinem neuen day astronomer, Elenas Schicht ist vorbei. Er transferiert daraufhin die OBs von meinem Computer ins VLTI-Kontrollzentrum. Dies kann man nur vom Kontrollzentrum selber aus machen, denn obwohl die Kontrollzentrum-Computer theoretisch mit einem Kabel mit dem öffentlichen Internet verbunden sind, ist dazwischen eine extrem restriktive Firewall — man will ja auf jeden Fall vermeiden, dass jemand von außen auf die Kontrollcomputer zugreift.

Um etwa 18:45 Uhr gehe ich mit Walter und einigen anderen essen. Etwa eine halbe Stunde später, ziemlich genau eine Stunde vor Sonnenuntergang, kommen dann auch die night astronomers dazu, darunter Sébastien, “mein” night astronomer. Walter, Christian und ich fahren schon etwas früher hoch als die night astronomers.

20:00 Uhr Wir nehmen Platz an der VLTI-Kontrollstation. Im Gebäude ist es ziemlich warm (26° C), da die Klimaanlage ausgefallen ist, vermutlich aufgrund eines falschen Feueralarms heute Früh. Wir telefonieren herum, um die Klimaanlage wieder aktiviert zu bekommen.

20:12 Uhr Sonnenuntergang. Erst jetzt dürfen die Kuppeln richtig geöffnet werden.

20:25 Uhr Preset auf den ersten Kalibrator. Dabei werden die beiden Teleskope, die wir heute benutzen, UT3 und UT4, auf die Koordinaten eines Sterns gefahren, dessen Fluss (Helligkeit) wir in verschiedenen Wellenlängenbereich genau kennen. Damit kann man die atmosphärischen Fehler, die sich in die Messung des eigentlichen “science targets” einschleichen, zu einem großen Teil korrigieren. Der Himmel ist aber noch zu hell, damit die aktive Optik, die die Deformation aufgrund des Gewichts des Spiegels bei verschiedenen Teleskop-Positionierungen korrigiert, einen Leitstern finden kann.

20:49 Uhr Endlich ist der Himmel dunkel genug, aktive und adaptive Optik sind am Korrigieren (“loop closed”). Die adaptive Optik (MACAO) versucht das Seeing (die Deformationen der Wellenfront), die durch die turbulente Atmosphäre zustande kommen, auszugleichen. Nun da die Teleskop-Operateure ihre Arbeit erledigt haben (das Bild des Kalibrator-Sterns ist in beiden Teleskopen zu sehen und die Korrekturmechanismen funktionieren), fängt die VLTI-Operateurin an, das Bild der Quelle im unterirdischen Tunnel, den Delay Lines, die die unterschiedlichen Lichtwege der beiden Teleskope ausgleichen, genau zu zentrieren. Dort gibt es eine weitere Korrekturoptik, IRIS, die mindestens zwei Abweichungen korrigiert, die in den Delay-Line-Tunneln auftreten: Einerseits gibt es das so genannte “tunnel seeing”, das dadurch entsteht, dass die Delay Lines nicht evakuiert sind, sondern in Luft sind. Außerdem macht sich auf den bis zu etwa 100 Meter langen Lichtwegen im Untergrund der VLTI-Plattform, die Erdkrümmung bereits bemerkbar, die ebenfalls korrigiert wird. Eine weitere Korrektur, die hier noch dazukommt, ist daraus begründet, dass im mittleren Infrarotbereich (um 10 µm), in dem wir beobachten, sehr viel Hintergrundlicht vorhanden ist. 10 µm entspricht nämlich der Wellenlänge, bei der Material, das 30° C warm ist, am meisten abstrahlt. Und Material, das etwa 30° C warm ist, gibt es jede Menge im Strahlengang des VLT: Die Spiegel, Halterungen, die Gebäude selbst, … Alles strahlt hier. Dazu kommt noch der Himmel selbst, der bei 10 µm nachts fast genauso hell ist wie tagsüber! In Zahlen ausgedrückt ist von 1000 Photonen, die der Detektor empfängt nur eines wirklich eines, das von der Quelle kommt, der Rest ist Rauschen. Da das Rauschen aber nicht mit der Quelle korreliert ist (an jeder Stelle des Himmels gleich aussieht), kann man einen guten Teil davon entfernen, indem man das Teleskop an eine etwas andere Stelle fährt, dort ein Bild macht und dieses Bild von dem eigentlichen Bild abzieht. Das ganze muss man mindestens einmal pro Sekunde machen, denn in der Zeit hat sich die Atmosphäre schon wieder etwas verändert. Darüber hinaus, gibt es noch eine ganze Reihe weiterer Tricks, die man anweden muss, um die Quelle detektieren zu können.

20:52 Bereits drei Minuten später ist das Bild im IRIS-Sensor stabilisiert und es geht weiter mit einem “acquisition image” mit den MIDI-Sensoren. Dabei werden die Photonen, die die beiden Teleskope gesammelt haben und die die diversen Korrekturmechanismen passiert haben, im Interferometer Teleskop für Teleskop betrachtet und genau zentriert. Der Kalibrator-Stern ist schließlich als heller Punkt zu sehen, alles bestens soweit.

20:56 Die Daten (mehrere hundert MB) wurden auf den Archivierungsserver geschrieben, der neben den eigentlich Messdaten auch alle nur erdenklichen Aufnahmebedingungen mit aufnimmt und zu den Daten dazuschreibt. Wir fangen nun mit dem so genannten “fringe search” an. Um aus dem Zusammenschalten der beiden Teleskope wirklich die Auflösung eines großen Teleskopes zu erreichen, lässt man das Licht der zwei Teleskope miteinander interferieren. Das heißt: Man kombiniert die Lichtstrahlen der beiden Teleskope miteinander und schaut sich das an, was dabei rauskommt. Aus der Messung, wie viel schwächer dieser so genannte “korrelierte Fluss” im Vergleich zum “unkorrelierten”, also dem eines einzelnen Teleskops, ist, kann man einiges über die Quelle erfahren. Damit das Licht aber miteinander interferieren kann, muss es exakt die gleiche Strecke zurückgelegt haben. Da die beiden Teleskope aber eine gewisse Entfernung voneinander entfernt stehen (bei uns mit der UT3-UT4-Basislinie heute waren das 62,463 Meter), hat das Licht vom Stern bis zu dem einen Teleskopspiegel eine andere Strecke zurückgelegt als bis zum anderen. Diese Entfernung hängt neben dem Abstand der Teleskope natürlich auch noch davon ab, wo der Stern gerade steht. Im Zenit ist die Strecke zu beiden Teleskopen exakt gleich, am Horizont ist sie maximal unterschiedlich. Dieser Effekt wird genau durch die schon genannten “Delay Lines”, die das Licht des einen Teleskops gegenüber dem des anderen verzögern, kompensiert. Dies wird erreicht, indem das Licht auf einen weiteren Spiegel (in der Delay Line) gelenkt wird, der auf Schienen bewegbar ist. Da wir aber Interferometrie bei 10 µm machen, müssen die Delay Lines eben auch auf etwa diesen Wert (eher besser) genau die unterschiedliche Lichtlaufstrecke ausgleichen. Das geht aber leider nicht, weil es derzeit nicht möglich ist, den Abstand der beiden Teleskope auf wenige Millionstel Meter genau zu bestimmen. Daher fahren die Delay-Lines die ungefähre Position des so genannten “zero fringe” an, wo man durch konstruktive Interferenz Verstärkung des Lichts sieht. Von dort aus übernimmt dann das “fringe search”-Kommando (währenddessen ein Sonar-Geräusch vom Kontrollcomputer ertönt) und variiert die optische Pfaddifferenz (Optical Path Difference, OPD) so lange, bis es Interferenzen findet. Dieser Prozess ist bei hellen Quellen meistens kein Problem, bei den schwachen Quellen ist das oft der kritische Part, der entscheidet, ob man überhaupt etwas sieht oder nicht. In unserem Fall dauert der Fringe Search 3 Minuten. Ergebnis: Die OPD des zero fringe ist 342 µm von der Stelle weg, bei der die Delay Lines ihn vermutet haben. Das ist okay.

20:59 Uhr Nun können wir mit dem “Fringe Track” anfangen. Dabei wird die optische Pfaddifferenz um einen bekannten Wert kontinuierlich verändert. Die Fringes verschieben sich dadurch, der ungewünschte Hintergrund bleibt allerdings an der selben Stelle, denn dieser wird ja nicht von beiden Teleskopen aus gleich gesehen (ist nicht korreliert). So kann die Signalqualität weiter gesteigert werden. Der Seeing-Monitor zeigt ein Seeing von 1,28 Bogensekunden an, für den Paranal ein eher mittelmäßiger Wert, wenn man bedenkt, dass hier schon Seeing-Werte von unter 0,2” gemessen worden sind, die besten Werte weltweit. Für das europäische Festland liegt das Seeing (wieder laut Wikipedia) bei 2 bis 5 Bogensekunden.

21:07 Wir starten mit der Photometrie des Kalibrators. Wenn man nur den korrelierten Fluss misst, weiß man ja noch nicht, wieviel Licht wirklich von beiden Teleskopen, die stets etwas unterschiedlich sind, ankommt. Um das herauszufinden, wird im Interferometer (MIDI) nacheinander einer der beiden Strahlengänge blockiert und der Gesamtfluss (die Gesamthelligkeit) dieses Strahlengangs gemessen. Inklusive dem Schreiben der Daten, wieder einige hundert MB, dauert das knapp 10 Minuten.

21:16 Wir fangen mit unserer ersten Quelle an: NGC 7469, eine Seyfert 1 Galaxie. Hier wird es schon deutlich interessanter, denn die Quelle ist sehr schwach und zunächst gelingt es nicht, sie in IRIS zu sehen, dann sehen wir sie zwar in IRIS, aber in MIDI ist sie nicht zu sehen. Wir probieren verschiedene Filter, um den Hintergrund besser zu unterdrücken. Das Seeing, das sich zwischendurch auf 1,08” verbessert hatte, verschlechtert sich wieder auf 1,3”, die Quelle ist in IRIS wieder weg. Wir versuchen noch allerlei Dinge, bis wir um 22:11 Uhr entscheiden, die Quelle für heute aufzugeben und uns der nächsten Quelle zuzuwenden.

22:19 Uhr UT3 und UT4 fahren die Galaxie NGC 1365, eine so genannte Seyfert 2 Galaxie, an. Hier schaut es besser aus: Die adaptive Optik kann das Seeing korrigieren, IRIS findet die Quelle auf anhieb, aber bei der Kontrolle in MIDI ist das Bild im Strahlengang von UT3 zunächst nicht zu sehen. Wir erhöhen die Frequenz der Hintergrund-Aufnahmen, das Seeing verschlechert sich weiter auf 1,45”. Im UT3-Beam ist nun etwas sehr schwaches zu sehen. Wir versuchen unser Glück und starten den “fringe search” — und wir finden Interferenz-Streifen! Die Qualität ist nicht überragend, aber es reicht.

23:13 Uhr Wir beginnen wieder damit Kalibratoren aufzunehmen. Auch diese Messungen müssen oft wiederholt werden, um ein möglichst gutes Bild der Atmosphäre zu dem Zeitpunkt zu erhalten, zu dem auch die Interferenzen aufgenommen worden sind.

Um 23:51 Uhr sind wir damit fertig und fahren zu unserem nächsten “science target”, LEDA17155, auch eine Seyfert-2-Galaxie. Diese Galaxie ist aber nicht viel heller als NGC 7469 und auch hier haben wir große Probleme, die einzelnen Subsysteme darauf einzustellen. Um 00:20 Uhr müssen wir auch hier die Entscheidung treffen, weiterzumachen und die Quelle aufzugeben.

00:21 Uhr Wir fahren den nächsten Kalibrator-Stern an, wieder HD015815. Alles funktioniert wie geplant und kurz darauf können wir nochmals NGC 1365 anfahren und dort wieder ein Interferenz-Muster aufnehmen. Da sich die Erde inzwischen ein gutes Stück gedreht hat, gibt dieses Muster wertvolle Zusatzinformationen zu dem, das wir zwei Stunden zuvor aufgenommen haben. Wir machen noch einige weitere Messungen an dieser Galaxie und um 01:26 Uhr müssen wir unsere Beobachtungen beenden, da die halbe Nacht vorbei ist.

Nun wird ein weiteres Teleskop, UT1 dazugeschaltet, und interferometrische Beobachtungen mit AMBER, dem zweiten derzeit verwendeten interferometrischen Gerät des VLTI, werden gestartet. Walter und ich schauen dort aber nicht mehr zu, sondern haben bereits die Datenanalyse-Software gestartet, um uns die Ergebnisse von heute Nacht anzuschauen. Wir probieren einige schnelle Verfahren und finden etliche interessante Merkmale in den interferometrischen Spektren von NGC 1365, die es in nächster Zeit genauer zu analysieren gilt.

02:02 Uhr Während wir am Datenauswerten sind, fängt plötzlich alles an zu wackeln, ein Erdbeben! Anfangs merkte ich es kaum, doch dann wurde es etwas stärker und man spürte deutlich wie der ganze Boden sich bewegte, Regale wackelten, Besteck klirrte. Nach etwa einer Minute war es vorbei. Der Erdbeben-Monitor spuckte sofort die Werte aus

LAST QUAKE: IGNORE
WAS AT: Nov 24 05:02
MERCALLI: 2,8
RICHTER: 4,4

Die Werte veränderten sich nachträglich nochmal nach unten und dann wieder etwas nach oben, als nach und nach die Messungen der anderen Erdbeben-Stationen in Chile eintrafen. Für das Teleskop war es kein Problem, denn die sind darauf ausgerichtet. Und ein so schwaches Beben wie dieses kommt hier wohl wirklich sehr häufig vor. Kurz bevor ich ankam, am Mittwoch, gab es eines, das deutlich heftiger war (Mercalli 3,5). Die Mercalliskala gibt dabei die Wirkung eines Erdbebens am entsprechenden Ort an und ist daher zur Bewertung eines Erdbebens an einem bestimmten Ort besser geeignet als die ansonsten international übliche Richter-Skala, die die Stärke des Bebens in 100 km Entfernung zum Epizentrum angibt.

03:30 Uhr Walter und ich machen uns auf den Weg zur Residencia, unsere halbe Nacht ist vorbei und wir sind müde. Eine halbe Nacht mit zwei Teleskopen am VLTI lässt sich in Kosten von etwa 50 000 Euro ausdrücken, wobei ich aber nicht weiß, ob das nur die Instandhaltungskosten (Infrastruktur, etwa 130 Personen auf dem Berg unterhalten, …) oder die Baukosten inklusive Instandhaltungskosten (500 Millionen Euro für 15 Jahre) beinhaltet. In jedem Fall ist es viel Geld und vor allem eine sehr begehrte Forschungsstätte, denn im Gegensatz zu normalen Teleskopen, gibt es ein optisches Interferometer mit bis zu 130 Metern Basislänge nur einmal auf der Welt.

Damit verabschiede ich mich für heute. Morgen werde ich noch ein bißchen mit Walter die Daten sichten, um 16 Uhr fahre ich dann mit dem Bus zurück nach Antofagasta, von wo aus der Flieger nach Santiago zurückgeht. Dort gebe ich am Dienstag noch einen Vortrag, am Mittwoch geht es dann wieder via São Paulo zurück nach Frankfurt, wo ich am Donnerstagvormittag deutscher Zeit ankomme.

Zunächst freue ich mich nun aber darauf, in den nächsten Tagen noch etwas von Chile sehen zu können…


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