Wissenschaftliche Ziele

MICADO wird sich mit einer großen Anzahl wissenschaftlicher Themen beschäftigen, welche Schlüsselelemente der modernen Astrophysik umfassen. Das Design von MICADO nutzt dabei die Vorzüge des ELT, insbesondere Empfindlichkeit und Auflösung, optimal aus, um diese zugrundeliegenden wissenschaftlichen Ziele umzusetzen. Die Schwerpunkte der Forschung mit MICADO liegen bei folgenden Themen: (i) Galaxienentwicklung durch direkte Beobachtungen dieser Vorgänge in Galaxien bei hoher Rotverschiebung sowie von Relikten der Galaxienentstehung in lokalen Galaxien, (ii) das galaktische Zentrum und supermassereiche schwarze Löcher in galaktischen Kernen, (iii) schwarze Löcher mittlerer Masse in Sternhaufen, (iv) Charakterisierung von Exoplaneten und zirkumstellaren Scheiben auf kleinen Winkelskalen und (v) das Sonnensystem. Im Folgenden werden einige dieser Bereiche hervorgehoben.

 

Direkte Beobachtung der Entstehung und Evolution von Galaxien

Wir verfügen nun über einen ziemlich soliden Überblick über die kosmische Entwicklung der globalen Galaxieneigenschaften und damit die ersten Anhaltspunkte dafür, wie sich Galaxien bilden und in die heutige Hubble-Sequenz umwandeln. Ein naheliegender nächster Schritt besteht darin, die jungen, schwachen, weit entfernten Galaxien auf ausreichend kleinen Skalen räumlich aufzulösen, um ihre subgalaktischen Komponenten einschließlich ihrer Scheibenstrukturen, entstehenden Bulges (den zentralen stellaren Sphäroiden), Klumpen und Vorläufern von Kugelsternhaufen zu beurteilen. Erkenntnisse auf diesen Gebieten sind derzeit durch die räumliche Auflösung begrenzt, die im besten Fall ~ 1 Kiloparsec beträgt (weltraumgestützte Teleskope oder adaptive Optik an bodengebundenen Teleskopen der 8-m-Klasse). Noch relativ unerforscht sind insbesondere Galaxien mit geringerer Masse, die zahlenmäßig den Großteil der Galaxienpopulation ausmachen, und Galaxien in der Frühzeit des Kosmos, als sie ihre ersten Sterne bildeten. Abbildung 1 veranschaulicht die Art der detaillierten Struktur in Galaxien mit einer hohen Rotverschiebung, die MICADO sichtbar machen soll.

Abbildung 1 zeigt Simulationen von Galaxien oberhalb und unterhalb der Hauptreihe (Main Sequence) bei ~ 2, die mit SimCADO erstellt wurden. Diese zusammengesetzten IJH-Farbkarten basieren auf bekannten Galaxien im Hubble Ultra Deep Field, zu denen weitere vermutete Strukturen (insbesondere eine Sternhaufen- und Klumpenpopulation) hinzugefügt wurden. Nach dem MICADO Science Case.

 

Zeitzeugen früher Sternenpopulationen

Eine alternative Untersuchung der Evolution von Galaxien ist die Fotometrie einzelner Sterne, um ein Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) zu erstellen und so Sternpopulationen aus der Urzeit der Galaxien zu identifizieren. Die verschiedenen Merkmale eines FHD kennzeichnen Sterne, die zu unterschiedlichen kosmischen Zeiten entstanden sind. Insbesondere die Sterne auf dem horizontalen Ast ermöglichen es Wissenschaftlern, die Sternentstehungsgeschichte von Galaxien bis z > 6, also bis zur Reionisationsepoche, zurückzuverfolgen. Das ultimative Ziel besteht darin, die zentralen Regionen der elliptischen Galaxien im Virgo-Haufen zu untersuchen. Die hohe Oberflächenhelligkeit aufgrund der extremen Sternverdichtung macht dies zu einer großen Herausforderung. Das James-Webb-Weltraumteleskop (JWST) wird nur in der Lage sein, die Außenbezirke dieser Galaxien zu analysieren, während die höhere Auflösung von MICADO es ermöglichen wird, fast bis zum Zentrum vorzudringen, wo sich die meisten Sterne befinden.

Abbildung 2 zeigt im Vergleich, wie dicht besetzte Sternfelder aussehen könnten, wenn sie mittels HST (links), JWST (Mitte) und MICADO (rechts) betrachtet werden. Die untere Reihe entspricht der Sterndichte bei einem Radius von 4 bis 5 Reff für NGC 4472 im Virgo-Haufen und stellt die Grenze der JWST-Auflösung dar. Die obere Reihe entspricht 2 Reff in der gleichen Galaxie; viele einzelne Sterne können von MICADO noch gemessen werden. Jedes Feld hat einen Durchmesser von 1 Bogensekunde. Diese Simulationen wurden mit SimCADO durchgeführt.

 

Das galaktische Zentrum

Eine der offensichtlichen Beweggründe für hochaufgelöste Astrometrie ist die Messung von stellaren Eigenbewegungen, um die Existenz und Massen von schwarzen Löchern in galaktischen Kernen, Sternhaufen und nahe gelegenen massearmen Zwerggalaxien zu untersuchen.

Das galaktische Zentrum in unserer eigenen Milchstraße, mit dem uns nächstgelegenen massereichen schwarzen Loch, ist ein einzigartiges Labor zur Erforschung starker Gravitationsfelder, wie kürzlich die bemerkenswerten Ergebnisse von GRAVITY und die Verleihung des Nobelpreises für Physik im Jahr 2020 gezeigt haben. Das grundlegende Ziel ist die Messung des Gravitationspotenzials im relativistischen Bereich in der Nähe des zentralen schwarzen Lochs anhand von Sternbewegungen. Dazu werden sehr schwache Sterne benötigt, die wahrscheinlich vorhanden sind, aber mit keiner anderen Einrichtung vor dem ELT entdeckt oder untersucht werden können. Diese Bewegungen können auch die theoretisch vorhergesagte ausgedehnte Massenverteilung stellarer schwarzer Löcher aufdecken, die die innere Region dominieren sollte. Zudem können sie auch Verteilungen dunkler Materie im Zentrum nachweisen. Eine spannende Möglichkeit besteht darin, die Rotation des schwarzen Lochs zu messen. Dieses Ziel ist mit Spektroskopie besser zu erreichen als mit Astrometrie und kann durch die Verfolgung eines späten Sterns verwirklicht werden, dessen komplette Umlaufbahn innerhalb von ~ 10 Millibogensekunden (0,5 Lichttage, etwa 1/10 der S2-Umlaufbahn) liegt, so dass er räumlich nicht von Sgr A* selbst zu unterscheiden ist. Die spektrale Bestimmung der Relativgeschwindigkeit des Sterns mit einer Genauigkeit von < 1 km/s ermöglicht es den Wissenschaftlern, die Auswirkungen des Quadrupolmoments des schwarzen Lochs, das nach der allgemeinen Relativitätstheorie vollständig durch die Rotation bestimmt wird, auf seine Umlaufbahn zu erkennen. Eine ausreichende Genauigkeit für diese Messung kann durch interne Referenzierung zwischen den stellaren Absorptionsmerkmalen und den atmosphärischen Absorptionsmerkmalen erreicht werden, die in das beobachtete Kontinuum eingeprägt sind.

Abbildung 3 veranschaulicht die Beobachtung der zentralen Bogensekunde des galaktischen Zentrums mit dem VLT (links) und dem Stern S2, dessen Bahn um das supermassereiche schwarze Loch verfolgt wurde. Eine Simulation dessen, was in der gleichen Region mit MICADO zu sehen sein könnte, ist in der Mitte zu sehen, wobei die innerste Region im rechten Feld vergrößert dargestellt ist, wo Sterne auf noch engeren Bahnen beobachtet werden könnten.

 

Massereiche schwarze Löcher

Die zunehmenden Bemühungen um die Bestimmung der Masse von schwarzen Löchern in Kugelsternhaufen haben zu einer Reihe von spannenden Ergebnissen geführt, wobei allerdings zuverlässige Nachweise fehlen. Eine der Schlüsselfragen betrifft die Steigung der MBH-σ-Beziehung zwischen der Masse des zentralen schwarzen Lochs und der Geschwindigkeitsdispersion des stellaren Sphäroids in seinem Umkreis. Erste Messungen von schwarzen Löchern in elliptischen Galaxien und klassischen Bulges von Scheibengalaxien hatten MBH∝σ4 nahegelegt. Neuere Auswertungen sprechen für eine steilere Steigung von 5,6, was Auswirkungen auf die physikalischen Prozesse hat, die der Beziehung zugrunde liegen. Eine Zusammenstellung der Grenzwerte für die Massen schwarzer Löcher in Kugelsternhaufen kommt dagegen zu dem Schluss, dass die Steigung für diese eher bei 2,3 liegt. Diese vergleichsweise flachere Steigung würde bedeuten, dass die Beziehung durch einen anderen Prozess als dem in Galaxien definiert ist, was darauf hindeuten könnte, dass viele dieser Systeme die abgestreiften Kerne von Zwerggalaxien sind.

Diese Frage ist momentan noch völlig offen und kann mit den derzeit verfügbaren Möglichkeiten wahrscheinlich nicht geklärt werden. Das Problem ist wiederum die extreme Verdichtung, die in den Zentren von Sternhaufen auftritt, also genau dort, wo Messungen zur Unterscheidung von Szenarien mit und ohne schwarze Löcher erforderlich sind. Um die Anisotropie zu messen und zu berücksichtigen, die einen großen Einfluss auf die abgeleitete Masse des schwarzen Lochs haben kann, sind Eigenbewegungen (und nicht nur Geschwindigkeitsdispersionen entlang der Sichtlinie) erforderlich. Geeignete Messungen werden nur mit ELTs möglich sein, wenn die räumliche Auflösung die Objektdichte überwinden kann.

Abbildung 4 zeigt den Sternhaufen 47 Tucanae, wobei die Größe des MICADO-Feldes überlagert ist. Das rechte Feld zeigt, wie sich die relativen Bewegungen der Sterne mit der Entfernung vom Zentrum des Haufens ändern. In der Mitte sind die derzeitigen Messungen – selbst mit Weltraumteleskopen – durch die Objektdichtebegrenzt, aber MICADO wird in der Lage sein, mit höherer Präzision Untersuchungen in größerer Nähe durchzuführen und damit zu zeigen, ob dort ein massereiches schwarzes Loch lauert.

 

Merkmale von Exoplaneten

Da inzwischen eine große Anzahl von Exoplaneten bekannt ist, beginnt nun eine Phase, die von der Notwendigkeit bestimmt wird, diese Planeten zu charakterisieren, insbesondere die Atmosphären von riesigen Exoplaneten. Die direkte Abbildung von Exoplaneten bietet die Möglichkeit, Filter mittlerer Bandbreite einzusetzen, die molekulare Absorptionsbanden abdecken und es uns ermöglichen, Modelle mit unterschiedlichen Temperaturen, Oberflächengravitationen und Wolken zu unterscheiden. Die große Apertur des ELT bietet einen mehrfachen Vorteil für solche Arbeiten: den kleinen sogenannten Inner Working Angle (ein Maß für die kleinste Separation, die noch nachweisbar ist), den erhöhten Kontrast zwischen der Point Spread Function (Punktverteilungsfunktion) und dem Speckle-Muster und die Dehnung der Speckles, wenn sie durch ein breites oder mittelbreites Band abgebildet werden (wodurch sie leichter von Exoplaneten zu unterscheiden sind). Daher liegt der Schwerpunkt von MICADO auf Exoplaneten in kleinen Bahnabständen (~ 1 astronomische Einheit) um nahe Sterne (< 20 Parsec), Exoplaneten in größeren Abständen (> 10 AE) um nahe Sterne sowie weiter entfernte Sterne (> 100 Parsec) und die zirkumstellaren Scheiben, aus denen sie entstehen.

Abbildung 5 vergleicht die SPHERE-Beobachtungen des Planetensystems um HR 8799 mit den Simulationen für MICADO und gibt einen Eindruck davon, wozu das System in der Lage sein könnte. Das mittlere Feld simuliert mittels eines Koronagraphen, wie dieses System mit MICADO nach 30 Sekunden Belichtungszeit aussehen könnte. Der langgestreckte zentrale Bereich ist die Auswirkung des Windes auf den Resthalo in der Nähe des unterdrückten PSF-Kerns. Die gereinigte Kontrollregion ist deutlich zu sehen, ebenso wie ihre sechseckige Begrenzung. Selbst in diesem Rohbild sind die beiden inneren Planeten bereits sichtbar. Das rechte Feld zeigt, dass man nach einer grundlegenden Bearbeitung im Prinzip in der Lage ist, schwächere Planeten in der Nähe zu sehen. Es wurden zwei Riesenplaneten bei 10 AE und 5 AE hinzugefügt. Wenn man diese durch verschiedene Zwischenbandfilter abbildet, kann man ihre Temperatur (700 K bzw. 1.300 K) aufgrund ihrer unterschiedlichen molekularen Absorptionseigenschaften abschätzen. Dies versetzt MICADO in die spannende Lage, Planeten direkt abzubilden, für die eine Massenabschätzung von Gaia verfügbar ist.

Der linke Teil von Abbildung 5 zeigt das SPHERE-Bild von HR 8799, auf dem die vier bekannten Planeten zu sehen sind. Der mittlere Teil zeigt eine Simulation der 30-s-Integration mit MICADO, die bereits die beiden inneren Planeten zeigt. Die Struktur des Bildes ergibt sich aus der optischen Konfiguration des Teleskops und der adaptiven Optik sowie dessen Wellenfrontkorrektur. Das rechte Feld zeigt, dass es mit einer einfachen Verarbeitung einer Reihe von ADI-Aufnahmen möglich ist, andere schwächere und kühlere Planeten mit kleineren Radien zu entdecken.
Zur Redakteursansicht