From the Lab to the Telescopes - Intensity Interferometry with H.E.S.S.

High angular resolution optical imaging with traditional telescopes is constrained by the diffraction limit defined by the telescope’s diameter. As constructing ever larger apertures is prohibitively expensive and complex, astronomers make use of interferometric techniques, where the light information from different telescopes is combined. The limiting factor in angular resolution is then the separation between the telescopes rather than their individual sizes. Stellar intensity interferometers measure correlations in the flux of photons (an effect called photon bunching) detected by separated telescopes, and by subsequent analysis the angular sizes of stellar objects can be determined. In contrast to amplitude interferometers, an intensity interferometer is almost insensitive to atmospheric turbulence, and works without the need to optically combine the electromagnetic waves at wavelength-scale precision. The design of an astronomical intensity interferometer can be simplified to a light collector (telescope) focusing light into a photo-detector. Initially developed in the 1950s by Hanbury Brown and Twiss, efforts were discontinued due to too low signal-to-noise for faint stars – a fundamental characteristic of intensity interferometric measurements. However, technological developments yielded high time resolution photo-detectors and electronics, as well as the construction of large light collector telescopes, which both counteract low signal-to-noise. Given that the telescopes do not need high optical quality, arrays of Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes – constructed in recent decades primarily for the purpose of measuring gamma- and cosmic rays – have been identified as ideal candidates to revive stellar intensity interferometry at optical wavelengths. This thesis describes the development of an intensity interferometry application for use at the High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) – a gamma-ray telescope array located in Namibia. Initial measurements in the laboratory are presented, which were performed to characterize the photon correlations, statistical noise and potential sources of systematic noise. Photon bunching was detected in LED light, measured at low photon rates in photon time-tagging mode, as well as in light of a xenon lamp, measured at high photon rates in photo-current sampling mode. In both cases, the interferometer was found to operate at the theoretical sensitivity limit. A comparison study between two approaches towards stellar intensity interferometry, the ”high photon rates” approach (pursued in this thesis) versus the ”high time resolution” approach by collaborators, was then carried out in a measurement of a xenon lamp. Signal-to-noise investigations showed that systems that can sustain high photon rates by sampling the photocurrent are suitable at large telescopes, while systems with very high time-resolution are suitable for arrays of small optical telescopes. In 2022, the intensity interferometer was installed onto two of the H.E.S.S. telescopes, and measurements of three bright star systems were performed. Angular uniform disk diameters of the single star σ Sgr as well as of the two primary components in the (effective) binary star system λ Sco – assuming equal stellar diameters – were measured to be (0.52 ± 0.07) mas and (0.49 ± 0.06) mas, respectively. An outlook to the potential of intensity interferometry with future telescopes is given. Die optische Bildgebung mit hoher Winkelauflösung ist in traditionellen Teleskopen beugungsbegrenzt, defininert durch den Durchmesser des Teleskops. Da der Bau immer größerer Teleskope zunehmend teuer und komplex wird, benutzen Astronomen interferometrische Techniken, bei denen Lichtinformation von verschiedenen Teleskopen kombiniert wird. Der limitierende Faktor bei der Winkelauflösung ist dann die Entfernung der Teleskope, nicht ihre Größe. Stellare Intensitätsinterferometer messen Korrelationen im Fluss der Photonen (ein Effekt, der Photon Bunching genannt wird), detektiert mit separaten Teleskopen, und durch anschließende Analyse kann die Winkelgröße stellarer Objekte bestimmt werden. Im Gegensatz zu Amplitudeninterferometern ist ein Intensitätsinterferometer nahezu unempfindlich gegenüber atmosphärischen Turbulenzen, und funktioniert ohne die Notwendigkeit, die elektromagnetischen Wellen mit einer Präzision in der Größenordnung der Wellenlänge zu kombinieren. Das Design eines astronomischen Intensitätsinterferometers besteht vereinfacht dargestellt aus einer Lichtsammelfläche (Teleskop), die das Licht in einen Photodetektor fokussiert. Ursprünglich in den 1950er Jahren von Hanbury Brown und Twiss entwickelt, wurden Bemühungen aufgrund von zu geringem Signal-to-Noise bei leuchtschwachen Sternen eingestellt – eine grundlegende Charakteristik intensitätsinterferometrischer Messungen. Allerdings führten technologische Entwicklungen zu Photodetektoren und Elektronik mit hoher Zeitauflösung, sowie zum Bau von Teleskopen mit riesigen Lichtsammelflächen, was beides dem schwachen Signal-to-Noise entgegenwirkt. Angesichts der Tatsache, dass die Teleskope nicht über eine hohe optische Qualität verfügen müssen, wurden Arrays von Imaging Atmospheric Cherenkov Telesopes – errichtet in den letzten Jahrzehnten hauptsächlich für die Messung von Gamma- und kosmischer Strahlung – als ideale Kandidaten identifiziert, um stellare Intensitätsinterferometrie in optischen Wellenlängen wieder aufleben zu lassen. Diese Arbeit beschreibt die Entwicklung einer Intensitätsinterferometrie-Anwendung zur Benutzung am High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) – einem Gammastrahlenteleskop in Namibia gelegen. Anfängliche Messungen im Labor werden vorgestellt, welche durchgeführt wurden, um die Photonenkorrelationen, statistisches Noise und möglichen Quellen von systematischem Noise zu charakterisieren. Photon Bunching wurde in LED Licht detektiert, gemessen bei geringen Photonenraten im Photon-Time-Tagging Modus, sowie in Licht einer Xenonlampe, gemessen bei hohen Photonenraten im Photostrom-Sampling Modus. In beiden Fällen arbeitete das Interferometer am theoretischen Sensitivitätslimit. Eine Vergleichsstudie zwischen zwei Ansätzen für stellare Intensitätsinterferometrie, der ”Hohe Photonenraten”-Ansatz (der in dieser Arbeit verfolgt wird) gegen den ”hohe Zeitauflösung”-Ansatz von Kollaboratoren, wurde dann durch Messungen mit einer Xenonlampe durchgeführt. Signal-to-Noise-Untersuchungen haben gezeigt, dass Systeme, die mit hohen Photonenraten umgehen können indem sie den Photostrom messen, für große Teleskope geeignet sind, während Systeme mit sehr hoher Zeitauflösung in Arrays kleiner optischer Teleskope passen. Im Jahr 2022 wurde das Intensitätsinterferometer in zwei H.E.S.S. -Teleskopen installiert, und Messungen von drei hellen Sternsystemen durchgeführt. Uniform-Disk-Winkeldurchmesser des Einzelsternes σ Sgr sowie von den zwei Hauptkomponenten im (effektiven) Doppelsternsystem λ Sco – unter der Annahme gleicher Sternendurchmesser – wurden zu (0.52 ± 0.07) mas bzw. (0.49 ± 0.06) mas gemessen. Ein Ausblick auf das Potenzial von Intensitätsinterferometrie mit zukünftigen Teleskopen wird gegeben.