Hubble - LSW Heidelberg
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Das Hubble-Gesetz und die Dritte Dimension des Universums Max Camenzind TUDA @ SS 2012 1,5 Mio Galaxien – 2MASS Farbcodierung: Distanz der Galaxien d < 250 Mpc Unsere Themen • Wie bestimmen wir die Distanzen zu Galaxien und Quasaren ? • Kosmische Rotverschiebung z. • Hubble-Gesetz und Hubble-Konstante: • Die Cepheiden-Methode. • Die Supernova-Methode. • Rotverschiebung wichtig für Kartierung des Universums Durchmusterungen: • Großräumige Struktur des Universums • Universum ist homogen für > 200 Mpc Parallaxe - Galaktische Distanzen • Geometrische Distanzen: Parallaxenmethode, beschränkt auf Galaxis, p = 1“ 1Parsek = AE/p Hipparcos, GAIA (~100 kpc) The „Great Debate“ 1920 „Die grosse Debatte“ 26.04.1920 Ist Andromeda galaktisch oder extragalaktisch? Protagonisten: Harold Shapley Heber Curtis Heber Curtis ………………….. Harlow Shapley • Die Shapley-Curtis-Debatte, auch bekannt als Die Große Debatte (The Great Debate) bündelt die Diskussionen am Anfang des 20. Jahrhunderts, die schließlich zu einem neuen Verständnis der Natur von Galaxien und der Größe des Universums führten. • Die Diskussion zwischen den Astronomen Harlow Shapley und Heber Curtis fand am 26. April 1920 im Baird-Auditorium des National Museum of Natural History in Washington statt. Sie kreiste um die Größe unserer Milchstraße und die Frage, ob die damals als Spiralnebel bekannten Galaxien kleine Objekte in unserer Milchstraße oder sehr viel weiter entfernt und von der Milchstraße getrennt sind. Die Shapley-Curtis Debatte (1920) Curtis Shapley Spiral-Nebel Galaxis Galaxis Die Debatte ergab kein brauchbares Ergebnis! “Questions in science are not resolved by debates, but by observations & experiments” Distanzen von Galaxien • Geometrische Distanzen (selten möglich, z.B. Supernova 1987A). • Standard-Kerzen: d² = L / 4p f • (i) RR-Lyrae Sterne (~ 0,5 Sonnenmassen), Riesensterne der Spektralklasse A, F, Pulsationsveränderliche (h Bereich) • (ii) Delta Cephei Sterne ( < 20 Mpc, seit 1912) • (iii) hellste Sterne (nicht gut definiert) • (iv) Zentralsterne Planetarischer Nebel • (v) Supernovae vom Typ Ia ( z < 2, ab 1994 ) Kosmische Distanz-Leiter • • • • • Parallaxe: < 500 pc (Hipparcos), < 100 kpc (GAIA) Spektroskopische Parallaxe (über Distanzmodul): 10 kpc RR Lyrae Sterne: < 100 kpc Cepheiden (104 LS): < 30 Mpc Typ 1a Supernovae (109 LS): < 10.000 Mpc GAIA HR Diagramm Kugelsternhaufen M 55 Horizontal-Ast RR Lyr Massereiche Sterne entwickeln sich Richtung Riesenast Turn-off Punkt Massearme Sterne sind immer noch auf der Hauptreihe Pulsierende / Variable Sterne • Instabilitätsstreifen im HRD • Cepheiden sind sehr helle Sterne RR Lyrae Sterne in Messier 3 Cepheiden • Die Cepheiden sind eine Klasse von veränderlichen Sternen, die nach dem Stern δ Cephei im Sternbild Cepheus benannt sind, eine Unterklasse der Pulsationsveränderlichen. • Cepheiden verändern ihre Leuchtkraft streng periodisch, dabei verändert sich auch ihre Oberflächentemperatur und somit ihre Spektralklasse. Der Stern d Cephei veränderlicher Stern im Sternbild Cepheus, dessen Veränderlichkeit 1784 vom englischen Astronomen John Goodricke entdeckt wurde Variable Sterne - Cepheiden Einige Sterne zeigen intrinsische Helligkeitsvariationen, die nicht auf Verdunklung im Doppelsternsystem zurückgehen Sägezahn-artig Wichtigstes Beispiel: d Cephei Lichtkurve von d Cephei Henrietta Leavitt (1868-1921) entdeckte die Cepheiden Periode-Leuchtkraft (PL) Relation (1912) Lichtkurve eines Cepheiden Große (LMC) & Kleine Magellansche Wolken Periode vs Magnitude Cepheiden in SMC Cepheiden: Periode-Leuchtkraft Beziehung 2 Typen ! Die Periode eines Cepheiden ist mit der Leuchtkraft korreliert. Je heller, desto langsamer pulsiert der Stern. Messen der Periode bestimmt die Leuchtkraft ! Relation muss geeicht werden ! (LMC) Cepheiden PL – Moderne Version 2 Sequenzen / Magellansche Wolken Die “Periode” (Dauer) der Pulsation korreliert mit der Leuchtkraft MV = - 2,81 log(P/d) – 1,43 1. Messe Periode 2. Leuchtkraft 1. Messe scheinbare Helligkeit 2. Distanz ! Die Leuchtkraft des beobachteten Sterns ~1500L 1923 - Hubble misst die Distanz zu M 31 mittels Cepheiden Hubble entdeckt Cepheiden in M 31 Debatte gelöst! 100-inch Hooker Telescope, Mt. Wilson Edwin Hubble Hubble findet die Lösung 1923: Andromeda-Nebel nicht galaktisch 1923 untersuchte Edwin Hubble photographische Platten des Andromeda Nebels, die mit dem 100-Zoll Teleskop aufgenommen, um Novae zu finden – Sterne, die plötzlich ihre Helligkeit ändern. Am 5. Oktober 1923 lokalisierte Huble 3 Novae, jede mit einem “N” gekennzeichnet. Eine dieser Novae erwies sich jedoch als Cepheiden Variable. Das “N” wurde durchgestrichen und Hubble bezeichnete den Stern als “VAR”! Diese Cepheide, und viele andere in der Andromeda entdeckt erlaubten es Hubble zu beweisen, dass Nebel nicht Sterne innerhalb unserer Milchstraße sind, sondern dass es sich dabei um Galaxien handelt, die mehr als eine Million Lichtjahre von uns entfernt sind. Damit war die “Große Debatte” beendet! Hubble’s V1 ist der wichtigste Stern in der Geschichte der Kosmologie Lichtkurve Hubble-Cepheide V1 Shapley: “Here is the letter that destroyed my universe.” 68 Cepheiden in Andromeda Adam G. Riess et al. 2011 arXiv:1110.3769 / HST Moderne Distanz Andromeda Adam G. Riess et al. 2011 arXiv:1110.3769 / HST F160W µ0 = 24,42(0,05) mag D = 765 +/- 28 kpc = 2,5 Mio. Lichtjahre F110W µ = m - M = 5 log(D/10 pc) Das Universum Expandiert • Bis 1929 wurde das Universum als statisch betrachtet (Newton, auch von Einstein). • 1927 G. Lemaître: Raum expandiert, leitet theoretisch die Hubble-Beziehung her! • 1929: Edwin Hubble publiziert die ersten Rotverschiebungen von Galaxien – Rotverschiebungs-Korrelation, auf Basis von Cepheiden Distanzen: z = (lB – lG)/lG • Das Universum der Galaxien expandiert V = c z = H0 d : [H0] = km/s/Mpc Dig. Spektrum einer E Galaxie dominiert durch massearme Sterne kein UV keine A, B, O Sterne TiO Banden M Zwerge Nicht viel Emission im Blauen! Galaxienspektrum hängt von Alter ab • Diese Absorptionslinien werden durch die Expansion des Kosmos nach rot verschoben. • Heutige Messungen gehen bis zu z ~ 7 z ~ 10 • Zukunft: z ~ 20 Wirtz 1924, …, Hubble 1929 je weiter entfernt um so stärker - Weit entfernte Galaxie - Entfernte Galaxie - NachbarGalaxie - Stern - Labor: l0 z = (l – l0)/l0 Astronom: V = c z z = 4,58 Seit 1963: Quasare haben charakteristische Emissions-Spektren z = 4,96 Lemaître 1927 & Hubble 1929 fanden, dass entfernte Galaxien scheinbar größere Rotverschiebung aufweisen. z l l • Messe die Rotverschiebung z, leite daraus die “Fluchtgeschwindigkeit” her v cz Hubble 1929 cz = H0D Eigenbewegung der Galaxien im Virgo-Haufen Hubble 1929 Humason Erweiterung bis z = 0,2 Hubble-Gesetz mit Supernovae • H0 ist die “Hubble Konstante”, • H0 = 63 +/- 6 km/s/Mpc Calán-Tololo Daten 1989 - 1995 Rotverschiebung Distanz 1. Messe Rotverschiebung z. 2. V v H0d Messe dies … v cz 3. Hubble Gesetz Distanz d … morgen Interpretatio Das „Universum“ expandiert Lemaître 1927 - 1933 heute gestern Urknall Lemaître überzeugt Einstein 1932 Woody Allen „Wenn das Universum expandiert, warum kann ich dann keinen Parkplatz finden ?“ Antwort: ??? Bildquelle: Web, http://www.monerohernandez.com/GALERIA/woodyallen.html Zur Geschichte von H0 Die 2. große Debatte: H0 1. Lösung Hubble KeyProject 2003 Alle Daten Entwicklung Hubble-Konstante H0 de Vaucouleurs Sandage & Tammann Jahr arXiv:1112.3108 Bedeutung der Hubble-Konstanten • 1. H0 bestimmt die Skala des Universums: RH = c/H0 = 4200 Mpc : Hubble-Radius beobachtbares Universum wird damit eingeschränkt. • 2. H0 bestimmt das Alter des Universums: tH = 1/H0 = 14 Mrd. Jahre : HubbleAlter, effektives Alter hängt von Dichte ab. • Beachte: Das Hubble-Alter ist nur ein Maß für das Alter des heutigen Universums. • Dies hängt von weiteren Parametern ab! 1025 Sonnenmassen / nicht beobachtbar ! Kosmisches Netzwerk DM Sphärisches Universum Wir sind hier Hubble Volumen des Universums 100 Gpc SN Ia als Standard -Kerzen SNe werden so hell wie das Zentrum der Galaxie SN 1994D CO White Dwarf at Chandrasekhar limit Eigenschaften der Supernovae Typische SN Ia Maximale Helligkeit LichtkurvenBreite (Streckung) Akkretion auf WZ SN Ia • Weißer Zwerg akkretiert H vom Roten Riesen • H fusioniert stetig zu He Bildung einer Heliumhülle • Massenzunahme bis Chandrasekhargrenze Explosion Fusionsreaktionen SN Ia Startreaktionen 12 C 12C 20 Ne 4 He 12 C 12C 16O 2 4 He T ≈ 7 x 108 K O 12C 24 Mg 4 He 16 r≈ 2 x 109 g/cm³ O O Si He 16 16 28 4 Hohe Coulombbarrieren hohe Zündtemperaturen und niedrige Reaktionsraten (a,g) – Ketten effektiver 4 4 He 4 He 4 He 4 He 4 He 4 He He He Be C O Ne Mg Si 4 8 12 16 20 24 Es werden kaum schwerere Elemente als 28 56Ni 56 Ni erzeugt! Simulationen SN Ia Ia Simulation SN t = 0s Mehrfachzündungen von Flammenkugeln t = 0,3s Hohe Temperaturen; Aschedichte niedriger als Rest Pilzform Simulation SN Ia t = 0,6s t = 2s Bildung von Substrukturen; Oberflächenvergrößerung & Verbrennungsratenerhöhung Scherströme erzeugen Verwirbelungen; Brennfront erreicht Oberfläche Lichtkurven SN Ia Absolute Helligkeit: bis -19,5 mag Radioaktiver Zerfall von 56Ni 9 Tage 56Ni zu 56Fe 56Co 112 Tage Ähnlicher Verlauf 10 Mrd. L verzögert Abkühlung 56Fe + e+ Standardkerze SN Ia Standardkerze M = - 19,5 Helligkeit “Phillips Relation”: Eine Korrektur der SN Ia Lichtkurve, basierend auf der Lichtkurven-Form dies verbessert drastisch die Qualität der Standardkerze. 56Ni Zeit 56Co 56Fe erzeugt die SN Ia Lichtkurve Kanonische Interpretation: Helligkeit SNe bilden eine 1-Parameter Familie, definiert durch die Menge an 56Ni, synthetisiert in der Explosion. Mehr 56Ni größere Leuchtkraft höhere Temperatur höhere Opazität breiteren Lichtkurve Zeit SNe Ia Eichung SN Galaxy 1937C IC 4182 1960F NGC 4496A 1972E NGC 5253 1974G NGC 4414 1981B NGC 4536 1989B NGC 3627 1990N NGC 4639 1998bu NGC 3368 1998aq NGC 3982 Straight mean Weighted mean m-M MB MV 28.36 (12) 31.03 (10) 28.00 (07) 31.46 (17) 31.10 (12) 30.22 (12) 32.03 (22) 30.37 (16) 31.72 (14) -19.56 (15) -19.56 (18) -19.64 (16) -19.67 (34) -19.50 (18) -19.47 (18) -19.39 (26) -19.76 (31) -19.56 (21) -19.57 (04) -19.56 (07) -19.54 (17) -19.62 (22) -19.61 (17) -19.69 (27) -19.50 (16) -19.42 (16) -19.41 (24) -19.69 (26) -19.48 (20) -19.55 (04) -19.53 (06) MI -19.27 (20) -19.21 (14) -19.14 (23) -19.43 (21) m15 0.87 (10) 1.06 (12) 0.87 (10) 1.11 (06) 1.10 (07) 1.31 (07) 1.05 (05) 1.08 (05) 1.12 (03) -19.26 (06) -19.25 (09) Saha et al. 1999 Distanzen im lokalen Universum • Expansion ist linear, d.h. es gilt das Hubble Gesetz • v = cz = H0·D • Verwende Distanz-Modulus • µ = m - M = 5 log(D/10 pc) • Distanzen für ‘Standard Kerzen’ (M=const.) • m = 5 log(z) + b • b = M + 25 – 5 log([c/H0] / Mpc) Hubble-Diagramm der SN Ia m = 5 log10(cz) + b H 0 70 10 km s Mpc d = 23 Mpc in Virgo/HST Hubble Key Project2: SN Ia Host Cepheids in NGC 5584 NGC 5584 / HST SN 2007af NGC 5584 / VLT HKP2: Modern PL Relation for Cepheids: Riess et al. 2011/HST H0 = (73,8 +- 2,4) km/s/Mpc Supernova Projekte SN Factory Carnegie SN Project SDSSII ESSENCE CFHT Legacy Survey SNLS Higher-z SN Search (GOODS, HST) Euclid/LSST / Satellit Plus lokale Projekte: LOTOSS, CfA, ESC Typ Ia SNe gute Standardkerzen z<2 Satelliten HST EUCLID, … 2011 Wichtig: Fehler bleibt konstant mit z ! Conley et al. 2011 Abweichungen vom Hubble-Gesetz kosm. Expansion z=3 z=2 z=1 Distanz in 1000 Mpc Supernovae Programme Dark Energy Survey > 2012? ESA M-Mission Start 2019 MPIA HD, Bonn, MPIeX M WFIRST / NASA Finanzierung ? LSST / 8-m Survey Chile 250.000 SNe Ia/Jahr Überwachung SHimmel 5 d The Dark Energy Survey Future prospects CTIO Blanco / 5000 Quadratgrad / 2012 - 2017 Survey 300 Mio. Galaxien | 3000 Supernovae • Cosmic microwave background radiation – Distribution of dark matter at early times • Distribution of galaxies – Some clues to distribution of matter • Galaxy velocities – Galaxies fall towards dark matter clumps • Gravitational lensing Dark Energy Survey | 570 MPixel GBytes pro Bild | 400 Bilder pro Nacht TBs EUCLID Galaxienverteilung im Universum • Galaxien sind die sichtbaren Bausteine des Universums. • Galaxien sind Tracer der Materieverteilung (Dunkle Materie). • Durch Vermessen der Rotverschiebung von Galaxien • Massenverteilung im Universum. • 3D Verteilung der Galaxien • großräumige Struktur des Universums 2MASS Galaxienverteilung 2004 Blue are the nearest sources (z < 0.01; d < 42 Mpc); green are at moderate distances (0.01 < z < 0.04; 42 < d < 168 Mpc); red are the most distant sources that 2MASS resolves (0.04 < z < 0.1). Wichtige Galaxienhaufen Durch Vermessen der Rotverschiebung können wir das lokale Universum abbilden Winkelverteilung der hellen Galaxien am Himmel Bestimme die Spektren aller hellen Galaxien längs eines “Schnittes” Winkelverteilung der hellen Galaxien am Himmel Messe Rotverschiebung für alle diese Galaxien und erstelle damit eine 3-D Karte des Universums ! Area & Size of Redshift Surveys 1.00E+09 SDSS photo-z 1.00E+08 No of objects 1.00E+07 SDSS main SDSS abs line 1.00E+06 SDSS red 1.00E+05 CfA+ SSRS 2dF LCRS 1.00E+04 SAPM 1.00E+03 1.00E+04 2dFR 1.00E+05 1.00E+06 QDOT 1.00E+07 1.00E+08 Volume in M pc 3 1.00E+09 1.00E+10 1.00E+11 Galaxien sind nicht gleich verteilt! Struktur besteht aus “Walls” und “Voids” Ähnliche Karte mit mehr Galaxien. Es gibt “Extra-” Strukturen, die wie radiale Linien aussehen und von der Erde wegzeigen! Finger Gottes Wir sind hier Diese Strukturen werden von Galaxienhaufen gebildet. Galaxien haben jedoch zusätzliche stochastische Geschw. … Cluster Geschw. betragen bis zu 2000 km/s Diese Bewegung: “PekuliarGeschwindigk” Pekuliar-Geschwindigkeit eine zusätzliche Komponente, die sich der Expansionsgeschwindigkeit überlagert V = Vcluster + VHubble All diese Galaxien haben dieselbe Distanz! Finger Gottes H0d Galaxienkataloge • Himmelsdurchmusterungen (Surveys) • Homogenität wichtig • daraus Kataloge: – Helligkeit, Durchmesser, Farbe, Morphologie • sekundär: – Entfernungen (z), daraus Leuchtkräfte L, … • Moderne Kataloge: CfA, LCRS, 2dF, SDSS (Sloan Digital Sky Survey) • historisch: keine Differenzierung bei 'Nebeln' – Galaxien, Sternhaufen, planetarische Nebel, HIIRegionen (Messier, NGC, …) – generell alle ausgedehnten Objekte Der 2dFGRS Survey 2dF ~ 220.000 Galaxien! Hier kann man Strukturen selbst auf großen Skalen sehen! 2dF Galaxy Redshift Survey final release 221’414 galaxies (from Colless et al. 2003) 2dF RotverschiebungsVerteilung Sloan Digital Sky Survey SDSS 1998 - 2007 Apache Observatory York et al 2001; Fan et al Sloan Digital Sky Survey Collaboration: ~150 Wissenschaftler Am. Museum Nat. History Astrophysical Inst. Potsdam U. Basel Cambridge U. Case Western Reserve U. Chicago Drexel U. Fermilab Institute for Adv. Studies Japanese Participation Grp Johns Hopkins U. JINA Kavli Institute for Part. Astro. Korean Scientist Group LAMOST (China) Los Alamos Nat. Lab Max Planck Inst. Astronomie Max Planck Inst. Astrophysik New Mexico State U. Ohio State U. U. Pittsburgh U. Portsmouth Princeton U. US Naval Obs. U. Washington 2.5m telescope 5 filters Spectroscopy Die SDSS Kollaboration MPA, MPIA & ZAH vertreten SLOAN - Messier 3 SLOAN - Messier 88 SLOAN Redshift 6,4 Quasar Final DR7 – Sky Coverage Schaumartige Struktur SDSS SLOAN – 2,5 deg Slice Color: Luminosity This "pie diagram" shows the distribution of galaxies found by the SDSS redshift survey out to redshift 0,25, corresponding to a comoving distance of 1,2 Gpc. The SDSS is the largest redshift survey of galaxies ever. 210 Mpc “Sloan Great Wall” ~200 Mpc 64.400 SDSS Quasare Quasare sind aktive Zentren von Galaxien Größte Aktivität 1<z<2 Quasar-Dichte z = 6: 1 Quasar pro Gpc³ 30 @ z > 6 60 @ z > 5,5 >100 @ z > 5 Zusammenfassung • Die meisten Galaxien und alle Quasare haben rotverschobene Spektren. • Hubble fand heraus: cz = H0 d , z < 0,1. • Die Hubble-Konstante muß geeicht werden: Cepheiden- und SN-Methode heute wichtigsten Distanzindikatoren: H0 = 73,8+/-2,4 km/s/Mpc. • Hubble-Gesetz kann zur Vermessung des Universums bis zu z < 0,2 herangezogen werden. Für z > 0,2 quadrat. Abweichungen • Damit konnte Homogenität und Isotropie der Galaxienverteilung für Skalen s > 200 Mpc bewiesen werden.
