Distanz - LSW Heidelberg

Das Universum
in 3 Dimensionen
Max Camenzind
Senioren-Universität
Würzburg 12-01-2010
Distanzmessung in Astronomie
• Verschiedene Methoden der Distanzmessung:
• Geometrische Methoden (Parallaxe,
Ausdehnung eines Objektes, …) bis 1 kpc
• Standardkerzen (RR Lyrae, Cepheiden,
Supernovae) bis 20 Mpc / 10 Gpc
• Tertiäre Methoden: Korrelationen mit
andern Messungen (Tully-Fisher, …)
Inhalt
• Distanzen der Sterne in der Milchstraße  die
Parallaxe, Parsec, Hipparcos, GAIA, SIM, …
 Grundparameter von Sternen: Position,
Abstand, Eigenbewegung, Leuchtkraft, Masse
 Hertzsprung-Russell Diagramm der Sterne
• Die Cepheiden und Distanzen von Galaxien:
Andromeda, Virgo-Haufen, Fornax-Haufen, …
• Das Hubble-Gesetz von 1929
• Supernovae und die Distanzen im Kosmos
 Verteilung der Galaxien im Kosmos
Die Astronomische Einheit –
Urmeter der Astronomie
• Die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne.
Sie beträgt 1 AE = 149.597.870 km.
• 1 Lichtjahr = 9.460.895.339.246 km = 63.241 AE
Venus Transit
von 1882
Die Entfernung Erde – Sonne
aus Venus-Transit
Erde-Venus (grün) / Venus-Sonne (rot) = 0,383.
0,383 * gemessener Winkel (rot) = Winkelmass
des Erddurchmessers. (grün)
Venus Transit
von 2004
Wie bestimmt man die AE ?
Erde
Venus
Sonne
a/2 = b
Observer 1
2r
a
Observer 2
d
d = r / tan(b)
+ 3. Kepler Gesetz
0,5 Grad
Beschreibung des Transits
• Die Dauer eines Venus Transit ist etwa 5 bis 8
Stunden
t : 1. Kontakt
1
t3
t1
t2
t4
t2 :
t3 :
2. Kontakt
3. Kontakt
t4 :
4. Kontakt
t1, t4 : äußere Kontakte
t2, t3 : innere Kontacte
t1  t2 : Eintritt
t3  t4 : Austritt
Dei äußeren Kontakte sind nicht leicht zusehen  Die innere Kontakte lassen
sich genau bestimmen
Messung des Erde-Sonne-Abstandes
Methode
Datum
Parallaxe
AE in Mio. km
Mars
Venus
Venus
Mars
Flora
Mars
Venus
Eros
Eros
1672
1761
1769
1862
1875
1885
1874 - 82
1900
1930
9,5 - 10
8,3 – 10,6
8,5 – 8,9
8,84
8,87
8,78
8,790-8,880
8,806
8,790
130 -140
125 - 160
145 - 155
149
148
150
148,1 – 149,7
149,4
149,7
Radar
1970
8,79415
149,5978
Viking+radar 2000
149,597870691
1 AE = 149.597.870,700 ± 0,003 km ≈ 8,317 Lichtminuten
Jährliche
Parallaxenbewegung
Als Parallaxe
bezeichnet
man die
scheinbare
Änderung
der Position
eines
Objektes,
wenn der
Beobachter
seine Position
verschiebt.
Definition
Parsek
1 Radian = 180/π x 60 x 60
= 206.265 Bogensek
1 Parsek = 206.265 AE
~ 3,08 x 1016 m
~ 3,26 Lichtjahre
1 kpc = 1000 Parsec (Galaxis)
1 Mpc = 1 Mio Parsec (Galaxien)
1 Gpc = 1 Mia Parsec (Kosmos)
1 mas = 1 Millibogensekunde
Distanzen zu den nächsten Sternen
•
•
•
Durch Messung der Position desselben
Sterns im Abstand von 6 Monaten und
durch Vergleich der Winkelposition
gelingt es, den Abstand des Sterns als
Vielfaches von AE zu ermitteln. Diese
Idee der Parallaxe, was schon genaue
Telskope verlangt, wurde zum ersten
Male erfolgreich von Friedrich Bessel
(1784-1846) im Jahre 1838 ausgeführt.
Mit irdischen Teleskopen gelingt es,
Distanzen bis zu ~ 100 Lichtjahren (30
Parsecs) zu messen. Dadurch können
schon einige Tausend Sterne lokalisiert
werden.
Ironischerweise haben die alten
Griechen diese Methode verpasst, die
bereits von Aristarch als Schätzung der
AE vorgeschlagen worden ist. Das war
eine Folge des heliozentrischen
Modellls.
61 Cygni
von Bessel
1838 gemessen
0,314“
 ~ 3 pc Abstand
Sirius B Orbit
P = 50,1 Jahre
π = 0,37``
d = 2,67 pc
Sirius A
Sirius B
Die nächsten Sterne
Stern
Parallaxe
Bogensek
α Centauri
Barnards Stern
Wolf 359
Lalande 21185
Sirius
Die hellsten Sterne
Stern
pc
0,76
0,54
0,43
0,40
0,37
1,31
1,83
2,35
2,49
2,67
Parallaxe
Bogensek
0,37
0,03
0,76
Sirius
Canopus
α Centauri
Arkturus
Wega
Capella
Betelgeuze
Deneb
Distanz
0,09
Distanz
pc
2,67
30
1,31
11
0,13
0,07
0,006
0,002
8
14
150
430
Die hellsten Sterne sind nicht unbedingt die nächsten!!!
Hipparcos (ESA 1989-1993)
• 5 Größen vermessen: α, δ, π, µα, µδ
• Jedoch nicht die radiale Geschwindigkeit Vr!
• Hipparcos Katalog:
mit 120.000 Sternen
Genauigkeit: 1 mas
Tycho Katalog:
die 2,5 Mio Sterne (hellsten)
Genauigkeit: 20 – 30 mas
Himmelskoordinaten
Rektaszension α
Deklination δ
Eigenbewegung der Sterne
Stern
Radiale
Geschw.
RaumGeschw.
Tangentiale
Geschwindigkeit
in α und δ
Sonne
Eigenbewegung
Hipparcos Katalog
Eigenbewegung
Hipparcos Katalog 2
Hip – Sterne pro Quadratgrad
Hip – Tycho Stars pro Grad²
Hip – mittlere Parallaxe
G A I A (E S A )
Start: 2012
in L2 Erde-Sonne
ZAH & MPIA HD
beteiligt
Gaia
Unraveling
the chemical
and
Entschlüsselung
der chemischen
und
dynamischendynamical
Entwicklungsgeschichte
history ofunserer
our Galaxy
Galaxis
Satellit und Rakete
• reine ESA Mission (EADS-Astrium, 317 Mio)
• Start: Ende 2011 - vor Ende 2012
• Lebensdauer: 5 Jahre
• Trägerrakete: Soyuz–Fregat
• Umlaufbahn: L2 (Erde-Sonne)
• Bodenstation: New Norica und/oder
Cebreros
• Datenrate: 4–8 Mb/sec
• Masse: 2030 kg (Nutzlast 690 kg)
• Energiebedarf: 1720 W (Nutzlast 830 W)
Figures courtesy EADS-Astrium
Lagrange-Punkte Sonne-Erde
E – L2 ~ 1,5 Mio km
Raumteleskope
werden
in L1 und L2
deponiert:
SOHO,
WMAP,
Herschel,
Planck,
JWST.
G AIA
ES A
Module
Nutzlast und Teleskop
Rotationsachse (6h)
zwei SiC-Hauptspiegel
1,45 × 0,5 m2 bei 106,5° Basiswinkel
Basiswinkelmonitor
SiCRingstruktur
(optische Bank)
Überlagerung der
zwei Gesichtsfelder
Figure courtesy EADS-Astrium
gemeinsame
Fokalebene
(CCDs)
Figure courtesy Alex Short
Fokalebene
104,26cm
42,35cm
Rot-Photometer CCDs
Wave
Front
Sensor
Blau-Photometer CCDs
Wave
Front
Sensor
Basic
Angle
Monitor
Basic
Angle
Monitor
RadialGeschwindigkeitsSpektrometer
CCDs
Sternbewegung in 10 s
Sky Mapper
CCDs
CCDs im astrometrischen Feld
Gesamtgesichtsfeld:
- Fläche: 0,75 Quadratgrad
- CCDs: 14 + 62 + 14 + 12
- 4500 x 1966 Pixel (TDI-Modus)
- Pixelgröße = 10 µm x 30 µm
= 59 mas x 177 mas
Sky mapper:
- erfasst alle Objekte bis 20 mag
- unterdrückt “cosmics”
- Gesichtsfeldunterscheidung
Astrometrie:
- Gesamtrauschen: 6 e-
Photometrie:
- Zweiteiliges Spektrophotometer
- blau- und rot-empfindliche CCDs
Spektroskopie:
- hochauflösende Spektren
- rot-empfindliche CCDs
11
Prinzip der Himmelsabtastung
45o
Rotationsachse:
45o zur Sonne
Abtastrate:
60 Bogensek./Sek.
Rotationsperiode:
6 Stunden
Jeder Stern wird ~
1000 mal abgescant
 Genauigkeit
Figure courtesy Karen O’Flaherty
13
Messverfahren für die Photometrie
Detektoren
Detektorenfür
fürdas
das
RotRot-und
unddas
dasBlauBlauPhotometer
Photometer
Astrometrisches Feld
Sky mapper
BAM & WFS
Detektoren für das
RadialGeschwindigkeitsSpektrometer (RVS)
Blau-Photometer:
330–680 nm
Rot-Photometer:
640–1000 nm
M4/M’4
Strahl-Kombinierer
PhotometerPrismen
RVS Gitter und
afokaler FeldKorrektor
M5 & M6 UmlenkSpiegel
Figures courtesy EADS-Astrium
Messverfahren für Radialgeschwindigkeiten
Detektoren für das
Rot- und das BlauPhotometer
Astrometrisches Feld
Sky mapper
BAM & WFS
M4/M’4
Strahl-Kombinierer
RVS Detektoren
PhotometerPrismen
Spektroskopie:
847–874 nm
(Auflösung 11.500)
Figures courtesy EADS-Astrium
RVS Gitter und
afokaler FeldKorrektor
M5 & M6 UmlenkSpiegel
Messverfahren für Radialgeschwindigkeiten (2/2)
Gesichtsfeld
RadialgeschwindigkeitsSpektrograph RVS)
CCD Detektoren
RVS-Spektrum eines F3-Riesen (V=16)
S/N = 7 (Einzelmessung)
S/N = 130 (integriert über die
gesamte Mission)
Figures courtesy David Katz
Prinzip der Datenreduktion
Scan-Breite: 0,7°
Himmels-Scans
(höchste Genauigkeit
entlang der Scans)
Figure courtesy Michael Perryman
1. Objekte werden in aufeinanderfolgenden
Scans miteinander identifiziert
2. Lagebestimmung und Kalibration werden
verbessert
3. Objekt-Positionen usw. werden berechnet
4. Höhere Terme werden bestimmt
5. Weitere Scans werden hinzugefügt
6. Das ganze System wird iteriert
19
Gaia: Anforderungen
•
Astrometrie (V < 20):
– Vollständigkeit bis 20 mag (an-Bord-Detektion) ⇒ 1 Milliarde Sterne
– Genauigkeit: 10–25 Mikrobogensekunden bei 15 mag
(Hipparcos: 1 Millibogensekunde bei 9 mag)
– Himmelsabtastender Satellit, zwei Blickrichtungen
⇒ Globale Astrometrie, mit optimaler Ausnutzung der
Beobachtungszeit
– Datenauswertung: globale astrometrische Reduktion (wie bei Hipparcos)
•
Photometrie (V < 20):
– Astrophysikalische Sternparameter (niedrige Dispersion) +
astrometrischer Farbfehler
⇒∆Teff ~ 200 K, log g, [Fe/H] auf 0,2 dex genau, Extinktion
•
Radialgeschwindigkeiten (V < 16–17):
– Anwendungen:
• Dritte Komponente der Raumbewegung, perspektivische
Beschleunigung
• Stellardynamik, Sternpopulationen, Doppelsterne
• Spektren: chemische Zusammensetzung, Rotation der Sterne
– Messprinzip: spaltlose Spektroskopie im Bereich des
Calcium-Tripletts (847–874 nm)
GAIA im Vergleich zu Hipparcos
Vollständigkeit, Empfindlichkeit, Genauigkeit
Hipparcos
Gaia
untere Helligkeits-Grenze
12 mag
20 mag
Vollständigkeit
7,3 – 9,0 mag
20 mag
obere Helligkeits-Grenze
0 mag
6 mag
Anzahl der Messobjekte
120 000
26 Millionen bis V = 15
250 Millionen bis V = 18
1000 Millionen bis V = 20
Effektive Reichweite
1 kpc
0,1 Mpc
Quasare
keine
5 x 105
Galaxien
keine
106 – 107
Genauigkeit
1 Millibogensekunde
7 Mikrobogensekunden bei V = 10
10-25 Mikrobogensekunden bei V = 15
300 Mikrobogensekunden bei V = 20
Photometrie
2 Farben (B und V)
Spektrophotometrie bis V = 20
Radialgeschwindigkeiten
keine
15 km/s bis V = 16-17
Beobachtungsprogramm
ausgewählte Sterne
vollständig, ohne Vorauswahl
Astrophysik der Sterne
•
Umfassende Leuchtkraft-Kalibration, z.B.:
– Entfernungen auf 1% genau für ~10 Millionen Sterne bis 2,5 kpc
– Entfernungen auf 10% genau für ~100 Millionen Sterne bis 25 kpc
– Vertreter seltener Stern-Typen und schneller Entwicklungs-Phasen in
großer Zahl
– Parallaxen-Kalibration aller Entfernungs-Indikatoren,
z.B. Cepheiden und RR Lyrae-Sterne bis zu den Magellanschen Wolken
•
Physikalische Eigenschaften, z.B.:
– wohldefinierte Hertzsprung–Russell Diagramme in der ganzen Galaxis
– Masse- und Leuchtkraft-Funktion der Sonnenumgebung,
z.B. Weiße Zwerge (~200.000) und Braune Zwerge (~50.000)
– Masse- und Leuchtkraft-Funktionen in Sternentstehungsgebieten
– Leuchtkraft-Funktion für Vor-Hauptreihen-Sterne
– Beobachtung und Altersbestimmung aller Spektraltypen und galaktischer
Sternpopulationen
– Nachweis und Charakterisierung der Variabilität für alle Spektraltypen
Studium des Sonnensystems
•
Asteroiden usw.:
– weitreichende und einheitliche (bis 20 mag) Durchmusterung aller
bewegten Objekte
– 105–106 neue Objekte werden erwartet (gegenwärtig 340.000 bekannt)
– Klassifikation/mineralogische Zusammensetzung in Abhängigkeit von der
heliozentrischen Entfernung
– Durchmesser für ~1000, Massen für ~100 Objekte
– Bahnen: dreißigmal besser als gegenwärtig
– Trojaner von Mars, Erde und Venus
– Objekte im Kuiper-Gürtel: ~300 bis 20 mag (Doppelobjekte, Plutinos)
•
Erdnahe Objekte:
– Amor-, Apollo- und Aten-Objekte (1775, 2020 bzw. 336 bis heute bekannt)
– ~1600 erdbahnkreuzende Objekte >1 km vorhergesagt
(100 gegenwärtig bekannt)
– Nachweisgrenze: je nach Albedo 260–590 m Größe in 1 AU Entfernung
Vorsicht Lichtablenkung
(Einstein 1915)
α
α = 4GM/c²b = 1,7505 arcsec ( RSonne / b )
Lichtablenkung im Sonnensystem
Der Himmel von L2 aus in ekliptikalen Koordinaten am 1. Januar 2011
Relativistische Lichtablenkung in Mikrobogensekunden, ohne den viel größeren Effekt der Sonne
Zeitplan für GAIA
2000
2004
2008
2012
2016
2020
Durchführbarkeits- und Technologie-Studie (ESA)
ESA Genehmigung der Mission
Konzeptänderung: Ariane-5 → Soyuz
Entwicklung der Technologie
Entwurf, Bau und Test
Start
Flug nach L2
Beobachtungen
Auswertung
Frühe Daten
Katalog
GAIA
Entdeckungsmaschine
 1 Million Asteroiden (!)
 30.000 exosolare Planeten
 50.000 Braune Zwerge
 200.000 Weiße Zwerge
 20.000 Supernovaüberreste
 ~ 500.000 aktive Galaxien und Quasare
Beobachtbare Parameter Sterne
• Astrometrie  Positionen & Distanzen
 absolute Helligkeiten
 Leuchtkraft in Sonnenleuchtkräften
• Astrometrie  Eigenbewegung am
Himmel
• Photom  Farben und Effektiv-Temperatur
• Massen in Sonnenmassen  Doppelsterne
• Radien in Sonnenradien
• Spektroskopie  Chemische
Zusammensetzung
Eigenschaften der Sterne
Distanz
Parallax Messungen (Hipparcos, Gaia)
Geschwindig- Eigenbewegung und Doppler
keit
Verschiebung (Hipparcos, Gaia)
Leuchtkraft Berechnet aus scheinbarer Helligkeit
und Distanz
Temperatur Farbe, Spektralklasse
Chemie
Analyse der Spektrallinien
Radius
aus Leuchtkraft + Temperatur (SB)
Sterne im Vergleich zur Sonne
Photometrie Kugelsternhaufen (GC)
RR Lyrae
Asympt.
Riesenast
AGB
HorizontalAst
(He-Fusion)
Knie
Riesen-Ast
(Schalen)
Hauptreihe
(H-Fusion)
Farben-Helligkeits-Diagramm FV
• Das FV-Diagramm ist nicht gleichmässig mit Sternen
(Datenpunkten) gefüllt. Viele Sterne haben Eigenschaften
an der Oberfläche, die zu einer Anordnung der
Datenpunkte in einem Streifen im FVD (oder HRD) führt.
Dies ist die sogenannte Hauptreihe der Sterne. Dann
findet man viele Sterne im roten Teil in einem auf große
Helligkeit zugehenden Streifen. Da diese Sterne nahezu
gleicher Temperatur sind, können sie nur deswegen so
unterschiedliche Lichtmengen abstrahlen, weil sie sehr
unterschiedliche Radien haben. Die großen, roten Sterne
sind die sogenannten `Roten Riesen'. Entsprechend findet
man links unten im Diagramm die `Weissen Zwerge'.
• Die vielen Typen stehen in Zusammenhängen, die mit
Hilfe der Modelle zur Sternentwicklung erforscht werden.
Hipparcos
Daten
Sonnenumgebung
Die Sterne auf dem Streifen
von rechts unten bis links oben
sind Sterne der `Hauptreihe',
Sterne im Streifen von der
Mitte nach rechts oben
sind die `Roten Riesen'.
Der Klumpen mit Sternen
halbwegs auf dem Riesenast
sind die roten
`Horizontalaststerne'.
Parameter: Effektiv-Temperatur
Hertzsprung
&
Russell
(1913)
Leuchtkraft
als Funktion
der
Temperatur
 Sterne
bevölkern nur
gewisse Äste
Radien im HR Diagramm
Leuchtkräfte
variieren
von 1000.000
bis zu
Promillen
von LSonne
Radien
 StefanBoltzmann
SIM 2015
NASA/JPL
Planet Hunting
Distanzen zu Galaxien
• Wie bestimmen wir die Distanzen zu
Galaxien?
• 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
 Dunkle Materie des Universums
Die 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
Distanzen von Galaxien
• Geometrische Distanzen (selten möglich).
• Standard-Kerzen: d² = L / 4π f
• (i) RR-Lyrae Sterne (~0,5 Sonnenmassen),
Riesensterne der Spektralklasse A, F,
Pulsationsveränderliche (h Bereich)
• (ii) Delta Cephei Sterne ( < 20 Mpc)
• (iii) hellste Sterne (nicht gut definiert)
• (iv) Zentralsterne Planetarischer Nebel
• (v) Supernovae vom Typ Ia ( z < 2 )
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 (Pulsation), dabei
verändert sich auch ihre Oberflächentemperatur und somit ihre Spektralklasse.
Henrietta Leavitt
• 1912 untersuchte Henrietta Swan
Leavitt (1868 - 1921) am Harvard
College Observatorium
Fotoplatten mit Aufnahmen der
sehr hellen pulsierenden Sterne in
der kleinen Magellanschen Wolke
(rechtes Foto).
Sie fand dabei heraus, dass die
Helligkeiten einer Gruppe von 25
Sternen in der kleinen
Magellanschen Wolke, die dem
Stern δ Cephei gleichen mit ihrer
Periode in Zusammenhang stehen.
Der Stern
δ Cephei
δ Cephei Sterne
Einige Sterne zeigen intrinsische
Helligkeitsvariationen, die nicht auf
Verdunklung im Doppelsternsystem
zurückgehen.
Wichtigstes Beispiel:
δ Cephei
Lichtkurve von δ Cephei
Pulsierende oder “Variable” Sterne
• Instabilitätsstreifen im
HRD
• “Cepheiden”
sind sehr helle
Sterne !
Cepheiden: Die Periode-Leuchtkraft Relation
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)
Die “Periode” (Dauer) der Pulsation
korreliert mit der Leuchtkraft
1. Messe
Periode
2. Bestimme
Leuchtkraft
3. Messe
scheinbare
Helligkeit
1.
Distanz !
Die Leuchtkraft
des beobachteten
Sterns ~1500L
Hubble fand 1929 heraus, dass
entfernte Galaxien sich scheinbar
von uns wegbewegen.
∆λ
z≡
λ
• Messe die Rotverschiebung “z”,
leite daraus die
“Fluchtgeschwindigkeit”
her
v = c× z
Hubble Konstante H0
c ∆λ/λ = cz = H0 d
•
Rotverschiebung : z = (λ0−λ)/λ
•
Abstandsbestimmung : d
Das Universum Expandiert
• Bis 1929 wurde das Universum als statisch
betrachtet (auch von Einstein).
• 1929: Edwin Hubble publiziert die ersten
Rotverschiebungen von Galaxien –
Rotverschiebungs-Korrelation, auf Basis von
Cepheiden Distanzen:
z = (λB – λG)/λG
 Das Universum der Galaxien expandiert
(von Lemaitre 1927 im Rahmen von Einstein
bereits diskutiert) !
V = c*z = H0*d : [H0] = km/s/Mpc
morgen
Universum
expandiert
Hubble
1929
heute
gestern
Urknall
Woody Allen
„Wenn das Universum
expandiert, warum
kann ich dann keinen
Parkplatz finden ?“
 Antwort: ???
Bildquelle: Web, http://www.monerohernandez.com/GALERIA/woodyallen.html
Das Hubble-Diagramm
• Fluchtgeschwindigkeit ist
proportional
zur Distanz:
v = H0D
• H0 ist die
“Hubble
Konstante”,
Einheiten:
km/s/Mpc
Hubble
Erweiterung
Humason
Umkehrung:
Rotverschiebung  Distanz
1. Messe
Rotverschiebung z.
1. V
v =H0d
Messe dies …
v = c× z
3. Hubble
Gesetz 
Distanz d
… 
Geschichte von H0
Historische Entwicklung von H0

72 …
Hubble-Konstante seit 1996
Bedeutung der Hubble-Konstanten
H0 = 74,2 +/- 3,6 km/s/Mpc
• 1. H0 bestimmt die Skala des Universums:
 RH = c/H0 = 4043 Mpc : Hubble-Radius
 Beobachtbares Universum eingeschränkt
• 2. H0 bestimmt das Alter des Universums:
 tH = 1/H0 = 14 Mia. Jahre : HubbleAlter.
• Beachte: Das Hubble-Alter ist nur ein Mass
für das Alter des heutigen Universums.
• Dies hängt von weiteren Parametern ab!
Hubble
Key
Project
2003
Alle
Daten
SN Ia als
Standard
-Kerzen
SNe werden
so hell
wie das Zentrum
der Galaxie
SN 1994D
Kosmische Supernovae Ia
Bildquelle: HST Website, http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/
Klassifikation der Supernovae
Supernovae Lichtkurven
Typ Ia Supernovae
• Typ Ia Supernovae spielen heute eine sehr
wichtige Rolle in der Astrophysik. Sie bilden die
homogenste Klasse von Explosionen, die im
Universum beobachtet wird und sind so hell, dass
sie über Milliarden von Lichtjahren hinweg
sichtbar sind. Daher dienen sie als
"Standardkerzen" zur Messung von Entfernungen
im Kosmos. Sie führten zu der bedeutenden
Entdeckung, dass das Universum beschleunigt
expandiert. Dies weist auf die Existenz einer
neuen, diese Ausdehnung antreibenden
Energieform hin. Ungeachtet ihrer Bedeutung war
bisher nur wenig über die Vorläuferobjekte dieser
Explosionen bekannt.
Tycho Brahes Supernova
• Im Herbst 1572 erschien ein neuer Stern am
Himmel, der alle anderen überstrahlte und selbst
am Tag zu sehen war. Zwei Jahre später
verschwand er wieder. Die Erscheinung war
damals ebenso aufsehenerregend wie rätselhaft,
und Zeitzeugen wie der dänische Astronom Tycho
Brahe hinterließen präzise Aufzeichnungen davon.
Nach den beschriebenen Lichtkurven und
Farbentwicklungen handelte es sich um eine
Supernova.
Tycho SN & Begleiter
Infrarot- und Röntgenaufnahmen (blau) des
Überrests von Tychos Supernova sind hier zu
einem Falschfarbenbild kombiniert.
Begleitstern
Tycho Brahes Supernova identifiziert
• Wissenschaftler einer internationalen Kollaboration, an der
auch das MPIA beteiligt ist, konnten erstmals nachweisen,
dass Typ Ia Supernovae in Doppelsternen stattfinden,
wenn ein Weißer Zwergstern explodiert, während sein
Begleitstern die Explosion übersteht. Durch intensive
Suche im Zentrum des Überrests von Tycho Brahes
Supernova, die im Jahr 1572 explodiert ist, konnte der
Begleitstern eines solchen Binärsystems, der die Explosion
überlebt hat, eindeutig idenitifiziert werden. Er ähnelt in
Leuchtkraft und Farbe unserer Sonne und löste die
Explosion aus, indem er ausreichend Materie auf den
Weißen Zwerg übertrug.
Historische Supernovae
Datum
Konstellat Sichtbar Remnant
Helligkeit Beobtng
NS
AD 185
Centaur
1 yr
RCW 86
Mars
China
n
AD 386
Sagittari
3 Mon
G11.2 –0.3
?
China
np
AD 393
Scorpius
8 Mon
China
?
?
Jupiter
AD 1006 Lupus
3 yr
SNR 1006
10 x Venus China,
Japan
n
AD 1054 Taurus
21 Mon
Krebsnebel
Venus
China,
np
AD 1181 Cassiopei
6 Mon
3C 58
Sirius
China
np
AD 1572 Cassiopei
18 Mon
Tycho SNR
Venus
EU, Chi,
Ia
EU, Chi
Ia
AD 1604 Ophiuchu 12 Mon
Kepler SNR > Jupiter
AD 1670 Cassiopei
Cas A SNR
?
---
?
n
Chandra (b), HST (g), Spitzer (r)
Krebs-Nebel 1054 (Typ II)
Thermische
Filamente
Pulsar
NS
Chandra
G11.2-0.3
Pulsar
NS
+ PulsarNebel
Thermischer
NS
Chandra
SNR 1006
Thermischer
NS
Cas A / Chandra
Beobachtung
Supernovae
SN87A
in der LMC
SINS
Suntzeff
Akkretion auf WZ  SN IA
Roter Riese
Weißer
Zwerg
• Weißer Zwerg akkretiert H vom Roten Riesen
• H fusioniert stetig zu He
Bildung einer Heliumhülle
• Massenzunahme bis Chandrasekhargrenze
Typ Ia Mechanismus
• Eine Typ Ia Supernova ereignet sich, wenn ein
Weißer Zwerg - ein Stern von der Größe der Erde,
aber mit der Masse unserer Sonne - bis zu einer
kritischen Grenze wächst, indem er Gas von einem
nahen Begleitstern ansammelt. Im kritischen
Zustand werden in seinem Innern so hohe
Temperaturen erreicht, dass
Kernfusionsreaktionen von Kohlenstoff und
Sauerstoff zünden und eine thermonukleare
Explosion erfolgt. Obwohl der explodierende
Stern sicher als Weißer Zwerg identifiziert werden
konnte, sind viele theoretische Möglichkeiten für
seinen Begleitstern vorgeschlagen worden.
Lichtkurven-Kalibration SN IA
Absolute Helligkeit: bis -19,5 mag
10 Mrd. L e
e
Radioaktiver Zerfall von
56
Ni
9 Tage
56
Ni zu
56
Co
Ähnlicher Verlauf
Fe verzögert Abkühlung
56
112 Tage 56
Fe
+ e+
Standardkerze
Hubble-Diagramm Lokale Supernovae
km
H 0 = 70 ± 10
s ⋅ Mpc
Supernova
Projekte
SN Factory
Carnegie SN Project
SDSSII
ESSENCE
CFHT Legacy Survey
Higher-z SN Search
(GOODS)
JDEM/LSST / Satellit
Plus lokale Projekte:
LOTOSS, CfA, ESC
Distanzmodul
Kosmische Supernovae z < 2
Verhalten
hängt von
Expansion
des
Universums
ab.
Riess et al. 2007
SN Legacy Survey Kollaboration
SNLS – The SuperNova Legacy Survey
•Weltweite Zusammenarbeit
um Typ Ia Supernovae im
Rotverschiebungsbereich
0.2 < z < 0.8 zu finden und zu
charakterisieren
•Suche mit dem CFHT 4m
Teleskop
•Spektroscopie mit VLT,
Gemini, Keck, Magellan
•Ziel: Entfernungsmessung
zu 500 SNe Ia mit einer
Unsicherheit von weniger
als 5%
 Bestimmung von w zu
besser als 7%
Distanzmodul
SNLS Hubble-Diagramm nach 3 Jahren
Rotverschiebung
SNLS 2009
Die vollständigste Stichprobe 2008
(Kowalski et al. 2008)
• Zusammenfassung aller beobachteten SNe Ia
► 58 nahe SNe Ia (0,015 < z < 0,15)
► 41 SNe Ia des Supernova Cosmology Project (Perlmutter
et al. 1999 und Knop et al. 2003) und 42 SNe Ia vom High-z
Supernova Search Team (Schmidt et al. 1998, Riess et al. 1998,
Tonry et al. 2003, Barris et al. 2004)
► 72
SNe Ia vom SNLS (Astier et al. 2006) and 75 SNe Ia
von ESSENCE (Wood-Vasey et al. 2007)
► 29 SNe Ia beobachtet mit HST (Riess et al. 2007)
► (22 at z>1)
 Insgesamt 307 SNe Ia
Distanzmodul
Das SN Hubble
Diagramm
• 13 verschiedene
Datenquellen
– gleichförmige
Lichtkurven Abgleiche
– einheitliche
kosmologische Analyse
Kowalski et al. 2008
Abweichungen
vom Hubble-Gesetz
 kosm. Expansion
z=3
z=2
l
b
b
u
H
e
z=1
Distanz in 1000 Mpc
Beschleunigung!
W MAP W ebsite
Hubble-Gesetz 
räumliche Galaxienverteilung
bis 1000 M pc E ntfernung !
Zusammenfassung
• GAIA wird alle helleren Sterne der Galaxis
vermessen (100 Mio.)  3D Positionen und
Geschwindigkeiten der Sterne der Galaxis.
• Sterne bilden bestimmte Äste im HR
Diagramm  Brennphasen erklärt.
• Distanz zu nächsten Galaxien wird mittels
Cepheiden und dann mit Supernovae vermessen
 Hubble-Gesetz (1929) hat sich bestätigt.
• Auf großen Skalen (> Gpc) ist das HubbleGesetz nicht mehr gültig  Friedmann.