Distanz - LSW Heidelberg
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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.
