Vortrag - I. Physikalisches Institut
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Schlund der Materie Ringvorlesung zum Jahr der Astronomie, Köln 2009 4.10.2009 Andreas Eckart I.Physikalisches Institut der Universität zu Köln Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn Das supermassive Schwarze Loch im Zentrum der Milchstrasse Schlund? Das supermassive Schwarze Loch im Zentrum der Milchstrasse Aufbau •Stellare und supermassive Schwarze Löcher •Entstehung und Entwicklung von Galaxien •Das Zentrum der Milchstraße •Neuste und zukünftige Messungen Stellare und supermassive Schwarze Löcher Der Begriff ´Schwarzes Loch´ 1916 Karl Schwarzschild gibt exakte Lösung der Einstein‘schen Feldgleichungen an – und findet den Schwarzschild-Radius Oppenheimer 1939 Einstein: Ultra-dichte Objekte existieren nicht: `On a Stationary System with Spherical Symmetry Einstein Consisting of Many Gravitational Masses` Einstein 1939/40 Oppenheimer & Snyder: `On Continued Gravitational Contraction` 1967 John Wheeler schafft den Begriff ´Black Hole´, vorher nur als ´Frozen Star´ bekannt. Wheeler Warum untersucht man Schwarze Löcher? •Physik extremer Zustände von Materie •Kein Laborexperiment möglich •Überprüfung physikalischer Erkenntnisse Unterscheidung zwischen stellaren und galaktischen Schwarzen Löchern Stellare Schwarze Löcher entstehen durch Kollaps der Kerne schwerer Sterne ; M~1 Galaktische Schwarze Löcher haben sich in den Kernen von Galaxien gebildet; M>1.000.000 Wie können galaktische Schwarze Löcher nachgewiesen werden? Aktive GalaxienKerne: Sterne oder schwarze Löcher? Wie läßt sich die hohe Energieabgabe der Zentren aktiver Galaxien erklären? E < 0.005 Mc2 Massenverteilung E < 0.1 Mc2 veränderliche Röntgenund γ - Strahlung relativistische radio jets HST WFPC 2 Das galaktische Zentrum ist der uns am nächsten gelegene Kern einer Galaxie Wo befindet sich das Galaktische Zentrum? Zum Zentrum der Milchstraße Zentrum der Milchstraße im Sternbild ‘Sagittarius‘ R.A.= 17:45:40.131 Dec.= -29:00:27.50 (2000) Neuste Messungen ESO VLT Wie kann die unmittelbare Umgebung des Zentrums beobachtet werden? Radiale Bewegungen der Sterne Bewegung auf der Sichtlinie Dopplereffekt relativer Fluss IRS 16C IRS 7 2.0 2.1 2.2 Wellenlaenge(μm) IRS 16SW 2.0 2.1 2.2 2.1 2.2 IRS 13E 2.0 IRS 14 N Genzel, Krabbe, Eckart et al. 5“ Eigenbewegungen der Sterne Bewegung senkrecht zur Sichtlinie Bewegung der Sterne am Himmel senkrecht zur Sichtlinie zu ihnen Adaptive Optik am UT4 des VLT auf dem Paranal in Chile Speckle-Interferometrie Über Kurzzeitaufnahmen (wenige 100 ms) kann der störende Einfluss der Atmosphäre eingefrohren und aufgezeichnet werden. Stern Vakuum Atmosphäre Teleskop Adaptive Optik: Anpassung einer Tertiärspiegeloberfläche Kurzzeitaufnahmen . an die gestörte Wellenfront KameraBildebene Adaptive Optics Adaptive Optics Adaptive Optik am VLT in Chile 1“ 46 Lichttage NIR 2μm Schödel et al. 2002 Adaptive Optik am VLT in Chile Die zentrale Masse ist mit SgrA* assoziiert und unaufgelöst Zentrale Häufung von Sternen nahe SgrA*? 1“/46 light days Zahlendichte von Sternen am Himmel (2, 3, 4, 5, 6.3 σ) Eckart, Schödel, Straubmeier 2005 Der Stern S2 in auf einer Umlaufbahn um SgrA* Gesetze von Kepler und Newton : 3.6 Millionen Sonnenmassen; kompakt! IRS16NW N E 2007 1992 IRS16C S3 S4 S2 SgrA* (±3σ) S8 S1 1” (46 light days) Eckart et al.MNRAS 2002 Schödel, Genzel, Eckart, et al.. Nature 2002 Eisenhauer et al. ApJ 2004, Gillessen et al.ApJ 2008 2002 Vom S2 Orbit eingeschlossene Masse Kepler‘s Gesetze: 4π a = 2 G T 2 M S2 3 Umlaufperiode 15.7 Jakre, große Halbachse 0.2“ bei 8 kpc Abstand: M SgrA * ≈ (3 .61 ± 0 .32 ) × 10 6 M o Eisenhauer et al. 2005 Ergebnis der Beobachtung: Die zentrale Masse ist mit SgrA* assoziiert und kann nur in Form eines Schwarzen Lochs vorliegen. Helligkeit von SgrA* Aufnahme des Röntgensatelliten ‘Chandra‘ vom Galaktischen Zentrum 2× 10 26 W 2-8 keV N Rcore~0.4pc E 75“/10 LJ 0.5“ Auflösung geglättet Baganoff et al. 2001 14 May 2007 Eckart et al. 2008 Pattern eines ‘hot spots’ der sich nahe des letzten stabilen Orbits befindet totale Intensität Polarisationswinkel Polarizationsgrad Pattern-Erkennung im roten Rauschen 13 June 2004 totale Intensität Polarisationswinkel Polarizationsgrad 5σ 3σ 1σ mean Pattern-Erkennung im roten Rauschen 1 June 2006 15 May 2007 Des Pudels Kern! Der Nachweis des Einflusses von starker Gravitation im Galaktischen Zentrum Im NIR polarisierter Flux von SgrA* 3σ 1σ 2 χ Analyse zeigt a= 0.4-1 o o i=50 -70 Meyer, Eckart, Schödel, Duschl, Muzic, Dovciak, Karas 2006a Meyer, Schödel, Eckart, Karas, Dovciak, Duschl 2006b Eckart, Schödel, Meyer, Ott, Trippe, Genzel 2006 Simultane NIR / X-ray Messungen von Sgr A* 2003 SgrA* APEX sub-mm flare 3 June 2008 M-0.11-0.08 M-0.07-0.08 CO-0.02-0.02 M-0.02-0.07 20 km/s M-0.13-0.08 Eckart et al. 2008 A&A 492, 337, Garcia-Marin et al. 2009 SgrA* 3 June 2008: VLT L-Band und APEX sub-mm Messungen L-band 1.5 –2 hours v(exp) = 0.006 c APEX 1.3 mm Eckart et al. 2008; A&A 492, 337 Garcia-Marin et al.2009 Gesamtbild: Anzeichen für einen Ausfluß? Eigenbewegung dünner Filamente Muzic,Eckart, Schödel, Meyer et al. 2007 A&A 469, 993 Cometary Sources: Durch einen Wind von SgrA* geformt? polarization X7 polarized with 30% at PA -34+-10 Mie Æ bow-shock symmetry along PA 56+-10 includes direction towards SgrA* Neben der Mini-Cavity – sind diese Quellen der beste Hinweis auf einen schnellen Wind von SgrA*! Muzic,Eckart, Schödel et al. 2007, A&A, 469, 993 and 2009 Ausflußmodel: Kombinierter Wind von den heißen Sternen und SgrA* cometary sources 5“/200 mpc Muzic, Eckart, Schödel et al. 2007 A&A 469, 993 Sabha, Eckart, Witzel, et al. 2009 Neuste und zukünftige Messungen Neue Instrumentierung Ziel: Noch genauere Beschreibung der Massenverteilung Untersuchung der Variabilität! I.Physikalisches Institut LBT: LINC-NIRVANA MPIA Heidelberg Arcetri Florence, Uni of Cologne, MPIfR Bonn Large Bincular Telscope In Arizona 2x8.4m Spiegel Mensch LBT ‘pre-assembly‘ 27 Juni 2001, Ansaldo Energia, Milano I.Physikalisches Institut LBT: LINC-NIRVANA Straubmeier, Bertram, Zuther, Eckart Köln ist ein bedeutender Partner in dem Konsortium Cologne: dewar, FFT cooling system I.Physikalisches Institut LBT: LINC/NIRVANA Sagittarius A* ~10x10 arcsec ~0.5x0.5 pc Galaktisches Zentrum mit dem LBT 5“ = 200 mpc ESO VLTI Köln trägt den ‘star separator‘ am UT4 zur Interferometrie mit dem VLTI bei! Erste VLTI Messungen im Galaktischen Zentrum durch die Kölner Gruppe! Erstes Zusammenschalten von Telescopen Auf einer MIR Quelle im Galaktischen Zentrum Kompakte Emission von IRS 3 Pott, Eckart, Glindemann, Viehmann, Shödel, Straubmeier, Leinert, Feldt, Genzel, Robberto 2005 ESO Messenger I.Physikalisches Institut VLTI: GRAVITY MPE, Garching MPIA, Heidelberg Observatoire Paris-Medon Cologne University Straubmeier, Eckart I.Physikalisches Institut MIRI / JWST MIRI JWST Consortium G. Wright Edinburg Köln stellt die einzige deutsche Universitätsgruppe Im JWST Konsortium Fischer Straubmeier Eckart ESO E-ELT Köln trägt aktive zur Vorbereitung der E-ELT Instrumentierung bei ESO MPE, MPIA, Paris Universitity of Cologne participation GRAVITY @ VLTI LBT ESO E-ELT NL lead Euro-Team Universitity of Cologne participation METIS @ E-ELT Das Galaktische Zentrum ist ein Laboratorium in dem die Physik in der Umgebung extrem großer Massen untersucht werden kann NIR/OPT Beam Combiner: Universitity of Cologne MPIA, Heidelberg Osservatorio Astrofisico di Arcetri MPIfR Bonn Kölner JWST Beitrag zu MIRI JWST Ende
