Teleskope / Extrasolare Planeten
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Astronomischer Netzfund der Woche Komet PanSTARRS Perihelion 21-22 Juni 2016 Astronomische Nachricht der Woche Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Teil 10 Jochen Liske Hamburger Sternwarte [email protected] Themen Einstieg: Was ist Astrophysik? Koordinatensysteme Astronomische Zeitrechnung Sonnensystem Die Keplerschen Gesetze Himmelsmechanik Gezeiten und Finsternisse Strahlung Helligkeiten Teleskope Extrasolare Planeten Sternaufbau Sternentstehung Sternentwicklung Sternhaufen Interstellare Materie Die Exoten: Neutronensterne und Schwarze Löcher Teleskope Abbildungsfehler / Aberrationen: Monochromatische Aberrationen Defokussierung Sphärische Aberration Koma Astigmatismus Bildfeldwölbung Verzeichnung Chromatische Aberration Teleskope Tatsächliches Winkelauflösungsvermögen: Überlagerung von Seeing (atmosphärisch bedingte Bild”verschmierung”), Aberrationen und Beugungseffekten Point Spread Function (PSF) = Bild einer perfekten Punktquelle Echtzeit-Korrektur von Seeing: adaptive Optik Echtzeit-Korrektur von Aberrationen: aktive Optik Teleskoptypen Grundsätzliche Unterscheidung nach Art des Objektivs Linse: Refraktor Spiegel: Reflektor Teleskoptypen Refraktor Brennweite abhängig von • Form der Oberflächen • Beschaffenheit • Wellenlänge chromatische Aberration Kann nur am Rand gehalten werden Deformation unter Eigengewicht zu groß für D > 1 m Größter Refraktor: Yerkes 40“ Teleskoptypen Reflektor Brennweite abhängig von • Form des Spiegels Keine chromatische Aberration Nur eine Fläche herzustellen Kann an der gesamten Auflagefläche abgestützt werden viel größere Teleskope möglich (Beispiel VLT: D = 8.2 m) heute nur noch Reflektoren VLT Spiegel: 8.2 m Teleskoptypen Newton nur eine gekrümmte Fläche Koma (Parabolspiegel) Teleskoptypen Gregory Zwei gekrümmte Spiegel mehr Flexibilität Konkaver, parabolischer Primärspiegel Konkaver, ellipsoider Sekundärspiegel Unkomplizierter Zugang zum Primärfokus Koma Teleskoptypen Cassegrain Konkaver, parabolischer Primärspiegel Konvexer, hyperbolischer Sekundärspiegel Schwieriger zu bauen aber kürzer als Gregory Koma, Bildfeldwölbung Teleskoptypen Ritchey-Chrétien (Cassegrain Variante) Konkaver, hyperbolischer Primärspiegel Konvexer, hyperbolischer Sekundärspiegel Kein Koma (nur noch Astigmatismus), gerade Brennebene sehr häufig für modern Teleskope genutzt Teleskoptypen Nasmyth (Cassegrain Variante) Erlaubt stabile Montierung von Instrumenten Beispiel: VLT Teleskoptypen Viele Typen für andere Wellenlängen (z.B. Röntgenbereich) oder spezielle Zwecke (z.B. Schmidt-Telekop), Weltraumteleskope, segmentierte Teleskope, … Beispiel: XMM-Newton Interferometer Zusammenschaltung mehrerer Teleskope durch phasengerechte Überlagerung der Signale Effektive Apertur zweier Teleskope mit Abstand d: Deffektiv = 2d Verbesserung der Auflösung: θd/θD = D/2d Zwei Teleskope sensitiv für θ = λ/2d Zusammenschaltung vieler Teleskope mit verschiedenen d Apertursynthese Interferometrie Rekonstruktion der Quellenstruktur durch Änderung des (projizierten) Teleskopabstands durch Erddrehung Interferenzmuster wie Einzelquelle Imax(θ1) = Imin (θ2) Interferenzmuster wie Einzelquelle Beipiel: Very Large Array (Jansky Array) IR Beispiele Large Binocular Telescope (LBT): 2 x 8 m Very Large Telescope (VLT): 4 x 8.2 m + 4 x 1.8 m Teleskopmontierungen Äquatoriale oder parallaktische Montierung: Eine Achse parallel zur Erdrotationsachse Teleskop muss nur um diese eine Achse nachgeführt werden Komplizierter im Bau Großer Refraktor an der Hamburger Sternwarte Teleskopmontierungen Azimutale Montierung: Eine Achse zeigt zum Zenit Teleskop muss um beide Achsen nachgeführt werden Computersteuerung Einfacher im Bau Teleskopvergleich Beispiel: E-ELT Derzeit im Bau, Fertigstellung ca. 2024 39.3 m größtes Teleskop der Welt 3-Spiegel Anastigmat + 2 flache Faltspiegel hervorragende Bildqualität + eingebaute adaptive Optik Beispiel: E-ELT Beispiel: E-ELT Instrumente Empfangen das Licht vom Teleskop i.d.R. in der Fokalebene Weitere “Verarbeitung” des Lichts Abbildung auf einen Detektor Viele verschiedene Typen Bildgebende Instrumente Spektrografen Inetgralfeld-Spektrografen Polarimeter Zeitlich hochauflösende Kameras … Instrumente Bildgebende Instrumente (= “Kameras”) Photometrie = Messung von Helligkeiten Astrometrie = Messung von Positionen Instrumente Spektrografen Aufspaltung des Photonenstrahls vor dem Detektor mit dispersiven Elementen, z.B. Prisma oder Gitters Instrumente Gitterspektrograf Beugungsbild ähnlich wie Mehrfachspalt Konstruktive Interferenz bei: sinθ = m λ/d θ: Winkelabstand m: Ordnung d: Spaltabstand Instrumente Gitterspektrograf Beugungsbild ähnlich wie Mehrfachspalt Konstruktive Interferenz bei: sinθ = m λ/d θ: Winkelabstand m: Ordnung d: Spaltabstand Winkelabstand λ-abhängig Winkeldispersion: D = dθ/dλ = m / (d cosθ) spektrale Aufspaltung Spektrales Auflösungsvermögen: R = λ/Δλ = D x Eintrittsspaltbreite Helligkeit abhängig von m, kann optimiert werden Detektoren Quantendetektoren Auge Photografische Emulsion geringe QE, geringer dynamischer Bereich, nichtlinear Photomultiplier CCD, CMOS und Konsorten Heute üblich: bis zu 4k x 4k, ~10 μm pixel Andere Antennen Bolometer … CCD Pixel = picture element CCD Quantenausbeute CCD Mosaik OmegaCam: 32 CCDs DECam: 62 CCDs Nachweis der anderen “Boten” Abgesehen von Photonen erreichen uns noch andere Informationsträger: Kosmische Strahlung Neutrinos Gravitationswellen Kosmische Strahlung • Hochenergetischer Partikelstrom • Besteht aus: • 99% Atomkerne • 90% Protonen • 9% Heliumkerne • 1% Kerne schwererer Elemente • 1% Elektronen • Winzige Mengen an Antiprotonen und Positronen • Ursprung: • “Galaktische” kosmische Strahlung • Supernovae • Aktive Galaktische Kerne? • Gamma-Ray-Bursts? • Sonne • Flares • Coronal mass ejections Credit: Sven Lafebre Kosmische Strahlung Eintritt in Erdatmosphäre erzeugt Schauer von Sekundärteilchen Cerenkov-Strahlung Verschiedene Methoden zum Nachweis von kosmischer Strahlung (z.B. CTA) Problem: kosmische Strahlung = geladene Teilchen Ablenkung durch kosmische Magnetfelder Zuordnung zu einzelnen Quellen unmöglich Neutrinos Neutrinos = fast masselose, neutrale Leptonen, die nur an der schwachen Wechelwirkung teilnehmen Nachweis sehr schwierig Neutrino-”Teleskop” = möglichst großes Volumen eines geeigneten Detektormaterials (z.B. Wassereis), z.B. IceCube: Credit: IceCube Collaboration Neutrinos Nur 37 Neutrinos im Zeitraum 2010 – 2013 nachgewiesen: Credit: IceCube Collaboration Gravitationswellen Allgemeine Relativitätstheorie: Masse (und Energie) krümmt die Raumzeit Unter bestimmten dynamischen Voraussetzungen können sich Raumzeitkrümmungen wellenartig ausbreiten Beispiel: sich umkreisende kompakte Objekte Beobachtbarer Effekt: winzige Streckung bzw. Stauchung des Raums Effekt ist winzig! h = 2Δd/d ~ GM/c2 x 1/r x (v/c)2 h ~ 10-20 Erde wird um 0.1% eines Atomradius gestreckt!!! Credit: LIGO Credit: NASA GSFC Gravitationswellenspektrum Credit: Tevier Creighton Gravitationswellen Credit: NSF Gravitationswellendetektoren Gravitationswellendetektoren LIGO @ Hanford, Washington GEO600 bei Hanover Gravitationswellen Erstes Signal am 14.09.2015 nachgewiesen 2 ineinander fallende Schwarze Löcher: 29 und 36 Mʘ Entfernung: 410 Mpc, z = 0.09 3 Mʘ abgestrahlt h = 10-21 Extrasolare Planeten 1992: Entdeckung der ersten beiden Plaeten außerhalb des Sonnensystems: um den Pulsar PSR 1257+12! 1995: erster Nachweis eines Planeten um einen „normalen“ Stern 51 Peg b 0.5 MJup a = 0.05 AU, P = 4.2 d „heißer Jupiter“ Seitdem: 3280 Exoplaneten entdeckt (Stand heute, Zahlen können je nach Quelle wegen unterschiedlicher Kriterien variieren) Aktuelle Definitionen: Planet Definition der Internationalen Astronomischen Union (2006): The IAU therefore resolves that planets and other bodies in our Solar System, except satellites, be defined into three distinct categories in the following way: 1. A "planet" is a celestial body that (a) is in orbit around the Sun, (b) has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly round) shape, and (c) has cleared the neighbourhood around its orbit. 2. A "dwarf planet" is a celestial body that (a) is in orbit around the Sun, (b) has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly round) shape, (c) has not cleared the neighbourhood around its orbit, and (d) is not a satellite. 3. All other objects, except satellites, orbiting the Sun shall be referred to collectively as "Small Solar-System Bodies". Aktuelle Definition: Extrasolarer Planet Emphasizing again that this is only a working definition, subject to change as we learn more about the census of low-mass companions, the Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) has agreed to the following statements: 1. Objects with true masses below the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium (currently calculated to be 13 Jupiter masses for objects of solar metallicity) that orbit stars or stellar remnants are "planets" (no matter how they formed). The minimum mass/size required for an extrasolar object to be considered a planet should be the same as that used in our Solar System. 2. Substellar objects with true masses above the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium are "brown dwarfs", no matter how they formed nor where they are located. 3. Free-floating objects in young star clusters with masses below the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium are not "planets", but are "subbrown dwarfs" (or whatever name is most appropriate). These statements are a compromise between definitions based purely on the deuterium-burning mass or on the formation mechanism, and as such do not fully satisfy anyone on the WGESP. However, the WGESP agrees that these statements constitute the basis for a reasonable working definition of a "planet" at this time. We can expect this definition to evolve as our knowledge improves. Extrasolare Planeten 3280 bestätigte Exoplaneten (+ 1000e Kandidaten) Fast jeder Stern ist von mindestens einem Planeten umgeben. Ca. 20% sonnenähnlicher Sterne haben einen erdähnlichen Planeten in der bewohnbaren Zone. Extrasolare Planeten 3280 bestätigte Exoplaneten (+ 1000e Kandidaten) Fast jeder Stern ist von mindestens einem Planeten umgeben. Ca. 20% sonnenähnlicher Sterne haben einen erdähnlichen Planeten in der bewohnbaren Zone. Extrasolare Planten: Nachweismethoden Die wichtigsten Nachweismethoden: Indirekt: • Radialgeschwindigkeit • Transit • Microlensing • Transit Timing Variation • Astrometrie Direkter Nachweis Nachweismethoden Extrasolare Planeten Verschiedene Nachweismethoden leiden an verschiedenen Selektionseffekten Alle Methoden sind limitiert durch die endliche zeitliche Ausdehnung der zur Verfügung stehenden Datensätze Radialgeschwindigkeitsmethode Spektroskopischer Nachweis der Radialkomponente (entlang der Sichtlinie) der Bewegung des Sterns um den Masseschwerpunkt (Doppler-Effekt) Radialgeschwindigkeitsmethode Spektroskopischer Nachweis der Radialkomponente (entlang der Sichtlinie) der Bewegung des Sterns um den Masseschwerpunkt (Doppler-Effekt) Erste erfolgreiche Methode Eine der ergiebigsten Methoden Liefert P, a, M sin I, e Schwierig für erdähnliche Planeten: Erde verursacht ein Signal in dr Sonne mit Amplitude 9 cm/s Derzeit bestes Instrument: HARPS @ 3.6m Astrometrische Methode Astrometrischer Nachweis der Bewegung des Sterns um den Masseschwerpunkt in der Ebene des Himmels Schwierig, da stark entfernungsabhängig Z.B.: Jupiter @ 10 pc 1 mas in 12 a! Vorteil: sensitiv für Planeten in weiten Orbits Microlensing-Methode Nachweis durch kurzzeitige Aufhellung eines Hintergrundsterns durch Gravitationslinseneffekt Vorteile: Sensitiv für weite Orbits Sensitive für Orbits mit i = 0 Sensitiv für Planeten in großer Entfernung Nachteile: Einmaliger Event, überhaupt kein follow-up möglich Liefert nur Masse Microlensing-Methode Transit-Methode Nachweis der Verdunkelung des Muttersterns während Transits Heute ergiebigste Methode Vorteile: Sehr ergiebig Liefert R Physik! Transmissionsspekroskopie Atmosphärenphysik! Nachteile: Braucht Weltraumteleskop Nur sensitiv für i 90 Hohe Falsch-Positiv-Rate Derzeit bestes Instrument: Kepler Transit-Methode Nachweis der Verdunkelung des Muttersterns während Transits Heute ergiebigste Methode Vorteile: Sehr ergiebig Liefert R Physik! Transmissionsspekroskopie Atmosphärenphysik! Nachteile: Braucht Weltraumteleskop Nur sensitiv für i 90 Hohe Falsch-Positiv-Rate Derzeit bestes Instrument: Kepler
