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
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