das universum in 3 dimensionen - lsw.uni-heidelberg.de · die astronomische einheit – urmeter der...
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Distanzmessung in Astronomie
• Verschiedene Methoden der Distanz-messung:
• 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
Die Entfernung Erde – Sonneaus Venus-Transit
Erde-Venus (grün) / Venus-Sonne (rot) = 0,383. 0,383 * gemessener Winkel (rot) = Winkelmass des Erddurchmessers. (grün)
2r
d
a
a/2 = b
d = r / tan(b)
Wie bestimmt man die AE ?
SonneVenusErde
Observer 1
Observer 2
0,5 Grad
+ 3. Kepler Gesetz
Beschreibung des Transits• Die Dauer eines Venus Transit ist etwa 5 bis 8
Stunden
t1, t4 : äußere Kontaktet2, t3 : innere Kontacte
Dei äußeren Kontakte sind nicht leicht zusehen Dei äußeren Kontakte sind nicht leicht zusehen Die innere Kontakte lassen Die innere Kontakte lassen sich genau bestimmensich genau bestimmen
t1
t1 : 1. Kontakt
t2
t2 : 2. Kontakt
t3t3 : 3. Kontakt
t4
t4 : 4. Kontakt
t1 t2 : Eintritt
t3 t4 : Austritt
Messung des Erde-Sonne-AbstandesMethode Datum Parallaxe AE in Mio. km
Mars 1672 9,5 - 10 130 -140Venus 1761 8,3 – 10,6 125 - 160Venus 1769 8,5 – 8,9 145 - 155Mars 1862 8,84 149Flora 1875 8,87 148Mars 1885 8,78 150Venus 1874 - 82 8,790-8,880 148,1 – 149,7Eros 1900 8,806 149,4Eros 1930 8,790 149,7
Radar 1970 8,79415 149,5978
Viking+radar 2000 149,5978706911 AE = 149.597.870,700 ± 0,003 km ≈ 8,317 Lichtminuten
JährlicheParallaxen-bewegung
Als Parallaxe bezeichnet man die scheinbare Änderung der Position eines Objektes, wenn der Beobachter seine Position verschiebt.
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
DefinitionParsek
• 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.
Distanzen zu den nächsten Sternen
Die nächsten Sterne Stern Parallaxe Distanz Bogensek pc
α Centauri 0,76 1,31Barnards Stern 0,54 1,83Wolf 359 0,43 2,35Lalande 21185 0,40 2,49Sirius 0,37 2,67
Die hellsten Sterne Stern Parallaxe Distanz Bogensek pc
Sirius 0,37 2,67Canopus 0,03 30α Centauri 0,76 1,31 Arkturus 0,09 11Wega 0,13 8Capella 0,07 14Betelgeuze 0,006 150Deneb 0,002 430Die 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
Eigenbewegung der Sterne
Eigen-bewegungSonne
Raum-Geschw.
RadialeGeschw.
TangentialeGeschwindigkeit in α und δ
Stern
Gaia
Unraveling the chemical and dynamical
history of our Galaxy
Entschlüsselung der chemischen und dynamischen Entwicklungsgeschichte
unserer Galaxis
Satellit und Rakete
• Masse: 2030 kg (Nutzlast 690 kg)• Energiebedarf: 1720 W (Nutzlast 830 W)
Figures courtesy EADS-Astrium
• 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
Lagrange-Punkte Sonne-Erde
E – L2 ~ 1,5 Mio km
Raumteleskopewerdenin L1 und L2deponiert:SOHO,WMAP,Herschel,Planck,JWST.
Nutzlast und Teleskop
SiC- Ringstruktur
(optische Bank)
Basiswinkel-monitor
gemeinsameFokalebene
(CCDs)
Rotationsachse (6h)
Figure courtesy EADS-Astrium
Überlagerung derzwei Gesichtsfelder
zwei SiC-Hauptspiegel1,45 × 0,5 m2 bei 106,5° Basiswinkel
Fokalebene
Sternbewegung in 10 s
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
CCDs im astrometrischen Feld
Blau-Photome ter C
CD
s
Sky Mapper CCDs
104,26cm
Rot-Photom
et er CC
Ds Radial-
Geschwindigkeits-Spektrometer
CCDs
Basic Angle
Monitor
Wave Front Sensor
Basic Angle
Monitor
Wave Front Sensor
Sky mapper: - erfasst alle Objekte bis 20 mag - unterdrückt “cosmics” - GesichtsfeldunterscheidungAstrometrie: - Gesamtrauschen: 6 e-
Photometrie: - Zweiteiliges Spektrophotometer - blau- und rot-empfindliche CCDsSpektroskopie: - hochauflösende Spektren - rot-empfindliche CCDs
42,3
5cm
Figure courtesy Alex Short
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Prinzip der Himmelsabtastung
Rotationsachse: 45o zur Sonne
Abtastrate: 60 Bogensek./Sek.
Rotationsperiode: 6 Stunden
Jeder Stern wird ~ 1000 mal abgescant Genauigkeit
45o
Figure courtesy Karen O’Flaherty 1313
Messverfahren für die Photometrie
Figures courtesy EADS-Astrium
Blau-Photometer:330–680 nm
Rot-Photometer:640–1000 nm
Detektoren für das Rot- und das Blau-
Photometer
Detektoren für das Radial-
Geschwindigkeits-Spektrometer (RVS)
Detektoren für das Rot- und das Blau-
Photometer
RVS Gitter und afokaler Feld-
Korrektor
Astrometrisches Feld
Sky mapper
BAM & WFSM4/M’4
Strahl-Kombinierer
M5 & M6 Umlenk-Spiegel
Photometer- Prismen
Figures courtesy EADS-Astrium
Spektroskopie:847–874 nm
(Auflösung 11.500)
Messverfahren für Radialgeschwindigkeiten Detektoren für das Rot- und das Blau-
Photometer
Astrometrisches Feld
Sky mapper
BAM & WFSM4/M’4
Strahl-Kombinierer
M5 & M6 Umlenk-Spiegel
RVS Gitter und afokaler Feld-
Korrektor
Photometer- Prismen
RVS Detektoren
Messverfahren für Radialgeschwindigkeiten (2/2)
RVS-Spektrum eines F3-Riesen (V=16) S/N = 7 (Einzelmessung)S/N = 130 (integriert über die gesamte Mission)
Gesichtsfeld Radialgeschwindigkeits- Spektrograph RVS)
CCD Detektoren
Figures courtesy David Katz
Prinzip der Datenreduktion
Himmels-Scans (höchste Genauigkeit
entlang der Scans)
Scan-Breite: 0,7°
1. Objekte werden in aufeinanderfolgenden Scans miteinander identifiziert
2. Lagebestimmung und Kalibration werden verbessert
3. Objekt-Positionen usw. werden berechnet4. Höhere Terme werden bestimmt5. Weitere Scans werden hinzugefügt6. Das ganze System wird iteriertFigure courtesy Michael Perryman 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 HipparcosVollständigkeit, 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
• 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
Studium des Sonnensystems
Lichtablenkung im Sonnensystem
Relativistische Lichtablenkung in Mikrobogensekunden, ohne den viel größeren Effekt der Sonne
Der Himmel von L2 aus in ekliptikalen Koordinaten am 1. Januar 2011
Zeitplan für GAIA
Katalog
2000 2004 2008 2012 2016 2020
ESA Genehmigung der Mission
Entwicklung der Technologie
Entwurf, Bau und Test
Start
Beobachtungen
Auswertung
Frühe Daten
Durchführbarkeits- und Technologie-Studie (ESA)
Konzeptänderung: Ariane-5 → Soyuz
Flug nach L2
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-keit
Eigenbewegung und Doppler Verschiebung (Hipparcos, Gaia)
Leuchtkraft Berechnet aus scheinbarer Helligkeit und Distanz
Temperatur Farbe, Spektralklasse
Chemie Analyse der Spektrallinien
Radius aus Leuchtkraft + Temperatur (SB)
Asympt. RiesenastAGB
Horizontal-Ast (He-Fusion)
Riesen-Ast(Schalen)
Hauptreihe(H-Fusion)
RR Lyrae
Knie
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.
HipparcosDaten
Sonnen-umgebung
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'.
Radien im HR Diagramm
Leucht-kräftevariierenvon 1000.000bis zu Promillenvon LSonne
Radien Stefan-Boltzmann
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 Oberflächen-temperatur 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.
δ Cephei SterneEinige Sterne zeigen intrinsische
Helligkeitsvariationen, die nicht auf Verdunklung im Doppelsternsystem
zurückgehen.
Wichtigstes Beispiel:δ Cephei
Lichtkurve von δ Cephei
Pulsierende oder “Variable” Sterne
• Instabilitäts- streifen im HRD
• “Cepheiden” sind sehr helle Sterne !
Cepheiden: Die Periode-Leuchtkraft Relation
Die Periode eines Cepheiden ist mit der Leuchtkraft korreliert.
Messen der Periode bestimmt die Leuchtkraft !
Relation muss geeicht werden ! (LMC)
Je heller, desto langsamer pulsiert der Stern.
Die “Periode” (Dauer) der Pulsation korreliert mit der Leuchtkraft
1.1. Messe Messe PeriodePeriode
2.2. Bestimme Bestimme LeuchtkraftLeuchtkraft
3.3. Messe Messe scheinbare scheinbare HelligkeitHelligkeit
1.1. Distanz Distanz !!
Die Leuchtkraft des beobachteten Sterns ~1500L
Hubble fand 1929 heraus, dass entfernte Galaxien sich scheinbar von uns wegbewegen.
• Messe die Rot-verschiebung “z”, leite daraus die “Flucht-geschwindigkeit”
her
zcv ×=
€
z ≡ ∆ λλ
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
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• Flucht-
geschwindig-keit ist proportional zur Distanz:
• H0 ist die “Hubble Konstante”, Einheiten: km/s/Mpc
DHv 0=
Umkehrung: Rotverschiebung Distanz
€
v =H0d
zcv ×=
1.Messe Rotver-schiebung z.
1. V
3. Hubble Gesetz Distanz d
Messe dies …
…
Bedeutung der Hubble-KonstantenH0 = 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 : Hubble-Alter.
• Beachte: Das Hubble-Alter ist nur ein Mass für das Alter des heutigen Universums.
• Dies hängt von weiteren Parametern ab!
Kosmische Supernovae Ia
Bildquelle: HST Website, http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/
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 ? Jupiter China ?
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
AD 1604 Ophiuchu 12 Mon Kepler SNR > Jupiter EU, Chi Ia
AD 1670 Cassiopei ? Cas A SNR --- ? n
Akkretion auf WZ SN IA
• Weißer Zwerg akkretiert H vom Roten Riesen• H fusioniert stetig zu He Bildung einer Heliumhülle• Massenzunahme bis Chandrasekhargrenze
Roter Riese Weißer Zwerg
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 IAAbsolute Helligkeit: bis -19,5 mag
Radioaktiver Zerfall von 56Ni zu 56Fe verzögert Abkühlung
56Ni 56Co 56Fe + e+9 Tage 112 Tage
Ähnlicher Verlauf Standardkerze
e
10 Mrd. Le
Supernova Projekte
ESSENCECFHT Legacy Survey
Higher-z SN Search(GOODS)
SN FactoryCarnegie SN ProjectSDSSII
JDEM/LSST / Satellit
Plus lokale Projekte:LOTOSS, CfA, ESC
Kosmische Supernovae z < 2
Riess et al. 2007
Dis
tanz
mod
ul
Verhaltenhängt vonExpansion des Universumsab.
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%
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
Das SN Hubble Diagramm
• 13 verschiedene Datenquellen– gleichförmige
Lichtkurven Abgleiche– einheitliche
kosmologische Analyse
Kowalski et al. 2008
Dis
tanz
mod
ul
Abw
eich
un
gen
vo
m H
ubb
le-G
eset
z
kos
m. E
xpan
sion
Hubble
Distanz in 1000 Mpc
z = 1
z = 2
z = 3
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 Hubble-
Gesetz nicht mehr gültig Friedmann.