Das Universum in 3 Dimensionen

Max CamenzindSenioren-Universität

Würzburg 12-01-2010

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

Venus Transit von 1882

Die Entfernung Erde – Sonneaus Venus-Transit

Erde-Venus (grün) / Venus-Sonne (rot) = 0,383. 0,383 * gemessener Winkel (rot) = Winkelmass des Erddurchmessers. (grün)

Venus Transit von 2004

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

61 Cygnivon Bessel

1838 gemessen0,314“

~ 3 pc Abstand

Sirius B OrbitP = 50,1 Jahre

π = 0,37``d = 2,67 pc

Sirius B

Sirius A

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

Himmelskoordinaten

Rektaszension αDeklination δ

Eigenbewegung der Sterne

Eigen-bewegungSonne

Raum-Geschw.

RadialeGeschw.

TangentialeGeschwindigkeit in α und δ

Stern

Hipparcos KatalogEigenbewegung

Hipparcos Katalog 2

Hip – Sterne pro Quadratgrad

Hip – Tycho Stars pro Grad²

Hip – mittlere Parallaxe

G A IA (E S A )Start: 2012 in L2 Erde-SonneZAH & MPIA HD beteiligt

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.

G A IA E S AModule

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

11

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

Vorsicht Lichtablenkung(Einstein 1915)

α = 4GM/c²b = 1,7505 arcsec ( RSonne / b )

α

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)

Sterne im Vergleich zur Sonne

Photometrie Kugelsternhaufen (GC)

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'.

Parameter: Effektiv-Temperatur

Hertz-sprung

&Russell(1913)

Leuchtkraftals Funktionder Temperatur

Sternebevölkern nurgewisse Äste

Radien im HR Diagramm

Leucht-kräftevariierenvon 1000.000bis zu Promillenvon LSonne

Radien Stefan-Boltzmann

SIM 2015NASA/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 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.

Der Sternδ Cephei

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

Hubble Konstante H0

• Rotverschiebung : z = (λ0−λ)/λ• Abstandsbestimmung : d

c ∆λ/λ = cz = H0 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

Universumexpandiert

Hubble1929

heute

gestern

morgen

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• Flucht-

geschwindig-keit ist proportional zur Distanz:

• H0 ist die “Hubble Konstante”, Einheiten: km/s/Mpc

DHv 0=

Hubble ErweiterungHumason

Umkehrung: Rotverschiebung Distanz

€

v =H0d

zcv ×=

1.Messe Rotver-schiebung z.

1. V

3. Hubble Gesetz Distanz d

Messe dies …

…

Geschichte von H0

Historische Entwicklung von H0

72 …

Hubble-Konstante seit 1996

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!

HubbleKeyProject2003

AlleDaten

SN Ia als Standard-Kerzen

SNe werdenso hellwie das Zentrumder 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 ? 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

Kre

bs-N

ebel

105

4 (T

yp II

)C

hand

ra (b

), H

ST (g

), Sp

itzer

(r)

PulsarNS

ThermischeFilamente

G11

.2-0

.3C

hand

ra

PulsarNS+ Pulsar-Nebel

SNR

100

6C

hand

ra

Thermi-scherNS

Cas

A /

Cha

ndra

Thermi-scherNS

Suntzeff

Beobachtung Supernovae

SN87Ain der LMC

SINS

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

Hubble-Diagramm Lokale Supernovae

MpcskmH

⋅±= 10700

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.

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%

SNLS Hubble-Diagramm nach 3 JahrenD

ista

nzm

odul

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

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

WMAP Website

Beschleunigung!

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 Hubble-

Gesetz nicht mehr gültig Friedmann.