Das Hubble-Gesetz und die Dritte Dimension des Universums

Transkript

1 Das Hubble-Gesetz und die Dritte Dimension des Universums Max Camenzind SS 2012

2 1,5 Mio Galaxien 2MASS Farbcodierung: Distanz der Galaxien d < 250 Mpc

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4 Unsere Themen Wie bestimmen wir die Distanzen zu Galaxien und Quasaren? 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 Universum ist homogen für > 200 Mpc

5 Parallaxe - Galaktische Distanzen Geometrische Distanzen: Parallaxenmethode, beschränkt auf Galaxis, p = 1 1Parsek = AE/p Hipparcos, GAIA (~100 kpc)

6 The Great Debate 1920

7 Die grosse Debatte Ist Andromeda galaktisch oder extragalaktisch? Protagonisten: Harold Shapley Heber Curtis

8 Heber Curtis.. Harlow Shapley

9 Die Shapley-Curtis-Debatte, auch bekannt als Die Große Debatte (The Great Debate) bündelt die Diskussionen am Anfang des 20. Jahrhunderts, die schließlich zu einem neuen Verständnis der Natur von Galaxien und der Größe des Universums führten. Die Diskussion zwischen den Astronomen Harlow Shapley und Heber Curtis fand am 26. April 1920 im Baird-Auditorium des National Museum of Natural History in Washington statt. Sie kreiste um die Größe unserer Milchstraße und die Frage, ob die damals als Spiralnebel bekannten Galaxien kleine Objekte in unserer Milchstraße oder sehr viel weiter entfernt und von der Milchstraße getrennt sind.

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11 Die Shapley-Curtis Debatte (1920) Shapley Spiral-Nebel Curtis Galaxis Galaxis Die Debatte ergab kein brauchbares Ergebnis! Questions in science are not resolved by debates, but by observations & experiments

12 Distanzen von Galaxien Geometrische Distanzen (selten möglich, z.b. Supernova 1987A). Standard-Kerzen: d² = L / 4p f (i) RR-Lyrae Sterne (~ 0,5 Sonnenmassen), Riesensterne der Spektralklasse A, F, Pulsationsveränderliche (h Bereich) (ii) Delta Cephei Sterne ( < 20 Mpc, seit 1912) (iii) hellste Sterne (nicht gut definiert) (iv) Zentralsterne Planetarischer Nebel (v) Supernovae vom Typ Ia ( z < 2, ab 1994 )

13 Kosmische Distanz-Leiter Parallaxe: < 500 pc (Hipparcos), < 100 kpc (GAIA) Spektroskopische Parallaxe (über Distanzmodul): 10 kpc RR Lyrae Sterne: < 100 kpc Cepheiden (10 4 L S ): < 30 Mpc Typ 1a Supernovae (10 9 L S ): < Mpc GAIA

14 HR Diagramm Kugelsternhaufen M 55 Horizontal-Ast RR Lyr Massereiche Sterne entwickeln sich Richtung Riesenast Turn-off Punkt Massearme Sterne sind immer noch auf der Hauptreihe

15 Pulsierende / Variable Sterne Instabilitätsstreifen im HRD Cepheiden sind sehr helle Sterne

16 RR Lyrae Sterne in Messier 3

17 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, dabei verändert sich auch ihre Oberflächentemperatur und somit ihre Spektralklasse.

18 Der Stern d Cephei veränderlicher Stern im Sternbild Cepheus, dessen Veränderlichkeit 1784 vom englischen Astronomen John Goodricke entdeckt wurde

19 Variable Sterne - Cepheiden Einige Sterne zeigen intrinsische Helligkeitsvariationen, die nicht auf Verdunklung im Doppelsternsystem zurückgehen Sägezahn-artig Wichtigstes Beispiel: d Cephei Lichtkurve von d Cephei

20 Henrietta Leavitt ( ) entdeckte die Cepheiden Periode-Leuchtkraft (PL) Relation (1912) Lichtkurve eines Cepheiden Große (LMC) & Kleine Magellansche Wolken Periode vs Magnitude Cepheiden in SMC

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22 Cepheiden: Periode-Leuchtkraft Beziehung 2 Typen! Die Periode eines Cepheiden ist mit der Leuchtkraft korreliert. Je heller, desto langsamer pulsiert der Stern. Messen der Periode bestimmt die Leuchtkraft! Relation muss geeicht werden! (LMC)

23 Cepheiden PL Moderne Version 2 Sequenzen / Magellansche Wolken

24 Die Periode (Dauer) der Pulsation korreliert mit der Leuchtkraft M V = - 2,81 log(p/d) 1,43 1. Messe Periode 2. Leuchtkraft 1. Messe scheinbare Helligkeit 2. Distanz! Die Leuchtkraft des beobachteten Sterns ~1500L

25 Hubble misst die Distanz zu M 31 mittels Cepheiden Hubble entdeckt Cepheiden in M 31 Debatte gelöst! 100-inch Hooker Telescope, Mt. Wilson Edwin Hubble

26 Hubble findet die Lösung 1923: Andromeda-Nebel nicht galaktisch 1923 untersuchte Edwin Hubble photographische Platten des Andromeda Nebels, die mit dem 100-Zoll Teleskop aufgenommen, um Novae zu finden Sterne, die plötzlich ihre Helligkeit ändern. Am 5. Oktober 1923 lokalisierte Huble 3 Novae, jede mit einem N gekennzeichnet. Eine dieser Novae erwies sich jedoch als Cepheiden Variable. Das N wurde durchgestrichen und Hubble bezeichnete den Stern als VAR! Diese Cepheide, und viele andere in der Andromeda entdeckt erlaubten es Hubble zu beweisen, dass Nebel nicht Sterne innerhalb unserer Milchstraße sind, sondern dass es sich dabei um Galaxien handelt, die mehr als eine Million Lichtjahre von uns entfernt sind. Damit war die Große Debatte beendet!

27 Hubble s V1 ist der wichtigste Stern in der Geschichte der Kosmologie

28 Lichtkurve Hubble-Cepheide V1 Shapley: Here is the letter that destroyed my universe.

29 68 Cepheiden in Andromeda Adam G. Riess et al arxiv: / HST

30 Moderne Distanz Andromeda Adam G. Riess et al arxiv: / HST F160W µ 0 = 24,42(0,05) mag D = 765 +/- 28 kpc = 2,5 Mio. Lichtjahre F110W µ = m - M = 5 log(d/10 pc)

31 Das Universum Expandiert Bis 1929 wurde das Universum als statisch betrachtet (Newton, auch von Einstein) G. Lemaître: Raum expandiert, leitet theoretisch die Hubble-Beziehung her! 1929: Edwin Hubble publiziert die ersten Rotverschiebungen von Galaxien Rotverschiebungs-Korrelation, auf Basis von Cepheiden Distanzen: z = (l B l G )/l G Das Universum der Galaxien expandiert V = c z = H 0 d : [H 0 ] = km/s/mpc

32 Dig. Spektrum einer E Galaxie dominiert durch massearme Sterne kein UV keine A, B, O Sterne TiO Banden M Zwerge Nicht viel Emission im Blauen!

33 Galaxienspektrum hängt von Alter ab

34 Diese Absorptionslinien werden durch die Expansion des Kosmos nach rot verschoben. Heutige Messungen gehen bis zu z ~ 7 z ~ 10 Zukunft: z ~ 20

35 Wirtz 1924,, Hubble 1929 je weiter entfernt um so stärker - Weit entfernte Galaxie - Entfernte Galaxie - Nachbar- Galaxie - Stern - Labor: l 0 z = (l l 0 )/l 0 Astronom: V = c z

36 z = 4,58 Seit 1963: Quasare haben charakteristische Emissions-Spektren z = 4,96

37 Lemaître 1927 & Hubble 1929 fanden, dass entfernte Galaxien scheinbar größere Rotverschiebung aufweisen. z l l Messe die Rotverschiebung z, leite daraus die Fluchtgeschwindigkeit her v c z

38 Hubble 1929 cz = H 0 D Eigenbewegung der Galaxien im Virgo-Haufen Hubble 1929

39 Humason Erweiterung bis z = 0,2

40 Hubble-Gesetz mit Supernovae H 0 ist die Hubble Konstante, H 0 = 63 +/- 6 km/s/mpc Calán-Tololo Daten

41 Rotverschiebung Distanz 1. Messe Rotverschiebung z. 2. V v H 0 d Messe dies v c z 3. Hubble Gesetz Distanz d

42 morgen Interpretatio Das Universum expandiert Lemaître heute gestern Urknall

43 Lemaître überzeugt Einstein 1932

44 Woody Allen Wenn das Universum expandiert, warum kann ich dann keinen Parkplatz finden? Antwort:??? Bildquelle: Web,

45 Zur Geschichte von H0

46 Die 2. große Debatte: H 0

47 1. Lösung Hubble Key- Project 2003 Alle Daten

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49 Entwicklung Hubble-Konstante H 0 de Vaucouleurs Sandage & Tammann Jahr arxiv:

50 Bedeutung der Hubble-Konstanten 1. H 0 bestimmt die Skala des Universums: R H = c/h 0 = 4200 Mpc : Hubble-Radius beobachtbares Universum wird damit eingeschränkt. 2. H 0 bestimmt das Alter des Universums: t H = 1/H 0 = 14 Mrd. Jahre : Hubble- Alter, effektives Alter hängt von Dichte ab. Beachte: Das Hubble-Alter ist nur ein Maß für das Alter des heutigen Universums. Dies hängt von weiteren Parametern ab!

51 Sphärisches Universum Kosmisches Netzwerk DM Sonnenmassen / nicht beobachtbar! Wir sind hier Hubble Volumen des Universums 100 Gpc

52 SN Ia als Standard -Kerzen SNe werden so hell wie das Zentrum der Galaxie SN 1994D CO White Dwarf at Chandrasekhar limit

53 Eigenschaften der Supernovae

54 Typische Maximale Helligkeit SN Ia Lichtkurven- Breite (Streckung)

55 Akkretion auf WZ SN Ia Weißer Zwerg akkretiert H vom Roten Riesen H fusioniert stetig zu He Bildung einer Heliumhülle Massenzunahme bis Chandrasekhargrenze Explosion

56 Fusionsreaktionen SN Ia Hohe Coulombbarrieren 4 He Startreaktionen C C Ne He C C O 2 He O C Mg He O O Si He (a,g) Ketten effektiver 4 He 4 He T 7 x 10 8 K r 2 x 10 9 g/cm³ hohe Zündtemperaturen und niedrige Reaktionsraten 4 He 4 He 4 He He He Be C O Ne Mg Si Ni Es werden kaum schwerere Elemente als 56 Ni erzeugt!

57 Simulationen SN Ia Ia t = 0s t = 0,3s Mehrfachzündungen von Flammenkugeln Hohe Temperaturen; Aschedichte niedriger als Rest Pilzform

58 Simulation SN Ia t = 0,6s t = 2s Bildung von Substrukturen; Oberflächenvergrößerung & Verbrennungsratenerhöhung Scherströme erzeugen Verwirbelungen; Brennfront erreicht Oberfläche

59 Lichtkurven SN Ia Absolute Helligkeit: bis -19,5 mag 10 Mrd. L Radioaktiver Zerfall von 56 Ni zu 56 Fe verzögert Abkühlung 56 9 Tage Ni Tage Co 56 Fe + e + Ähnlicher Verlauf Standardkerze

60 Helligkeit Helligkeit SN Ia Standardkerze M = - 19,5 Zeit Zeit Phillips Relation : Eine Korrektur der SN Ia Lichtkurve, basierend auf der Lichtkurven-Form dies verbessert drastisch die Qualität der Standardkerze. 56 Ni 56 Co 56 Fe erzeugt die SN Ia Lichtkurve Kanonische Interpretation: SNe bilden eine 1-Parameter Familie, definiert durch die Menge an 56 Ni, synthetisiert in der Explosion. Mehr 56 Ni größere Leuchtkraft höhere Temperatur höhere Opazität breiteren Lichtkurve

61 SNe Ia Eichung SN Galaxy m-m M B M V M I m C IC (12) (15) (17) 0.87 (10) 1960F NGC 4496A (10) (18) (22) 1.06 (12) 1972E NGC (07) (16) (17) (20) 0.87 (10) 1974G NGC (17) (34) (27) 1.11 (06) 1981B NGC (12) (18) (16) 1.10 (07) 1989B NGC (12) (18) (16) (14) 1.31 (07) 1990N NGC (22) (26) (24) (23) 1.05 (05) 1998bu NGC (16) (31) (26) (21) 1.08 (05) 1998aq NGC (14) (21) (20) 1.12 (03) Straight mean (04) (04) (06) Weighted mean (07) (06) (09) Saha et al. 1999

62 Distanzen im lokalen Universum Expansion ist linear, d.h. es gilt das Hubble Gesetz v = cz = H 0 D Verwende Distanz-Modulus µ = m - M = 5 log(d/10 pc) Distanzen für Standard Kerzen (M=const.) m = 5 log(z) + b b = M log([c/h 0 ] / Mpc)

63 Hubble-Diagramm der SN Ia m = 5 log 10 (cz) + b H km s Mpc

64 Cepheids in NGC 5584 d = 23 Mpc in Virgo/HST Hubble Key Project2: SN Ia Host

65 NGC 5584 / HST

66 NGC 5584 / VLT SN 2007af

67 HKP2: Modern PL Relation for Cepheids: Riess et al. 2011/HST H 0 = (73,8 +- 2,4) km/s/mpc

68 Supernova Projekte SN Factory Carnegie SN Project SDSSII ESSENCE CFHT Legacy Survey SNLS Higher-z SN Search (GOODS, HST) Euclid/LSST / Satellit Plus lokale Projekte: LOTOSS, CfA, ESC

69 Typ Ia SNe gute Standardkerzen z<2 Satelliten HST EUCLID, Wichtig: Fehler bleibt konstant mit z! 2011 Conley et al. 2011

70 Abweichungen vom Hubble-Gesetz kosm. Expansion z = 3 z = 2 z = 1 Distanz in 1000 Mpc

71 Supernovae Programme Dark Energy Survey > 2012? ESA M-Mission Start 2019 MPIA HD, Bonn, MPIeX M WFIRST / NASA Finanzierung? LSST / 8-m Survey Chile SNe Ia/Jahr Überwachung SHimmel 5 d

72 The Dark Energy Survey Future prospects CTIO Blanco / 5000 Quadratgrad / Survey 300 Mio. Galaxien 3000 Supernovae Cosmic microwave background radiation Distribution of dark matter at early times Distribution of galaxies Some clues to distribution of matter Galaxy velocities Galaxies fall towards dark matter clumps Gravitational lensing

73 Dark Energy Survey 570 MPixel GBytes pro Bild 400 Bilder pro Nacht TBs

74 EUCLID

75 Galaxienverteilung im Universum Galaxien sind die sichtbaren Bausteine des Universums. Galaxien sind Tracer der Materieverteilung (Dunkle Materie). Durch Vermessen der Rotverschiebung von Galaxien Massenverteilung im Universum. 3D Verteilung der Galaxien großräumige Struktur des Universums

76 2MASS Galaxienverteilung 2004 Blue are the nearest sources (z < 0.01; d < 42 Mpc); green are at moderate distances (0.01 < z < 0.04; 42 < d < 168 Mpc); red are the most distant sources that 2MASS resolves (0.04 < z < 0.1).

77 Wichtige Galaxienhaufen

78 Durch Vermessen der Rotverschiebung können wir das lokale Universum abbilden Winkelverteilung der hellen Galaxien am Himmel

79 Bestimme die Spektren aller hellen Galaxien längs eines Schnittes Winkelverteilung der hellen Galaxien am Himmel

80 Messe Rotverschiebung für alle diese Galaxien und erstelle damit eine 3-D Karte des Universums!

81 No of objects Area & Size of Redshift Surveys 1.00E E+08 SDSS photo-z 1.00E+07 SDSS main 1.00E+06 SDSS red SDSS abs line 1.00E+05 CfA+ SSRS 2dF 2dFR 1.00E+04 LCRS SAPM QDOT 1.00E E E E E E E E E+11 Volume in Mpc 3

82 Galaxien sind nicht gleich verteilt! Struktur besteht aus Walls und Voids

83 Ähnliche Karte mit mehr Galaxien. Es gibt Extra- Strukturen, die wie radiale Linien aussehen und von der Erde wegzeigen! Finger Gottes Wir sind hier

84 Diese Strukturen werden von Galaxienhaufen gebildet. Galaxien haben jedoch zusätzliche stochastische Geschw. Cluster Geschw. betragen bis zu 2000 km/s Diese Bewegung: Pekuliar- Geschwindigk

85 All diese Galaxien haben dieselbe Distanz! Finger Gottes Pekuliar-Geschwindigkeit eine zusätzliche Komponente, die sich der Expansionsgeschwindigkeit überlagert V = V cluster + V Hubble H 0 d

86 Galaxienkataloge Himmelsdurchmusterungen (Surveys) Homogenität wichtig daraus Kataloge: Helligkeit, Durchmesser, Farbe, Morphologie sekundär: Entfernungen (z), daraus Leuchtkräfte L, Moderne Kataloge: CfA, LCRS, 2dF, SDSS (Sloan Digital Sky Survey) historisch: keine Differenzierung bei 'Nebeln' Galaxien, Sternhaufen, planetarische Nebel, HII- Regionen (Messier, NGC, ) generell alle ausgedehnten Objekte

87 Der 2dFGRS Survey

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90 Hier kann man Strukturen selbst auf großen Skalen sehen! 2dF ~ Galaxien!

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92 2dF Galaxy Redshift Survey final release galaxies (from Colless et al. 2003)

93 2dF Rotverschiebungs- Verteilung

94 Sloan Digital Sky Survey SDSS Apache Observatory York et al 2001; Fan et al

95 Sloan Digital Sky Survey Collaboration: ~150 Wissenschaftler Am. Museum Nat. History Astrophysical Inst. Potsdam U. Basel Cambridge U. Case Western Reserve U. Chicago Drexel U. Fermilab Institute for Adv. Studies Japanese Participation Grp Johns Hopkins U. JINA Kavli Institute for Part. Astro. Korean Scientist Group LAMOST (China) Los Alamos Nat. Lab Max Planck Inst. Astronomie Max Planck Inst. Astrophysik New Mexico State U. Ohio State U. U. Pittsburgh U. Portsmouth Princeton U. US Naval Obs. U. Washington 5 filters 2.5m telescope Spectroscopy

96 Die SDSS Kollaboration MPA, MPIA & ZAH vertreten

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98 SLOAN - Messier 3

99 SLOAN - Messier 88

100 SLOAN Redshift 6,4 Quasar

101 Final DR7 Sky Coverage

102 Schaumartige Struktur SDSS

103 SLOAN 2,5 deg Slice Color: Luminosity

104 This "pie diagram" shows the distribution of galaxies found by the SDSS redshift survey out to redshift 0,25, corresponding to a comoving distance of 1,2 Gpc. The SDSS is the largest redshift survey of galaxies ever. 210 Mpc

105 Sloan Great Wall ~200 Mpc

106 SDSS Quasare Quasare sind aktive Zentren von Galaxien Größte Aktivität 1 < z < 2

107 Quasar-Dichte z = 6: 1 Quasar pro Gpc³

108 z > 6 z > 5,5 z > 5

109 Zusammenfassung Die meisten Galaxien und alle Quasare haben rotverschobene Spektren. Hubble fand heraus: cz = H 0 d, z < 0,1. Die Hubble-Konstante muß geeicht werden: Cepheiden- und SN-Methode heute wichtigsten Distanzindikatoren: H 0 = 73,8+/-2,4 km/s/mpc. Hubble-Gesetz kann zur Vermessung des Universums bis zu z < 0,2 herangezogen werden. Für z > 0,2 quadrat. Abweichungen Damit konnte Homogenität und Isotropie der Galaxienverteilung für Skalen s > 200 Mpc bewiesen werden.