Astronomie

Wie misst man Geschwindigkeiten weit entfernter, heller Objekte?

Wie misst man Geschwindigkeiten weit entfernter, heller Objekte?


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Wie der Titel schon sagt, möchte ich wissen, wie man Geschwindigkeiten von weit entfernten, hellen Objekten misst, z.B. wenn die mittlere Parallaxendrift mit aktuellen Geräten nicht messbar ist (dh wenn nur ein "unbewegtes" Bild dieses Objekts verfügbar ist)

Ich weiß, dass man die Rotverschiebung von Spektrallinien messen und um die gravitative Rotverschiebung korrigieren kann, wenn der Abstand bereits bekannt ist. Aber dann ist die Beziehung zwischen Quellfrequenz $f_S$ und beobachteter Frequenz $f_O$ $$ f_O = f_S frac{sqrt{1-frac{v^2}{c^2}}}{1+frac {v}{c}cos(alpha)}$$, wobei $alpha$ der Winkel zwischen Sichtlinie und Geschwindigkeitsvektor ist.

Hat man nur ein "unbewegtes" Bild des Objekts, gibt es keine Möglichkeit diesen Winkel $alpha$ zu bestimmen und somit auch keine Möglichkeit mittels Rotverschiebung die Geschwindigkeit zu ermitteln.

Als Ergänzung: Ab welcher Entfernung wird die mittlere Parallaxendrift mit aktuellen Geräten unmessbar?


Die "Rotverschiebung" einer fernen Galaxie wird durch ihre Sichtliniengeschwindigkeit definiert. In unserem Modell des expandierenden Universums folgen entfernte Galaxien, sobald wir uns von der lokalen Gruppe von Galaxien (die ihre eigenen eigentümlichen Bewegungen haben) wegbewegen, dem Hubble-Fluss und haben in erster Ordnung eine Sichtliniengeschwindigkeit, die proportional zu ihrem Entfernungsweg ist (bei sehr weit entfernten Galaxien wird es komplizierter).

Entfernte Galaxien können auch eine "tangentiale" Geschwindigkeit haben, aber für Galaxien außerhalb der lokalen Gruppe werden diese Geschwindigkeiten unerheblich im Vergleich zur Rotverschiebung. d.h. die Sichtliniengeschwindigkeit aufgrund der Expansion des Universums ist dominant.

Ich denke, mit "Parallaxdrift" meinen Sie eigentlich Eigenbewegung - das ist die Geschwindigkeit, mit der sich die Position eines Sterns in Bezug auf das Himmelskoordinatensystem ändert. Diese Eigenbewegung hängt davon ab, wie weit der Stern entfernt ist und wie schnell es sich tangential zum Sonnensystem bewegt.

Um also eine Tangentiale zu schätzen Geschwindigkeit du brauchst beide die richtige bewegung und die Entfernung zum Stern.

ich Überlegen das am weitesten entfernte Objekt, für das mit einiger Genauigkeit eine Eigenbewegung bestimmt wurde, ist die Andromeda-Galaxie, die einige Millionen Lichtjahre entfernt ist. Dies wurde erreicht, indem die Position vieler Sterne in Andromeda über einen Zeitraum von 7 Jahren mit dem Hubble-Weltraumteleskop untersucht wurde. Die Details finden sich in Sohn et al. (2012); aber die Schlagzeilenzahlen besagen, dass die Eigenbewegung nur $sim 0.05$ Millibogensekunden pro Jahr(!) beträgt, was eine Tangentialgeschwindigkeit (in Bezug auf das Sonnensystem) von etwa 150 km/s impliziert.

Ein weiterer Kandidat ist die Messung der Materialgeschwindigkeiten im Jet der aktiven Galaxie M87 von Meyer et al. (2013). Diese Galaxie ist 50 Millionen Lichtjahre groß, aber die Bewegung des Jets ist hier nur nachweisbar, weil er sich relativistisch bewegt.

Das sind ganz besondere Fälle. Im Allgemeinen sind die Tangentialgeschwindigkeiten von Sternen in unserer Galaxie klein, und groß angelegte Messungen von Eigenbewegungen sind im Allgemeinen über einige tausend Lichtjahre hinaus ungenau. Die kommenden Gaia-Ergebnisse werden dies dramatisch verbessern, was bedeutet, dass wir gute Eigenbewegungen für Objekte haben, die bis zu Zehntausenden von Lichtjahren entfernt sind.


Im Allgemeinen ist die Gesamtgeschwindigkeit eines weit entfernten Objekts nicht ermittelbar, sondern nur die Komponente entlang der Sichtlinie. Ist ein Stern jedoch nicht allzu weit entfernt und wird seine Position am Himmel im Abstand von einigen Jahren sehr genau gemessen, kann die Geschwindigkeitskomponente senkrecht zur Sichtlinie bestimmt werden, die zusammen mit der Rotverschiebung die Gesamtgeschwindigkeit ergibt. Die kürzlich gestartete Raumsonde Gaia soll auf diese Weise die Eigenbewegung von Millionen von Sternen messen.

In fernen Galaxien ist dies nicht möglich. Interessiert man sich beispielsweise für die 3D-Geschwindigkeitsdispersion des Gases, wird die 1D-Dispersion gemessen, und unter Annahme einer (ziemlich) isotropen Dispersion wird diese Zahl dann mit $sqrt{3}$ multipliziert, um die Gesamtgeschwindigkeit zu erhalten.

Die Entfernung, bis zu der Parallaxe messbar ist, hängt von der Winkelauflösung Ihres Instruments ab. Für eine Milliarcsec-Auflösung sind Parallaxenmessungen bis ungefähr 1 kpc gut. Wenn Sie lange genug warten, erhöht die Bewegung um das galaktische Zentrum Ihre Basislinie, so dass eine größere Entfernung untersucht werden kann.


Forschungsbeschreibung für die breite Öffentlichkeit

Dr. Aaron J. Romanowsky Observatorien der University of California

"Galaxien sind für die Astronomie wie Ökosysteme für die Biologie." - James Binney & Scott Tremaine, Galaktische Dynamik

Wenn Sie jemals in einer dunklen, klaren Nacht aufgeschaut haben, haben Sie wahrscheinlich die Milchstraße, ein schwacher, dunstiger Strom, der sich über den Himmel erstreckt. Der Menschheit seit der Antike vertraut, war seine Natur nicht bekannt, bis Galileo sein Teleskop darauf richtete und entdeckte, dass es aus unzähligen schwachen Sternen besteht.

Tatsächlich ist die Milchstraße der sichtbare Marker eines großen Systems, in dem sich unser Sonnensystem befindet: a Galaxis besteht aus 100 Milliarden Sterne und riesige Mengen an Gas, während die etwa 500 einzelnen Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind, nur eine Handvoll unserer nächsten Nachbarn darstellen. Unsere Galaxie hat die Form einer Pizza, und unser eigener Stern, die Sonne, befindet sich in einem Stück Peperoni auf halbem Weg zum knusprigen Rand. Deshalb sehen wir aus unserer Perspektive ein Lichtband, das sich um den Himmel wickelt.

Im frühen 20. Jahrhundert wurde entdeckt, dass die Milchstraße nicht alles ist, was das Universum zu bieten hat. In der Nähe beginnend und sich in die Ferne erstrecken, so weit das Auge reicht, gibt es Milliarden anderer Galaxien, die das Flickwerk des Universums bilden. Diese Galaxien gibt es in vielen Formen und Größen, aber es gibt zwei Haupttypen:

Spiralgalaxien sind wie unsere eigene Milchstraße: flache, gasreiche Systeme mit markanten Spiralarmen. Beispiele sind die nahe Andromeda-Galaxie, die Sombrero-Galaxie, M74, M83, NGC 1232, NGC 4622, M33, NGC 6946, NGC 7331, NGC 1365, M51, NGC 3310, M95, NGC 3184, NGC 2841, M64, NGC 891, NGC 1300, M100, M96, NGC 2336, NGC 3627 und M101.

Elliptische Galaxien sind abgerundete, funktionslose Kugeln von Sternen. Einige Beispiele sind M87, NGC 1316 und NGC 4365. Hier sind eine elliptische Galaxie und eine Spiralgalaxie nebeneinander zu sehen. Eine Gruppe von zwei Ellipsentrainern und einer Spirale sind hier. In größerem Maßstab ist der Coma-Cluster, eine riesige schwärmende Masse von Hunderten von Ellipsen und Spiralen.

Weitere Informationen zu Galaxien finden Sie hier oder weitere Fotos finden Sie hier und hier.

Eine der erstaunlichsten Erkenntnisse der Astronomie des späten 20. Jahrhunderts war, dass das Universum viel mehr zu bieten hat, das dem Auge begegnet. Die gesamte sichtbare Materie, die wir sehen können (Sterne, Gas, Staub) macht nur etwa 10 % der Materie im Universum aus. Der Rest, Dunkle Materie, ist ein Material (oder mehrere verschiedene Arten von Materialien) von noch recht unbekannter Natur. Da es "dunkel" ist, wurde es bisher noch nie direkt gesehen, aber seine Existenz ist gefolgert--hauptsächlich von seinen Gravitationseffekten.

Einer der ersten Orte, an denen dunkle Materie entdeckt wurde, war die Umgebung von Spiralgalaxien. Es wurde festgestellt, dass sich das kalte Gas in den äußeren Teilen dieser Galaxien zu schnell bewegt, um durch die Gravitationskraft der sichtbaren Galaxie erklärt zu werden. Es stellt sich heraus, dass es um alle Spiralgalaxien ein riesiges Reservoir an Dunkler Materie gibt: die dunkler Heiligenschein. (Siehe hier für eine detailliertere Erklärung, wie auf das Vorhandensein von Dunkler Materie in Spiralgalaxien geschlossen wird, oder hier oder hier für allgemeinere Informationen über Dunkle Materie.)

Heute denken wir, dass Dunkle Materie nicht nur allgegenwärtig, sondern auch essentiell ist. Im Paradigma, das als "kalte dunkle Materie" oder "hierarchische Strukturbildung" bekannt ist, ist es der Zusammenbruch großer Klumpen dunkler Materie unter ihrer eigenen Schwerkraft, der zur Kondensation gewöhnlicher gasförmiger Materie in den sichtbaren Galaxien, Sternen, Planeten, und letztendlich das Leben, das wir heute sehen. (Eine neuere Entdeckung ist "dunkle Energie", aber das ist eine andere Sache. Ähem.)

Aber was ist mit elliptischen Galaxien? Haben sie dunkle Lichthöfe? Und wenn ja, ähneln sie den dunklen Halos der Spiralen? Ja, nach dem obigen theoretischen Bild, aber empirisch waren diese Fragen unbeantwortbar, da Ellipsentrainer kein kaltes Gas haben, das gemessen werden kann. Es ist ein anderer Weg erforderlich, um nach dunkler Materie zu suchen.

Es gibt tatsächlich einige Objekte um elliptische Galaxien, die untersucht werden können, wenn auch viel schwieriger als mit kaltem Gas. Diese schließen ein Kugelsternhaufen und planetarische Nebel. Wenn man die messen kann Geschwindigkeiten an solchen Objekten in ausreichender Zahl kann man erkennen, wie stark die Gravitationskräfte um die Galaxie herum sind und somit wie viel dunkle Materie es gibt.


Kugelsternhaufen

Um jede Galaxie, einschließlich unserer eigenen Milchstraße, gibt es zahlreiche kleinere Sternsysteme namens Kugelsternhaufen. Dies sind dichte Kugeln von „nur“ jeweils etwa einer Million Sternen und die ältesten bekannten Objekte im Universum.

Einige Beispiele für Kugeln, die in unserer Galaxie lauern, sind NGC 6093 Omega Centauri (auch mit Nahaufnahme), M92, NGC 6397, 47 Tucanae (hier Nahaufnahme), M15 (auch mit Nahaufnahme), NGC 1916 und NGC 5904 .

(Eine virtuelle Tour durch das Kugelsternhaufensystem der Milchstraße finden Sie hier. Weitere Informationen zu Kugelsternen finden Sie hier.) Diese dichten Ansammlungen von Sternen sind in entfernten Galaxien sichtbar, wenn es einzelne Sterne nicht sind. Siehe M87, wo die meisten "Sterne" im Bild überhaupt keine Sterne sind, sondern Kugelsternhaufen, die um die Zentralgalaxie herumschwärmen. Mit einem ausreichend großen Teleskop ist es möglich, die Geschwindigkeiten solcher Kugeln zu messen.


Planetarische Nebel

Der Name Planetennebel ist irreführend - diese Nebel haben nichts mit Planeten zu tun (bei ihrer ersten Entdeckung mit kleinen Teleskopen sahen sie aufgrund ihres typischen runden Aussehens wie Planeten aus, daher der Name). Sie sind die abgeworfenen Überreste gealterter, sterbender Sterne – Gashüllen, die von den verblassenden Strahlen der zentralen Glut fluoreszierend beleuchtet werden. Eine genauere Erklärung finden Sie hier oder hier. Informationen zur Beobachtung finden Sie auf der Homepage des Planetarischen Nebelbeobachters.

Ein Beispiel für einen planetarischen Nebel (PN) ist der Eskimonebel. Sie können den bemerkenswerten Unterschied in der Auflösung zwischen diesem raumbasierten Teleskopbild und diesem bodenbasierten Teleskopbild sehen. Andere sind der Katzenaugennebel (ebenfalls mit überlagerter Röntgenstrahlung und optischer Emission), der Sanduhrnebel, der Hantelnebel, der Ringnebel, der Ameisennebel, der Südliche Ringnebel, der Spirographnebel, NGC 6751, der Netzhautnebel, der Rote Spinnennebel, der Helixnebel, (auch hier, mit Nahaufnahme von "Kometenknoten" hier), M2-9, der Rotten Egg Nebel, NGC 2440, der Schneeballnebel, Abell 39, der Schmetterlingsnebel, der Stachelrochen Nebula und NGC 7027. Eine ganze Galerie von PN-Bildern vom Hubble-Weltraumteleskop finden Sie hier, eine bodengestützte Galerie hier und eine Falschfarben-Galerie hier. Drei Beispiele für eine "Proto-PN" sind der Eiernebel, CRL 618 und Gomez' Hamburger.

Da diese PNe fluoreszieren, emittieren sie ihr Licht mit wenigen wohldefinierten Farben, so dass durch die Verwendung geeigneter Farbfilter der Kontrast zwischen einer PN und dem Hintergrundlicht erhöht werden kann und sie somit in entfernten Galaxien beobachtet werden können. und lassen ihre Geschwindigkeiten messen.

Ich habe viele Reisen zu einigen der größten Teleskope der Welt unternommen, um die Geschwindigkeiten der extragalaktischen PNe zu messen. Zwei solcher "Beobachtungsläufe" werden hier und hier beschrieben. Außerdem beschäftige ich mich intensiv mit einem eigens für diesen Zweck gebauten neuen Instrument, dem Planetarischen Nebelspektrographen.

Neben der Beobachtung der Geschwindigkeiten (Kinematik) dieser "Halo-Tracer" -Objekte arbeite ich auch an den dynamische Modellierung notwendig, um die Daten zu interpretieren. Das heißt, ich berechne, wie viel dunkle Materie es gibt, versuche die inneren Bewegungen der Galaxien zu verstehen, ziehe Rückschlüsse auf ihre Entstehungsgeschichte usw. Wenn du die blutigen Details wissen willst, kannst du es hier sehen.

Nun zum Fazit: Was ist mit den Ergebnissen? Unsere Arbeit an hellen elliptischen Galaxien wie M87 und M49 hat erwartungsgemäß viel dunkle Materie zutage gefördert. Bei einigen der allerersten Studien zu "normalen" Ellipsentrainern wie NGC 3379 bekamen wir jedoch einen kleinen Schock. In diesen Galaxien haben wir festgestellt, dass die PN-Geschwindigkeiten mit dem Radius schnell abfallen, als ob keine zusätzlichen Gravitationskräfte am Werk wären – und somit keine Dunkle Materie!

Unten sind einige Bilder, die dies zeigen. Zuerst ist NGC 3379, um die herum PN-Geschwindigkeiten angezeigt werden. Blaue Punkte zeigen PNe, die sich auf uns zubewegen (Doppler-Blauverschiebung) und rote Punkte, die sich wegbewegen (Rotverschiebung). Die Punktgrößen sind bei größeren Geschwindigkeiten größer. Sie können mit dem Auge sehen, dass die Punkte (und Geschwindigkeiten) vom Galaxienzentrum weg kleiner werden. Zweite ist ein Plot der Geschwindigkeiten mit Radius für vier verschiedene Galaxien, überlagert auf demselben Plot. Die gelb gepunktete Linie zeigt die Vorhersage, wenn keine dunkle Materie vorhanden ist, was ziemlich gut mit den Daten übereinstimmt.

In diesen Fällen fehlt also die „fehlende Masse“: Was man sieht, ist das, was man bekommt. Da diese Systeme nicht vom "normalen" Mantel der Dunklen Materie umhüllt sind, nennen wir sie "nackte galaxien" - obwohl sie vielleicht nicht nackt, sondern nur spärlich bekleidet sind, da wir eine geringe Menge dunkler Materie nicht ausschließen können.

Warum sind diese Galaxien nackt? Es gibt viele Ideen (z. B. haben sie ihre dunklen Halos durch Interaktionen mit anderen Galaxien verloren), aber keine davon scheint bisher zu funktionieren. An dieser Stelle werden wir weiterhin Daten zu verschiedenen Galaxien sammeln und sie analysieren, also bleiben Sie dran.


Wenn Sie noch mehr über die Geschichte des Universums erfahren möchten, lesen Sie das Kosmologie-Tutorial von Ned Wright.
Eine vollständige grundlegende Astronomie-Übersicht online finden Sie unter Astronomie-Hinweise.
Für noch spektakulärere astronomische Fotos siehe das Anglo-Australian Observatory oder das Hubble Space Telescope.


Astronomen enthüllen die bisher detaillierteste 3D-Karte der Milchstraße

Astronomen haben die bisher genaueste 3D-Karte der Milchstraße enthüllt, eine Errungenschaft, die verspricht, neues Licht auf die Funktionsweise der Galaxie und die Geheimnisse des weiteren Universums zu werfen.

Der riesige elektronische Atlas wurde aus Daten zusammengestellt, die vom Gaia-Observatorium der Europäischen Weltraumorganisation ESA gesammelt wurden, das seit seinem Start im Jahr 2013 von Kourou in Französisch-Guayana den Himmel scannt.

Die Karte enthält genug Details, damit Astronomen die Beschleunigung des Sonnensystems messen und die Masse der Galaxie berechnen können. Diese wiederum werden Hinweise darauf geben, wie sich das Sonnensystem gebildet hat und mit welcher Geschwindigkeit sich das Universum seit Anbeginn der Zeit ausgebreitet hat.

Nicholas Walton, Mitglied des Gaia-Wissenschaftsteams der ESA am Institut für Astronomie in Cambridge, verglich die Bemühungen, die Lücken auf alten Karten, die unbekannte Regionen markierten, auszufüllen, mit der Behauptung, dass „hier Drachen sind“.

"Was wir hier wirklich tun, ist, eine sehr detaillierte Karte des Lokaluniversums zu erhalten, die in drei Dimensionen für Sterne bis zu einigen hundert Lichtjahren vorliegt", sagte er.

Animation zeigt Umlaufbahnen der nahen Sterne um das Zentrum der Galaxie – Video

Durch die Kartierung der Positionen und Bewegungen der Sterne hat die Sonde destruktive Prozesse jenseits des Randes der Milchstraße aufgedeckt. Ein schwacher Sternenstrom zwischen zwei nahe gelegenen Galaxien ist ein Beweis dafür, dass die massereichere Große Magellansche Wolke stetig die kleinere Kleine Magellansche Wolke verschlingt.

Eine 3D-Karte, die die Große Magellansche Wolke (links) und die Kleine Magellansche Wolke zeigt, die von Astronomen mit Daten von Gaia erstellt wurde. Foto: ESA/Gaia/DPAC/PA

Viele der Körper, die Gaia beobachtet, sind Quasare, extrem weit entfernte und intensiv helle Objekte, die von Schwarzen Löchern mit einer Milliarde Sonnenmasse angetrieben werden. Durch die Messung der Bewegung des Sonnensystems relativ zu diesen zeigen Gaia-Daten, dass das Sonnensystem jedes Jahr mit einer Beschleunigung von etwa 7 mm pro Sekunde in Richtung des Zentrums der Milchstraße fällt.

Gaia, bekannt als Galaxy Surveyor, umkreist den Planeten von einer gravitativ stabilen Position aus, die als Lagrange-Punkt 930.000 Meilen von der Erde entfernt in der entgegengesetzten Richtung zur Sonne bekannt ist. In den letzten sieben Jahren hat die Sonde die Positionen und Geschwindigkeiten von fast 2 Milliarden Sternen gemessen. Die Daten zeigen nicht nur Spuren des kosmischen Verbrauchs, sondern ermöglichen es Astronomen, die Verteilung der Materie in der Milchstraße zusammenzustellen, aus der sie ihre Masse direkt abschätzen können.

Lagrange-Punkte sind Bereiche im Weltraum, in denen Gravitationskräfte dazu neigen, Objekte an Ort und Stelle zu halten. Für das Gaia-Observatorium bedeutet dies, dass ein Minimum an Treibstoff benötigt wird, um seinen Standort zu erhalten. Die entfernte Umlaufbahn hat noch einen weiteren Vorteil: Sie ist weit genug von der Erde entfernt, um zu vermeiden, dass Lichtverschmutzung die Sicht auf die Sterne beeinträchtigt.

Floor van Leeuwen, der die Datenverarbeitung für Gaia am Institut für Astronomie leitet, sagte, dass der Datenschatz es Astronomen ermöglicht, „unsere stellare Nachbarschaft forensisch zu analysieren und entscheidende Fragen über den Ursprung und die Zukunft unserer Galaxie anzugehen“.

Caroline Harper, Leiterin der Weltraumforschung bei der britischen Weltraumbehörde, sagte: „Seit Tausenden von Jahren sind wir damit beschäftigt, die Sterne und ihre genauen Positionen zu notieren und detailliert zu beschreiben, während sie das Verständnis der Menschheit für unseren Kosmos erweiterten.

„Gaia starrt seit sieben Jahren in den Himmel und kartiert die Positionen und Geschwindigkeiten der Sterne. Dank seiner Teleskope verfügen wir heute über den detailliertesten 3D-Atlas mit Milliarden Sternen, der jemals zusammengestellt wurde.“


Astronomen messen einen riesigen Planeten, der weit von seinem Stern entfernt lauert

Künstlerische Darstellung eines 10 Millionen Jahre alten Sternensystems mit einem Gasriesenplaneten wie Jupiter. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle

Wissenschaftler sind normalerweise nicht in der Lage, die Größe riesiger Planeten wie Jupiter oder Saturn zu messen, die weit von den Sternen entfernt sind, die sie umkreisen. Aber ein von UC Riverside geführtes Team hat es geschafft.

Der Planet ist ungefähr fünfmal schwerer als Jupiter, daher sein Spitzname GOT 'EM-1b, der für Giant Outer Transiting Exoplanet Mass steht. Obwohl er fast 1300 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, GOT 'EM-1b oder Kepler-1514b as es ist offiziell bekannt, gilt immer noch als Teil dessen, was Forscher unsere "solare Nachbarschaft" nennen.

„Dieser Planet ist wie ein Sprungbrett zwischen den riesigen Planeten unseres eigenen Sonnensystems, die sehr weit von unserer Sonne entfernt sind, und anderen Gasriesen, die ihren Sternen viel näher sind“, sagte der UCR-Astronom Paul Dalba, der die Forschung leitete.

Die Entdeckung von GOT 'EM-1b wurde in einem Papier beschrieben, das zur Veröffentlichung angenommen wurde Astronomisches Journal, und wird am 11. Januar auf der Tagung 2021 der American Astronomical Society vorgestellt.

Das Kepler-Weltraumteleskop der NASA identifizierte ursprünglich 2010 ein Objekt, das sich als dieser Planet herausstellte. Diese Mission entdeckte dann periodische Abnahmen der Helligkeit eines Sterns, ein Hinweis darauf, dass sich umkreisende Planeten in der Nähe befinden.

Dalba und sein Team nutzten dann W.M. Keck-Observatorium auf Hawaii zur Bestimmung der Größe und Dichte des Planeten.

Dalba sagte, es sei überraschend, einen Planeten wie GOT 'EM-1b zu finden.

"Es dauert 218 Tage, um einen Stern zu umkreisen, ist eine Größenordnung länger als bei den meisten riesigen Exoplaneten, die wir gemessen haben", sagte Dalba. "Kepler entdeckte Tausende von Planeten, und nur ein paar Dutzend hatten Umlaufbahnen von ein paar hundert Tagen oder länger."

Riesenplaneten neigen dazu, sich weiter von ihren Sternen entfernt zu bilden und wandern dann im Laufe der Zeit nach innen. Die Entdeckung eines, der nicht näher gerückt ist, kann als Analogie dienen und neue Einblicke in unser eigenes Sonnensystem bieten.

Die Erde genießt eine große relative Stabilität, und Astronomen glauben, dass Jupiter unseren Planeten vor anderen Objekten im Weltraum schützen könnte, die uns beeinflussen könnten. Aber weil sie so massiv sind, haben Planeten wie Jupiter das Potenzial, die Umlaufbahnen, die Architektur und die Entwicklung anderer naher Planeten zu stören.

"Riesenplaneten, die weit von ihren Sternen entfernt sind, können uns helfen, uralte Fragen zu beantworten, ob unser Sonnensystem in seiner Stabilität und Entwicklung normal ist oder nicht", erklärte der an der Forschung beteiligte UCR-Planetastrophysiker Stephen Kane.

„Wir kennen nicht viele Analoga zu Jupiter und Saturn – es ist wirklich schwer, diese Art von Planeten sehr weit entfernt zu finden, daher ist das aufregend“, sagte Kane.

Dalba erklärte, dass Daten von riesigen Planeten, die näher an ihren Sternen liegen, oft schwieriger zu interpretieren sind, da die Strahlung des Sterns sie aufbläht.

"Sie müssen zuerst die Größeninflation berücksichtigen, bevor Sie die Zusammensetzung und andere Aspekte von Planeten in der Nähe von Sternen untersuchen", sagte Dalba. "Dieser Planet hat dieses Radiusproblem nicht, daher ist es einfacher zu studieren."

Aus diesen Gründen ist die Entdeckung von Kepler-1514b hilfreich für zukünftige NASA-Missionen wie das römische Weltraumteleskop Nancy Grace, das eine direkte Abbildung von Riesenplaneten versuchen wird.

Dalba hofft auch zu erfahren, ob der Planet einen Mond oder ein Mondsystem hat.

"Wir haben noch nie einen Mond außerhalb unseres Sonnensystems gefunden", sagte Dalba. "Aber wenn wir es täten, würden wir wissen, dass sich Monde um Planeten bilden können, die eine erhebliche Migration erfahren, und uns mehr über Riesenplaneten als Ganzes lehren."


Wie misst man Geschwindigkeiten weit entfernter, heller Objekte - Astronomie

Ich habe einen Doktortitel in Physik vom Caltech (1948). Ich lebe in einer Rentnergemeinschaft in Redlands, CA. Auf Wunsch halte ich alle zwei Wochen Vorlesungen über Astronomie. Eine Frage, die mir gestellt, aber nicht zufriedenstellend beantwortet werden kann, lautet: "Wie bestimmen sie das Alter des Universums und die Entfernung in Lichtjahren (oder Kilometern) zu weit entfernten Galaxien?"

Ich verstehe, dass die Rotverschiebung die Rezessionsgeschwindigkeit bestimmt, aber ich verstehe nicht, in welcher Beziehung diese zur Entfernung steht.

Es gibt eine einfache Antwort und eine nicht ganz so einfache Komplikation.

Die einfache Antwort ist, dass seit einiger Zeit bekannt ist, dass die Entfernung zu einer Galaxie proportional zu ihrer Rezessionsgeschwindigkeit ist: Dies wird als Hubble-Gesetz bezeichnet und wurde Ende der 1920er Jahre von Hubble durch Beobachtungen demonstriert. Es stellt sich heraus, dass, wenn Sie annehmen, dass das Universum homogen und isotrop ist (was unserer Meinung nach der Fall ist), auch das Hubble-Gesetz theoretisch vorhergesagt werden kann. Die Proportionalitätskonstante zwischen der Rezessionsgeschwindigkeit von Galaxien und ihrer Entfernung wird als Hubble-Konstante bezeichnet. Astronomen haben versucht, die Hubble-Konstante zu messen, seit der Begriff geprägt wurde: Der einfachste Weg besteht darin, die Rezessionsgeschwindigkeiten von Galaxien zu betrachten, deren Entfernungen auf andere Weise bekannt sind (z. B. die Periode veränderlicher Sterne). Die aktuelle beste Schätzung der Hubble-Konstanten beträgt heute etwa 20 km/s pro Mly, so dass eine Galaxie mit einer Rezessionsgeschwindigkeit von 2000 Kilometern pro Sekunde 100 Megalichtjahre entfernt ist und so weiter.

Wir können daher das Hubble-Gesetz verwenden, um uns Entfernungen zu Galaxien zu bestimmen, indem wir einfach ihre Rotverschiebungen messen, was selbst für sehr weit entfernte Objekte relativ einfach ist. Wir können auch das Alter des Universums schätzen: Sie werden feststellen, dass die Einheiten der Hubble-Konstanten tatsächlich 1/Zeit sind, also muss eine über der Hubble-Konstanten das charakteristische Alter des Universums sein. Aus der obigen Hubble-Konstante berechnen wir daher, dass das Universum etwa 14 Milliarden Jahre alt ist.

Nun zu den Komplikationen: Es stellt sich heraus, dass für *sehr* weit entfernte Objekte (bei Rotverschiebungen von sagen wir 2 und größer) das Hubble-Gesetz nicht ganz gilt, da wir bei sehr großen Entfernungen beginnen müssen, die (4-dimensionale) Krümmung des Universums berücksichtigt. Ein wichtigerer Effekt ist, dass die Hubble-Konstante in den meisten Kosmologien keine wirkliche Konstante ist: Sie nimmt tatsächlich zu, wenn Sie in der Zeit zurückblicken, sodass ihr Wert für Galaxien bei Rotverschiebungen von 5 anders war als heute. Um die Entfernungen zu Galaxien und das Alter des Universums abzuschätzen, müssen Astronomen also eine Reihe kosmologischer Parameter für das Universum annehmen (z. B. die Gesamtmenge an "normaler" Materie, die es enthält) und sein Alter und die Entfernungen modellieren von Galaxien als Funktion der Rotverschiebung durch Integration der Bewegungsgleichungen für die kosmologische Evolution. Die Antworten, die sie erhalten, unterscheiden sich nicht allzu sehr von den oben geschätzten, können aber entscheidend sein, um etwas über Galaxien mit hoher Rotverschiebung zu erfahren (zum Beispiel hängt die Extraktion ihrer Größe linear von ihrer Entfernung und ihre Massen vom Quadrat der Entfernung ab).

Für alle Absichten und Zwecke ist das Hubble-Gesetz jedoch ein sehr mächtiges Werkzeug, um Entfernungen von Geschwindigkeiten zu erhalten (und Sie möchten vielleicht in Ihren Vorlesungen dabei aufhören).

Diese Seite wurde zuletzt am 27.06.2015 aktualisiert.

Über den Autor

Kristine Spekkens

Kristine untersucht die Dynamik von Galaxien und was sie uns über die Dunkle Materie im Universum lehren können. Sie promovierte im August 2005 an Cornell, war von 2005 bis 2008 Jansky-Postdoktorandin an der Rutgers University und ist heute Fakultätsmitglied am Royal Military College of Canada und an der Queen's University.


Wie berechnen Astronomen die Größe und Entfernungen von Himmelskörpern?

Ich schaue mir auf YT seit Jahren Videos über Astronomie an. Es ist faszinierend. Ich stelle nie wirklich Fragen und glaube einfach, was die Experten zu sagen haben. Aber heute habe ich beschlossen, diese Frage zu stellen. Eine Frage, die ich zuvor oft ignoriert habe.

Gestern habe ich mir dieses Video angeschaut und es erwähnte einen Stern/einen Himmelskörper. Ich erinnere mich nicht mehr genau, sorry. Darin heißt es, dass die Astronomen berechnet haben, dass dieser Himmelskörper etwa *13 Milliarden Lichtjahre* von uns entfernt ist und so viele Milliarden etwas riesiges.

Es ist für mich einfach so verwirrend. Wie machen Sie das? Sie berechnen Massen und Abstände von angeblich sooooo großen und weit entfernten Körpern, obwohl wir es noch nicht einmal geschafft haben, den Mars zu betreten. Mein Punkt ist, wie können wir all dies genau bestimmen, wenn wir auf einer universellen Skala so ziemlich zu nichts fähig sind. Wie funktionieren diese Berechnungen?

Für die Distanz: Trigonometrie!

Sie verwenden eine Methode namens stellare Parallaxe. Betrachten Sie die Position des Sterns an einem Punkt im Jahr und sehen Sie sich dann dieselbe Sternposition zu einem anderen Zeitpunkt im Jahr an. Durch den Vergleich der Position können wir die Entfernung des Sterns von der Erde triangulieren. Es ist nicht unähnlich, wie Kartographen vor Jahrhunderten Karten erstellten: Wenn Sie zwei Winkel eines Dreiecks und den Abstand zwischen ihnen haben, können Sie die anderen beiden Seiten des Dreiecks berechnen.

Bei der Masse sind die Berechnungen kompliziert, aber da wir die Masse der Erde und die Geschwindigkeit/Entfernung unserer Umlaufbahn kennen, können wir uns die Umlaufradien und die Geschwindigkeit anderer Objekte ansehen und diese in unsere Gleichungen einsetzen, um ihre Masse zu bestimmen.

Zuerst brauchen wir einen Bezugspunkt und der beste Bezugspunkt, den wir haben, ist die Sonne. Während die alten Astronomen versuchten, die Entfernung zur Sonne zu bestimmen, fehlten ihnen die geeigneten Werkzeuge, um präzise genug Messungen durchzuführen, oder das Wissen über die Bahnmechanik, um dies mit einem angemessenen Grad an Genauigkeit zu bestimmen.

Im 17. Jahrhundert hatten wir ein viel besseres Verständnis der Umlaufbahnen von Planeten und konnten Verbindungen über die Umlaufbahnen der Planeten relativ zueinander herstellen. Jetzt brauchten wir nur noch einen von ihnen.

Die “one” war Venus. Gelegentlich macht die Venus einen “Transit.” Das heißt, sie wird sichtbar zwischen der Erde und der Sonne hindurchgehen. Durch die Messung der Dauer dieses Transits konnten wir im 18. Jahrhundert die Umlaufbahn der Venus und damit die Umlaufbahn der Erde einschließlich unserer Entfernung zur Sonne berechnen.

Zweitens können wir jetzt, da wir die Entfernung zur Sonne kennen, eine sogenannte Parallaxe verwenden, um die Entfernung von der Erde zu anderen Sternen zu messen. Was Sie tun, ist einen Stern auszuwählen und den Winkel von der Erde zu diesem Stern zu messen. Dann warten Sie 6 Monate und messen erneut den Winkel zu diesem Stern. Diese beiden Winkel plus der bekannte Abstand zwischen der Position der Erde (6 Monate auseinander, auf gegenüberliegenden Seiten der Sonne) definieren auf einzigartige Weise ein Dreieck, dessen Spitze der gewählte Stern ist. Sobald Sie diese drei Informationen kennen, können Sie alle anderen Informationen über diesen Stern ableiten, einschließlich der Entfernung zu ihm.

Je weiter etwas entfernt ist, desto genauer muss man jedoch messen, um eine gute Entfernung zu erhalten. Mit unseren aktuellen Werkzeugen funktioniert Parallaxe nur für Dinge, die bis zu 100 Lichtjahre von der Erde entfernt sind.

In den frühen 1900er Jahren entdeckten wir einen Sterntyp, der als Cepheid-Stern bekannt ist. Das Coole an ihnen ist, dass sie in regelmäßigen Abständen dunkler und heller werden. Das Intervall hängt nur von der absoluten Helligkeit der Sterne ab. Bei der Leuchtkraft gilt: Je weiter etwas entfernt ist, desto dunkler erscheint es. Wenn Sie sich also einen dieser Cepheiden-Sterne ansehen und die Periode seiner Intervalle messen, können Sie feststellen, wie hell er wirklich ist. Wenn Sie vergleichen, wie hell es wirklich ist, wie hell es erscheint, können Sie bestimmen, wie weit es entfernt ist (da die Geschwindigkeit, mit der Dinge dunkler erscheinen, mathematisch mit der Entfernung zusammenhängt).

Cepheidensterne sind relativ häufig und insgesamt ziemlich hell, sodass wir Entfernungen von bis zu Millionen Lichtjahren messen können.

Wir können ähnliche Methoden für andere Phänomene mit bekannter Helligkeit wie Supernovae verwenden, um noch weiter entfernte Entfernungen bis zu einer Milliarde Lichtjahre zu messen.

Schließlich dehnt sich das Universum aus. Je weiter zwei Objekte voneinander entfernt sind, desto schneller entfernen sie sich. Wenn Licht von einem sich von Ihnen wegbewegenden Objekt emittiert wird, wird das Licht “gestreckt”, wodurch es “roter” erscheint, als es wirklich ist^(*). Wenn Sie also eine Art Objekt mit bekannter Helligkeit betrachten, können Sie messen, wie rot ihr Licht ist, was Ihnen sagt, wie schnell es sich von Ihnen entfernt. Da die Geschwindigkeit, mit der sich das Objekt von Ihnen wegbewegt, mit seiner Entfernung von Ihnen zusammenhängt, können Sie dann seine Entfernung berechnen.

* – Nicht unbedingt *buchstäblich* röter (obwohl es möglich ist), sondern seine Wellenlängen sind länger (gestreckt). Dies steht im Gegensatz zu aufeinander zu bewegenden Objekten, deren Wellenlängen gequetscht und daher kleiner sind, was sie blauer macht. Die Begriffe Rot und Blau beziehen sich auf die Tatsache, dass Rot und Blau die langen bzw. kurzen Wellenlängen unseres sichtbaren Lichtspektrums einnehmen.

Bei sehr weit entfernten Planeten betrachten wir die Bewegung des Sterns, den sie umkreisen. Wenn ein Körper einen anderen umkreist, obwohl es so scheint, als ob der Stern stationär wäre und der Planet ihn umkreist, kreisen sie tatsächlich umeinander. Dies bedeutet, dass der Stern ganz leicht “wackelt”. Sie können sehen, wie das funktioniert in [this](https://spaceplace.nasa.gov/review/barycenter/doppspec-above.en.gif) und [this](https://spaceplace.nasa.gov/barycenter/ de/dopspec-inline.en.gif) gif. Wir können dieses Wackeln erkennen, indem wir uns winzige, aber periodische Veränderungen im Licht eines Sterns ansehen. Die Wellenlänge variiert aufgrund der Bewegung des Sterns geringfügig. Diese Technik, die als Doppler-Spektroskopie bezeichnet wird, kann uns in Kombination mit einigen anderen Techniken und Messungen eine erstaunliche Menge an Informationen liefern und uns sogar die Bestimmung der Masse und der Umlaufzeit des Planeten und manchmal sogar der Temperatur auf diesem Planeten ermöglichen.

Bei Sternen können wir die Größe normalerweise anhand der Art des von ihnen emittierten Lichts bestimmen. Die Masse des Sterns wird teilweise durch die Temperatur des Sterns bestimmt, und das vom Stern emittierte Licht kann uns die Temperatur des Sterns sagen. Damit können wir uns ein Bild von der Größe und Masse eines Sterns machen.

Wir verwenden Parallaxe. Halten Sie Ihren Finger auf Armlänge vor sich. Betrachten Sie den Hintergrund direkt hinter dem Finger, während Sie Ihren Kopf von einer Seite zur anderen bewegen. Versuchen Sie zu vermeiden, Ihren Finger zu bewegen. Sie sollten feststellen, dass sich auch der Hintergrund bewegt, was zu erwarten ist. Führen Sie nun den gleichen Trick aus, aber halten Sie beim ersten Mal Ihren Finger so hoch, dass der Hintergrund ganz nah bei Ihnen ist. Sie sollten beachten, dass sich der Hintergrund mehr bewegt, wenn Sie Ihren Kopf bewegen, als wenn der Hintergrund weit entfernt ist. Dieses Phänomen macht sich auch bemerkbar, wenn Sie während der Fahrt aus einem der Beifahrerfenster eines Autos schauen. Wenn Sie Bäume direkt neben der Straße betrachten, sehen Sie sie vorbeisausen, aber wenn Sie einen weit entfernten Baum betrachten, scheint er sich langsamer zu bewegen. Dieser Effekt wird Parallaxe genannt und wir verwenden ihn, um zu messen, wie weit Sterne entfernt sind. In der Astronomie verwenden wir weit entfernte Sterne als Referenz und machen den fraglichen Stern zum “finger”. [Hier](https://javalab.org/en/stellar_parallax_en/) ist ein gutes Beispiel dafür, wie das funktioniert. Anstatt unseren Kopf zu bewegen, lassen wir die Erde die Sonne umkreisen und verwenden dann die einfache Trigonometrie, um die Entfernung herauszufinden.

Bei Planeten funktioniert dies nicht wirklich, weil sie kein Licht emittieren, also schauen wir uns normalerweise den Stern an, den er umkreist, und sehen, wie weit er entfernt ist. Dies gibt uns dann eine anständige Vorstellung von der Entfernung zu diesem Planeten.

Der Grund, warum wir darin so gut sind, ist, dass die beteiligte Physik wirklich gut verstanden ist. Die Gesetze, die beschreiben, wie Planeten Sterne umkreisen, sind wirklich bekannt, und das bedeutet, dass wir aus den wenigen Dingen, die wir messen können, eine Menge Informationen extrahieren können. Ich sehe es immer so, dass wir jeden einzelnen Tropfen an Informationen, den wir erhalten, für alles melken, was es uns über den Stern sagen kann, von dem es stammt. Einer der Leute in meinen Analysis-Kursen nannte es immer “Datenabfrage” und er war ehrlich gesagt nicht so weit weg, weil wir aus so wenig Daten so viele Daten gewinnen.


Was sagen uns Spektren?

Die meisten hellen astronomischen Objekte leuchten, weil sie heiß sind. In solchen Fällen sagt uns das Kontinuum, das sie aussenden, die Temperatur. Hier ist eine sehr grobe Anleitung.

Temperatur
(in Kelvin)
Vorherrschend
Strahlung
Astronomische Beispiele
600Infrarot Planeten, warmer Staub
6,000Optisch Die Photosphäre der Sonne und anderer Sterne
60,000UV Die Photosphäre sehr heißer Sterne
600,000Weiche Röntgenstrahlen Die Korona der Sonne
6,000,000Röntgenstrahlen Die Korona der aktiven Sterne

Aus den Spektrallinien können wir viel mehr lernen als aus dem Kontinuum.

Die chemische Zusammensetzung von Sternen

Die Untersuchungen des Sonnenspektrums (Joseph Fraunhofer ist der bekannteste und wahrscheinlich auch der wichtigste frühe Beitrag zu diesem Feld) zeigten jedoch Absorptionslinien (dunkle Linien gegen das hellere Kontinuum). Der genaue Ursprung dieser „Fraunhofer-Linien“, wie wir sie heute nennen, blieb lange Zeit zweifelhaft, bis Gustav Kirchhoff 1859 verkündete, dass derselbe Stoff entweder Emissionslinien erzeugen kann (wenn ein heißes Gas sein eigenes Licht emittiert) ) oder Absorptionslinien (wenn Licht von einer helleren und normalerweise wärmeren Quelle durchstrahlt wird). Jetzt hatten Wissenschaftler die Möglichkeit, die chemische Zusammensetzung von Sternen durch Spektroskopie zu bestimmen!

Einer der dramatischsten Triumphe der astrophysikalischen Spektroskopie im 19. Jahrhundert war die Entdeckung von Helium. Eine Emissionslinie bei 587,6 nm wurde erstmals während der Sonnenfinsternis vom 18. August 1868 in der Sonnenkorona beobachtet, obwohl die genaue Wellenlänge damals schwierig zu bestimmen war (aufgrund der kurzen Beobachtung mit temporären Anordnungen von Instrumenten, die nach Asien transportiert wurden). . Zwei Monate später nutzte Norman Lockyer eine clevere Technik und schaffte es, Sonnenvorsprünge zu beobachten, ohne auf eine Sonnenfinsternis zu warten. Er notierte die genaue Wellenlänge (587,6 nm) dieser Linie und sah, dass kein bekanntes terrestrisches Element eine Linie bei dieser Wellenlänge hatte. Er kam zu dem Schluss, dass dies ein neu entdecktes Element sein muss und nannte es „Helium“. Helium wurde schließlich (1895) auf der Erde entdeckt und zeigte dieselbe 587,6-nm-Linie. Heute wissen wir, dass Helium das zweithäufigste Element im Universum ist.

Wir wissen heute auch, dass das häufigste Element Wasserstoff ist. Diese Tatsache war jedoch zunächst nicht offensichtlich. Die langjährigen Beobachtungs- und theoretischen Arbeiten gipfelten 1925, als Cecilia Payne ihre Doktorarbeit mit dem Titel „Stellar Atmospheres“ veröffentlichte. (Fußnote: Dies war die erste in Harvard verliehene Doktorarbeit, sie wurde fast 40 Jahre später auch als "zweifellos die brillanteste Doktorarbeit, die jemals in der Astronomie geschrieben wurde" gelobt. Später wandte sie sich den Studien veränderlicher Sterne zu und prägte den Begriff "kataklysmische Variablen". '.) In dieser frühen Arbeit verwendete sie viele ausgezeichnete Spektren, die von Harvard-Beobachtern aufgenommen wurden, und maß die Intensitäten von 134 verschiedenen Linien von 18 verschiedenen Elementen. Sie wandte die aktuelle Theorie der Spektrallinienbildung an und stellte fest, dass die chemische Zusammensetzung der Sterne wahrscheinlich alle ähnlich war, wobei die Temperatur der wichtige Faktor bei der Entstehung ihrer unterschiedlichen Erscheinungen war. Sie konnte dann die Häufigkeiten von 17 Elementen relativ zum 18. Silizium abschätzen. Wasserstoff schien mehr als eine Million Mal häufiger vorzukommen als Silizium, eine Schlussfolgerung, die so unerwartet war, dass es viele Jahre dauerte, bis sie allgemein akzeptiert wurde.

Die Bewegung von Sternen und Galaxien

Wenn das Spektrum eines Sterns rot- oder blauverschoben ist, können Sie daraus seine Geschwindigkeit entlang der Sichtlinie ableiten. Solche 'Radialgeschwindigkeits'-Studien hatten mindestens drei wichtige Anwendungen in der Astrophysik.

Die erste ist das Studium von Doppelsternsystemen. Die Komponentensterne in einem Binärsystem drehen sich umeinander. Sie können die Radialgeschwindigkeiten für einen Zyklus (oder mehr!)Wenn Sie zusätzliche Informationen haben, z. B. aus Beobachtungen von Finsternisse (siehe Lichtkurve), dann können Sie manchmal die Massen der Sterne genau messen. Eine entscheidende Rolle bei der Bestimmung der Massen und der Radien verschiedener Sternarten haben ekliptische Doppelsternbilder gespielt, in denen Sie die Spektrallinien beider Sterne sehen können.

Das zweite ist das Studium der Struktur unserer Galaxie. Sterne in der Galaxie drehen sich um ihr Zentrum, genau wie Planeten sich um die Sonne drehen. Es ist komplizierter, weil die Gravitation in diesem Fall auf alle Sterne in der Galaxie zusammen zurückzuführen ist. (Im Sonnensystem ist die Sonne eine so dominante Quelle, dass Sie die Anziehungskraft der Planeten mehr oder weniger ignorieren können). Daher haben Untersuchungen der Radialgeschwindigkeit von Sternen (binär oder einzeln) eine wichtige Rolle bei der Bestimmung der Form der Galaxie gespielt. Es ist auch heute noch ein aktives Feld. Zum Beispiel stammt einer der Beweise für dunkle Materie aus der Untersuchung der Geschwindigkeitsverteilung in verschiedenen Entfernungen vom Zentrum der Galaxie. Eine weitere aufregende Entwicklung sind die Radialgeschwindigkeitsstudien von Sternen in unmittelbarer Nähe des galaktischen Zentrums, die stark darauf hindeuten, dass unsere Galaxie ein massereiches Schwarzes Loch enthält.

Die dritte ist die Expansion des Universums. Edwin Hubble stellte fest, dass weiter entfernte Galaxien tendenziell mehr rotverschobene Spektren aufweisen. Obwohl selbst von Einstein nicht vorhergesagt, ist ein derart expandierendes Universum eine natürliche Lösung für seine allgemeine Relativitätstheorie. Heute wird die Rotverschiebung für weiter entfernte Galaxien als primärer Indikator für ihre Entfernungen verwendet. Das Verhältnis der Rezessionsgeschwindigkeit zur Entfernung wird als Hubble-Konstante bezeichnet, und die genaue Messung ihres Wertes ist heute eine der wichtigsten Errungenschaften der Astrophysik mit Werkzeugen wie dem Hubble-Weltraumteleskop.


Wie misst man Geschwindigkeiten weit entfernter, heller Objekte - Astronomie

Die Wellennatur von Licht bedeutet, dass sich die Spektrallinien eines Objekts verschieben, wenn es sich bewegt. Dieser Effekt ist als . bekannt Doppler-Effekt. Sie haben wahrscheinlich den Doppler-Effekt in der Änderung der Tonhöhe des Geräusches gehört, das von etwas kommt, das sich auf Sie zu oder von Ihnen weg bewegt (z. B. eine Zugpfeife, eine Polizeisirene, die Musik eines Eiswagens, ein Moskitosummen). Geräusche von sich bewegenden Objekten zu du bist bei a höher Tonhöhe, weil die Schallwellen zusammengedrückt werden, wodurch die Wellenlänge der Schallwellen verkürzt wird. Geräusche von sich bewegenden Objekten Weg von du bist bei a niedriger Tonhöhe, weil die Schallwellen auseinander gestreckt werden, wodurch die Wellenlänge verlängert wird. Licht verhält sich genauso.

Die Bewegung der Lichtquelle bewirkt, dass die Spektrallinien ihre Positionen verschieben. Die Bewegung eines Objekts verursacht eine Wellenlängenverschiebung = Neu - sich ausruhen das hängt von der Geschwindigkeit und Richtung ab, in die sich das Objekt bewegt. Der Betrag der Verschiebung hängt von der Geschwindigkeit des Objekts ab: = sich ausruhen × Vradial / c, wo c ist die Lichtgeschwindigkeit, sich ausruhen ist die Wellenlänge, die Sie messen würden, wenn das Objekt in Ruhe wäre und Vradial ist die Geschwindigkeit entlang der Sichtlinie.

In dieser kleinen Formel sind viele Informationen gespeichert! Erstens heißt es, dass die Schneller das Objekt bewegt sich, das größer die Dopplerverschiebung. Beispielsweise wird eine bestimmte Emissionslinie von Wasserstoff von nahen Galaxien um einen kleineren Betrag verschoben als dieselbe Linie von weit entfernten Galaxien. Dies bedeutet, dass sich die weit entfernten Galaxien schneller bewegen als die nahen Galaxien. Auch die von Polizisten eingesetzten „Radargeschütze“ funktionieren nach diesem Prinzip. Sie senden eine Radiowelle einer bestimmten Wellenlänge (oder Frequenz) aus, die von einem Auto reflektiert wird, zurück zur ``Radarkanone''. Das Gerät bestimmt die Geschwindigkeit des Fahrzeugs aus der Differenz der Wellenlänge (oder Frequenz) des gesendeten Strahls und des reflektierten Strahls.

Zweitens ist der Begriff Vradial bedeutet, dass nur die Bewegung des Objekts entlang der Sichtlinie ist wichtig. Bewegt sich das Objekt in einem Winkel zur Sichtlinie, dann sagt die Dopplerverschiebung () nur den Teil seiner Bewegung entlang der Sichtlinie aus. Sie müssen andere Techniken verwenden, um zu bestimmen, wie viel der Gesamtgeschwindigkeit eines Objekts senkrecht zur Sichtlinie ist.

Schließlich können Sie anhand der Verschiebung der Spektrallinien erkennen, ob sich das Objekt auf Sie zu oder von Ihnen weg bewegt. Wenn sich das Objekt bewegt zu Sie, die Wellen sind komprimiert, also ist ihre Wellenlänge kürzer. Die Linien werden zu kürzeren (blaueren) Wellenlängen verschoben --- dies wird als a . bezeichnet Blauverschiebung. Wenn sich das Objekt bewegt Weg von dir sind die Wellen gestreckt, also ist ihre Wellenlänge länger. Die Linien sind zu längeren (röteren) Wellenlängen verschoben --- das nennt man a Rotverschiebung.

Diese Erklärung funktioniert auch, wenn Sie sich bewegen und das Objekt stationär ist oder sich sowohl Sie als auch das Objekt bewegen. Der Doppler-Effekt verrät Ihnen etwas über die relativ Bewegung des Objekts in Bezug auf Sie. Die Spektrallinien fast aller Galaxien im Universum sind zum roten Ende des Spektrums verschoben. Dies bedeutet, dass sich die Galaxien von der Milchstraße entfernen und ein Beweis für die Expansion des Universums ist.

Der Doppler-Effekt beeinflusst die Gesamtfarbe eines Objekts nicht, es sei denn, es bewegt sich mit einem erheblichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit (SEHR schnell!). Bei einem Objekt, das sich auf uns zubewegt, werden die roten Farben nach Orange verschoben und das Nahinfrarot wird nach Rot verschoben usw. Alle Farben verschieben sich. Die Gesamtfarbe des Objekts hängt von den kombinierten Intensitäten aller Wellenlängen (Farben) ab. Die erste Abbildung unten zeigt die kontinuierlichen Spektren der Sonne bei drei Geschwindigkeiten (Null, schnelle 0,01c, ein SEHR schnelles 0,1c). Die Wasserstoff-Alpha-Linie (bei 656,3 nm) wird ebenfalls angezeigt. Objekte in unserer Galaxie bewegen sich mit Geschwindigkeiten von viel weniger als 0,01c. Das dopplerverschobene kontinuierliche Spektrum für die Sonne, die sich mit 0,01 . bewegtc ist fast nicht von der ruhenden Sonne zu unterscheiden, selbst wenn Sie nur auf die optischen Wellenlängen heranzoomen (zweite Abbildung). Die Dopplerverschiebung der Spektrallinie ist jedoch für die langsame Geschwindigkeit leicht zu erkennen. Durch weiteres Heranzoomen können Sie Spektrallinien-Doppler-Verschiebungen für Geschwindigkeiten von nur 1 km/s oder darunter erkennen (weniger als 3,334吆 -6 c).


Letzte Projekte

Entschlüsselung der kinematischen Struktur der Kleinen Magellanschen Wolke durch ihre Population des Roten Riesen

In Zivick, Kallivayalil und van der Marel 2020 präsentieren wir ein neues kinematisches Modell für die Small Magellanic Cloud (SMC), das Daten aus dem gaia Data Release 2-Katalog verwendet. Wir identifizieren eine Stichprobe von astrometrisch gut verhaltenen Roten Riesen (RG)-Sternen, die zum SMC gehören, und stimmen mit öffentlich verfügbaren Radialgeschwindigkeits-Katalogen (RV) überein. Wir erstellen ein räumliches 3D-Modell für die RGs, verwenden RR Lyrae für Entfernungsverteilungen und wenden kinematische Modelle mit unterschiedlichen Rotationseigenschaften und einer neuartigen Gezeitenexpansionsvorschrift an, um Kataloge für simulierte Eigenbewegungen (PM) zu erstellen. Wenn wir diese Serie von Scheinkatalogen mit den beobachteten RG-Daten vergleichen, finden wir eine Kombination aus moderater Rotation (mit einer Größe von ∼10−20∼10−20 km s−1−1 bei 1 kpc vom SMC-Zentrum, Neigung zwischen ∼50−80∼50−80 Grad und eine überwiegend Nord-Süd-Linie der Knotenpositionswinkel von ∼180∼180 Grad) und Gezeitenausdehnung (mit einer Skalierung von ∼10∼10 km s−1−1 kpc− 1−1) ist erforderlich, um die PM-Signaturen zu erklären. Die genauen Best-Fit-Parameter hängen etwas davon ab, ob wir nur die PMs bewerten oder die RVs als qualitative Überprüfung einbeziehen, wobei eine kleine Spannung zwischen den PM- und RV-Schlussfolgerungen verbleibt. In beiden Fällen unterscheidet sich der von unserem Modell bevorzugte Parameterraum sowohl von zuvor abgeleiteten Rotationsgeometrien, einschließlich von SMC H Gas- und RG-RV-only-Analysen, als auch von neuen SMC-PM-Analysen, die schlussfolgern, dass eine Rotation Signatur ist nicht nachweisbar. Zusammengenommen unterstreicht dies die Notwendigkeit, die SMC als eine Reihe verschiedener Populationen mit unterschiedlicher Kinematik zu behandeln.

Forschungsunterlagen

Die Orbitalgeschichten von Magellan-Satelliten mit Gaia DR2 Proper Motions2

Mit der Veröffentlichung von Gaia DR2 ist es nun erstmals möglich, die Eigenbewegungen (PMs) der masseärmsten, ultraschwachen Satelliten im Halo der Milchstraße (MW) zu messen. Viele dieser schwachen Satelliten sollen als Satelliten der Magellanschen Wolken (MCs) akkretiert worden sein. Bei Patel, Kallivayalil, Garavito-Camargo et al. 2020 berechnen wir mit ihren 6D-Phasenrauminformationen die Umlaufbahnen von 13 ultraschwachen Satelliten und fünf klassischen Satelliten in einem kombinierten MW+LMC+SMC-Potenzial, um zu bestimmen, welche Galaxien dynamisch mit der LMC/SMC assoziiert sind. Wir identifizieren drei Klassen von Galaxien, die kürzlich mit den MCs interagiert haben: i.) MW-Satelliten auf Hochgeschwindigkeitsbahnen, die sich den MCs vor < 1 Gyr nahe (< 100 kpc) genähert haben (Sculptor 1, Tucana 3, Segue 1 ) ii.) kurzzeitige Magellan-Satelliten, die kürzlich eine nahe perizentrische Passage abgeschlossen haben (Reticulum 2, Phoenix 2) und iii.) langfristige Magellan-Satelliten, die zwei aufeinanderfolgende kürzliche, nahe Passagen abgeschlossen haben (Carina 2, Carina 3, Horologium 1, Hydrus 1). Die Ergebnisse werden für einen Bereich von MW- und LMC-Massen berichtet. Im Gegensatz zu früheren Arbeiten finden wir keine dynamische Assoziation zwischen Carina, Fornax und den MCs. Wir stellen fest, dass Aquarius 2, Canes Venatici 2, Crater 2, Draco 1, Draco 2, Hydra 2 und Ursa Minor keine Mitglieder des Magellanschen Systems sind. Schließlich stellen wir fest, dass die Hinzufügung des Gravitationspotentials der SMC die Langlebigkeit von Satelliten als Mitglieder des Magellan-Systems (Kurzzeit- versus Langzeit-Satelliten) beeinflusst, aber die Gesamtpopulation der Magellan-Satelliten nicht ändert.

Forschungsunterlagen

Das richtige Bewegungsfeld entlang der Magellanschen Brücke: eine neue Untersuchung der LMC-SMC-Interaktion

Bei Zivick, Kallivayalil, Besla et al. 2019 präsentieren wir die erste detaillierte kinematische Analyse der Eigenbewegungen (PMs) von Sternen in der Magellanschen Brücke, sowohl aus den Gaia Data Release 2 Katalog und ab Hubble-Weltraumteleskop Erweiterte Kamera für Vermessungsdaten. Für die Gaia Daten identifizieren und selektieren wir zwei Populationen von Sternen in der Bridge-Region, junge Hauptreihen (MS) und rote Riesensterne. Die räumlichen Positionen der Sterne werden mit der bekannten H-Gasstruktur verglichen, wobei eine Korrelation zwischen den MS-Sternen und dem HI-Gas gefunden wird. In dem Hubble-Weltraumteleskop Feldern stammt unser Signal hauptsächlich von einer älteren MS- und Turn-off-Population, und die Grundlinien der Eigenbewegung liegen zwischen ∼4 und 13 Jahren. Es wurde festgestellt, dass die PMs dieser verschiedenen Populationen untereinander sowie über die beiden Teleskope hinweg konsistent sind. Wenn die absolute Bewegung der Kleinen Magellanschen Wolke abgezogen wird, zeigen die restlichen Brückenbewegungen ein allgemeines Muster, das von der Kleinen Magellanschen Wolke weg in Richtung der Großen Magellanschen Wolke zeigt. Wir vergleichen die Kinematik der Sternproben im Detail mit numerischen Simulationen der Wechselwirkungen zwischen den Kleinen und Großen Magellanschen Wolken und finden eine allgemeine Übereinstimmung zwischen der Kinematik der beobachteten Populationen und einer Simulation, in der die Wolken kürzlich einer direkten Kollision unterzogen wurden.

Forschungsunterlagen

Zeitungsartikel

Die fehlenden Satelliten der Magellanschen Wolken? Gaia Proper Motions of the kürzlich entdeckten ultra-faint Galaxies

In Kallivayalil, Sales, Zivick, Fritz et al. 2018 präsentieren wir Eigenbewegungsmessungen für 13 der 32 neu entdeckten Zwerggalaxienkandidaten mit Hilfe von Gaia Data Release 2. Alle 13 haben auch Radialgeschwindigkeitsmessungen. Wir vergleichen die gemessenen 3D-Geschwindigkeiten dieser Zwerge in einer numerischen Simulation mit denen, die bei der entsprechenden Entfernung und Position für die Trümmer eines LMC-Analogs erwartet werden. Wir schließen daraus, dass 4 dieser Galaxien (Hor1, Car2, Car3 und Hyd1) mit dem Magellanschen Wolkensystem hereingekommen sind, was die erste Bestätigung des von LCDM vorhergesagten Typs von Satelliteneinfall darstellt. Ret2, Tuc2 und Gru1 haben einige Geschwindigkeitskomponenten, die innerhalb von 3 Sigma unserer Vorhersagen nicht konsistent sind und daher weniger günstig sind. Hyd2 und Dra2 könnten mit dem LMC in Verbindung gebracht werden und verdienen weitere Aufmerksamkeit. Wir schließen Tuc3, Cra2, Tri2 und Aqu2 als potenzielle Mitglieder aus. Von den Zwergen ohne gemessene PMs werden 6 allein aufgrund ihrer Positionen und Entfernungen als unwahrscheinlich angesehen, was sie zu weit von der für LMC-Trümmer erwarteten Orbitalebene (Eri2, Ind2, Cet2, Tri2, Cet3 und Vir1) entfernt. Für die verbleibende Stichprobe verwenden wir die Simulation, um Eigenbewegungen und Radialgeschwindigkeiten vorherzusagen, und stellen fest, dass Phx2 eine Überdichte an Sternen in DR2 aufweist, die mit dieser PM-Vorhersage übereinstimmt. Wenn seine Radialgeschwindigkeit bei ∼−15 km s -1 bestätigt wird, ist es wahrscheinlich auch ein Mitglied.

Forschungsunterlagen

Das richtige Bewegungsfeld der kleinen Magellanschen Wolke: Kinematische Beweise für ihre Gezeitenstörung

In Zivick, Kallivayalil, van der Marel et al. 2018 präsentieren wir eine neue Messung der systemischen Eigenbewegung der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC), basierend auf einem erweiterten Satz von 30 Feldern, die Hintergrundquasare enthalten und eine ∼3-Jahres-Basislinie umspannen, unter Verwendung der Hubble-Weltraumteleskop Weitfeldkamera 3 (HST WFC3). Kombinieren dieser Daten mit unseren vorherigen 5 HST Felder und zusätzlich 8 Messungen aus dem Gaia-Tycho Astrometric Solution Catalog, bringt uns zu insgesamt 43 SMC-Feldern. Wir messen eine systemische Bewegung von μW = −0,82 ± 0,02 (zufällig) ± 0,10 (systematisch) mas yr -1 und μN = −1,21 ± 0,01 (zufällig) ± 0,03 (systematisch) mas yr -1 . Nach Subtraktion der systemischen Bewegung finden wir nur wenige Hinweise auf eine Rotation, aber eine geordnete mittlere Bewegung radial von der SMC weg in den äußeren Regionen der Galaxie, was darauf hindeutet, dass die SMC im Prozess einer Gezeitenstörung ist. Wir modellieren die vergangenen Interaktionen der Wolken miteinander basierend auf der gemessenen gegenwärtigen Relativgeschwindigkeit zwischen ihnen von 103±26 km s -1 . Wir stellen fest, dass die Wolken in 97% unserer betrachteten Fälle eine direkte Kollision vor 147 ± 33 Millionen Jahren mit einem mittleren Aufprallparameter von 7,5 ± 2,5 kpc erlebten.

Forschungsunterlagen

Die Umlaufbahn und der Ursprung der ultradünnen Zwerggalaxie Segue 1

In Fritz, Lokken, Kallivayalil et al. 2018 präsentieren wir die erste Eigenbewegungsmessung für eine ultradünne kugelförmige Zwerggalaxie, Segue 1, unter Verwendung von SDSS- und LBC-Daten als erste und zweite Epoche, die durch eine Basislinie von ∼10 Jahren getrennt sind. Wir erhalten eine Bewegung von μαcos(δ)=−0.37±0.57 mas yr -1 und μδ=−3.39±0.58 mas yr -1 . In Kombination mit der bekannten Sichtliniengeschwindigkeit entspricht dies einem galaktozentrischen Vrad=84±9 und Vtan=164 +66 −55 kms -1 . Anwenden von Halomassen der Milchstraße zwischen 0,8 bis 1,6 × 1012 M ergibt ein Apozentrum bei 33,9 + 21,7 −7.4 kpc und Perizentrum bei 15,4 +10,1 −9.0 kpc vom galaktischen Zentrum, was auf Segue . hinweist

1 ist ziemlich eng mit der Milchstraße verbunden. Da weder der Orbitalpol von Segue 1 noch seine Entfernung zur Milchstraße den massereicheren klassischen Zwergen ähnelt, ist es sehr unwahrscheinlich, dass Segue 1 einst ein Satellit einer massereichen bekannten Galaxie war. Mit kosmologischen Zoom-in-Simulationen von Galaxien mit der Masse der Milchstraße identifizieren wir Subhalos auf ähnlichen Bahnen wie Segue 1, was die folgenden Bahneigenschaften impliziert: ein medianer erster Einfall 8,1 +3,6 −4.3 Vor Gyrs, ein Median von 4 perizentrischen Passagen seither und ein Perizentrum von 22,8 +4,7 −4.8 kpc. Dies ist etwas größer als das direkt aus den Parametern von Segue 1 und Milchstraße abgeleitete Perizentrum, da Galaxien mit einem kleinen Perizentrum eher zerstört werden. Von den überlebenden Subhalo-Analoga waren zuvor nur 27% ein Satellit einer massereicheren Zwerggalaxie (die jetzt zerstört ist), daher ist Segue 1 eher allein akkretiert.

Forschungsunterlagen

Die richtige Bewegung von Pyxis: der erste Einsatz von adaptiver Optik zusammen mit HST an einem lichtschwachen Halo-Objekt:

In Fritz, Linden, Zivick, Kallivayalil et al. 2017 präsentieren wir eine Eigenbewegungsmessung für den Halo-Kugelsternhaufen Pyxis, wobei HST/ACS-Daten als erste Epoche und GeMS/GSAOI-Daten der adaptiven Optik als zweite Epoche verwendet werden, getrennt durch eine Basislinie von ∼ 5 Jahren. Unser Trägheitsbezugssystem besteht aus Hintergrundgalaxien. Dies ist sowohl die erste Messung der Eigenbewegung von Pyxis als auch die erste Kalibrierung und Verwendung von Multi-Conjugate Adaptive Optics-Daten, um eine absolute Eigenbewegung für ein schwaches, entferntes Halo-Objekt zu messen. Wir verwenden die erhaltene dreidimensionale Geschwindigkeit von Pyxis und dynamische Modellierung, um zu zeigen, dass Pyxis kein plausibler Vorläufer des ATLAS-Stroms ist. Wir verwenden eine kosmologische numerische Simulation der Milchstraße mit einem LMC-Analogon, um zu zeigen, dass es sehr unwahrscheinlich ist, dass Pyxis mit dem Magellan-System in Verbindung steht. Die exzentrische Umlaufbahn verstärkt die Argumente für einen extragalaktischen Ursprung von Pyxis. Die Metallizität und das Alter von Pyxis deuten auf eine Herkunft von einem ziemlich massiven ehemaligen Wirt, zumindest der Masse von Leo II., hin. Diese Arbeit wurde in einer Gemini-Pressemitteilung hervorgehoben.

Forschungsunterlagen

Zeitungsartikel

Die Form des inneren Milchstraßen-Halos aus Beobachtungen der stellaren Ströme Pal 5 und GD-1:

In Bovy, Bahmanyar, Fritz & Kallivayalil 2016 beschränken wir die Form des Halos der Milchstraße durch dynamische Modellierung der beobachteten Phasenraumspuren der Gezeitenströme Pal 5 und GD-1. Wir finden, dass die einzigen Informationen über das Potenzial, die aus den Spuren dieser Ströme gewonnen werden, genaue Messungen der Form des Gravitationspotenzials – das Verhältnis von vertikaler zu radialer Beschleunigung – am Ort der Ströme sind, mit schwächeren Einschränkungen für die Radial- und Vertikalbeschleunigungen getrennt. Letzteres wird sich mit präzisen Eigenbewegungsmessungen von Gaia deutlich verbessern. Wir messen, dass die gesamte Potentialabflachung an der Stelle von GD-1 0,95 +/- 0,04 beträgt ([R,z]

[12.5,6.7] kpc) und 0.94 +/- 0.05 an der Position von Pal 5 ([R,z]

[8.4,16.8] kpc). In Kombination mit Einschränkungen des Kraftfeldes in der Nähe der galaktischen Scheibe bestimmen wir, dass das Achsenverhältnis der Dichteverteilung des Halos der dunklen Materie 1,05 +/- 0,14 innerhalb der inneren 20 kpc beträgt, mit einem Hinweis darauf, dass der Halos in der Nähe des Randes flacher wird dieses Bandes. Die Halomasse innerhalb von 20 kpc beträgt 1,1 +/- 0,1 x 10^ <11>M_sun. Ein Halo aus dunkler Materie, der so nahe an einer Kugelform ist, steht in Spannung mit den Vorhersagen aus numerischen Simulationen der Bildung von Halos aus dunkler Materie.

Forschungsunterlagen

Identifizierung echter Satelliten der Magellanschen Wolken:

In Sales, Navarro, Kallivayalil & Frenk 2016 untersuchen wir, welche der neu gefundenen massearmen Satelliten möglicherweise vom Magellanschen System eingebracht wurden. Die hierarchische Natur von LCDM legt nahe, dass die Magellanschen Wolken vor ihrem Einfall in die Milchstraße von einer Reihe von Satelliten umgeben gewesen sein müssen.Viele dieser Satelliten sollten sich immer noch in unmittelbarer Nähe der Wolken befinden, aber einige könnten sich entlang ihrer galaktischen Umlaufbahn vor / hinter den Wolken verstreut haben. In jedem Fall führt die vorherige Assoziation mit den Wolken zu starken Einschränkungen der heutigen Positionen und Geschwindigkeiten der Magellan-Kandidaten: Sie müssen nahe der nahezu polaren Bahnebene des Magellan-Stroms liegen, und ihre Entfernungen und Radialgeschwindigkeiten müssen den Breitengradabhängigkeit für einen Gezeitenstrom mit den Wolken im Perizentrum erwartet. Wir verwenden eine kosmologische numerische Simulation der Unterbrechung eines massiven Subhalos in einem LCDM-Halos von der Größe einer Milchstraße, um zu testen, ob einer der 20 Satelliten mit geringer Masse, die kürzlich in den DES-, SMASH-, Pan-STARRS- und ATLAS-Untersuchungen entdeckt wurden, wirklich miteinander verbunden sind mit den Wolken. Von den 6 Systemen mit kinematischen Daten haben nur Hydra II und Hor 1 Abstände und Radialgeschwindigkeiten, die mit einem magellanschen Ursprung übereinstimmen. Von den verbleibenden Satelliten mit geringer Masse haben sechs (Hor 2, Eri 3, Ret 3, Tuc 4, Tuc 5 und Phx 2) Positionen und Entfernungen, die mit einem magellanschen Ursprung übereinstimmen, aber kinematische Daten werden benötigt, um diese Möglichkeit zu untermauern. Ein schlüssiger Beweis für eine Assoziation würde Eigenbewegungen erfordern, um die Richtung des Bahndrehimpulses einzuschränken, die bei echten Magellan-Satelliten mit der der Wolken übereinstimmen muss. Wir verwenden dieses Ergebnis, um Radialgeschwindigkeiten und Eigenbewegungen für alle neuen Satelliten mit geringer Masse vorherzusagen. Unsere Ergebnisse sind relativ unempfindlich gegenüber der Annahme des ersten oder zweiten Perizentrums für die Wolken.

Forschungsunterlagen

Astrometrie mit MCAO bei Gemini und bei ELTs:

Bei Fritzet al. 2016 präsentieren wir eine erste Analyse des astrometrischen Fehlerbudgets der absoluten Astrometrie relativ zu Hintergrundgalaxien mit adaptiver Optik. Für diese Analyse verwenden wir Bilder der multikonjugierten adaptiven Optik (MCAO), die mit GeMS/GSAOI bei Gemini South aufgenommen wurden. Wir finden, dass es möglich ist, eine Referenzpräzision von 0,3 mas in einem zufälligen Feld mit 1 Stunde an der Quelle unter Verwendung von schwachen Hintergrundgalaxien zu erhalten. Systematische Fehler sind unterhalb dieses Niveaus korrigierbar, so dass der Gesamtfehler ungefähr 0,4 mas beträgt. Da die Referenzquellen erweitert sind, halten wir es für notwendig, die Abhängigkeit des PSF-Schwerpunkts von der verwendeten Aperturgröße zu korrigieren, die ansonsten einen wichtigen Bias verursachen würde. Dieser Effekt muss auch bei Extremely Large Telescopes (ELTs) berücksichtigt werden. Wenn dieser Effekt korrigiert wird, haben ELTs das Potenzial, die Eigenbewegungen von Zwerggalaxien um M31 mit einer Genauigkeit von 10 km/s über eine Basislinie von 5 Jahren zu messen.

Forschungsunterlagen

Die richtige Bewegung von Palomar 5:

Wir haben das Large Binocular Telescope von UVa zusammen mit dem Sloan Digital Sky Survey verwendet, um die erste CCD-basierte Eigenbewegung für den Kugelsternhaufen Palomar 5 zu messen, der von der Milchstraße durch die Gezeiten gestört wird. Die anschließende Modellierung dieser Störung zeigt überraschende Hinweise darauf, dass der dunkle Halo der Milchstraße durch ein sphärisches Potential und nicht durch ein triaxiales Potential angemessen beschrieben wird.

Forschungsunterlagen

Sondierung des dunklen Halos der Milchstraße mit GeMS/GSAOI

Wir entwickeln die Verwendung von Methoden der adaptiven Optik (AO), um Eigenbewegungen (PMs) für eine Vielzahl von Tracern in der lokalen Gruppe zu messen, die für die GAIA-Astrometrie zu schwach sind. Die wissenschaftlichen Hauptziele dieses Programms sind die definitive Einschränkung der Form, Orientierung, des radialen Profils und der Gesamtmasse der Milchstraße des dunklen Halos. PMs sind schwer zu messen. Die Größe der subtendierten Bewegung in der Himmelsebene bei typischen Halo-Entfernungen (50 kpc) ist sehr klein im Vergleich zu den Genauigkeiten, die mit normalen bodengestützten Teleskopen erreichbar sind. Mit Hubble-Weltraumteleskop (HST)-Techniken wurde bei solchen Entfernungen eine Genauigkeit von 10 km/s erreicht. Die fortgesetzte Verwendung von HST ist jedoch offensichtlich durch seine Lebensdauer begrenzt, und nur ein Bruchteil der Unterstruktur der Lokalen Gruppe wurde untersucht. AO-Techniken sind der vielversprechendste langfristige Weg. Ziel ist es, im Rahmen eines kürzlich genehmigten Long/Large Gemini-Programms multikonjugierte AO-Methoden zur Messung hochgenauer PMs zu entwickeln. Dies wird auch als Ankerpunkt der optischen HST-K-Band-AO dienen, die auf einen Großteil des umfangreichen HST-Archivs, einschließlich M31-Unterkonstruktionen, angewendet werden kann, mit dem Potenzial für sehr hohe Genauigkeit, wenn sie in Zukunft mit extrem großen Teleskopen erweitert wird.

Forschungsunterlagen

Bilder von Pyxis (links) und Carina (rechts), aufgenommen mit dem GeMS/GSAOI-System auf Gemini South.

*Wenn Sie daran interessiert sind, diese Daten für Ihre Arbeit zu verwenden, wenden Sie sich bitte an Nitya Kallivayalil unter [email protected]


Berechnung der Parallaxe

Ein Astronom könnte für den Stern, den er beobachtet, einen Winkel von 2 Bogensekunden messen und die Entfernung zum Stern berechnen. Die Parallaxe ist so klein, dass sie in Bogensekunden gemessen wird, was einem Sechzigstel einer Bogenminute entspricht, was wiederum einem Sechzigstel einer Drehung entspricht.

Der Astronom weiß auch, dass sich die Erde zwischen den Beobachtungen um 2 AE bewegt hat. Mit anderen Worten, das von Erde, Sonne und Stern gebildete rechtwinklige Dreieck hat eine Länge von 1 AE für die Seite zwischen Erde und Sonne, während der Winkel am Stern innerhalb des rechtwinkligen Dreiecks halber gemessener Winkel oder 1 Bogensekunde. Dann ist die Entfernung zum Stern gleich 1 AE geteilt durch die Tangente von 1 Bogensekunde oder 206.265 AE.

Um die Handhabung der Parallaxenmaßeinheiten zu erleichtern, wird Parsec als die Entfernung zu einem Stern mit einem Parallaxenwinkel von 1 Bogensekunde oder 206.265 AE definiert. Um eine Vorstellung von den Entfernungen zu geben, beträgt eine AE etwa 93 Millionen Meilen, ein Parsec etwa 3,3 Lichtjahre und ein Lichtjahr etwa 6 Billionen Meilen. Die nächsten Sterne sind mehrere Lichtjahre entfernt.


Der Konkurrent Nr. 1 von The Death of Dark Matter

„Die Diskrepanz zwischen dem, was erwartet wurde, und dem, was beobachtet wurde, ist über die Jahre gewachsen, und wir bemühen uns immer stärker, die Lücke zu schließen.“ -Jeremia P. Ostriker

Wenn Sie sich für den Weltraum, das Universum und den Inhalt dieser gesamten Existenz interessieren, haben Sie wahrscheinlich von Dunkler Materie gehört – oder zumindest von Dunkler Materie Problem - Vor. Lassen Sie uns kurz einen Blick darauf werfen, was Sie sehen könnten, wenn Sie mit der besten Teleskoptechnologie, die wir je als Spezies entwickelt haben, auf das Universum blicken würden.

Dieses Bild natürlich nicht. Dies ist, was Sie auf die signifikante Weise sehen würden unterstützt menschliches Auge: eine kleine Region des Weltraums, die nur eine Handvoll schwacher, schwacher Sterne in unserer eigenen Galaxie enthält, und anscheinend nichts darüber hinaus.

Wir haben uns nicht nur diese Region im Besonderen, sondern viele andere ähnliche mit unglaublich sensiblen Instrumenten angesehen. Selbst in einer Region wie dieser, in der es keine hellen Sterne, Galaxien oder bekannte Haufen oder Gruppen gibt, müssen wir unsere Kameras nur für beliebig lange Zeiträume darauf richten. Wenn wir genug verstreichen lassen, beginnen wir, Photonen aus unglaublich schwachen, weit entfernten Quellen zu sammeln. Dieses kleine Kästchen, das oben mit „XDF“ markiert ist, ist der Standort des Hubble eXtreme Deep Field, einer Region, die so klein ist, dass es dauern würde 32,000,000 von ihnen, um den gesamten Nachthimmel zu bedecken. Und doch, hier ist, was Hubble gesehen hat.

Es gibt 5,500 einzigartige Galaxien, die in diesem Bild identifiziert wurden, was bedeutet, dass es mindestens 200 Milliarden Galaxien im gesamten Universum. Aber so beeindruckend diese Zahl auch ist, sie ist nicht einmal das Beeindruckendste, was wir durch das Studium der riesigen Anzahl und Vielfalt von Galaxien, Gruppen und Haufen darin über das Universum gelernt haben.

Denken Sie darüber nach, was diese Galaxien zum Leuchten bringt, ob direkt neben uns oder zig Milliarden Lichtjahre entfernt.

Es sind die Sterne, die in ihnen leuchten! In den letzten etwa 150 Jahren war eine der größten Errungenschaften der Astronomie und Astrophysik unser Verständnis davon, wie Sterne entstehen, leben, sterben und leuchten, während sie am Leben sind. Wenn wir das Sternenlicht einer dieser Galaxien messen, können wir sofort genau ableiten, welche Arten von Sternen darin vorhanden sind und wie hoch die Gesamtmenge ist Masse der Sterne im Inneren ist.

Behalten Sie dies im Kopf, während wir voranschreiten: Das Licht, das wir von den Galaxien, Gruppen und Haufen beobachten, die wir sehen, sagt uns, wie viel Masse in den Sternen dieser Galaxie, Gruppe oder Haufen ist. Aber Sternenlicht ist nicht das nur was wir messen können!

Wir können auch messen, wie diese Galaxien sind ziehen um, wie schnell sie rotieren, wie ihre Geschwindigkeiten relativ zueinander sind und so weiter. Das ist unglaublich mächtig, denn basierend auf den Gesetzen der Schwerkraft, wenn wir die Geschwindigkeiten messen von diesen Objekten können wir ableiten wie viel Masse-und-Materie da muss drin sein!

Denken Sie einen Moment darüber nach: Das Gravitationsgesetz ist universell, das heißt, es ist überall im Universum gleich. Das Gesetz, das das Sonnensystem regiert, muss dasselbe sein wie das Gesetz, das die Galaxien regiert. Und hier haben wir zwei verschiedene Möglichkeiten, die Masse der größten Strukturen im Universum zu messen:

  1. Wir können das von ihnen ausgehende Sternenlicht messen, und da wir wissen, wie Sterne funktionieren, können wir daraus schließen, wie viel Masse in Sternen in diesen Objekten vorhanden ist.
  2. Wir können messen, wie sie sich bewegen, da wir wissen, ob und wie sie gravitativ gebunden sind. Aus der Gravitation können wir ableiten, wie viel gesamt Masse in diesen Objekten ist.

Nun stellen wir uns also die entscheidende Frage: Stimmen diese beiden Zahlen überein?

Sie passen nicht nur nicht zusammen, sie sind nicht gleichmäßig schließen! Wenn Sie die in Sternen vorhandene Masse berechnen, erhalten Sie eine Zahl, und wenn Sie die Masse berechnen, die uns die Gravitation sagt Muss sei dabei, du bekommst eine nummer das ist 50 mal größer. Dies gilt unabhängig davon, ob Sie kleine Galaxien, große Galaxien oder Gruppen oder Galaxienhaufen betrachten.

Nun, das sagt uns etwas Wichtiges: entweder was auch immer 98% der Masse des Universums ausmacht ist nicht Sterne, oder unser Verständnis der Gravitation ist falsch. Schauen wir uns die erste Option an, denn wir haben a Menge von Daten dort.

Es könnte noch viele andere Dinge geben Außerdem Sterne, die die Masse von Galaxien und Haufen bilden, einschließlich:

  • Klumpen nichtleuchtender Materie wie Planeten, Monde, Mondchen, Asteroiden, Eisbälle usw.,
  • neutrales und ionisiertes interstellares Gas, Staub und Plasma,
  • Schwarze Löcher,
  • Sternreste wie Weiße Zwerge und Neutronensterne
  • und sehr schwache Sterne oder Zwergsterne.

Die Sache ist die, wir haben die Fülle dieser Objekte gemessen und – tatsächlich – die gesamt Menge normaler (dh aus Protonen, Neutronen und Elektronen bestehender) Materie im Universum aus einer Vielzahl unabhängiger Linien, einschließlich der Häufigkeit der leichten Elemente, des kosmischen Mikrowellenhintergrunds, der großräumigen Struktur des Universums und aus astrophysikalischen Untersuchungen . Wir haben den Beitrag von Neutrinos sogar stark eingeschränkt: Folgendes haben wir gelernt.

Etwa 15-16% der gesamten Materie im Universum besteht aus Protonen, Neutronen und Elektronen, von denen sich der Großteil in interstellarem (oder intergalaktischem) Gas und Plasma befindet. Es gibt vielleicht noch etwa 1% in Form von Neutrinos, und der Rest muss sein eine Art von Masse, die nicht aus Partikeln besteht, die im Standardmodell vorhanden sind.

Das ist das Problem der dunklen Materie. Aber es ist möglich das eine unsichtbare, neue Form von Materie postuliert ist nicht die Lösung, aber dass die Gesetze der Schwerkraft auf den größten Skalen einfach falsch sind. Lassen Sie mich Sie durch eine kurze Geschichte des Problems der Dunklen Materie führen und was wir im Laufe der Zeit darüber gelernt haben.

Die großräumige Strukturbildung – zumindest anfangs – wurde kaum verstanden. Ab den 1930er Jahren begann Fritz Zwicky jedoch, das Sternenlicht von Galaxien in Haufen zu messen und wie schnell sich die einzelnen Galaxien relativ zueinander bewegten. Er bemerkte die oben erwähnte große Diskrepanz zwischen der in Sternen vorhandenen Masse und der Masse, die Muss vorhanden sein, um diese großen Cluster aneinander zu binden.

Diese Arbeit wurde etwa 40 Jahre lang weitgehend ignoriert.

Als wir in den 1970er Jahren anfingen, große kosmologische Untersuchungen wie PSCz durchzuführen, zeigten ihre Ergebnisse, dass die Struktur, die wir auf noch größeren Skalen sahen, zusätzlich zu Zwickys Clusterdynamikproblemen eine unsichtbare, nicht baryonische Massequelle erforderte die beobachteten Strukturen zu reproduzieren. (Dies wurde seitdem durch Umfragen wie 2dF, oben und SDSS verbessert.)

Ebenfalls in den 1970er Jahren brachte Vera Rubins originelle und äußerst einflussreiche Arbeit neue Aufmerksamkeit auf rotierende Galaxien und das Problem der Dunklen Materie, das sie so gründlich präsentierten.

Basierend auf dem, was über das Gesetz der Schwerkraft bekannt war und was über die Dichte normaler Materie in Galaxien beobachtet wurde, hätte man erwarten können, dass sich die Sterne, die sie umkreisen, verlangsamen, wenn man sich weiter vom Zentrum einer sich drehenden Spiralgalaxie entfernt . Diese sollte dem im Sonnensystem beobachteten Phänomen sehr ähnlich sein, wo Merkur die höchste Umlaufgeschwindigkeit hat, gefolgt von der Venus, dann von der Erde, dann vom Mars usw. Aber was zeigen sich drehende Galaxien? stattdessen ist, dass die Rotationsgeschwindigkeit konstant zu bleiben scheint, wenn Sie sich in immer größere Entfernungen bewegen, was uns sagt, dass entweder es gibt mehr Masse, als durch normale Materie erklärt werden kann, oder dass das Gesetz der Schwerkraft geändert werden muss.

Dunkle Materie war die führende vorgeschlagene Lösung für diese Probleme, aber niemand wusste, ob sie vollständig baryonisch war oder nicht, welche Temperatureigenschaften sie hatte und ob/wie sie sowohl mit normaler Materie als auch mit sich selbst interagierte. Wir hatten einige Grenzen und Einschränkungen, was es nicht tun konnte, und einige frühe Simulationen, die vielversprechend schienen, aber nichts konkret überzeugendes. Und dann kam die erste große Alternative.

MOND – kurz für MODified Newtonian Dynamics – wurde in den frühen 1980er Jahren als phänomenologischer, empirischer Fit zur Erklärung der rotierenden Galaxien vorgeschlagen. Es funktionierte sehr gut für kleinräumige Strukturen (Galaxie-Maßstab), scheiterte aber auf großen Maßstäben in allen Modellen. Es konnte unter anderem Galaxienhaufen nicht erklären, es konnte keine großräumige Struktur erklären und es konnte nicht die Fülle der leichten Elemente erklären.

Während die Galaxiendynamik die Leute an MOND festhielten, weil es ist erfolgreicher bei der Vorhersage von galaktischen Rotationskurven als Dunkle Materie, waren alle anderen sehr skeptisch, und das aus gutem Grund.

Abgesehen von ihren Misserfolgen auf allen Skalen, die größer sind als die einzelner Galaxien, war sie keine praktikable Gravitationstheorie. Es war nicht relativistisch, was bedeutete, dass es Dinge wie die Biegung des Sternenlichts aufgrund der dazwischenliegenden Masse, die gravitative Zeitdilatation oder Rotverschiebung, das Verhalten von binären Pulsaren oder andere relativistische Gravitationsphänomene, die mit Einsteins Vorhersagen übereinstimmen, nicht erklären konnte . Der heilige Gral von MOND – und was viele lautstarke Befürworter der Dunklen Materie forderten, einschließlich mir selbst – war eine relativistische Version, die die Rotationskurven von Galaxien erklären könnte zusammen mit alle anderen Erfolge unserer aktuellen Gravitationstheorie.

Währenddessen begann die Dunkle Materie im Laufe der Jahre eine Vielzahl von kosmologischen Erfolgen zu verzeichnen. Als die großräumige Struktur des Universums von schlecht verstanden zu gut verstanden wurde und als das Materieleistungsspektrum (oben) und Fluktuationen im kosmischen Mikrowellenhintergrund (unten) präzise gemessen wurden, wurde festgestellt, dass dunkle Materie wunderbar funktioniert die größten Waagen.

Mit anderen Worten, diese neuen Beobachtungen – genau wie die für die Urknall-Nukleosynthese – stimmten mit einem Universum überein, das aus etwa fünfmal so viel dunkler (nicht-baryonischer) Materie bestand wie aus normaler Materie.

Und dann, im Jahr 2005, wurde die vermeintliche „Raucherkanone“ beobachtet. Wir haben zwei Galaxienhaufen gefangen in der Tat kollidieren, was bedeutet, dass wir, wenn die Dunkle Materie richtig wäre, die baryonische Materie – das interstellare/intergalaktische Gas – kollidieren und sich aufheizen sehen würden, während die Dunkle Materie, und damit das Gravitationssignal, sollte ohne Verlangsamung direkt passieren. Unten sehen Sie die Röntgendaten des Bullet-Clusters in Pink, wobei die Gravitationslinsendaten blau überlagert sind.

Dies war ein enorm Sieg für die Dunkle Materie und eine ebenso große Herausforderung für alle Modelle der modifizierten Gravitation. Aber kleine Skalen stellten immer noch ein Problem für dunkle Materie dar immer noch ist nicht so gut darin, die Rotation einzelner Galaxien zu erklären wie MOND. Und dank TeVeS, einer von Jacob Bekenstein formulierten relativistischen Version von MOND, sah es so aus, als würde MOND endlich eine faire Chance bekommen.

Gravitationslinsen und einige relativistische Phänomene konnten erklärt werden, und es gab endlich einen klaren Weg, um zwischen den beiden zu unterscheiden: Finden Sie einen Beobachtungstest, bei dem die Vorhersagen von TeVeS und die Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie unterschied voneinander! Erstaunlicherweise existiert ein solches Setup bereits in der Natur.

Sich drehende Neutronensterne – stellare Überreste von ultramassiven Sternen, die zur Supernova geworden sind und einen Atomkern mit Sonnenmasse hinterlassen haben – sind winzige Dinge mit nur wenigen Kilometern Durchmesser. Stellen Sie sich vor, wenn Sie so wollen: ein Objekt 300,000 Mal so massiv wie unser Planet, komprimiert auf ein Volumen von nur einem Hundertmillionstel der Größe unserer Welt! Wie Sie sich vorstellen können, werden Gravitationsfelder in der Nähe dieser Jungs Ja wirklich intensiv und bietet einige der strengsten Starkfeldtests der Relativitätstheorie aller Zeiten.

Nun, es gibt einige Fälle, in denen Neutronensterne ihre axialen „Strahlen“ direkt auf uns gerichtet haben, also der „Puls“ auf uns jedes Mal, wenn der Neutronenstern eine Umlaufbahn vollendet, etwas, das bei so kleinen Objekten bis zu 766 Mal pro Sekunde passieren kann ! (In diesem Fall werden die Neutronensterne als Pulsare bezeichnet.) Doch 2004 wurde ein noch selteneres System entdeckt: ein Doppelpulsar!

In den letzten zehn Jahren wurde dieses System in seinem sehr engen Gravitationstanz beobachtet und Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie wurde wie nie zuvor auf die Probe gestellt. Sie sehen, da massive Körper sich in sehr starken Gravitationsfeldern umkreisen, sollten sie eine ganz bestimmte Menge Gravitationsstrahlung aussenden. Obwohl wir nicht über die Technologie verfügen, um diese Wellen direkt zu messen, tun haben die Fähigkeit zu messen, wie die Umlaufbahnen aufgrund dieser Emission zerfallen! Michael Kramer vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie war einer der Wissenschaftler, die daran gearbeitet haben, und hat folgendes zu den Bahnen dieses Systems zu sagen (Hervorhebung von mir):

„Wir haben festgestellt, dass die Umlaufbahn dadurch um schrumpft 7,12 Millimeter pro Jahr, mit einem Unsicherheit von neuntausendstel Millimeter.”

Was sagen TeVeS und die Allgemeine Relativitätstheorie zu dieser Beobachtung?

Es stimmt mit Einsteins Relativität auf dem 99,95 %-Niveau (mit einer Unsicherheit von 0,1 %) überein, und – hier ist der große – schließt aus alle physisch lebensfähige Inkarnationen von Bekensteins TeVeS. Wie der Wissenschaftler Norbert Wex mit beispielloser Kürze sagte:

„Das widerlegt TeVeS aus unserer Sicht.“

Tatsächlich wurde gerade die genaueste Simulation der Strukturbildung der Geschichte (unter Verwendung der Allgemeinen Relativitätstheorie und der Dunklen Materie) veröffentlicht, und sie stimmt mit allen Beobachtungen überein, die bis an die Grenzen unserer technologischen Möglichkeiten reichen. Sehen Sie sich das unglaubliche Video von Mark Vogelsberger an und staunen Sie!

Und vor diesem Hintergrund ist der Konkurrent Nr. 1 von Dark Matter überhaupt keine Konkurrenz mehr.


Schau das Video: Sådan tester du hastigheden på dit internetforbindelse (September 2022).


Bemerkungen:

  1. Brajar

    Gelöscht (Themenmix)

  2. Gucage

    Sie liegen falsch. Ich bin sicher. Schreib mir per PN.

  3. Zulutaxe

    Vielen Dank für die Auswahl von Informationen. Ich wusste das nicht.

  4. Nishicage

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  5. Delron

    was wären wir ohne deine geniale idee

  6. Bryceton

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