Astronomie

Wie würde ein kHz-Gravitationswellendetektor aussehen? (Berge auf Millisekunden-Magnetaren) Wie würde es sich von LIGO/Virgo unterscheiden?

Wie würde ein kHz-Gravitationswellendetektor aussehen? (Berge auf Millisekunden-Magnetaren) Wie würde es sich von LIGO/Virgo unterscheiden?


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Die Zusammenfassung der Gravitationswellen von Bergen in neugeborenen Millisekunden-Magnetaren sagt:

In diesem Artikel untersuchen wir die Spin-Evolution und die Gravitationswellen-Leuchtkraft eines neugeborenen Millisekunden-Magnetars, der entweder nach dem Kollaps eines massereichen Sterns oder nach der Verschmelzung zweier Neutronensterne entstanden ist. In beiden Fällen betrachten wir den Effekt der Rückfallakkretion und betrachten die Entwicklung des Systems aufgrund der unterschiedlichen Drehmomente, die auf den Stern wirken, nämlich das Spin-Up-Drehmoment aufgrund der Akkretion und das Spin-Down-Drehmoment aufgrund der magnetischen Dipolstrahlung, Neutrino-Emission, und Gravitationswellenemission verbunden mit der Bildung eines "Berges" auf den Akkretionspolen. Anfangs wird die Spinperiode hauptsächlich durch die Dipolstrahlung beeinflusst, aber zu späteren Zeiten wird der Stern durch Akkretion schnell nach oben gedreht. Wir finden, dass ein Magnetar, der nach dem Kollaps eines massereichen Sterns gebildet wurde, bis zu 1 . anwachsen kann $M_{odot}$ , und überleben in der Größenordnung von 50 s, bevor sie zu einem schwarzen Loch kollabieren. Die Gravitationswellendehnung für ein Objekt, das sich bei 1 Mpc befindet, ist $h_c sim 10^{-23}$ bei kHz-Frequenzen, Dies macht dies zu einem möglichen Ziel für bodengestützte Detektoren der nächsten Generation. Ein Magnetar, der nach einer binären Neutronensternverschmelzung gebildet wurde, akkretiert hingegen höchstens 0,2 $M_{odot}$, und emittiert Gravitationswellen mit einer geringeren maximalen Dehnung in der Größenordnung von $h_c sim 10^{-24}$ , überlebt aber auch viel länger und kann möglicherweise mit dem Röntgenplateau in der Lichtkurve einiger kurzer Gammastrahlenausbrüche in Verbindung gebracht werden.

Frage: Wie würde ein kHz-Gravitationswellendetektor aussehen? (Berge auf Millisekunden-Magnetaren) Wie würde es sich von LIGO/Virgo unterscheiden?


Abbildung 1. Bildliche Beschreibung des Millisekunden-Magnetars. Es gibt zwei Koordinatensysteme, eines mit der Rotationsachse ($Omega$) und ein anderer mit dem magnetischen Moment ($overrightarrow{mu}$) Achse. Diese Achsen sind in einem Winkel geneigt inclined $alpha(t)$. Die blauen Punkte zeigen Materie, die auf die beiden Polkappen fällt und zwei anwachsende Säulen bildet. Wenn sich der Stern dreht, strahlt er Energie in Form von Dipolarstrahlung und Gravitationswellen aus. Die rot gepunkteten Linien stellen die entweichenden Neutrinos dar, die in Form eines Windes Wärme und Drehimpuls abtransportieren.


Um Robs Antwort kurz zu ergänzen, gibt es mindestens ein Konzept für einen Gravitationswellendetektor, der explizit auf Kilohertz-Gravitationswellen abzielt und die Empfindlichkeit für niedrigere Frequenzen opfert: das Neutron Star Extreme Matter Observatory (NEMO). Es ist zu hoffen, dass ein solches Observatorium Ende der 2020er oder Anfang der 2030er Jahre in das globale Netzwerk aufgenommen wird und eine Empfindlichkeit im Hochfrequenzbereich bietet, die mit der echten vergleichbar ist Detektoren der dritten Generation die später in den 2030er Jahren kommen wird (siehe Abbildung 1 für die Geräuschkurven).

Die lebenswichtigen Statistiken eines solchen Observatoriums sind in Tabelle 1 des verlinkten Artikels aufgeführt, und Sie werden sehen, dass sie sich tatsächlich nicht wesentlich von den aktuellen LIGO-Parametern unterscheiden: Die Arme sind 4 km lang, aber die Laserleistung wird auf 500 W erhöht (4,5 MW Leistung zirkulieren in den Armen), und es gibt einige schicke neue Beschichtungen und einige Quetschungen, um die Hochfrequenzempfindlichkeit auf Kosten des niedrigeren Frequenzbereichs des Bandes zu erreichen. Die Testmassen werden ebenfalls auf ~150K gekühlt, während LIGO/Virgo bei Raumtemperatur betrieben wird.


Im Prinzip nicht viel anders als LIGO, da LIGO auf kHz-Gravitationswellen empfindlich ist. Sie müssen jedoch Wege finden, die Empfindlichkeit bei kHz-Frequenzen zu erhöhen, ohne die Reaktion bei niedrigeren Frequenzen zu beeinträchtigen oder möglicherweise eine abstimmbare Reaktion zu haben. Diese Verbesserungen werden wahrscheinlich mit einer erhöhten Laserleistung und Entwicklungen bei der Optik und den Spiegelbeschichtungen einhergehen.

Die Detektion von Gravitationswellen (GWs) ist bei hohen Frequenzen durch die Länge (oder effektive Länge, mit einigen schlauen Einsatz von Spiegeln) und bei niedrigen Frequenzen durch verschiedene Rauschquellen, einschließlich "Strahlungsdruckrauschen", das eine unvermeidliche Folge der Verwendung von leistungsstarken . ist, begrenzt Laser für die Erkennung.

Grob gesagt, um die maximale Empfindlichkeit bei 1 kHz zu erreichen (LIGO ist bei 100 Hz am empfindlichsten), machen Sie die Armlänge Ihres Interferometers gleich einem Viertel der GW-Wellenlänge (oder der gesamten Weglänge des Lichts, die $lambda_{ m GW}/2$). Dies stellt sicher, dass sich alle Störungen der Armlänge "aufsummieren", während das Laserlicht unterwegs ist. Für eine GW-Frequenz von 1KHz bedeutet das also $L simeq 75$ km (oder eine Gesamtstrecke von 150 km).

Das ist in Ordnung - etwas von der Größe von LIGO kann effektiv so lang gemacht werden, indem das Licht etwa 10 Mal auf und ab die Arme prallt, was viel weniger ist als die $sim 270$ Zeiten, die LIGO verwendet, um Empfindlichkeit bei niedrigeren Frequenzen zu erhalten.

Rauschquellen bei 1kHz sind aufgrund der endlichen Anzahl von Photonen im Laserstrahl meist auf einfaches "Schrotrauschen" beschränkt. Sie müssten also die Leistung am Strahlteiler erhöhen, indem Sie zunächst einen leistungsstärkeren Laser verwenden oder diese Leistung durch geschickte Recyclingtechniken in den Interferometerarmen verstärken.

In LIGO verwenden sie einen Laser mit einer Leistung von etwa 40 W, aufgeteilt auf zwei Arme. Die 4 km langen Arme bilden Fabry-Perot-Resonatoren, die dies um den Faktor 270 erhöhen, aber das ist nicht die Leistung am Strahlteiler. Aus Sicht des Strahlteilers sind die FP-Arme etwa 0,97-fach reflektierend. Um die Leistung am Strahlteiler zu verstärken, wird vor dem Strahlteiler ein Recycling-Spiegel mit einer Reflektivität von 0,97 angebracht. Dadurch kann die gesamte Leistung in den Hohlraum des FP-Arms übertragen werden, aber auch die Leistung zwischen dem Strahlteiler und dem FP-Eingangsspiegel um einen Faktor von etwa 35 verstärkt.

Derzeit ist LIGO auf einen hohen Verstärkungsfaktor in den FP-Armen und einen bescheidenen Leistungsrecycling-Gewinn abgestimmt, der durch die effektive Reflektivität des FP-Resonators aufgrund von Verlusten an den reflektierenden Oberflächen begrenzt ist.

Um mehr Leistung am Strahlteiler zu erhalten, während Sensibilität bewahren bei 100 Hz, würde große Verbesserungen in der Spiegel- und Spiegelbeschichtungstechnologie erfordern; Verbesserungen der Laserstabilität bei hoher Leistung und der geschickte Einsatz von "Squeezed-Vakuum"-Techniken, die das Rauschfrequenzprofil bis zu einem gewissen Grad formen können, was bescheidene Verbesserungen des Schrotrauschens auf Kosten des Strahlungsdruckrauschens bei niedrigeren Frequenzen ermöglicht. Zum Beispiel könnte man durch Minimieren der Verluste in den Spiegeln die FP-Arme reflektierender machen, was einen größeren Recyclinggewinn ermöglicht (was so geht) $(1-R)^{-1}$).

Auch ohne diese Verbesserungen sind Sie könnten Stellen Sie LIGO so ein, dass es bei 1 kHz besser funktioniert, auf Kosten seiner Reaktion bei niedrigeren Frequenzen. Die Verstärkung von 270 wird bei hohen Frequenzen nicht realisiert. Sie könnten dies auf etwa 20 senken, was das Reflexionsvermögen der FP-Arme auf etwa 0,997 erhöhen würde, indem die Verluste reduziert werden (die mit der Anzahl der Lichtreflexionen zunehmen) und dann einen stärker reflektierenden Power-Recycling-Spiegel verwenden und eine Leistung erhalten Recycling-Boost von 330. Dies würde Ihnen einen Faktor von $sqrt{10}$ im SNR bei 1 kHz auf Kosten eines Verlusts der Empfindlichkeit um den Faktor 10 bei 100 Hz.

In der technischen Dokumentation zum Einstein-Teleskop gibt es noch viel mehr Details. Dieser vorgeschlagene GW-Detektor der dritten Generation arbeitet nach dem gleichen Prinzip wie LIGO, jedoch mit Verbesserungen. Es wird mehrere "V"-förmige Interferometer haben, um seine Richtungsantwort zu verbessern und tote Punkte zu beseitigen; es werden stärkere Laser verwendet; es arbeitet kryogen, um die Empfindlichkeit bei zu verbessern niedrig Frequenzen; es hat 2 Interferometer in jedem Armsatz, die auf niedrige bzw. hohe Frequenzen abgestimmt sind, wie ich oben angegeben habe; es wird über 10 km lange Arme verfügen und massivere Spiegel verwenden, um die Auswirkungen des Strahlungsdrucks und anderer Verschiebungsgeräusche bei niedrigen Frequenzen zu reduzieren; und es schlägt große Entwicklungen in der Optiktechnologie vor (z. B. Spiegelverluste bei 1 ppm), um die Leistung zu steigern und einen hohen Frequenzgang zu erzielen.


Gravitationswelle

Gravitationswellen sind Wellen in der Krümmung der Raumzeit, die sich als Wellen mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten und in bestimmten Gravitationswechselwirkungen erzeugt werden, die sich von ihrer Quelle nach außen ausbreiten. Die Möglichkeit von Gravitationswellen wurde 1893 von Oliver Heaviside diskutiert, indem er die Analogie zwischen dem inversen Quadratgesetz der Gravitation und der Elektrizität verwendete. [1] 1905 schlug Henri Poincaré erstmals Gravitationswellen vor (ondes gravifiques), die von einem Körper ausgeht und sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitet, wie es die Lorentz-Transformationen erfordern. [2] 1916 von Albert Einstein auf der Grundlage seiner Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt [3] [4], [5] [6] transportieren Gravitationswellen Energie als Gravitationsstrahlung, eine Form von Strahlungsenergie ähnlich der elektromagnetischen Strahlung. [7] Gravitationswellen können nach dem Newtonschen Gesetz der universellen Gravitation nicht existieren, da dieses Gesetz auf der Annahme beruht, dass sich physikalische Wechselwirkungen mit unendlicher Geschwindigkeit ausbreiten.

Die Gravitationswellenastronomie ist ein aufstrebender Zweig der Beobachtungsastronomie, der darauf abzielt, mithilfe von Gravitationswellen Beobachtungsdaten über Quellen nachweisbarer Gravitationswellen wie Doppelsternsysteme bestehend aus Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern und Ereignissen wie Supernovae zu sammeln, und collect die Entstehung des frühen Universums kurz nach dem Urknall.

Am 11. Februar 2016 gaben die Teams der LIGO Scientific Collaboration und Virgo Collaboration bekannt, dass sie die erste Beobachtung von Gravitationswellen (mit der Beobachtung selbst am 14. September 2015) durchgeführt haben, die von einem Paar verschmelzender Schwarzer Löcher mit den Advanced LIGO-Detektoren stammen . [8] [9] [10] Seit der ersten Ankündigung hat LIGO zwei weitere (und einen potentiellen) Nachweis von Gravitationswellenereignissen bestätigt. [11] [12] Neben LIGO sind mehrere andere Gravitationswellen-Observatorien (Detektoren) im Bau. [13]


1. Einleitung

Die Gravitationswellen-Detektoren (GW) der zweiten Generation (2G), Advanced LIGO und Advanced Virgo, haben wirklich ein neues Fenster zum Universum geöffnet. Der erste direkte Nachweis von GWs aus einer Koaleszenz eines binären Schwarzen Lochs (BH) im September 2015 [1] war ein historischer Moment und der Höhepunkt jahrzehntelanger Bemühungen einer großen Gemeinschaft. Ein weiterer historischer Moment war der erste Nachweis einer binären Koaleszenz eines Neutronensterns (NS) zusammen mit dem gleichzeitigen Nachweis des zugehörigen Gammablitzes und die anschließende Beobachtung des elektromagnetischen Gegenstücks in allen Bändern des elektromagnetischen Spektrums [2, 4, 5, 6, 7, 8, 9] . Eine Reihe zusätzlicher Nachweise hat seitdem stattgefunden, soweit bei dem aktuellen Sensitivitätsniveau von 2G-Experimenten wöchentlich BH-BH-Nachweise durchgeführt werden. Dank dieser ersten Entdeckungen wurden bereits viele bemerkenswerte Ergebnisse in der Astrophysik und in der Grundlagenphysik erzielt. Um nur einige Highlights zu nennen, löste die Beobachtung der binären NS-NS-Koaleszenz GW170817 das seit langem bestehende Problem der Entstehung (zumindest einiger) kurzer Gammablitze [2, 10, 11] die Multiband-Beobachtungen der assoziierte Kilonova zeigten, dass NS-NS-Verschmelzungen ein Ort für die Bildung einiger der schwersten Elemente durch r-Prozess-Nukleosynthese sind [12, 13, 14, 15] die Beobachtung von Dutzenden von BH-BH-Koaleszenzen hat eine zuvor unbekannte Population von Sternmassen-BHs, viel schwerer als diejenigen, die durch die Beobachtung von Röntgen-Binärdateien entdeckt wurden [16] , und hat gezeigt, dass BH-BH-Binärdateien existieren und innerhalb einer Hubble-Zeit mit einer nachweisbaren Geschwindigkeit zusammenwachsen. In Bezug auf grundlegende Physik, Kosmologie und Allgemeine Relativitätstheorie (GR) hat die Beobachtung der GWs und des Gammastrahlenausbruchs des NS-NS-Binärsystems GW170817 gezeigt, dass die Geschwindigkeit von GWs zu etwa einem Teil in 10 . der Lichtgeschwindigkeit entspricht 15 [5] das GW-Signal lieferte zusammen mit der elektromagnetischen Bestimmung der Rotverschiebung der Quelle die erste Messung der Hubble-Konstante mit GWs [17] der Schwanz der Wellenform des ersten beobachteten Ereignisses, GW150914, zeigte Schwingungen im Einklang mit consistent die Vorhersage der Allgemeinen Relativitätstheorie für die quasi-normalen Moden der endgültigen BH [18] mehrere mögliche Abweichungen von GR (Gravtonmasse, post-Newtonsche Koeffizienten, modifizierte Dispersionsrelationen, etc.) konnten getestet und begrenzt werden [18, 19, 20 ] .

So außergewöhnlich sie auch sind, können diese Ergebnisse jedoch nur als erster Schritt zu unserer Erforschung des Universums mit GWs betrachtet werden. GW-Detektoren der dritten Generation (3G) wie das Einstein-Teleskop (ET) [21] werden die Gravitationswellen-Astronomie-Revolution zur vollen Verwirklichung bringen. Dank einer um eine Größenordnung besseren Empfindlichkeit und einem breiteren zugänglichen Frequenzband im Vergleich zu Detektoren der zweiten Generation werden uns 3G-Detektoren es ermöglichen, eine Vielzahl von Schlüsselfragen in Bezug auf Astrophysik, Grundlagenphysik und Kosmologie anzugehen.

Abbildung 1: Links: astrophysikalische Reichweite für massegleiche, sich nicht drehende Binärdateien für Advanced LIGO, Einstein Telescope und Cosmic Explorer (aus Lit. [22] ). Rechts: Linien mit konstantem Signal-Rausch-Verhältnis in der (Gesamtmasse, Rotverschiebung)-Ebene für ein Netzwerk aus einem ET- und zwei CE-Detektoren. Die gezeigten Kurven gehen von binären Komponenten gleicher Masse aus (Abbildung mit freundlicher Genehmigung von M. Colpi und A. Mangiagli).

Ein Beispiel für das außerordentliche Potenzial von 3G-Detektoren bietet Abb. 1 . Das linke Feld zeigt die Detektorreichweite, ausgedrückt als kosmologische Rotverschiebung, als Funktion der Gesamtmasse eines koaleszierenden Doppelsterns. Wir sehen, dass die Koaleszenz kompakter Binärdateien mit Gesamtmasse ( 20 − 100 ) M ⊙ , wie sie für BH-BH- oder BH-NS-Binärdateien typisch sind, durch ET bis zu einer Rotverschiebung z ∼ 20 und höher sichtbar wird, was die dunkle Ära von das Universum vor der Geburt der ersten Sterne. (Insbesondere BH-BH-Verschmelzungen, die in solchen Entfernungen beobachtet werden, hätten notwendigerweise einen primordialen Ursprung.) Im Vergleich dazu liegt im Katalog der Detektionen aus den O1 und O2 Advanced LIGO/Virgo-Läufen das am weitesten entfernte BH-BH-Ereignis bei z ≃ 0,5 und bei der endgültigen Zielempfindlichkeit sollten 2G-Detektoren z 1 erreichen. Der Bereich der zugänglichen BH-Massen wird ebenfalls stark zunehmen, wie wir aus Abb. 1 sehen, ET wird in der Lage sein, BHs mit Massen bis zu einem Vielfachen von 10 3 M ⊙ bis hin zu z ∼ 1 − 5 zu detektieren.

Für NS-NS-Binärdateien, deren Gesamtmasse etwa 3 M ⊙ beträgt, wird ET z ≃ 2 − 3 erreichen, im Vergleich dazu lag die NS-NS-Binärdatei GW170817 bei z ≃ 0,01 und bei der endgültigen Zielempfindlichkeit sollten 2G-Detektoren z ≃ erreichen 0,2 . Die entsprechenden Detektionsraten werden beeindruckend sein, in der Größenordnung von 10 5 – 10 6 BH-BH- und NS-NS-Koaleszenzen pro Jahr für einen einzelnen Detektor wie ET, abhängig vom Netzwerk elektromagnetischer Einrichtungen, die zum Zeitpunkt der 3G-Detektoren in Betrieb waren, über einige Jahren könnte man O ( 10 2 − 10 3 ) NS-NS GW-Ereignisse mit beobachtetem elektromagnetischem Gegenstück sammeln. Das Signal-Rausch-Verhältnis vieler dieser Ereignisse wird enorm sein. Das rechte Feld in Abb. 1 zeigt, dass in einem Netzwerk von drei 3G-Detektoren eine binäre BH-BH-Koaleszenz mit einer Gesamtmasse ( 50 − 100 ) M ⊙ bei z = 10 mit einem Signal-Rausch-Verhältnis der Ordnung . beobachtet werden konnte 50, und das Signal-Rausch-Verhältnis einiger Ereignisse, noch in kosmologischen Entfernungen, wird sogar in der Größenordnung von 100-200 liegen, was es uns ermöglicht, die Form der Gravitationswelle mit äußerster Präzision zu bestimmen. Die Kombination aus erforschten Entfernungen und Massen, der schieren Anzahl von Detektionen und Detektionen mit sehr hohem Signal-Rausch-Verhältnis wird eine Fülle von Daten liefern, die das Potenzial haben, Revolutionen in der Astrophysik, Kosmologie und Grundlagenphysik auszulösen.

Neben koaleszierenden Binärsystemen wird ET in der Lage sein, mehrere andere Arten von Signalen zu erkennen, wie z. B. stochastische Hintergründe von GWs, Signale von isolierten Pulsaren oder Supernovae, mit einer Empfindlichkeit, die im Vergleich zu 2G-Detektoren um Größenordnungen verbessert wird.

Wie wir sehen werden, sind viele der möglichen Errungenschaften von ET und anderen geplanten 3G-Detektoren wie Cosmic Explorer in den USA nur durch Gravitationswellen möglich. Für andere ergänzen GW-Detektoren Einrichtungen, die elektromagnetische Strahlung oder andere Botenstoffe wie Neutrinos und kosmische Strahlung nutzen. Kombinierte Beobachtungen durch GWs, elektromagnetische Signale, Neutrinos und/oder kosmische Strahlung werden uns ein Multi-Messenger- und umfassenderes Bild vieler energetischer Phänomene des Universums geben. Schematisch können wir die folgenden Hauptpunkte als Teil des ET-Wissenschaftsfalls identifizieren:

Eigenschaften des Schwarzen Lochs: Ursprung (stellar vs. primordial), Evolution, Demographie.

Neutronensterneigenschaften: innere Struktur (QCD bei ultrahohen Dichten, exotische Aggregatzustände), Demographie.

Multi-Messenger-Astronomie: Nukleosynthese, Physik der Jets, Rolle von Neutrinos.

Entdeckung neuer astrophysikalischer Quellen von GWs: Kernkollaps-Supernovae, isolierte Neutronensterne, stochastischer Hintergrund astrophysikalischen Ursprungs.

Grundlagen der Physik und Kosmologie

Die Natur kompakter Objekte: Physik in der Nähe des Horizonts, Tests des No-Hair-Theorems, exotische kompakte Objekte.

Dunkle Materie: Ur-BHs, Axionwolken, Dunkle Materie, die sich auf kompakten Objekten ansammelt.

Dunkle Energie und Gravitationsmodifikationen auf kosmologischen Skalen.

Stochastische Hintergründe kosmologischen Ursprungs und Verbindungen zur Hochenergiephysik (Inflation, Phasenübergänge, kosmische Strings, …)

Es sollte jedoch betont werden, dass viele Fragen die Grenzen zwischen den oben skizzierten Domänen überschreiten. Zum Beispiel hat das Verständnis, ob die von GW-Detektoren beobachteten BHs stellaren oder primordialen Ursprungs sind, offensichtlich ein astrophysikalisches Interesse, aber ein primordialer Ursprung hätte tiefgreifende Konsequenzen für unser Verständnis der frühen Universumsphysik, Inflation usw der Kosmologie und der Grundlagenphysik. Als weiteres Beispiel ist die Bestimmung der Zustandsgleichung im Kern von Neutronensternen sowohl in der Astrophysik als auch für das Verständnis der Theorie der starken Wechselwirkungen, QCD, im Bereich ultrahoher Dichte, in dem Phasenübergänge stattfinden können, von großer Bedeutung.

In den folgenden Abschnitten besprechen wir kurz einige der Wissenschaften, die ET behandeln kann. Wir schließen mit einer Zusammenfassung der wichtigsten wissenschaftlichen Fragen in Abschnitt 4 ab, die insbesondere zugrunde liegen, was ein einzelnes ET-Observatorium wissenschaftlich erreichen kann.


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A. Colla, S. Frasca & M. C. Tringali

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INFN, Gruppo Collegato di Trento, Trento, 38050, Povo, Italien

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Die University of Melbourne, Parkville, VIC, 3010, Australien

Utah State University, Logan, UT, 84322, USA

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Theoretisch-Physikalisches Institut, Friedrich-Schiller-Universität, Max-Wien-Platz 1, 07743 , Jena, Deutschland

Universität Southampton, Southampton, SO17 1BJ, Großbritannien

University of Florida, Gainesville, FL, 32611, USA

S. Klimenko, V. Necula und V. Tiwari

Universität Murcia, 30100 , Murcia, Spanien

CIERA und Department of Physics and Astronomy, Northwestern University, Evanston, IL, 60208, USA

Universität Birmingham, Birmingham, B15 2TT, UK

I. Mandel, T. L. Sidery & W. Vousden

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Albert-Einstein-Institut, Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik, 30167 , Hannover, Deutschland

Leibniz Universität Hannover, 30167 , Hannover, Deutschland

Die University of Texas at Brownsville, Brownsville, TX, 78520, USA

Fakultät für Physik, Universität Warschau, Warschau, 00-681, Polen

Zentrum für Theoretische Physik, Polnische Akademie der Wissenschaften, Warschau, 02-668, Polen

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INFN, Sezione di Roma Tor Vergata, Rom, 00133, Italien

Università di Roma Tor Vergata, 00133 , Rom, Italien

Nationales Zentrum für Kernforschung, Swiek, Polen

Internationales Zentrum für Radioastronomieforschung, Curtin University, Perth, WA, Australien

ARC Center of Excellence for All-Sky Astrophysics (CAASTRO), Redfern, NSW, Australien

Washington University, St. Louis, MO, 63130, USA

INFN, Sezione di Padova, 35131 , Padua, Italien

LIGO-Livingston-Observatorium, Livingston, LA, 70754, USA

Institut für Physik und Astronomie „Galileo Galilei“, Universität Padua, Vicolo dell’Osservatorio 3, 35122 , Padua, Italien

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Weiterlesen [Bearbeiten]

    . Einsteins unvollendete Symphonie. Washington, DC: Joseph Henry Press, 2000.
  • Chakrabarty, Indrajit (1999). „Gravitationswellen: Eine Einführung“. arXiv: physik/9908041  .
  • Landau, L.D. und Lifshitz, E.M., Die klassische Theorie der Felder (Pergamon-Presse), 1987.
  • Will, Clifford M. (2014). „Die Konfrontation zwischen der Allgemeinen Relativitätstheorie und Experiment“. Lebende Bewertungen in Relativität. 17 (1): 4. Bibcode:2014LRR. 17. 4W. arXiv: 1403.7377  . doi: 10.12942/lrr-2014-4  .
  • Peter Sauls, Grundlagen interferometrischer Gravitationswellendetektoren, World Scientific, 1994.
  • Barish, Barry C. Weiss, Rainer (1999). "LIGO und die Erkennung von Gravitationswellen". Physik heute. 54 (10): 44. Bibcode:1999PhT. 52j..44B. doi:10.1063/1.882861.

Warum es wichtig ist

In Bezug auf Gravitationswellen habe ich das Gefühl, dass ich jede Gravitationswellenentdeckung seit ihrer ersten Entdeckung am 15. September 2015 als “historisch” und “eine neue Ära für die Astronomie” beschrieben habe, aber die Entdeckung von GW170817 könnte durchaus sein übertrumpfen alle, die davor gekommen sind, obwohl das Signal von Neutronensternen und nicht von Schwergewichten schwarzer Löcher erzeugt wurde.

Die Sache mit Schwarzen Löchern ist, dass sie, wenn sie kollidieren und verschmelzen, nicht unbedingt elektromagnetische Strahlung (d. h. sichtbares Licht, Röntgenstrahlen oder Infrarotstrahlung) produzieren. Sie können in der kosmischen Nacht “bump” gehen und kein intelligentes Wesen mit einem herkömmlichen Teleskop würde dies sehen. Aber im Gravitationsbereich hallen die Verschmelzungen von Schwarzen Löchern durch das ganze Universum, ihre Gravitationswellen breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit aus und verzerren die Raumzeit, während sie sich ausbreiten. Um diese “unsichtbaren” Wellen zu erkennen, müssen wir Instrumente bauen, die die infinitesimalen Wobbles im Gewebe der Raumzeit selbst “sehen” können, und hier kommt die Laserinterferometrie ins Spiel.

In den beiden LIGO-Detektoren (in Washington und Louisiana) und dem Virgo-Detektor in der Nähe von Pisa werden sehr präzise Laser durch kilometerlange Tunnel in “L”-förmigen Gebäuden abgefeuert. Wenn Gravitationswellen durch uns hindurch wandern, können diese Laserinterferometer die winzigen Raumzeitverzerrungen messen. Je mehr Detektoren das gleiche Signal messen, bedeutet eine genauere Beobachtung und Wissenschaftler können dann herausfinden, wo (und wann) die Verschmelzung des Schwarzen Lochs stattgefunden hat.

Es gibt natürlich noch viele weitere Details, die aus dem Gravitationswellensignal von Verschmelzungen Schwarzer Löcher gewonnen werden können – einschließlich der Massen der Vorläufer Schwarzer Löcher, der verschmolzenen Masse, des Spins des Schwarzen Lochs usw. – aber zum größten Teil Verschmelzungen schwarzer Löcher sind eine reine Gravitationsangelegenheit.

Neutronensterne sind jedoch ein anderes Tier und am 17. August waren es nicht nur Gravitationswellendetektoren, die ein Signal von 130 Millionen Lichtjahren entfernten Weltraumteleskopen auf der Suche nach Gammastrahlenausbrüchen (GRBs) maßen ein starker Ausbruch elektromagnetischer Strahlung in der Galaxie von NGC 4993, wodurch das einzelne Ereignis lokalisiert wurde, das die Gravitationswellen erzeugte und der GRB.

Und diese ist die “heilige Scheiße” Moment.

Wie David H. Reitze von Caltech es ausdrückt: “Diese Erkennung öffnet das Fenster einer lang erwarteten ‘Multi-Messenger’-Astronomie.”

Worauf sich Reitze bezieht, ist, dass zum ersten Mal sowohl Gravitationswellen als auch elektromagnetische Wellen (im gesamten EM-Spektrum) beobachtet wurden, die von demselben astrophysikalischen Ereignis ausgehen. Die Gravitationswellen erreichten die Erde leicht bevor der GRB von den NASA-Weltraumteleskopen Fermi und den ESA-Weltraumteleskopen INTEGRAL entdeckt wurde. Beide Weltraumobservatorien zeichneten einen kurzen Gammablitz auf, eine Art hochenergetischer Burst, der (vor dem 17. August) von kollidierenden Neutronensternen erzeugt wurde.

Die wachsende Familie verschmelzender Schwarzer Löcher und Neutronensterne, beobachtet mit Gravitationswellen (LIGO-Virgo/Frank Elavsky/Northwestern University)

Jetzt haben Wissenschaftler durch Beobachtungen Beweise dafür, dass diese Arten von GRBs durch kollidierende Neutronensterne erzeugt werden, da der Gravitationswellen-Fingerabdruck zweifellos die Einspirale und Verschmelzung zweier Neutronensterne zeigt. Dies ist eine perfekte Demonstration der Multi-Messenger-Astronomie, bei der ein energetisches Ereignis gleichzeitig in EM- und Gravitationswellen beobachtet werden kann, um unermessliche Geheimnisse der energiereichsten Ereignisse des Universums zu enthüllen.


Gemeinsames Astronomisches Kolloquium Heidelberg

120 Sonnenmassen. Die Grenzen dieser Lücke hängen drastisch von der massiven Sternenentwicklung und von der Effizienz der Hüllenentfernung während des Kernkollapses ab. Andererseits können extreme dynamische Prozesse in dichten Sternhaufen die Massenlücke durch multiple Sternkollisionen, dynamischen Austausch und hierarchische Verschmelzungen füllen. Diese Prozesse könnten schwarze Löcher mittlerer Masse mit einer Masse von bis zu mehreren Tausend Sonnenmassen aufbauen, insbesondere in den metallärmsten und massereichsten Clustern. Die Entwicklung solcher dynamischen Verschmelzungen über die kosmische Zeit hinweg wird eines der spannendsten Ziele bodengestützter Detektoren der nächsten Generation sein. Moderiert wird Prof. Mapelli von Prof. Ralf Klessen vom Institut ITA ([email protected]). Wer Interesse an weiteren Diskussionen zu bestimmten Themen hat, sollte sich an Prof. Klessen wenden, um (virtuelle) Folgegespräche mit Prof. Mapelli . zu vereinbaren

2-3, wo AGN voraussichtlich den Aufbau von stellarer Masse am stärksten beeinflussen wird, und ich werde die jüngsten Bemühungen in unserer Gruppe vorstellen, Feedback-Prozesse in leistungsstarken AGN auf CGM-Skalen am und in der Nähe des kosmischen Mittags zu charakterisieren. Insbesondere hat unser Team kürzlich eine einzigartige Population leuchtender High-Z-Quasare (ERQs) mit extremen Ausflusseigenschaften entdeckt. Gleichzeitig werden bei dieser Rotverschiebung immer mehr exotische AGN-Populationen mit extremen Signaturen entdeckt. Diese Populationen sind ideal, um eine Zählung der Gesamtmasse und des Energiehaushalts sowohl des Abflusses als auch des Zuflusses/der Zufuhr aus dem CGM zu erhalten, eine wesentliche Voraussetzung, um die detaillierte und vollständige Feedbackschleife zu untersuchen. Schließlich werde ich auch das JWST ERS-Programm "Q3D" vorstellen, das den Einfluss von drei sorgfältig ausgewählten leuchtenden Quasaren auf ihre Wirte untersuchen wird. Unser Programm wird als Wegbereiter für wissenschaftliche JWST-Untersuchungen im IFU-Modus dienen.

1, konzentriere ich mich auf ALMA-Beobachtungen von Starburst-Galaxien bei z

4, die eine sehr schnelle Rotation und überraschend niedrige Geschwindigkeitsdispersionen zeigen, die zu V/Sigma-Werten >10 führen. Diese Ergebnisse liefern einerseits dynamische Beweise für die Entwicklung dieser massereichen Systeme zu lokalen Galaxien frühen Typs, stellen andererseits aber auch neue kritische Herausforderungen an unser derzeitiges Verständnis der Galaxienentstehung zu frühen Zeiten.

-3) mit Mitgliedssternen bis zu 8 Halblichtradien vom Zentrumsbereich entfernt. Andere Systeme enthalten auch Sterne in ihren Außenbezirken, was darauf hindeutet, dass solch ausgedehnte "Halos" unter den kleinsten Zwerggalaxien nicht ungewöhnlich sind, möglicherweise eine Signatur der allerersten Verschmelzungsereignisse zwischen Galaxien zu den frühesten Zeiten.

6-14. Ich werde auch kombinierte Beschränkungen mit hochrotverschobenen Quasaren und Lyman-Bruch-Galaxien diskutieren. Schließlich werde ich die behauptete Detektion kommentieren, die mit der EDGES Low-Band-Antenne bei z . durchgeführt wurde

3-20 als die entsprechenden Rest-Frame-UV-Kontinuumsquellen, wie von HST gesehen. Zwischen

95 % des beobachteten gesamten Ly-Alpha-Flusses stammen von der Komponente mit erweitertem Halo. Bei der von MUSE bereitgestellten Empfindlichkeitsstufe ist ein großer Teil des Sichtfelds tatsächlich mit Ly-Alpha-Emission von Rotverschiebungen 3 < z < 6 bedeckt, und ich präsentiere ein spektakuläres Farbbild, das den "Himmel in Ly-alpha" visualisiert. Unsere Beobachtungen geben direkte Einblicke in die räumliche Verteilung von zumindest teilweise neutralem Gas im zirkumgalaktischen Medium von Galaxien mit niedriger bis mittlerer Masse bei z > 3. Ich diskutiere auch einige Implikationen für die Demographie von Galaxien mit hoher Rotverschiebung.

2.5 - 0
Linda Tacconi (MPE, Garching (Deutschland))
Gemeinsames Astronomisches Kolloquium Heidelberg
Philosophenweg 12, großer Hörsaal
Zusammenfassung ein-/ausblenden

1-3) und das anschließende Abwickeln (z<1) der Sternentstehung im Universum ermöglichen es uns, die wichtige Rolle zu veranschaulichen, die kaltes Gas, der Treibstoff für die Sternentstehung, bei der Bildung von Galaxien über die kosmische Zeit hinweg gespielt hat. Durchmusterungen von bescheidener Größe liefern bereits robuste molekulare Gasnachweise in Hunderten bis einigen Tausend Sternentstehungsgalaxien (SFGs), von Rotverschiebungen 0-3. Darüber hinaus ermöglicht uns die ortsaufgelöste Spektroskopie sowohl im (sub)mm- als auch im NIR-Wellenlängenbereich jetzt die detaillierte Kinematik, Sternentstehung und ISM-Eigenschaften in SFGs auf wenigen kpc-Skalen zu untersuchen. Ich werde die Ergebnisse dieser Durchmusterungen diskutieren und sie in den allgemeinen Kontext der Galaxienentstehung und -entwicklung einordnen.

10), Lücken und Nicht-Achsensymmetrie scheinen üblich zu sein, was darauf hindeutet, dass der signifikante Anteil der Scheiben stellare/planetare Massenbegleiter beherbergt oder planetenbildende Aktivität bereits ausgelöst wird.

1 Msun ist unerlässlich, um Theorien zur Sternentstehung zu testen und zu validieren, Modelle zur chemischen Anreicherung einzuschränken, die Häufigkeit von Kernkollaps-Supernovae zu bestimmen und die Sternpopulationen von Galaxien über die kosmische Zeit zu interpretieren. Trotz mehr als 60 Jahren Forschung bleiben die Beobachtungsbeschränkungen für den IWF mit hoher Masse jedoch bemerkenswert ungewiss. Weit verbreitete IMF mit hoher Masse (z. B. Kroupa) sind mit Unsicherheiten verbunden, die sich einer Größenordnung nähern, was es praktisch unmöglich macht zu bestimmen, ob die IMF mit hoher Masse in Bezug auf die Umgebung (z. B. Metallizität oder Sternentstehungsintensität) variiert oder ist “Universal". In diesem Vortrag werde ich die bisher genaueste Messung des IWF mit hoher Masse vorstellen. Verwenden von

100 junge, aufgelöste Sternhaufen in M31, die als Teil der Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT)-Durchmusterung aufgenommen wurden, stellen wir fest, dass die massereiche IMF-Steigung Gamma=1,45+/-0,03 beträgt. Im Vergleich zum kanonischen Kroupa IMF (Gamma=1,3+/-0.7) ist der massereiche IMF in M31 um 0,15 dex steiler (d.h. weniger massereiche Sterne) und entspricht einem Faktor von

20 Verbesserung der Präzision. Es gibt keine signifikanten Trends zwischen den IMF-Steigungen des Clusters und deren Alter, Masse und Größe, was darauf hindeutet, dass der IMF in dieser Stichprobe bemerkenswert “Universal” ist

100 Cluster. I will illustrate some of the broader implications of a steeper IMF slope (e.g., on star formation rate indicators, core-collapse supernovae rates) and will conclude by discussing the prospects for precision IMF measurements in other environments.

50pc) are thought to play a critical role in these processes as they host most of the massive star formation occurring in our Galaxy. Detailed observations on scales of clouds can provide important insights on the properties of the star forming interstellar medium and conditions promoting the formation of massive stars. Using such detailed studies of the nearby grand-design spiral galaxy M51 as part of the Pbdi Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS) as an example, I will present our current understanding of how the interstellar medium, its molecular component in particular, and star formation relate across galactic disks.

100 most massive galaxies within 100 Mpc. Using integral-field spectroscopy covering 200 pc to 20 kpc scales, we are studying the assembly history of massive galaxies from the supermassive black holes at the center to the dark matter halos on large scales. I will then discuss black hole scaling relations over a large range in galaxy mass, using MASSIVE observations at the high end and megamaser disk galaxies at low mass. If time permits, I will discuss progress on survey planning for the Prime Focus Spectrograph.

2 and likely contributed significantly to the buildup of the Universe’s stellar mass and the formation of high-mass galaxies. However, an ongoing debate lingers as to their evolutionary origins at high-z. While DSFGs locally are known to be merger-driven collisions of gas-rich disk galaxies, some works argue that high-z DSFGs have different origins, and could just be solitary massive gas-rich disks (continually fed star-forming fuel via the gas-rich IGM). Other conflicting evidence argues high-z DSFGs are major mergers, like their local cousins. Solving the debate, as to the origins of high-z DSFGs, requires a careful census and follow-up of DSFGs. I will describe some of the latest observational research on dusty, infrared-luminous galaxies at high-redshift. Specifically, I will focus on: 1. measuring the far-IR/submm contribution to the cosmic star formation rate density out to high-z, and compare it to the optical/UV contribution to infer the universal importance of infrared surveys out to early epochs, 2. observational tools we can use to surmise the physical mechanisms which drive intense star-formation, and 3. how these rare but extreme galaxies can be uniquely useful as probes of some of the most massive structures in the Universe’s cosmic web. My long-term goal is to understand the triggering mechanisms for star formation episodes in extreme, ultraluminous starburst environments, how they relate to star formation in more common ``Milky Way&apos&apos type galaxies at high-redshift, and what the implications are for galaxy evolution at very early times.


THESEUS: A key space mission concept for Multi-Messenger Astrophysics

The recent discovery of the electromagnetic counterpart of the gravitational wave source GW170817, has demonstrated the huge informative power of multi-messenger observations. During the next decade the nascent field of multi-messenger astronomy will mature significantly. Around 2030 and beyond, third generation ground-based gravitational wave detectors will be roughly ten times more sensitive than the current ones. At the same time, neutrino detectors currently upgrading to multi km 3 telescopes, will include a 10 km 3 facility in the Southern hemisphere. In this review, we describe the most promising sources of high frequency gravitational waves and neutrinos that will be detected in the next two decades. In this context, we show the important role of the Transient High Energy Sky and Early Universe Surveyor (THESEUS), a mission concept accepted by ESA for phase A study and proposed by a large international collaboration in response to the call for the Cosmic Vision Programme M5 missions. THESEUS aims at providing a substantial advancement in early Universe science as well as in multi–messenger and time–domain astrophysics, operating in strong synergy with future gravitational wave and neutrino detectors as well as major ground- and space-based telescopes. This review is an extension of the THESEUS white paper (Amati et al., 2017), also in light of the discovery of GW170817/GRB170817A that was announced on October 16th, 2017.


Planets with many neighbors may be the best places to look for life

Planetary families with lots of siblings, like the TRAPPIST-1 exoplanet system shown in this illustration, tend to have more circular orbits than singleton worlds. That could mean they’re better places to look for life.

NOVEMBER 16, 2020 AT 8:00 AM

If you’re looking for life beyond the solar system, there’s strength in numbers.

A new study suggests that systems with multiple planets tend to have rounder orbits than those with just one, indicating a calmer family history. Only child systems and planets with more erratic paths hint at past planetary sibling clashes violent enough to knock orbits askew, or even lead to banishment. A long-lasting abundance of sibling planets might therefore have protected Earth from destructive chaos, and may be part of what made life on Earth possible, says astronomer Uffe Gråe Jørgensen of the Niels Bohr Institute in Copenhagen.

“Is there something other than the Earth’s size and position around the star that is necessary in order for life to develop?” Jørgensen says. “Is it required that there are many planets?”

Most of the 4,000-plus exoplanets discovered to date have elongated, or eccentric, orbits. That marks a striking difference from the neat, circular orbits of the planets in our solar system. Rather than being an oddity, those round orbits are actually perfectly normal — for a system with so many planets packed together , Jørgensen and his Niels Bohr colleague Nanna Bach-Møller report in a paper published online October 30 in the Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society .

Bach-Møller and Jørgensen analyzed the eccentric paths of 1,171 exoplanets orbiting 895 different stars. The duo found a tight correlation between number of planets and orbit shape. The more planets a system has, the more circular their orbits, no matter where you look or what kind of star they orbit.

Earlier, smaller studies also saw a correlation between number of planets and orbit shapes, says astrophysicist Diego Turrini of the Italian National Astrophysics Institute in Rome. Those earlier studies used only a few hundred planets.

“This is a very important confirmation,” Turrini says. “It is providing us an idea of … how likely it is there will be no fight in the family, no destructive events, and your planetary system will remain as it formed … long enough to produce life.”

Systems with as many planets as ours are exceedingly rare, though. Only one known system comes close: the TRAPPIST-1 system , with seven roughly Earth-sized worlds ( SN: 2/22/17 ). Astronomers have found no planetary systems so far, other than ours, with eight or more planets. Extrapolating out to the number of stars expected to have planets in the galaxy, Jørgensen estimates that about 1 percent of planetary systems have as many planets as we do.

“It’s not unique, but the solar system belongs to a rare type of planetary system,” he says.

That could help explain why life seems to be rare in the galaxy, Jørgensen suggests. Exoplanet studies indicate that there are billions of worlds the same size as Earth, whose orbits would make them good places for liquid water. But just being in the so-called “habitable zone” is not enough to make a planet habitable ( SN: 10/4/19 ).

“If there are so many planets where we could in principle live, why are we not teeming with UFOs all the time?” Jørgensen says. “Why do we not get into traffic jams with UFOs?”

The answer might lie in the different histories of planetary systems with eccentric and circular orbits. Theories of solar system formation predict that most planets are born in a disk of gas and dust that encircles a young star. That means young planets should have circular orbits, and all orbit in the same plane as the disk.

“You want the planets to not come too close to each other, otherwise their interactions might destabilize the system,” says Torrini. “The more planets you have the more delicate the equilibrium is.”

Planets that end up on elliptical orbits may have gotten there via violent encounters with neighboring planets, whether direct collisions that break both planets apart or near-misses that toss the planets about ( SN: 2/27/15 ). Some of those encounters may have ejected planets from their planetary systems altogether , possibly explaining why planets with eccentric orbits have fewer siblings ( SN: 3/20/15 ).

Earth’s survival may therefore have depended on its neighbors playing nice for billions of years ( SN: 5/25/05 ). It doesn’t need to have escaped violence altogether, either, Jørgensen says. One popular theory holds that Jupiter and Saturn shifted in their orbits billions of years ago, a reshuffling that knocked the orbits of distant comets askew and send them careening into the inner solar system. Several lines of evidence suggest comets could have brought water to the early Earth ( SN: 5/6/15 ).

“It’s not the Earth that is important,” Jørgensen says. “It’s the whole configuration of the planetary system that’s important for life to originate on an earthlike planet.”

Fragen oder Anmerkungen zu diesem Artikel? Senden Sie uns eine E-Mail an [email protected]

CITATIONS

N. Bach-Møller and U. Gråe Jørgensen. Orbital eccentricity-multiplicity correlation for planetary systems and comparison to the solar system . Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society . Published online October 30, 2020. doi: 10.1093/mnras/staa3321.


Heidelberg Joint Astronomical Colloquium

120 solar masses. The boundaries of this gap drastically depend on massive star evolution and on the efficiency of envelope removal during core collapse. On the other hand, extreme dynamical processes in dense star clusters can fill the mass gap, via multiple stellar collisions, dynamical exchanges and hierarchical mergers. These processes might build up intermediate-mass black holes with mass up to several thousand solar masses, especially in the most metal-poor and massive clusters. The evolution of such dynamical mergers across cosmic time will be one of the most exciting targets of next-generation ground-based detectors. Prof. Mapelli is being hosted by Prof. Ralf Klessen of the ITA institute ([email protected]). Anyone interested in further discussions on specific topics should contact Prof. Klessen to arrange (virtual) follow-up meetings with Prof. Mapelli

2-3 where AGN are expected to impact the build-up of stellar mass the most and I will present recent efforts in our group to characterise feedback processes in powerful AGN on CGM scales at and near Cosmic Noon. In particular, our team recently discovered a unique population of luminous high-z quasars (ERQs) with extreme outflow properties. At the same time, more and more exotic AGN populations with extreme signatures are being discovered at that redshift. These populations are ideal to obtain a census of the overall mass and energy budget of both outflow and infall/feeding from the CGM, an essential requirement to probe the detailed and full feedback loop. Finally, I will also introduce the JWST ERS Program "Q3D" which will study the impact of three carefully selected luminous quasars on their hosts. Our program will serve as a pathfinder for JWST science investigations in IFU mode.

1, I will focus on ALMA observations of starburst galaxies at z

4 that reveal very fast rotation and surprisingly low velocity dispersions leading to V/sigma values >10. These results, on the one hand, provide dynamical evidence of the evolution of these massive systems into local early-type galaxies, but on the other hand, pose new critical challenges to our current understanding of galaxy formation at early times.

-3) with member stars up to 8 half light radii away from the center region. Other systems also contain stars in their outskirts, suggesting that such extended "halos" may not be uncommon among the tinyest dwarf galaxies, possibly being a signature of the very first merger events between galaxies at the earliest times.

6-14. I will also discuss combined constraints with high-redshift quasars and Lyman Break Galaxies. Finally, I will comment on the claimed detection made with the EDGES Low-Band antenna at z

3-20 than the corresponding rest-frame UV continuum sources as seen by HST. Between

95% of the observed total Ly-alpha flux comes from the extended halo component. At the sensitivity level provided by MUSE, a large fraction of the field of view is actually covered with Ly alpha emission from redshifts 3 < z < 6, and I present a spectacular colour image visualising the "Sky in Ly-alpha". Our observations provide direct insights into the spatial distribution of at least partly neutral gas in the circumgalactic medium of low to intermediate mass galaxies at z > 3. I also discuss some implications for the demographics of high-redshift galaxies.

2.5 - 0
Linda Tacconi (MPE, Garching (Germany))
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1-3), and subsequent winding down (z<1) of star formation in the Universe are enabling us to illustrate the important role that cold gas, the fuel for star formation, has played in the assembly of galaxies across cosmic time. Modest sized surveys already provide robust molecular gas detections in hundreds to a few thousand star forming galaxies (SFGs), from redshifts 0-3. Furthermore, spatially resolved spectroscopy in both the (sub)mm and NIR wavelengths now enable us to study the detailed kinematics, star formation, and ISM properties in SFGs on few kpc scales. I will discuss the results from these surveys, and place them in the general context of galaxy formation and evolution.

10), gaps and non-axisymmetry seem common, implying that the significant fraction of disks harbor stellar/planetary-mass companions, or planet-forming activity is already triggered.

1 Msun is essential to testing and validating theories of star formation, constraining chemical enrichment models, the frequency of core-collapse supernovae, and interpreting the stellar populations of galaxies across cosmic time. Yet, despite more than 60 years of research, observational constraints on the high-mass IMF remain remarkably uncertain. Widely used high-mass IMFs (e.g., Kroupa) have associated uncertainties approaching an order-of-magnitude, making it virtually impossible to determine if the high-mass IMF varies with respect to environment (e.g., metallicity or star formation intensity) or is “Universal". In this talk, I will present the most precise measurement of the high-mass IMF to date. Using

100 young, resolved star clusters in M31 imaged as part of the Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) survey, we find the high-mass IMF slope to be Gamma=1.45+/-0.03. Compared to the canonical Kroupa IMF (Gamma=1.3+/-0.7), the high-mass IMF in M31 is 0.15 dex steeper (i.e., fewer massive stars) and represents a factor of

20 improvement in precision. There are no significant trends between the cluster IMF slopes and their ages, masses, and sizes, indicating that the IMF is remarkably “Universal” in this sample of

100 clusters. I will illustrate some of the broader implications of a steeper IMF slope (e.g., on star formation rate indicators, core-collapse supernovae rates) and will conclude by discussing the prospects for precision IMF measurements in other environments.

50pc) are thought to play a critical role in these processes as they host most of the massive star formation occurring in our Galaxy. Detailed observations on scales of clouds can provide important insights on the properties of the star forming interstellar medium and conditions promoting the formation of massive stars. Using such detailed studies of the nearby grand-design spiral galaxy M51 as part of the Pbdi Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS) as an example, I will present our current understanding of how the interstellar medium, its molecular component in particular, and star formation relate across galactic disks.

100 most massive galaxies within 100 Mpc. Using integral-field spectroscopy covering 200 pc to 20 kpc scales, we are studying the assembly history of massive galaxies from the supermassive black holes at the center to the dark matter halos on large scales. I will then discuss black hole scaling relations over a large range in galaxy mass, using MASSIVE observations at the high end and megamaser disk galaxies at low mass. If time permits, I will discuss progress on survey planning for the Prime Focus Spectrograph.

2 and likely contributed significantly to the buildup of the Universe’s stellar mass and the formation of high-mass galaxies. However, an ongoing debate lingers as to their evolutionary origins at high-z. While DSFGs locally are known to be merger-driven collisions of gas-rich disk galaxies, some works argue that high-z DSFGs have different origins, and could just be solitary massive gas-rich disks (continually fed star-forming fuel via the gas-rich IGM). Other conflicting evidence argues high-z DSFGs are major mergers, like their local cousins. Solving the debate, as to the origins of high-z DSFGs, requires a careful census and follow-up of DSFGs. I will describe some of the latest observational research on dusty, infrared-luminous galaxies at high-redshift. Specifically, I will focus on: 1. measuring the far-IR/submm contribution to the cosmic star formation rate density out to high-z, and compare it to the optical/UV contribution to infer the universal importance of infrared surveys out to early epochs, 2. observational tools we can use to surmise the physical mechanisms which drive intense star-formation, and 3. how these rare but extreme galaxies can be uniquely useful as probes of some of the most massive structures in the Universe’s cosmic web. My long-term goal is to understand the triggering mechanisms for star formation episodes in extreme, ultraluminous starburst environments, how they relate to star formation in more common ``Milky Way&apos&apos type galaxies at high-redshift, and what the implications are for galaxy evolution at very early times.



Bemerkungen:

  1. Kourosh

    Meiner Meinung nach ist dies relevant, ich werde an der Diskussion teilnehmen.

  2. Tumi

    the answer Competent, in a seductive way ...

  3. Fenrigal

    Ja, es ist die Antwort auf Verständlichkeit



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