Astronomie

Wann wurde zum ersten Mal sichtbares Licht geschaffen?

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„Ein paar Minuten nach der Expansion, als die Temperatur etwa eine Milliarde (eintausend Millionen) Kelvin betrug und die Dichte etwa der von Luft entsprach, kombinierten Neutronen mit Protonen die Deuterium- und Heliumkerne des Universums in einem Prozess, der Urknall-Nukleosynthese genannt wird. Die meisten Protonen blieben unverbunden als Wasserstoffkerne.Als das Universum abkühlte, dominierte die Ruhemassenenergiedichte der Materie gravitativ die der Photonenstrahlung.

Nach etwa 379.000 Jahren verbanden sich die Elektronen und Kerne zu Atomen (meist Wasserstoff); daher entkoppelte sich die Strahlung von der Materie und setzte sich weitgehend ungehindert durch den Weltraum fort. Diese Reliktstrahlung ist als kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung bekannt."

Die Frage ist nun, wenn man ausgehend von der kosmischen Hintergrundstrahlung, die jetzt in tiefrot (2,7 K) ist, zurückzählt, zu welcher Zeit zum ersten Mal sichtbares Licht da war oder direkt nach der Entstehung der Atome etwa 379.000 danach war der Urknall?


Das beste Modell, das wir haben, ist das der elektroschwachen Vereinigung.

Das Photon ist ein Quanten des elektromagnetischen Feldes, und solange es ein elektromagnetisches Feld gab, existierte eine Anregung des Feldes.

Die "schwache" Kernwechselwirkung ist ein weiteres Feld (sie hat den Effekt, dass Up-Quarks in Down-Quarks umgewandelt werden und ist somit für den Beta-Zerfall von radioaktivem Material verantwortlich). Quanten des schwachen Feldes unterscheiden sich ziemlich von Photonen. Sie sind geladen und haben Masse, aber bei sehr hohen Energien (etwa eine Million Milliarden Grad) werden die elektromagnetischen und schwachen Felder zu einer einzigen „elektroschwachen“ Wechselwirkung vereint.

Aber nachdem das Universum abgekühlt war (es dauerte zwischen $10^{-36}$ und $10^{-32}$ Sekunden) teilten sich das schwache und das elektromagnetische Feld und die ersten echten Photonen bildeten sich.

Diese Photonen kamen nicht sehr weit, bevor sie mit anderen Partikeln kollidierten, die sich bildeten. Wie Sie bemerken, hat es fast 400000 Jahre gedauert, bis das Universum ausreichend abgekühlt war, um transparent zu werden.

Sie erwähnen jetzt sichtbares Licht. Die nach der Spaltung entstandenen Photonen hätten sehr hohe Energien gehabt, die meisten würden wir Gammastrahlen nennen, wenn sie heute existieren würden. Da jedoch Photonen aller Energien gebildet werden könnten, wäre ein kleiner Bruchteil im sichtbaren Bereich gewesen.

Bei der Rekombination, als das Universum transparent wurde, betrug die Temperatur etwa 3000 K, bei dieser Temperatur befinden sich die meisten Photonen im Infrarotbereich, aber es sind genug sichtbar, um dem Universum eine sehr helle orange-rote Farbe zu verleihen, ähnlich der Farbe von a die Glühbirne.


Um die großartige Antwort von James Kifiger ein wenig zu erweitern:

Die Spitzenwellenlänge des kosmischen Mikrowellenhintergrunds

Die Wellenlänge des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (sowie jedes anderen Photons) wird proportional zum Skalierungsfaktor $a(t) = 1/(1+z)$ ("die Größe") des Universums gestreckt, wobei $t$ ist das Alter des Universums und $z$ ist die Rotverschiebung des Lichts, das bei $t$ emittiert und heute beobachtet wird. Bei Rotverschiebung $z$ lag der Peak des CMB-Spektrums also bei einer Wellenlänge $$ lambda_mathrm{max}(z) = frac{lambda_mathrm{max,0}}{1+z}. $$

Heute hat das CMB-Spektrum seinen Höhepunkt bei $lambda_mathrm{max,0}simeq 0.2,mathrm{cm}$. Wenn wir das sichtbare Licht im Bereich von 400-700 nm annehmen, muss das Maximum des CMB-Spektrums im sichtbaren Bereich bei Rotverschiebungen $$ z ,,=,, frac{lambda_mathrm{ max,0}}{lambda_mathrm{max}(z)} - 1 ,,=,,frac{0,2,mathrm{nm}}{{4,verb+-+ ,7} imes10^{-5},mathrm{nm}} - 1 ,,sim,, {2700,verb+-+,4700}. $$ Dies kann durch (numerische) Integration der Friedmann-Gleichung in ein Alter des Universums umgewandelt werden. Unter der Annahme einer Planck-Kosmologie von 2015 verstehe ich das der Höhepunkt des CMB-Spektrums lag im sichtbaren Bereich, als das Universum zwischen etwa 50.000 und 125.000 Jahre alt war.

Die Farbe des Universums

Wie James Kilfiger jedoch auch erwähnt, befindet sich ein Bruchteil des Spektrums immer noch darin, obwohl der Peak außerhalb des sichtbaren Bereichs liegt. Seine Farbe hängt von der Reaktion der Zapfen des menschlichen Auges ab und folgt ungefähr dem sogenannten Planckschen Locus im CIE 1931-Farbraum:

Im obigen Diagramm zeichnet der Ort die Farbe des Universums als Funktion der Temperatur nach (dünne Zahlen) und das Alter des Universums in Kilojahren (kyr; fette Zahlen).

Das heißt, das Universum begann bläulich (als $Tgtrsim10^4,mathrm{K}$), wurde im Alter von etwa 200.000 Jahren weißlich (als $Tsim5verb+-+6000, mathrm{K}$) und ging dann allmählich über orange und rot bei $tsim1,mathrm{Myr}$ über, bevor sie ins Infrarot überging. Diese Entwicklung ist völlig analog zu den Farben von Sternen einer bestimmten Temperatur.

Die Altersangaben wurden mit Pythons berechnetCosmoloPy.distances.age(), was meiner Meinung nach bei einem so kleinen Alter nicht sehr genau ist, aber es gibt das ungefähre Alter an. Außerdem, ob das CMB sichtbar war oder nicht mit bloßem Auge - d.h. ohne Teleskop zur Vergrößerung des Lichtsammelbereichs - hängt von der Intensität an einem bestimmten Punkt ab.


Hubble nimmt das erste Ultraviolett-Bild des Exoplaneten auf

Astronomen haben mit dem Hubble-Weltraumteleskop der NASA/ESA einen jupitergroßen, sich noch im Aufbau befindlichen Planeten um den orangen Zwergstern PDS 70 aufgenommen. Dies ist das erste Mal, dass ein Exoplanet direkt im Ultraviolett (UV) abgebildet wurde.

Dieses Hubble-Bild zeigt den jungen Exoplaneten PDS 70b. Bildnachweis: Joseph DePasquale, STScI.

PDS 70 ist ein Vorhauptreihenstern vom Typ K7, der sich 370 Lichtjahre entfernt im Sternbild Centaurus befindet.

Auch bekannt als V* V1032 Cen und IRAS 14050-4109, ist der Stern nur 5,4 Millionen Jahre alt.

Es beherbergt zwei sich aktiv bildende Planeten, PDS 70b und c, und eine riesige zirkumstellare Staub- und Gasscheibe, in der ein großer Bereich von 20 bis 40 AE vom Staub befreit ist.

PDS 70b befindet sich innerhalb der Scheibenlücke in einer Entfernung von etwa 21 AE vom Stern, ähnlich der Bahn von Uranus in unserem Sonnensystem.

PDS 70c befindet sich in der Nähe des äußeren Randes der Scheibenlücke bei 34,5 AE vom Stern, ähnlich wie Neptuns Entfernung von unserer Sonne.

„PDS 70 ist so aufregend, weil wir die Entstehung eines Planeten miterleben können. Dies ist der jüngste echte Planet, den Hubble jemals direkt abgebildet hat“, sagte Dr. Yifan Zhou, Astronom an der University of Texas in Austin.

Dr. Zhou und Kollegen verwendeten den Kanal für das nahe UV/sichtbare (UVIS) von Hubbles Wide Field Camera 3 (WFC3) Instrument, um PDS 70b zu beobachten.

„Mit den UV-Beobachtungen von Hubble konnten wir abschätzen, wie schnell der Planet an Masse zunimmt“, bemerkte Dr. Zhou.

Nach Angaben des Teams hat PDS 70b über einen Zeitraum von 5,4 Millionen Jahren bereits die fünffache Masse von Jupiter aufgebaut.

Die derzeit gemessene Akkretionsrate ist so weit zurückgegangen, dass, wenn die Rate für weitere Millionen Jahre konstant bliebe, der Planet nur um ungefähr ein zusätzliches 1/100 einer Jupiter-Masse zunehmen würde.

„Diese Beobachtungen sind eine einzige Momentaufnahme – es sind mehr Daten erforderlich, um festzustellen, ob die Geschwindigkeit, mit der der Planet Masse hinzufügt, zunimmt oder abnimmt“, sagten die Astronomen.

„Unsere Messungen deuten darauf hin, dass sich der Planet am Ende seines Entstehungsprozesses befindet.“

PDS 70b ist von einer eigenen Gas- und Staubscheibe umgeben, die Material von der größeren zirkumstellaren Scheibe des PDS 70-Systems absaugt.

Die Forscher vermuten, dass sich magnetische Feldlinien von seiner zirkumplanetaren Scheibe bis in die Atmosphäre des Exoplaneten erstrecken und Material auf die Oberfläche des Planeten leiten.

„Wenn dieses Material Säulen von der Scheibe auf den Planeten folgt, würde es lokale Hotspots verursachen“, sagte Dr. Zhou.

„Diese Hot Spots könnten mindestens zehnmal heißer sein als die Temperatur des Planeten. Es wurde festgestellt, dass diese heißen Flecken im UV-Licht heftig leuchten.“

Die Ergebnisse erscheinen in der Astronomisches Journal.

Yifan Zhou et al. 2021. Hubble-Weltraumteleskop UV- und Hα-Messungen der Akkretionsüberschussemission des jungen Riesenplaneten PDS 70b. AJ 161, 244 doi: 10.3847/1538-3881/abeb7a


Wissenschaft enthüllt den Ursprung des ersten Lichts im Universum

Das ferne Universum, hier durch die Ebene der Milchstraße betrachtet, besteht aus Sternen und . [+] Galaxien sowie undurchsichtiges Gas und Staub, soweit wir sehen können. Aber hinter dem letzten Stern im Universum gibt es noch mehr Licht.

Zwei-Mikron-All-Sky-Survey (2MASS)

Wenn wir heute auf das Universum blicken, heben sich von der weiten, leeren Schwärze des Himmels Lichtpunkte ab: Sterne, Galaxien, Nebel und mehr. Doch es gab eine Zeit in der fernen Vergangenheit, bevor sich eines dieser Dinge gebildet hatte, kurz nach dem Urknall, als das Universum noch mit Licht erfüllt war. Wenn wir in den Mikrowellenteil des Spektrums schauen, können wir heute die Überreste dieses Lichts in Form des Cosmic Microwave Background (CMB) finden. Aber auch das CMB ist relativ spät: Wir sehen sein Licht 380.000 Jahre nach dem Urknall. Licht, soweit wir es wissen, gab es schon davor. Nach Jahrhunderten der Erforschung der Ursprünge des Universums hat die Wissenschaft endlich aufgedeckt, was physikalisch passiert ist, um im Weltraum „Licht werden zu lassen“.

Arno Penzias und Bob Wilson am Standort der Antenne in Holmdel, New Jersey, wo die kosmische . [+] Mikrowellenhintergrund wurde zuerst identifiziert.

Sammlung Physik heute/AIP/SPL

Werfen wir zunächst einen Blick auf das CMB und woher es kommt, weit zurück. 1965 arbeitete das Duo Arno Penzias und Robert Wilson in den Bell Labs in Holmdel, New Jersey, an der Kalibrierung einer neuen Antenne für die Radarkommunikation mit Overhead-Satelliten. Aber egal wohin sie am Himmel schauten, sie sahen immer wieder dieses Geräusch. Es war nicht mit der Sonne, einem der Sterne oder Planeten oder sogar der Ebene der Milchstraße korreliert. Es existierte Tag und Nacht und schien in alle Richtungen gleich groß zu sein.

Nach viel Verwirrung darüber, was es sein könnte, wurden sie darauf hingewiesen, dass ein Forscherteam nur 50 Kilometer entfernt in Princeton die Existenz einer solchen Strahlung vorhersagte, nicht als Folge von irgendetwas, das von unserem Planeten, Sonnensystem oder Galaxie selbst stammt. aber aus einem heißen, dichten Zustand im frühen Universum stammend: aus dem Urknall.

Nach den ursprünglichen Beobachtungen von Penzias und Wilson emittiert die galaktische Ebene einige . [+] astrophysikalische Strahlungsquellen (Mitte), aber oben und unten blieb nur ein nahezu perfekter, gleichmäßiger Strahlungshintergrund.

Im Laufe der Jahrzehnte haben wir diese Strahlung mit immer größerer Genauigkeit gemessen und festgestellt, dass sie nicht nur drei Grad über dem absoluten Nullpunkt liegt, sondern 2,7 K und dann 2,73 K und dann 2,725 K dieses übrig gebliebene Glühen haben wir sein Spektrum gemessen und festgestellt, dass es sich um einen perfekten schwarzen Körper handelt, der mit der Idee des Urknalls übereinstimmt und mit alternativen Erklärungen wie reflektiertem Sternenlicht oder müden Lichtszenarien unvereinbar ist.

Das tatsächliche Licht der Sonne (gelbe Kurve, links) im Vergleich zu einem perfekten schwarzen Körper (in grau), was zeigt, dass die . [+] Die Sonne ist eher eine Reihe von Schwarzkörpern aufgrund der Dicke ihrer Photosphäre auf der linken Seite ist der tatsächliche perfekte Schwarze Körper des CMB, wie vom COBE-Satelliten gemessen.

Wikimedia Commons-Benutzer Sch (L) COBE/FIRAS, NASA / JPL-Caltech (R)

In jüngerer Zeit haben wir sogar gemessen – aus der Absorption und Wechselwirkung dieses Lichts mit dazwischenliegenden Gaswolken –, dass die Temperatur dieser Strahlung zunimmt, je weiter wir in der Zeit (und der Rotverschiebung) zurückblicken. Wenn sich das Universum im Laufe der Zeit ausdehnt, kühlt es ab, und wenn wir daher weiter in die Vergangenheit blicken, sehen wir das Universum, als es kleiner, dichter und heißer war.

Wenn das CMB einen nicht-kosmologischen Ursprung hat, sollte seine Temperatur nicht mit einer Rotverschiebung wie (1+z) ansteigen. [+] wie Beobachtungen stark zeigen.

P. Noterdaeme, P. Petitjean, R. Srianand, C. Ledoux und S. López, (2011). Astronomie und Astrophysik, 526, L7

Also, woher kam dieses Licht – das erste Licht im Universum – zuerst? Es kam nicht von Sternen, weil es den Sternen vorausgeht. Es wurde nicht von Atomen emittiert, da es der Bildung neutraler Atome im Universum vorausgeht. Wenn wir weiter rückwärts auf immer höhere Energien extrapolieren, finden wir einige seltsame Dinge heraus: Dank Einsteins E = mc 2 , könnten diese Lichtquanten miteinander wechselwirken und spontan Teilchen-Antiteilchen-Paare aus Materie und Antimaterie erzeugen!

Hochenergetische Kollisionen von Teilchen können Materie-Antimaterie-Paare oder Photonen erzeugen, während . [+] Materie-Antimaterie-Paare vernichten, um auch Photonen zu erzeugen.

Brookhaven National Laboratory / RHIC

Das sind keine virtuellen Paare von Materie und Antimaterie, die das Vakuum des leeren Raums bevölkern, sondern reale Teilchen. So wie zwei Protonen, die am LHC kollidieren, eine Fülle neuer Teilchen und Antiteilchen erzeugen können (weil sie genug Energie haben), können zwei Photonen im frühen Universum alles erzeugen, was sie genug Energie haben. Wenn wir von dem, was wir jetzt haben, rückwärts extrapolieren, können wir schlussfolgern, dass es im beobachtbaren Universum kurz nach dem Urknall zu dieser Zeit etwa 10 89 Teilchen-Antiteilchen-Paare gab.

Für diejenigen unter Ihnen, die sich fragen, wie wir heute ein Universum voller Materie (und nicht Antimaterie) haben, muss es einen Prozess gegeben haben, der etwas mehr Teilchen als Antiteilchen (in der Größenordnung von etwa 1-in-1.000.000.000) von einer anfänglichen symmetrischer Zustand, was dazu führt, dass unser beobachtbares Universum etwa 10 80 Materieteilchen und 10 89 Photonen übrig hat.

Während sich das Universum ausdehnt und abkühlt, zerfallen instabile Teilchen und Antiteilchen, während . [+] Materie-Antimaterie-Paare vernichten und trennen sich, und Photonen können nicht mehr bei ausreichend hohen Energien kollidieren, um neue Teilchen zu erzeugen.

Aber das erklärt nicht, wie wir mit all dieser anfänglichen Materie, Antimaterie und Strahlung im Universum gelandet sind. Das ist viel Entropie, und einfach zu sagen: „Damit begann das Universum“ ist eine völlig unbefriedigende Antwort. Aber wenn wir nach der Lösung für eine ganz andere Reihe von Problemen suchen – das Horizontproblem und das Flachheitsproblem – fällt die Antwort auf dieses einfach auf.

Eine Illustration, wie sich die Raumzeit ausdehnt, wenn sie von Materie, Strahlung oder inhärenter Energie dominiert wird. [+] um sich selbst zu räumen.

Es musste etwas passieren, um die Anfangsbedingungen für den Urknall zu schaffen, und dieses „Ding“ ist die kosmische Inflation oder eine Periode, in der die Energie im Universum nicht von Materie (oder Antimaterie) oder Strahlung dominiert wurde, sondern von Energie dem Raum selbst innewohnt oder eine frühe, superintensive Form dunkler Energie.

Die Inflation dehnte das Universum flach, sie gab ihm überall die gleichen Bedingungen, sie vertrieb alle bereits existierenden Teilchen oder Antiteilchen und schuf die Saatfluktuationen für Über- und Unterdichten in unserem heutigen Universum. Aber der Schlüssel zum Verständnis, woher all diese Teilchen, Antiteilchen und Strahlung zuerst kamen? Das kommt von einer einfachen Tatsache: Um das Universum zu bekommen, das wir heute hatten, musste die Inflation enden. In Bezug auf die Energie geschieht Inflation, wenn Sie ein Potenzial langsam herunterrollen, aber wenn Sie schließlich in das Tal darunter rollen, endet die Inflation und wandelt diese Energie (aus der Höhe) in Materie, Antimaterie und Strahlung um, was zu dem führt, was wir kennen als der heiße Urknall.

Wenn eine kosmische Inflation auftritt, ist die dem Raum innewohnende Energie groß, da sie an der Spitze steht. [+] Hügel. Wenn der Ball ins Tal rollt, wird diese Energie in Partikel umgewandelt.

So können Sie sich das vorstellen. Stellen Sie sich vor, Sie haben eine riesige, unendliche Fläche aus kubischen Blöcken, die gegeneinander geschoben werden und von einer unglaublichen Spannung zwischen ihnen gehalten werden. Gleichzeitig rollt eine schwere Bowlingkugel über sie hinweg. An den meisten Stellen macht der Ball keine großen Fortschritte, aber an einigen „Schwachstellen“ macht der Ball eine Vertiefung, wenn er über sie rollt. Und an einer schicksalhaften Stelle kann der Ball tatsächlich einen (oder mehrere) der Blöcke durchbrechen und sie nach unten stürzen lassen. Was passiert, wenn dies geschieht? Fehlen diese Blöcke, kommt es aufgrund der fehlenden Spannung zu einer Kettenreaktion und die gesamte Struktur bröckelt.

Die Analogie zu einem Ball, der über eine hohe Oberfläche gleitet, ist, wenn die Inflation andauert, während die Struktur . [+] Zerbröckeln und Energie freisetzen repräsentiert die Umwandlung von Energie in Teilchen.

Wo die Blöcke weit, weit unten auf dem Boden aufschlagen, ist das, als würde die Inflation zu Ende gehen. Hier wird die gesamte dem Weltraum innewohnende Energie in reale Teilchen umgewandelt, und die Tatsache, dass die Energiedichte des Weltraums selbst während der Inflation so hoch war, führt dazu, dass so viele Teilchen, Antiteilchen und Photonen erzeugt werden, wenn die Inflation endet. Dieser Prozess, bei dem die Inflation endet und den heißen Urknall hervorruft, ist als kosmische Wiedererwärmung bekannt, und wenn das Universum dann bei seiner Expansion abkühlt, vernichten sich die Teilchen/Antiteilchen-Paare, wodurch noch mehr Photonen erzeugt werden und nur ein winziges Stück Materie zurückbleibt übrig bleiben.

Die kosmische Geschichte des gesamten bekannten Universums zeigt, dass wir den Ursprung aller Materie verdanken. [+] darin, und all das Licht, letztendlich bis zum Ende der Inflation und dem Beginn des Hot Big Bang.

ESA und die Planck-Kollaboration / E. Siegel (Korrekturen)

Während sich das Universum weiter ausdehnt und abkühlt, erschaffen wir Kerne, neutrale Atome und schließlich Sterne, Galaxien, Cluster, schwere Elemente, Planeten, organische Moleküle und Leben. Und währenddessen strömen diese Photonen, die vom Urknall übrig geblieben sind und ein Relikt des Endes der Inflation, mit dem alles begann, durch das Universum, kühlen weiter ab, verschwinden aber nie. Wenn der letzte Stern im Universum erlischt, werden diese Photonen – die längst ins Radio verschoben und auf weniger als einen pro Kubikkilometer verdünnt wurden – immer noch genauso groß sein, wie es Billionen und Billiarden waren Jahre vor.

Bevor es Sterne gab, gab es Materie und Strahlung. Bevor es neutrale Atome gab, gab es ein ionisiertes Plasma, und wenn dieses Plasma neutrale Atome bildet, ermöglichen diese dem Universum, das früheste Licht zu liefern, das wir heute sehen. Schon vor diesem Licht gab es eine Suppe aus Materie und Antimaterie, die vernichtet wurde, um den Großteil der heutigen Photonen zu produzieren, aber selbst das war noch nicht der Anfang. Am Anfang gab es eine exponentiell expandierende Welt, und es war das Ende dieser Epoche – das Ende der kosmischen Inflation –, das die Materie, Antimaterie und Strahlung hervorbrachte, die das erste Licht hervorbringen würden, das wir im Universum sehen können see . Nach Milliarden von Jahren kosmischer Evolution sind wir nun in der Lage, das Puzzle zusammenzusetzen. Zum ersten Mal ist jetzt der Ursprung dessen bekannt, wie das Universum "es werde Licht"!


Inhalt

Das moderne Verständnis, dass der Krebsnebel durch eine Supernova erzeugt wurde, geht auf das Jahr 1921 zurück, als Carl Otto Lampland bekannt gab, dass er Veränderungen in der Struktur des Nebels gesehen hatte. [d] [5] Dies führte schließlich zu dem Schluss, dass die Entstehung des Krebsnebels der hellen Supernova SN 1054 entspricht, die von antiken Astronomen im Jahr 1054 n. Chr. aufgezeichnet wurde. [6]

Erste Identifikation Bearbeiten

Der Krebsnebel wurde erstmals 1731 von John Bevis identifiziert. Der Nebel wurde 1758 von Charles Messier unabhängig wiederentdeckt, als er einen hellen Kometen beobachtete. [7] Messier katalogisierte ihn als ersten Eintrag in seinem Katalog der kometenähnlichen Objekte [7] 1757 überprüfte Alexis Clairaut die Berechnungen von Edmund Halley und sagte die Rückkehr des Halleyschen Kometen Ende 1758 voraus. Der genaue Zeitpunkt der Rückkehr des Kometen erforderte die Berücksichtigung von Bahnstörungen durch Planeten im Sonnensystem wie Jupiter, die Clairaut und seine beiden Kollegen Jérôme Lalande und Nicole-Reine Lepaute genauer als Halley durchführten und feststellten, dass der Komet im Sternbild Stier erscheinen sollte . Auf der vergeblichen Suche nach dem Kometen fand Charles Messier den Krebsnebel, den er zunächst für Halleys Komet hielt. [8] Nach einigen Beobachtungen, als er bemerkte, dass sich das Objekt, das er beobachtete, nicht über den Himmel bewegte, kam Messier zu dem Schluss, dass das Objekt kein Komet war. Messier erkannte dann die Nützlichkeit der Zusammenstellung eines Katalogs von Himmelsobjekten bewölkter Natur, die jedoch am Himmel befestigt waren, um sie nicht fälschlicherweise als Kometen zu katalogisieren. Diese Erkenntnis veranlasste ihn, den „Messier-Katalog“ zusammenzustellen. [8]

William Herschel hat den Krebsnebel zwischen 1783 und 1809 mehrmals beobachtet, aber es ist nicht bekannt, ob er sich seiner Existenz im Jahr 1783 bewusst war oder ihn unabhängig von Messier und Bevis entdeckte. Nach mehreren Beobachtungen kam er zu dem Schluss, dass es aus einer Gruppe von Sternen besteht. [9] William Parsons, 3. Earl of Rosse, beobachtete 1844 den Nebel in Birr Castle mit einem 36-Zoll-Teleskop (0,9 m) und bezeichnete das Objekt als "Krabbennebel", weil eine Zeichnung, die er davon angefertigt hatte, wie ein Krabbe. Später, im Jahr 1848, beobachtete er es erneut mit einem 72-Zoll-Teleskop (1,8 m), konnte die vermeintliche Ähnlichkeit jedoch nicht bestätigen, aber der Name blieb trotzdem hängen. [10] [11] [12]

Anschluss an SN 1054 Bearbeiten

Der Krebsnebel war das erste astronomische Objekt, von dem erkannt wurde, dass es mit einer Supernova-Explosion in Verbindung steht. [9] Zu Beginn des 20. Jahrhunderts ergab die Analyse früher Fotografien des Nebels, die im Abstand von mehreren Jahren aufgenommen wurden, dass er sich ausdehnte. Die Rückverfolgung der Expansion ergab, dass der Nebel vor etwa 900 Jahren auf der Erde sichtbar geworden sein muss. Historische Aufzeichnungen zeigten, dass am 4. Juli 1054 von chinesischen Astronomen und wahrscheinlich auch von japanischen Beobachtern ein neuer Stern, der hell genug war, um tagsüber gesehen zu werden, im gleichen Teil des Himmels aufgenommen worden war. [13] [9] [14]

Als Vesto Slipher 1913 seine spektroskopische Untersuchung des Himmels registrierte, war der Krebsnebel erneut eines der ersten untersuchten Objekte. Veränderungen in der Wolke, die auf ihre geringe Ausdehnung hindeuten, wurden 1921 von Carl Lampland entdeckt. [5] Im selben Jahr zeigte John Charles Duncan, dass sich der Überrest ausdehnt, [15] während Knut Lundmark seine Nähe zum Gaststern von 1054 10 feststellte [14] [16]

1928 schlug Edwin Hubble vor, die Wolke mit dem Stern von 1054 zu assoziieren, eine Idee, die umstritten blieb, bis die Natur der Supernovae verstanden wurde, und Nicholas Mayall wies darauf hin, dass der Stern von 1054 zweifellos die Supernova war, deren Explosion den Krebsnebel hervorbrachte . In diesem Moment begann die Suche nach historischen Supernovae: Sieben weitere historische Sichtungen wurden durch den Vergleich moderner Beobachtungen von Supernova-Überresten mit astronomischen Dokumenten vergangener Jahrhunderte gefunden.

Nach der ursprünglichen Verbindung zu chinesischen Beobachtungen wurden 1934 Verbindungen zu einem japanischen Verweis aus dem 13. Jahrhundert auf einen "Gaststern" in Meigetsuki einige Wochen vor dem chinesischen Verweis hergestellt. [17] [18] [19] Das Ereignis galt lange Zeit als nicht aufgezeichnet in der islamischen Astronomie, [20] aber 1978 wurde ein Hinweis in einer von Ibn Abi Usaibia angefertigten Kopie eines Werkes von Ibn Butlan, einem nestorianischen Christen, aus dem 13. zur Zeit der Supernova in Bagdad tätiger Arzt. [21] [22]

Der von den Chinesen bei Tag beobachtete "Gaststern" kann aufgrund seiner großen Entfernung nur eine Supernova gewesen sein – ein massereicher, explodierender Stern, der seinen Energievorrat aus der Kernfusion aufgebraucht und in sich zusammengebrochen ist. [23] [24] Jüngste Analysen historischer Aufzeichnungen haben ergeben, dass die Supernova, die den Krebsnebel erzeugte, wahrscheinlich im April oder Anfang Mai auftrat und ihre maximale Helligkeit zwischen der scheinbaren Helligkeit von -7 und -4,5 erreichte (selbst heller als Venus' - 4.2 und alles am Nachthimmel außer dem Mond) bis Juli. Die Supernova war nach ihrer ersten Beobachtung etwa zwei Jahre lang mit bloßem Auge sichtbar. [25]

Krabbenpulsar Bearbeiten

In den 1960er Jahren wurde der Krebsnebel aufgrund der Vorhersage und Entdeckung von Pulsaren wieder zu einem wichtigen Zentrum des Interesses. Damals sagte Franco Pacini zum ersten Mal die Existenz des Krebspulsars voraus, was die Helligkeit der Wolke erklären würde. Der Stern wurde kurz darauf 1968 beobachtet. [26] Die Entdeckung des Krebspulsars und die Kenntnis seines genauen Alters (fast auf den Tag genau) ermöglichen die Überprüfung grundlegender physikalischer Eigenschaften dieser Objekte, wie charakteristisches Alter und Spin -Down-Leuchtkraft, die beteiligten Größenordnungen (insbesondere die Stärke des Magnetfelds), zusammen mit verschiedenen Aspekten im Zusammenhang mit der Dynamik des Überbleibsels. Die Rolle dieser Supernova für das wissenschaftliche Verständnis der Supernova-Überreste war von entscheidender Bedeutung, da keine andere historische Supernova einen Pulsar erzeugte, dessen genaues Alter mit Sicherheit bekannt ist. Die einzige mögliche Ausnahme von dieser Regel wäre SN 1181, dessen angeblicher Überrest, 3C 58, einen Pulsar beheimatet, aber seine Identifizierung anhand chinesischer Beobachtungen aus dem Jahr 1181 wird bestritten. [27]

Der innere Teil des Krebsnebels wird von einem Pulsarwindnebel dominiert, der den Pulsar umhüllt. Einige Quellen betrachten den Krebsnebel als Beispiel sowohl für einen Pulsarwindnebel als auch für einen Supernova-Überrest, [28] [29] [30] während andere die beiden Phänomene aufgrund der unterschiedlichen Quellen der Energieproduktion und des unterschiedlichen Verhaltens trennen. [4]

Quelle ultrahochenergetischer Gammastrahlen Bearbeiten

Im Jahr 2019 wurde beobachtet, dass der Krebsnebel Gammastrahlen von über 100 TeV emittiert, was ihn zur ersten identifizierten Quelle über 100 TeV macht. [31]

Im sichtbaren Licht besteht der Krebsnebel aus einer breit ovalen Masse von Filamenten, etwa 6 Bogenminuten lang und 4 Bogenminuten breit (zum Vergleich: der Vollmond hat einen Durchmesser von 30 Bogenminuten), die eine diffuse blaue Zentralregion umgibt. In drei Dimensionen wird angenommen, dass der Nebel entweder wie ein abgeflachtes Sphäroid (geschätzt auf 1.380 Stück/4.500 ly entfernt) oder ein gestrecktes Sphäroid (geschätzt auf 2.020 Stück/6.600 ly entfernt) geformt ist. [3] Die Filamente sind die Überreste der Atmosphäre des Vorläufersterns und bestehen größtenteils aus ionisiertem Helium und Wasserstoff, zusammen mit Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Neon und Schwefel. Die Temperaturen der Filamente liegen typischerweise zwischen 11.000 und 18.000 K und ihre Dichten betragen etwa 1.300 Partikel pro cm 3 . [32]

1953 schlug Iosif Shklovsky vor, dass der diffuse blaue Bereich hauptsächlich durch Synchrotronstrahlung erzeugt wird, die durch die Krümmungsbewegung von Elektronen in einem Magnetfeld abgegeben wird. Die Strahlung entsprach Elektronen, die sich mit Geschwindigkeiten bis zur halben Lichtgeschwindigkeit bewegten. [33] Drei Jahre später wurde die Theorie durch Beobachtungen bestätigt. In den 1960er Jahren wurde festgestellt, dass die Quelle der gekrümmten Bahnen der Elektronen das starke Magnetfeld ist, das von einem Neutronenstern im Zentrum des Nebels erzeugt wird. [34]

Entfernung Bearbeiten

Obwohl der Krebsnebel unter Astronomen im Mittelpunkt der Aufmerksamkeit steht, bleibt seine Entfernung aufgrund der Unsicherheiten bei jeder Methode zur Schätzung seiner Entfernung eine offene Frage. Im Jahr 2008 war man sich einig, dass seine Entfernung von der Erde 2,0 ± 0,5 kpc (6.500 ± 1.600 ly) beträgt. [2] Entlang seiner längsten sichtbaren Ausdehnung misst es also etwa 4,1 ± 1 pc (13 ± 3 ly) in der Breite. [c]

Der Krebsnebel dehnt sich derzeit mit etwa 1.500 km/s (930 mi/s) nach außen aus. [35] Bilder, die im Abstand von mehreren Jahren aufgenommen wurden, zeigen die langsame Ausdehnung des Nebels, [36] und durch Vergleich dieser Winkelausdehnung mit seiner spektroskopisch ermittelten Ausdehnungsgeschwindigkeit kann die Entfernung des Nebels abgeschätzt werden. 1973 kam eine Analyse vieler Methoden zur Berechnung der Entfernung zum Nebel zu einem Ergebnis von etwa 1,9 kpc (6.300 ly), was mit dem derzeit zitierten Wert übereinstimmt. [3]

Der Krebspulsar selbst wurde 1968 entdeckt. Die Rückverfolgung seiner Expansion (unter der Annahme einer konstanten Abnahme der Expansionsgeschwindigkeit aufgrund der Masse des Nebels) ergab ein Datum für die Entstehung des Nebels mehrere Jahrzehnte nach 1054, was bedeutet, dass sich seine Auswärtsgeschwindigkeit um weniger als verlangsamt hat seit der Supernova-Explosion angenommen. [37] Es wird angenommen, dass diese reduzierte Verzögerung durch Energie vom Pulsar verursacht wird, die in das Magnetfeld des Nebels einspeist, das sich ausdehnt und die Filamente des Nebels nach außen drückt. [38] [39]

Massenbearbeitung

Schätzungen der Gesamtmasse des Nebels sind wichtig, um die Masse des Vorläufersterns der Supernova abzuschätzen. Die Menge an Materie, die in den Filamenten des Krebsnebels enthalten ist (Ejektamasse von ionisiertem und neutralem Gas, hauptsächlich Helium [40] ) wird auf 4,6 ± 1,8 geschätzt M . [41]

Heliumreicher Torus Bearbeiten

Eine der vielen Nebelkomponenten (oder Anomalien) des Krebsnebels ist ein heliumreicher Torus, der als Ost-West-Band sichtbar ist, das die Pulsarregion durchquert. Der Torus macht etwa 25 % des sichtbaren Auswurfs aus. Es wird jedoch durch Berechnung vorgeschlagen, dass etwa 95 % des Torus aus Helium bestehen. Für die Struktur des Torus gibt es bisher keine plausible Erklärung. [42]

Im Zentrum des Krebsnebels befinden sich zwei schwache Sterne, von denen einer der Stern ist, der für die Existenz des Nebels verantwortlich ist. Es wurde 1942 als solches identifiziert, als Rudolf Minkowski feststellte, dass sein optisches Spektrum äußerst ungewöhnlich war. [43] Die Region um den Stern wurde 1949 als starke Quelle für Radiowellen [44] und Röntgenstrahlen im Jahr 1963 [45] entdeckt und wurde 1967 als eines der hellsten Objekte am Himmel in Gammastrahlen identifiziert [46] Dann, im Jahr 1968, wurde festgestellt, dass der Stern seine Strahlung in schnellen Pulsen aussendet und war damit einer der ersten Pulsare, die entdeckt wurden. [22]

Pulsare sind Quellen starker elektromagnetischer Strahlung, die viele Male pro Sekunde in kurzen und extrem regelmäßigen Pulsen abgegeben wird. Sie waren ein großes Rätsel, als sie 1967 entdeckt wurden, und das Team, das den ersten identifizierte, zog die Möglichkeit in Betracht, dass es sich um ein Signal einer fortgeschrittenen Zivilisation handeln könnte. [47] Die Entdeckung einer pulsierenden Radioquelle im Zentrum des Krebsnebels war jedoch ein starker Beweis dafür, dass Pulsare durch Supernova-Explosionen gebildet wurden. [48] ​​Sie werden heute als schnell rotierende Neutronensterne verstanden, deren starkes Magnetfeld ihre Strahlungsemissionen in schmale Strahlen konzentriert. [49]

Es wird angenommen, dass der Krebspulsar einen Durchmesser von etwa 28-30 km (17-19 mi) hat [50] er sendet alle 33 Millisekunden Strahlungsimpulse aus. [51] Pulse werden bei Wellenlängen im gesamten elektromagnetischen Spektrum emittiert, von Radiowellen bis hin zu Röntgenstrahlen. Wie bei allen isolierten Pulsaren verlangsamt sich seine Periode sehr allmählich. Gelegentlich zeigt seine Rotationsperiode scharfe Veränderungen, die als "Glitches" bekannt sind und von denen angenommen wird, dass sie durch eine plötzliche Neuausrichtung im Neutronenstern verursacht werden. Die Energie, die bei der Verlangsamung des Pulsars freigesetzt wird, ist enorm und treibt die Emission der Synchrotronstrahlung des Krebsnebels an, dessen Gesamtleuchtkraft etwa 75.000 Mal höher ist als die der Sonne. [52]

Die extreme Energieabgabe des Pulsars erzeugt eine ungewöhnlich dynamische Region im Zentrum des Krebsnebels. Während sich die meisten astronomischen Objekte so langsam entwickeln, dass Veränderungen nur auf Zeitskalen von vielen Jahren sichtbar sind, zeigen die inneren Teile des Krebsnebels Veränderungen über Zeitskalen von nur wenigen Tagen. [53] Das dynamischste Merkmal im inneren Teil des Nebels ist der Punkt, an dem der äquatoriale Wind des Pulsars in den Großteil des Nebels schlägt und eine Stoßfront bildet. Die Form und Position dieses Merkmals ändert sich schnell, wobei der äquatoriale Wind als eine Reihe von fadenförmigen Merkmalen erscheint, die steiler werden, aufhellen und dann verblassen, wenn sie sich vom Pulsar entfernen und in den Hauptkörper des Nebels hineinragen. [53]

Der Stern, der als Supernova explodierte, wird als Supernova bezeichnet Stammvater. Two types of stars explode as supernovae: white dwarfs and massive stars. In the so-called Type Ia supernovae, gases falling onto a 'dead' white dwarf raise its mass until it nears a critical level, the Chandrasekhar limit, resulting in a runaway nuclear fusion explosion that obliterates the star in Type Ib/c and Type II supernovae, the progenitor star is a massive star whose core runs out of fuel to power its nuclear fusion reactions and collapses in on itself, releasing gravitational potential energy in a form that blows away the star's outer layers. Type Ia supernovae do not produce pulsars, [54] so the pulsar in the Crab Nebula shows it must have formed in a core-collapse supernova. [55]

Theoretical models of supernova explosions suggest that the star that exploded to produce the Crab Nebula must have had a mass of between 9 and 11 M . [42] [56] Stars with masses lower than 8 M are thought to be too small to produce supernova explosions, and end their lives by producing a planetary nebula instead, while a star heavier than 12 M would have produced a nebula with a different chemical composition from that observed in the Crab Nebula. [57] Recent studies, however, suggest the progenitor could have been a super-asymptotic giant branch star in the 8 to 10 M range that would have exploded in an electron-capture supernova. [58]

A significant problem in studies of the Crab Nebula is that the combined mass of the nebula and the pulsar add up to considerably less than the predicted mass of the progenitor star, and the question of where the 'missing mass' is, remains unresolved. [41] Estimates of the mass of the nebula are made by measuring the total amount of light emitted, and calculating the mass required, given the measured temperature and density of the nebula. Estimates range from about 1–5 M , with 2–3 M being the generally accepted value. [57] The neutron star mass is estimated to be between 1.4 and 2 M .

The predominant theory to account for the missing mass of the Crab Nebula is that a substantial proportion of the mass of the progenitor was carried away before the supernova explosion in a fast stellar wind, a phenomenon commonly seen in Wolf–Rayet stars. However, this would have created a shell around the nebula. Although attempts have been made at several wavelengths to observe a shell, none has yet been found. [59]

The Crab Nebula lies roughly 1.5 degrees away from the ecliptic—the plane of Earth's orbit around the Sun. This means that the Moon—and occasionally, planets—can transit or occult the nebula. Although the Sun does not transit the nebula, its corona passes in front of it. These transits and occultations can be used to analyse both the nebula and the object passing in front of it, by observing how radiation from the nebula is altered by the transiting body.

Lunar Edit

Lunar transits have been used to map X-ray emissions from the nebula. Before the launch of X-ray-observing satellites, such as the Chandra X-ray Observatory, X-ray observations generally had quite low angular resolution, but when the Moon passes in front of the nebula, its position is very accurately known, and so the variations in the nebula's brightness can be used to create maps of X-ray emission. [60] When X-rays were first observed from the Crab Nebula, a lunar occultation was used to determine the exact location of their source. [45]

Solar Edit

The Sun's corona passes in front of the Crab Nebula every June. Variations in the radio waves received from the Crab Nebula at this time can be used to infer details about the corona's density and structure. Early observations established that the corona extended out to much greater distances than had previously been thought later observations found that the corona contained substantial density variations. [61]


Zero Genie

Three images of Jupiter from the 8-m Frederick C. Gillett Gemini North telescope at the Gemini Observatory and the NASA/ESA Hubble Space Telescope show the gas giant at three different types of light (infrared, visible, and ultraviolet) and reveal a multitude of atmospheric features such as the Great Red Spot, superstorms, and cyclones stretching across the planet’s disk.

This visible-light image of Jupiter was created from data captured on January 11, 2017 using Hubble’s Wide Field Camera 3. Near the top, a long brown feature called a ‘brown barge’ extends 72,000 km (nearly 45,000 miles) in the east-west direction. The Great Red Spot stands out prominently in the lower left, while the smaller feature nicknamed Red Spot Jr. (known to Jovian scientists as Oval BA) appears to its lower right. Image credit: NASA / ESA / NOIRLab / NSF / AURA / Wong et al. / de Pater et al. / M. Zamani.

The new images of Jupiter highlight the key advantage of multiwavelength astronomy: viewing planets and other astronomical objects at different wavelengths of light allows scientists to glean otherwise unavailable insights.

Jupiter’s Great Red Spot is a prominent feature of the visible and ultraviolet (UV) images, but it is almost invisible at infrared (IR) wavelengths. The planet’s counter-rotating bands of clouds, on the contrary, are clearly visible in all three views.

Observing the Great Red Spot at multiple wavelengths yields other surprises — the dark region in the IR image is larger than the corresponding red oval in the visible image.

This discrepancy arises because different structures are revealed by different wavelengths the IR observations show areas covered with thick clouds, while the visible and UV observations show the locations of chromophores — the particles that give the Great Red Spot its distinctive hue by absorbing blue and UV light.

This infrared view of Jupiter was created from data captured on January 11, 2017 with the Near-InfraRed Imager on the Gemini North telescope. In the image warmer areas appear bright, including four large hot spots that appear in a row just north of the equator. South of the equator, the oval-shaped and cloud-covered Great Red Spot appears dark. Image credit: Gemini Observatory / NOIRLab / NSF / AURA / Wong et al. / de Pater et al. / M. Zamani.

The Red Spot Jr. — also known as Oval BA — appears in both the visible and UV observations.

This storm — to the bottom right of its larger counterpart — formed from the merger of three similar-sized storms in 2000.

In the visible-wavelength image, it has a clearly defined red outer rim with a white center. In the IR, however, Red Spot Jr. is invisible, lost in the larger band of cooler clouds, which appear dark in the IR view.

Like the Great Red Spot, this storm is colored by chromophores that absorb solar radiation at both UV and blue wavelengths, giving it a red color in visible observations and a dark appearance at UV wavelengths.

This ultraviolet image of Jupiter was created from data captured on January 11, 2017 using Hubble’s Wide Field Camera 3. The Great Red Spot and Red Spot Jr. absorb ultraviolet radiation from the Sun and therefore appear dark in this view. Image credit: NASA / ESA / NOIRLab / NSF / AURA / Wong et al. / de Pater et al. / M. Zamani.

Just above Red Spot Jr. in the visible observations, a Jovian superstorm appears as a diagonal white streak extending toward the right side of Jupiter’s disk.

One atmospheric phenomenon that does feature prominently at IR wavelengths is a bright streak in the northern hemisphere of Jupiter.

This feature — a cyclonic vortex or perhaps a series of vortices — extends 72,000 km (nearly 45,000 miles) in the east-west direction.

At visible wavelengths the cyclone appears dark brown, leading to these types of features being called ‘brown barges’ in images from NASA’s Voyager spacecraft.

At UV wavelengths, however, the feature is barely visible underneath a layer of stratospheric haze, which becomes increasingly dark toward the north pole.

Similarly, lined up below the brown barge, four large ‘hot spots’ appear bright in the IR image but dark in both the visible and UV views.

Astronomers discovered such features when they observed Jupiter in IR wavelengths for the first time in the 1960s.


Three-dimensional structure of skyrmions becomes visible for the first time

Skyrmions are three-dimensional structures that occur in magnetic materials. They are magnetic vortices a few nanometers in size in which atomic elementary magnets are arranged in closed vortex structures.

Skyrmions are topologically protected, meaning that their shape cannot be changed. First described in the 1950s by the mathematician Tony Skyrme, their three-dimensional structure is less than one hundred nanometers in size. It was thus not possible to make the structure visible – until now.

An international team of researchers has successfully tackled the challenge. The scientists are from the Max Planck Institute for Intelligent Systems in Stuttgart, the Chinese Academy of Sciences in Beijing, the Songshan Lake Materials Laboratory in Guangdong, the University of Oxford in Great Britain, the University of Messina, and the Polytechnic in Bari, Italy.

Together, they were able to map the three-dimensional structure of Skyrmions for the first time. On February 8, 2019, the joint project entitled “Anatomy of Skyrmionic Textures in Magnetic Multilayers” was published in the scientific journal Advanced Materials.

“To date, no one has ever seen the three-dimensional structure of Skyrmions,” says Professor Gisela Schütz, Director at the Max Planck Institute for Intelligent Systems (MPI-IS) in Stuttgart and head of the Modern Magnetic Systems Department.

“We are the first to get a high-resolution, three-dimensional image of this structure.” Because a Skyrmion is smaller than 100 nanometers (

1000 times smaller than a human hair) the researchers use a method called ptychography for scanning transmission X-ray microscopy.

“We achieve the best resolution for X-rays and are even highly sensitive to magnetic details. This was the only way to investigate the interior of magnetic Skyrmions,” explains Schütz.

The researchers used MAXYMUS, a high-resolution X-ray microscope located at BESSY II, an 80-meter-wide synchrotron radiation source at the Helmholtz-Center Berlin that produces extremely bright X-ray light.

This was followed at the RASOR station at BESSY's British counterpart, Diamond in Oxfordshire. The research team discovered that the three-dimensional structure of the Skyrmion is more complicated than expected.

“We found out that an interplay of four magnetic interactions lead to the formation of the 3D structure. But the simple dipole coupling is mostly dominant in contradiction to prior expectations,” Dr. Joachim Gräfe explains, who leads the Nanomagnonics and Magnetization Dynamics Research Group at the MPI-IS. “The decoding of the real deometry is a prerequisite for the understanding and, therefore, the manipulation of the world-wide investigated Skyrmions”.

Understanding magnetic Skyrmions and their effects is particularly important for the development and future manufacture of spintronic storage devices. These magnetic spin-based electronics, which store information in Skyrmions, are considered less susceptible to interference and very stable because Skyrmion structures are topologically protected.

“To use Skyrmions as data storage devices, you have to know the structure and all the effects,” says Gräfe. “With our publication, we have taken basic research in this field one step further.”

Professor Gisela Schütz is a Director at the Max Planck Institute for Intelligent Systems in Stuttgart, where she heads the “Modern Magnetic Systems” department. Her research interests include the application of synchrotron radiation in X-ray spectroscopy and microscopy, as well as the development of advanced spintronic/magnon systems and new supermagnets.

Schütz was born in Ottobeuren in 1955. She studied physics at the Technical University of Munich (TUM), where she received her doctorate in 1984 from the Chair of Nuclear Physics. It was also at the TUM that she started her research activities in the field of condensed matter with synchrotron radiation.

She worked in several synchrotron laboratories and developed new methods for the investigation of magnetic structures and phenomena with polarized X-rays. After completing her studies in experimental physics in 1992, she became professor at the University of Augsburg in 1993 and was appointed professor at the Institute of Experimental Physics at the University of Würzburg in 1997. In 2001, Schütz became Director at the Max Planck Institute for Metals Research, now the Max Planck Institute for Intelligent Systems.

Dr. Joachim Gräfe heads the “Nanomagnonics and Magnetisation Dynamics” research group at the Max Planck Institute for Intelligent Systems in Stuttgart. The group is assigned to the Modern Magnetic Systems department of Prof. Gisela Schütz. Gräfe’s research concentrates on magnetization dynamics on the nanoscale, in particular magnonics, through the use of state-of-the-art X-ray microscopy.


Visible Light Spectrum from Alien Planet Measured for 1st Time (Video)

Astronomers have detected an exoplanet's visible-light spectrum directly for the first time ever, a milestone that could help bring many other alien worlds into clearer focus down the road.

The scientists used the HARPS instrument on the European Southern Observatory's 3.6-meter telescope at the La Silla Observatory in Chile to study the spectrum of visible light reflected off the exoplanet 51 Pegasi b, which lies about 50 light-years from Earth in the constellation Pegasus. You can see a new video of 51 Pegasi b and its environs here on Space.com.

51 Pegasi b, a "hot Jupiter" gas giant that orbits close to its parent star, was spotted in 1995, when it became the first alien world ever discovered around a sunlike star. (The first exoplanets of any type were found in 1992 around a superdense, rotating stellar corpse called a pulsar.) [Gallery: The Strangest Alien Planets]

Researchers most often study exoplanet atmospheres by analyzing the starlight that passes through them when worlds cross their stars' faces from Earth's perspective. This method, known as transit spectroscopy, is restricted to use on systems in which the stars and planets align.

The new strategy used with 51 Pegasi b, on the other hand, does not depend on planetary transits and could thus find broader applicability, researchers said.

The technique offers other scientific advantages as well.

&ldquoThis type of detection technique is of great scientific importance, as it allows us to measure the planet’s real mass and orbital inclination, which is essential to more fully understand the system," study lead author Jorge Martins, of the Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) and the Universidade do Porto in Portugal, said in a statement.

"It also allows us to estimate the planet’s reflectivity, or albedo, which can be used to infer the composition of both the planet’s surface and atmosphere," Martins added.

The new data suggest that 51 Pegasi b is highly reflective, a bit larger in diameter than Jupiter and about half as massive as our solar system's biggest planet, researchers said.

The new observations by HARPS (which is short for High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) provide a vital proof of concept for the new technique, which could really come into its own when employed with instruments on bigger telescopes, such as the European Southern Observatory's Very Large Telescope (VLT), researchers said.

"We are now eagerly awaiting first light of the ESPRESSO spectrograph on the VLT so that we can do more detailed studies of this and other planetary systems,&rdquo said co-author Nuno Santos, also of the IA and Universidade do Porto.

The new study was published today (April 22) in the journal Astronomy & Astrophysics.


Inhalt

Ancient Edit

Early astronomers used only their eyes to look at the stars. They made maps of the constellations and stars for religious reasons and calendars to work out the time of year. [3] Early civilisations such as the Maya people and the Ancient Egyptians built simple observatories and drew maps of the stars positions. They also began to think about the place of Earth in the universe. For a long time people thought Earth was the center of the universe, and that the planets, the stars and the sun went around it. This is known as geocentrism.

Ancient Greeks tried to explain the motions of the sun and stars by taking measurements. [4] A mathematician named Eratosthenes was the first who measured the size of the Earth and proved that the Earth is a sphere. A theory by another mathematician named Aristarchus was, that the sun is in the center and the Earth is moving around it. This is known as heliocentrism. Only a few people thought it was right. The rest continued to believe in the geozentrisch model. Most of the names of constellations and stars come from Greeks of that time. [5]

Arabic astronomers made many advancements during the Middle Ages including improved star maps and ways to estimate the size of the Earth. [6] They also learned from the ancients by translating Greek books into Arabic.

Renaissance to modern era Edit

During the renaissance a priest named Nicolaus Copernicus thought, from looking at the way the planets moved, that the Earth was not the center of everything. Based on previous works, he said that the Earth was a planet and all the planets moved around the sun. This brought back the old idea of heliocentrism. A physicist called Galileo Galilei built his own telescopes, and used them to look more closely at the stars and planets for the first time. He agreed with Copernicus. The Catholic Church decided that Galileo was wrong. He had to spend the rest of his life under house arrest. [7] Heliocentric ideas were soon improved by Johannes Kepler and Isaac Newton who invented the theory of gravity.

After Galileo, people made better telescopes and used them to see farther objects such as the planets Uranus and Neptune. They also saw how stars were similar to our Sun, but in a range of colours and sizes. They also saw thousands of other faraway objects such as galaxies and nebulae.

Modern era Edit

The 20th century after 1920 saw important changes in astronomy.

In the early 1920s it began to be accepted that the galaxy in which we live, the Milky Way, is not the only galaxy. The existence of other galaxies was settled by Edwin Hubble, who identified the Andromeda nebula as a different galaxy. It was also Hubble who proved that the universe was expanding. There were many other galaxies at large distances and they are receding, moving away from our galaxy. That was completely unexpected.

In 1931, Karl Jansky discovered radio emission from outside the Earth when trying to isolate a source of noise in radio communications, marking the birth of radio astronomy and the first attempts at using another part of the electromagnetic spectrum to observe the sky. Those parts of the electromagnetic spectrum that the atmosphere did not block were now opened up to astronomy, allowing more discoveries to be made.

The opening of this new window on the Universe saw the discovery of entirely new things, for example pulsars, which sent regular pulses of radio waves out into space. The waves were first thought to be alien in origin because the pulses were so regular that it implied an artificial source.

The period after World War 2 saw more observatories where large and accurate telescopes are built and operated at good observing sites, normally by governments. For example, Bernard Lovell began radio astronomy at Jodrell Bank using leftover military radar equipment. By 1957, the site had the largest steerable radio telescope in the world. Similarly, the end of the 1960s saw the start of the building of dedicated observatories at Mauna Kea in Hawaii, a good site for visible and infra-red telescopes thanks to its high altitude and clear skies.

The next great revolution in astronomy was thanks to the birth of rocketry. This allowed telescopes to be placed in space on satellites.

Space telescopes gave access, for the first time in history, to the entire electromagnetic spectrum including rays that had been blocked by the atmosphere. The X-rays, gamma rays, ultraviolet light and parts of the infra-red spectrum were all opened to astronomy as observing telescopes were launched. As with other parts of the spectrum, new discoveries were made.

From 1970s satellites were launched to be replaced with more accurate and better satellites, causing the sky to be mapped in nearly all parts of the electromagnetic spectrum.

Discoveries broadly come in two types: bodies and phenomena. Bodies are things in the Universe, whether it is a planet like our Earth or a galaxy like our Milky Way. Phenomena are events and happenings in the Universe.

Bodies Edit

For convenience, this section has been divided by where these astronomical bodies may be found: those found around stars are solar bodies, those inside galaxies are galactic bodies and everything else larger are cosmic bodies.

Solar Edit

Galactic Edit

Cosmic Edit

Phenomena Edit

Burst events are those where there is a sudden change in the heavens that disappears quickly. These are called bursts because they are normally associated with large explosions producing a "burst" of energy. They include:

Periodic events are those that happen regularly in a repetitive way. The name periodic comes from period, which is the length of time required for a wave to complete one cycle. Periodic phenomena include:

Noise phenomena tend to relate to things that happened a long time ago. The signal from these events bounce around the Universe until it seems to come from everywhere and varies little in intensity. In this way, it resembles "noise", the background signal that pervades every instrument used for astronomy. The most common example of noise is static seen on analogue televisions. The principal astronomical example is: cosmic background radiation.

Instruments Edit

    are the main tool of observing. They take all the light in a big area and put in into a small area. This is like making your eyes very big and powerful. Astronomers use telescopes to look at things that are far away and dim. Telescopes make objects look bigger, closer, brighter. study the different wavelengths of light. This shows what something is made of.
  • Many telescopes are in satellites. They are space observatories. The Earth’s atmosphere blocks some parts of the electromagnetic spectrum, but special telescopes above the atmosphere can detect that radiation.
  • Radio astronomy uses Radio telescopes. Aperture synthesis combines smaller telescopes to create a phased array, which works like a telescope as big as the distance between the smaller telescopes.

Techniques Edit

There are way astronomers can get better pictures of the heavens. Light from a distant source reaches a sensor and gets measured, normally by a human eye or a camera. For very dim sources, there may not be enough light particles coming from the source for it to be seen. One technique that astronomers have for making it visible is using integration (which is like longer exposures in photography).

Integration Edit

Astronomical sources do not move much: only the rotation and movement of the Earth causes them to move across the heavens. As light particles reach the camera over time, they hit the same place making it brighter and more visible than the background, until it can be seen.

Telescopes at most observatories (and satellite instruments) can normally track a source as it moves across the heavens, making the star appear still to the telescope and allowing longer exposures. Also, images can be taken on different nights so exposures span hours, days or even months. In the digital era, digitised pictures of the sky can be added together by computer, which overlays the images after correcting for movement.

Adaptive Optik Bearbeiten

Adaptive optics means changing the shape of the mirror or lens while looking at something, to see it better.

Data analysis Edit

Data analysis is the process of getting more information out of an astronomical observation than by simply looking at it. The observation is first stored as data. This data will then have various techniques used to analyse it.

Fourier analysis Edit

Fourier analysis in mathematics can show if an observation (over a length of time) is changing periodically (changes like a wave). If so, it can extract the frequencies and the type of wave pattern, and find many things including new planets.

Pulsars pulse regularly in radio waves. These turned out to be similar to some (but not all) of a type of bright source in X-rays called a Low-mass X-ray binary. It turned out that all pulsars and some LMXBs are neutron stars and that the differences were due to the environment in which the neutron star was found. Those LMXBs that were not neutron stars turned out to be black holes.

This section attempts to provide an overview of the important fields of astronomy.

Solar astronomy Edit

Solar astronomy is the study of the Sun. The Sun is the closest star to Earth at around 92 million (92,000,000) miles away. [8] It is the easiest to observe in detail. Observing the Sun can help us understand how other stars work and are formed. Changes in the Sun can affect the weather and climate on Earth. A stream of charged particles called the Solar wind is constantly sent off from the Sun. The Solar Wind hitting the Earth's magnetic field causes the northern lights. [9] Studying the Sun helped people understand how nuclear fusion works.

Planetary astronomy Edit

Planetary Astronomy is the study of planets, moons, dwarf planets, comets and asteroids as well as other small objects that orbit stars. The planets of our own Solar System have been studied in depth by many visiting spacecraft such as Cassini-Huygens (Saturn) and the Voyager 1 and 2.

Galactic astronomy Edit

Galactic astronomy is the study of distant galaxies. Studying distant galaxies is the best way of learning about our own galaxy, as the gases and stars in our own galaxy make it difficult to observe. Galactic astronomers attempt to understand the structure of galaxies and how they are formed through the use of different types of telescopes and computer simulations.

Gravitational wave astronomy Edit

Gravitational wave astronomy is the study of the Universe in the gravitational wave spectrum. So far, all astronomy that has been done has used the electromagnetic spectrum. Gravitational waves are ripples in spacetime emitted by very dense objects changing shape, which include white dwarves, neutron stars and black holes. Because no one has been able to detect gravitational waves directly, the impact of Gravitational Wave Astronomy has been very limited.


Ambassador Space Science Master (grades 11–12)

The Ambassador badge is highly customizable by girl interest. Since girls can do much of the badgework individually, consider spending your troop meeting time discussing and sharing badgework experiences and discoveries. You’ll find opportunities to research NASA careers and tackle a personal-interest space project.

For more fun: Complete Step 1 with Small Worlds, an online interactive designed just for Girl Scouts. As you detect exoplanets, you’ll hear from women who were critical to the missions’ successes.

Whatever your Girl Scout level, there’s now a Space Science badge to ignite your girls’ interests and help them reach for the stars! If your troop has already done older girl Space Science badgework, we welcome your tips and experiences in the comments below.

What to do next:

  • Find extra ways to engage your girls’ stellar interests with Vivian White’s Trailhead article, Astronomy Adventures: Five ways to Explore the Stars with Girl Scouts.
  • Join or start an astronomy club with your service unit.
  • Complete your Space Science badge at a Chabot Space & Science Center badge overnight.
  • Encourage girls to use their knowledge and leadership skills to plan a younger girl Space Science badge event.

Jessica Henricks—Jessica is a STEM Program Manager for Girl Scouts of Northern California, where she develops and supports NASA-funded Girl Scout Stars space science programs and STEAM experiences. She fondly remembers sleeping outdoors for the first time at Girl Scout Camp Hidden Falls. Before joining Girl Scouts, Jessica created resources, media, and events with organizations like the Exploratorium and Maker Media. In her spare time, she enjoys tinkering in the workshop or going for a paddle on the bay.