Astronomie

Verwenden Astronomen und Astrophysiker häufiger Durchmesser oder Radien, wenn sie über Planeten, Zwergplaneten, Exoplaneten und Sterne diskutieren?

Verwenden Astronomen und Astrophysiker häufiger Durchmesser oder Radien, wenn sie über Planeten, Zwergplaneten, Exoplaneten und Sterne diskutieren?

Mathematiker verwenden bei der Diskussion über Kreise und Kugeln viel häufiger Radien über Durchmessern, da in der Mathematik der Radius fundamentaler ist als der Durchmesser (die Kugel wird über ihren Radius definiert).

Aber wie sieht es in der Astronomie aus? Verwenden Astronomen und Astrophysiker bei der Charakterisierung von Planeten, Zwergplaneten, Exoplaneten und Sternen häufiger Durchmesser oder Radien?


Bestimmt Radien, mit einer bemerkenswerten Ausnahme…

Wenn Beobachter darüber sprechen, wie groß ein Objekt am Himmel ist, diskutieren sie normalerweise Winkelgröße, die mit dem zusammenhängt Durchmesser eines Objekts, nicht der Radius. Wenn wir also die Winkelgröße von beispielsweise Alpha Centauri A (einige Millibogensekunden) diskutieren, bezieht sich dies auf den Durchmesser des Sterns, nicht auf den Radius.


18.4 Das HR-Diagramm

​In diesem Kapitel und Analysieren von Sternenlicht haben wir einige der Merkmale beschrieben, nach denen wir Sterne klassifizieren können und wie diese gemessen werden. Diese Ideen sind in Tabelle zusammengefasst. Wir haben auch ein Beispiel für eine Beziehung zwischen zwei dieser Eigenschaften in der Masse-Leuchtkraft-Beziehung angegeben. Als zu Beginn des 20. Jahrhunderts die Eigenschaften einer großen Anzahl von Sternen gemessen wurden, konnten Astronomen eine tiefere Suche nach Mustern und Beziehungen in diesen Daten beginnen.

​Messung der Eigenschaften von Sternen

Um zu verstehen, welche Arten von Beziehungen gefunden werden können, lassen Sie uns kurz eine Reihe von Daten über Menschen betrachten. Wenn Sie Menschen durch Vergleichen und Gegenüberstellen ihrer Eigenschaften verstehen möchten – ohne Vorkenntnisse über diese seltsamen Kreaturen anzunehmen – könnten Sie versuchen, herauszufinden, welche Eigenschaften Sie in eine fruchtbare Richtung führen. Sie können beispielsweise die Größe einer großen Stichprobe von Menschen gegen ihr Gewicht (das ein Maß für ihre Masse ist) darstellen. Ein solches Diagramm ist in Abbildung dargestellt und weist einige interessante Merkmale auf. In der von uns gewählten Darstellungsweise unserer Daten nimmt die Körpergröße nach oben zu, während das Gewicht nach links zunimmt. Beachten Sie, dass Menschen im Diagramm nicht zufällig verteilt sind. Die meisten Punkte fallen entlang einer Sequenz von links oben nach rechts unten.

Höhe gegen Gewicht.

Abbildung 1. Das Diagramm der Größen und Gewichte einer repräsentativen Gruppe von Menschen. Die meisten Punkte liegen entlang einer „Hauptsequenz“, die die meisten Menschen repräsentiert, aber es gibt ein paar Ausnahmen.​

​Wir können aus dieser Grafik schließen, dass die menschliche Größe und das Gewicht zusammenhängen. Generell wiegen größere Menschen mehr, während kleinere weniger wiegen. Dies ist sinnvoll, wenn Sie mit der Struktur des Menschen vertraut sind. Wenn wir größere Knochen haben, haben wir normalerweise mehr Fleisch, um unseren größeren Rahmen auszufüllen. Es ist mathematisch nicht genau – es gibt eine große Variationsbreite – aber es ist keine schlechte Gesamtregel. Und natürlich gibt es dramatische Ausnahmen. Gelegentlich sieht man einen kleinen Menschen, der stark übergewichtig ist und somit in unserem Diagramm weiter unten links wäre als die durchschnittliche Personenfolge. Oder Sie haben ein sehr großes, dünnes Model mit großer Körpergröße, aber relativ geringem Gewicht, das sich oben rechts befindet.

Ein ähnliches Diagramm hat sich als äußerst nützlich erwiesen, um das Leben von Sternen zu verstehen. 1913 entdeckte der amerikanische Astronom Henry Norris Russell haben die Leuchtkraft von Sternen gegen ihre Spektralklassen aufgetragen (eine Art, ihre Oberflächentemperaturen zu bezeichnen). Diese Untersuchung und eine ähnliche unabhängige Studie aus dem Jahr 1911 des dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung, führte zu der äußerst wichtigen Entdeckung, dass Temperatur und Leuchtkraft von Sternen zusammenhängen (Abbildung).

​Hertzsprung (1873–1967) und Russell (1877–1957).

Figur 2. (a) Ejnar Hertzsprung und (b) Henry Norris Russell haben unabhängig voneinander die Beziehung zwischen der Leuchtkraft und der Oberflächentemperatur von Sternen entdeckt, die im heutigen H-R-Diagramm zusammengefasst ist.​

HINWEIS: ​HENRY NORRIS RUSSELL

Wenn Henry Norris Russell Nach seinem Abschluss an der Princeton University war seine Arbeit so brillant gewesen, dass die Fakultät beschloss, für ihn einen neuen Grad der Ehrungen jenseits von „summa cum laude“ zu schaffen. Seine Schüler erinnerten sich später an ihn als einen Mann, dessen Denken dreimal schneller war als das aller anderen. Sein Gedächtnis war so phänomenal, dass er eine enorme Anzahl von Gedichten und Limericks, die gesamte Bibel, Tabellen mit mathematischen Funktionen und fast alles, was er über Astronomie gelernt hatte, richtig zitieren konnte. Er war nervös, aktiv, konkurrenzfähig, kritisch und sehr wortgewandt. Er neigte dazu, jedes Meeting, an dem er teilnahm, zu dominieren. Äußerlich war er ein altmodisches Produkt des neunzehnten Jahrhunderts, das hohe schwarze Schuhe und hohe, gestärkte Kragen trug und jeden Tag seines Lebens einen Regenschirm trug. Seine 264 Arbeiten waren in vielen Bereichen der Astronomie enorm einflussreich.

1877 als Sohn eines presbyterianischen Pfarrers geboren, zeigte sich Russell schon früh vielversprechend. Als er 12 Jahre alt war, schickte ihn seine Familie zu einer Tante nach Princeton, damit er eine erstklassige Vorbereitungsschule besuchen konnte. Er lebte bis zu seinem Tod 1957 im selben Haus in dieser Stadt (unterbrochen nur durch einen kurzen Aufenthalt in Europa zur Promotion). Er erzählte gern, dass sowohl seine Mutter als auch seine Großmutter mütterlicherseits Preise in Mathematik gewonnen hatten und dass er seine Talente auf diesem Gebiet wahrscheinlich von ihrer Familie geerbt hatte.

Vor Russell widmeten sich amerikanische Astronomen hauptsächlich der Vermessung der Sterne und der Erstellung beeindruckender Kataloge ihrer Eigenschaften, insbesondere ihrer Spektren (wie in Analysing Starlight beschrieben. Russell begann zu erkennen, dass die Interpretation der Spektren von Sternen ein viel ausgefeilteres Verständnis der Physik von Sternen erforderte das Atom, ein Thema, das von europäischen Physikern in den 1910er und 1920er Jahren entwickelt wurde. Russell begab sich auf eine lebenslange Suche, um die physikalischen Bedingungen im Inneren von Sternen anhand der Hinweise in ihren Spektren zu ermitteln, seine Arbeit inspirierte und wurde von einer Generation von Astronomen fortgeführt , viele von Russell und seinen Mitarbeitern ausgebildet.

Russell leistete auch wichtige Beiträge unter anderem bei der Erforschung von Doppelsternen und der Messung von Sternmassen, dem Ursprung des Sonnensystems, der Atmosphären von Planeten und der Messung von Entfernungen in der Astronomie. Er war ein einflussreicher Lehrer und Popularisierer der Astronomie und schrieb eine Kolumne über astronomische Themen für Wissenschaftlicher Amerikaner Magazin seit über 40 Jahren. Er und zwei Kollegen schrieben ein Lehrbuch für Astronomieklassen an Colleges, das über mehrere Jahrzehnte hinweg half, Astronomen und Astronomiebegeisterte auszubilden. Dieses Buch bildete die Grundlage für die Art von Lehrbuch, die Sie jetzt lesen und das nicht nur die Fakten der Astronomie darlegt, sondern auch erklärt, wie sie zusammenpassen. Russell hielt Vorträge im ganzen Land und betonte oft, wie wichtig es ist, die moderne Physik zu verstehen, um zu verstehen, was in der Astronomie passiert.

Harlow Shapley, Direktor des Harvard College Observatory, nannte Russell „den Dekan der amerikanischen Astronomen“. Russell galt sicherlich viele Jahre als führend auf diesem Gebiet und wurde von Kollegen aus der ganzen Welt zu vielen astronomischen Problemen konsultiert. Heute ist eine der höchsten Auszeichnungen, die ein Astronom erhalten kann, eine Auszeichnung der American Astronomical Society namens Russell Prize, die zu seinem Gedenken eingerichtet wurde.

Merkmale des HR-Diagramms

Lassen Sie uns nach Hertzsprung und Russell die Temperatur (oder Spektralklasse) einer ausgewählten Gruppe naher Sterne gegen ihre Leuchtkraft aufzeichnen und sehen, was wir finden (Abbildung). Eine solche Handlung wird häufig als Hertzsprung-Russell-Diagramm, abgekürzt H–R-Diagramm. Es ist eines der wichtigsten und am weitesten verbreiteten Diagramme in der Astronomie mit Anwendungen, die weit über die Zwecke hinausgehen, für die es vor mehr als einem Jahrhundert ursprünglich entwickelt wurde.

​H-R-Diagramm für eine ausgewählte Stichprobe von Sternen.

Figur 3. In solchen Diagrammen ist die Leuchtkraft entlang der vertikalen Achse aufgetragen. Entlang der horizontalen Achse können wir entweder die Temperatur oder den Spektraltyp (manchmal auch Spektralklasse genannt) darstellen. Einige der hellsten Sterne werden namentlich identifiziert. Die meisten Sterne fallen auf die Hauptreihe.​

​Es ist üblich, H-R-Diagramme so zu zeichnen, dass die Temperatur nach links und die Leuchtkraft nach oben zunimmt. Beachten Sie die Ähnlichkeit mit unserem Diagramm von Größe und Gewicht für Menschen (Abbildung). Sterne sind wie Menschen nicht zufällig über das Diagramm verteilt, wie dies der Fall wäre, wenn sie alle Kombinationen von Leuchtkraft und Temperatur aufweisen würden. Stattdessen sehen wir, dass sich die Sterne in bestimmte Teile des H-R-Diagramms gruppieren. Die große Mehrheit ist entlang einer schmalen Abfolge von links oben (heiß, stark leuchtend) nach rechts unten (kühl, weniger leuchtend) ausgerichtet. Dieses Punkteband wird als bezeichnet Hauptfolge. Es stellt eine Beziehung zwischen Temperatur und Helligkeit das wird von den meisten Sternen gefolgt. Wir können diese Beziehung zusammenfassen, indem wir sagen, dass heißere Sterne leuchtender sind als kühlere.

Eine Reihe von Sternen liegt jedoch über der Hauptreihe im H-R-Diagramm im oberen rechten Bereich, wo Sterne eine niedrige Temperatur und eine hohe Leuchtkraft haben. Wie kann ein Stern auf einmal kühl sein, dh jeder Quadratmeter auf dem Stern gibt nicht allzu viel Energie ab und dennoch sehr leuchtend? Der einzige Weg ist, dass der Stern riesig ist – er hat so viele Quadratmeter auf seiner Oberfläche, dass die gesamt Die Energieausbeute ist immer noch groß. Diese Sterne müssen sein Riesen oder Überriesen, die Sterne mit riesigem Durchmesser, die wir zuvor besprochen haben.

Es gibt auch einige Sterne in der unteren linken Ecke des Diagramms, die eine hohe Temperatur und eine geringe Leuchtkraft haben. Wenn sie hohe Oberflächentemperaturen haben, gibt jeder Quadratmeter auf diesem Stern viel Energie ab. Wie kann dann der Gesamtstern dunkel sein? Es muss sein, dass es eine sehr kleine Gesamtoberfläche hat, wie man solche Sterne nennt weiße Zwerge (weiß, weil bei diesen hohen Temperaturen die Farben der elektromagnetischen Strahlung, die sie aussenden, sich vermischen, um sie bläulich-weiß aussehen zu lassen). Wir werden gleich mehr über diese rätselhaften Objekte sagen. Abbildung ist ein schematisches H-R-Diagramm für eine große Stichprobe von Sternen, das gezeichnet wurde, um die verschiedenen Typen deutlicher zu machen.

Schematisches HR-Diagramm für viele Sterne.

Figur 4. Neunzig Prozent aller Sterne auf einem solchen Diagramm fallen entlang eines schmalen Bandes, das als Hauptreihe bezeichnet wird. Eine Minderheit von Sternen befindet sich oben rechts, sie sind sowohl kühl (und daher rot) als auch hell und müssen Riesen sein. Einige Sterne fallen in die untere linke Ecke des Diagramms. Sie sind sowohl heiß als auch dunkel und müssen Weiße Zwerge sein.​

Denken Sie nun an unsere Diskussion über Star-Umfragen zurück. Es ist schwierig, ein H-R-Diagramm zu erstellen, das wirklich für alle Sterne repräsentativ ist, da die meisten Sterne so schwach sind, dass wir diejenigen außerhalb unserer unmittelbaren Umgebung nicht sehen können. Die in Abbildung eingezeichneten Sterne wurden ausgewählt, weil ihre Entfernungen bekannt sind. In dieser Probe werden viele intrinsisch schwache Sterne ausgelassen, die in der Nähe sind, deren Entfernungen jedoch nicht gemessen wurden, sodass weniger lichtschwache Hauptreihensterne angezeigt werden, als dies in einem „fairen“ Diagramm der Fall wäre. Um wirklich repräsentativ für die Sternpopulation zu sein, sollte für alle Sterne innerhalb einer bestimmten Entfernung ein H-R-Diagramm erstellt werden. Leider ist unser Wissen nur für Sterne im Umkreis von 10 bis 20 Lichtjahren um die Sonne einigermaßen vollständig, unter denen es keine Riesen oder Überriesen gibt. Dennoch schätzen wir aus vielen Durchmusterungen (und mit neuen, leistungsstärkeren Teleskopen können jetzt noch mehr gemacht werden), dass etwa 90% der wahren Sterne insgesamt (ohne Braune Zwerge) in unserem Teil des Weltraums Hauptreihensterne sind, etwa 10% sind Weiße Zwerge und weniger als 1% sind Riesen oder Überriesen.

Diese Schätzungen können direkt verwendet werden, um das Leben von Sternen zu verstehen. Erlauben Sie uns noch eine schnelle Analogie zu den Menschen. Angenommen, wir vermessen Menschen genauso wie Astronomen Sterne, aber wir möchten unsere Aufmerksamkeit auf die Lage junger Menschen im Alter von 6 bis 18 Jahren richten. Umfrageteams fächern auf und nehmen Daten darüber, wo sich solche Jugendlichen zu jeder Zeit an einem 24-Stunden-Tag aufhalten. Manche findet man in der örtlichen Pizzeria, andere schlafen zu Hause, manche sind im Kino und viele gehen in die Schule. Nach der Befragung sehr vieler Jugendlicher stellen die Teams unter anderem fest, dass über die 24 Stunden gemittelt ein Drittel aller Jugendlichen in der Schule zu finden ist.

Wie können sie dieses Ergebnis interpretieren? Bedeutet das, dass zwei Drittel der Schüler schwänzen und das verbleibende Drittel die ganze Zeit in der Schule verbringen? Nein, wir müssen bedenken, dass die Befragungsteams die Jugendlichen über den gesamten 24-Stunden-Tag gezählt haben. Einige Umfrageteams arbeiteten nachts, wenn die meisten Jugendlichen zu Hause schliefen, und andere arbeiteten am späten Nachmittag, wenn die meisten Jugendlichen auf dem Heimweg von der Schule waren (und eher eine Pizza genossen). Wenn die Umfrage wirklich repräsentativ war, würden wir könnenkommen jedoch zu dem Schluss, dass Menschen im Alter von 6 bis 18 Jahren etwa ein Drittel ihrer Zeit verbringen müssen, wenn durchschnittlich ein Drittel aller Jugendlichen in der Schule ist ihre Zeit in der Schule.

Wir können etwas Ähnliches für Sterne tun. Wir stellen fest, dass sich durchschnittlich 90 % aller Sterne auf der Hauptreihe des H-R-Diagramms befinden. Wenn wir eine Aktivität oder Lebensphase mit der Hauptsequenz identifizieren können, folgt daraus, dass Sterne 90% ihres Lebens in dieser Aktivität oder Lebensphase verbringen müssen.

Die Hauptsequenz verstehen

​In The Sun: A Nuclear Powerhouse haben wir die Sonne als repräsentativen Stern diskutiert. Wir haben gesehen, dass Sterne wie die Sonne „einen Lebensunterhalt verdienen“, indem sie tief in ihrem Inneren durch den Prozess der Kernfusion Protonen in Helium umwandeln und so Energie erzeugen. Die Verschmelzung von Protonen zu Helium ist eine ausgezeichnete, langlebige Energiequelle für einen Stern, da der Großteil jedes Sterns aus Wasserstoffatomen besteht, deren Kerne Protonen sind.

Unsere Computermodelle zur Entwicklung von Sternen im Laufe der Zeit zeigen uns, dass ein typischer Stern etwa 90% seines Lebens damit verbringt, den reichlich vorhandenen Wasserstoff in seinem Kern zu Helium zu fusionieren. Dies ist dann eine gute Erklärung dafür, warum 90% aller Sterne auf der Hauptreihe im H-R-Diagramm zu finden sind. Aber wenn alle Sterne der Hauptreihe dasselbe tun (Wasserstoff verschmelzen), warum sind sie dann entlang einer Punktfolge verteilt? Das heißt, warum unterscheiden sie sich in Helligkeit und Oberflächentemperatur (was wir im H-R-Diagramm darstellen)?

Um zu verstehen, wie sich Hauptreihensterne unterscheiden, können wir eines der wichtigsten Ergebnisse aus unseren Studien an Modellsternen verwenden. Astrophysiker konnten zeigen, dass die Struktur von Sternen, die sich im Gleichgewicht befinden und ihre gesamte Energie aus der Kernfusion beziehen, vollständig und eindeutig von nur zwei Größen bestimmt wird: Totale Masse und der Komposition des Sterns. Diese Tatsache liefert eine Interpretation vieler Merkmale des H-R-Diagramms.

Stellen Sie sich einen Sternhaufen vor, der sich aus einer Wolke aus interstellarem „Rohmaterial“ bildet, deren chemische Zusammensetzung der der Sonne ähnelt. (Wir werden diesen Prozess in Die Geburt von Sternen und Entdeckung von Planeten außerhalb des Sonnensystems ausführlicher beschreiben, aber die Details werden uns vorerst nicht interessieren.) In einer solchen Wolke werden all die Klumpen aus Gas und Staub, die zu Sterne beginnen mit der gleichen chemischen Zusammensetzung und unterscheiden sich nur in ihrer Masse. Nehmen wir nun an, wir berechnen von jedem dieser Sterne ein Modell für den Zeitpunkt, zu dem er stabil wird und seine Energie aus Kernreaktionen bezieht, aber bevor er seine Zusammensetzung aufgrund dieser Reaktionen merklich ändern kann.

Die für diese Sterne berechneten Modelle ermöglichen es uns, ihre Leuchtkraft, Temperatur und Größe zu bestimmen. Wenn wir die Ergebnisse der Modelle – ein Punkt für jeden Modellstern – in das H-R-Diagramm eintragen, erhalten wir etwas, das genauso aussieht wie die Hauptfolge, die wir für echte Sterne gesehen haben.

Und das finden wir, wenn wir dies tun. Die Modellsterne mit den größten Massen sind die heißesten und leuchtendsten und befinden sich oben links im Diagramm.

Die am wenigsten massiven Modellsterne sind die kühlsten und am wenigsten leuchtenden und werden unten rechts im Diagramm platziert. Die anderen Modellsterne liegen alle entlang einer diagonal durch das Diagramm verlaufenden Linie. Mit anderen Worten, die Hauptfolge ist eine Folge von Sternmassen.

Das macht Sinn, wenn man darüber nachdenkt. Die massereichsten Sterne haben die größte Schwerkraft und können ihre Zentren daher am stärksten komprimieren. Dies bedeutet, dass sie die heißesten im Inneren sind und die besten darin, Energie aus Kernreaktionen tief im Inneren zu erzeugen. Dadurch strahlen sie mit größter Leuchtkraft und haben die heißesten Oberflächentemperaturen. Die Sterne mit der geringsten Masse sind wiederum die kühlsten im Inneren und am wenigsten effektiv bei der Energieerzeugung. Daher sind sie am wenigsten leuchtend und am kühlsten auf der Oberfläche. Unsere Sonne liegt irgendwo in der Mitte dieser Extreme (wie Sie in Abbildung sehen können). Die Eigenschaften repräsentativer Hauptreihensterne (mit Ausnahme der Braunen Zwerge, die keine echten Sterne sind) sind in der Tabelle aufgeführt.

Beachten Sie, dass wir diese 90%-Zahl schon einmal gesehen haben. Genau dies haben wir zuvor bei der Untersuchung der Masse-Leuchtkraft-Beziehung ([link]) festgestellt. Wir haben beobachtet, dass 90% aller Sterne der Beziehung zu folgen scheinen, dies sind die 90% aller Sterne, die in unserem H-R-Diagramm auf der Hauptreihe liegen. Unsere Modelle und unsere Beobachtungen stimmen überein.

Was ist mit den anderen Sternen im H-R-Diagramm – den Riesen und Überriesen und den Weißen Zwergen? Wie wir in den nächsten Kapiteln sehen werden, werden die Hauptreihensterne mit zunehmendem Alter zu diesen: Sie sind die späteren Stadien im Leben eines Sterns. Wenn ein Stern seinen Kernbrennstoff verbraucht, ändert sich seine Energiequelle, ebenso wie seine chemische Zusammensetzung und innere Struktur. Diese Veränderungen bewirken, dass der Stern seine Leuchtkraft und Oberflächentemperatur ändert, sodass er in unserem Diagramm nicht mehr auf der Hauptreihe liegt. Da Sterne in diesen späteren Phasen ihres Lebens viel weniger Zeit verbringen, sehen wir in diesen Regionen des HR-Diagramms weniger Sterne.

Extreme stellarer Helligkeiten, Durchmesser und Dichten

Wir können das H-R-Diagramm verwenden, um die Extreme in Größe, Leuchtkraft und Dichte unter den Sternen zu untersuchen. Solche Extremstars sind nicht nur für Fans der Guinness-Buch der Rekorde sie können uns viel über die Funktionsweise von Sternen beibringen.Wir haben zum Beispiel gesehen, dass die massereichsten Hauptreihensterne die hellsten sind. Wir kennen einige extreme Sterne, die eine Million Mal leuchtender sind als die Sonne, mit Massen, die das 100-fache der Sonnenmasse überschreiten. Diese überleuchtenden Sterne, die sich oben links im H-R-Diagramm befinden, sind überaus heiße, sehr blaue Sterne der Spektralklasse O. Dies sind die Sterne, die in großen Entfernungen im Weltraum am auffälligsten wären.

Die kühlen Überriesen in der oberen Ecke des H-R-Diagramms sind bis zu 10.000 Mal so hell wie die Sonne. Außerdem haben diese Sterne einen sehr viel größeren Durchmesser als die Sonne. Wie oben besprochen, sind einige Überriesen so groß, dass, wenn das Sonnensystem in einem zentriert werden könnte, die Oberfläche des Sterns außerhalb der Umlaufbahn des Mars liegen würde (siehe Abbildung). Wir werden uns in den kommenden Kapiteln fragen müssen, durch welchen Prozess ein Stern auf eine so enorme Größe anschwellen kann und wie lange diese „geschwollenen“ Sterne in ihrem gedehnten Zustand überleben können.

Die Sonne und ein Überriese.

Abbildung 5. Hier sehen Sie, wie klein die Sonne im Vergleich zu einem der größten bekannten Sterne aussieht: VY Canis Majoris, ein Überriese.​

​Im Gegensatz dazu sind die sehr häufigen roten, kühlen Sterne mit geringer Leuchtkraft am unteren Ende der Hauptreihe viel kleiner und kompakter als die Sonne. Ein Beispiel für einen solchen Roten Zwerg ist Ross 614B mit einer Oberflächentemperatur von 2700 K und nur 1/2000 der Leuchtkraft der Sonne. Wir nennen einen solchen Stern Zwerg, weil sein Durchmesser nur 1/10 des Sonnendurchmessers beträgt. Ein Stern mit einer so geringen Leuchtkraft hat auch eine geringe Masse (etwa 1/12 der Sonnenmasse). Diese Kombination aus Masse und Durchmesser bedeutet, dass er so komprimiert wird, dass der Stern eine durchschnittliche Dichte hat, die etwa 80 Mal höher ist als die der Sonne. Seine Dichte muss tatsächlich höher sein als die jedes bekannten Festkörpers, der auf der Erdoberfläche gefunden wird. (Trotzdem besteht der Stern durchgehend aus Gas, weil sein Zentrum so heiß ist.)

Die schwachen, roten Hauptreihensterne sind jedoch nicht die Sterne der extremsten Dichte. Die Weißen Zwerge in der unteren linken Ecke des H-R-Diagramms haben noch um ein Vielfaches höhere Dichten.

Die Weißen Zwerge

Der Erste weißer Zwerg Stern wurde 1862 entdeckt. Genannt Sirius B, es bildet ein Doppelsternsystem mit Sirius A, dem am hellsten erscheinenden Stern am Himmel. Es entzog sich lange Zeit der Entdeckung und Analyse, weil sein schwaches Licht dazu neigt, im grellen Licht des nahegelegenen Sirius A verloren zu gehen (Abbildung). (Da Sirius oft als Hundestern bezeichnet wird – als hellster Stern im Sternbild Canis Major, dem großen Hund – wird Sirius B manchmal als Welpe bezeichnet.)

​Zwei Ansichten von Sirius und seinem weißen Zwergengefährten.

Abbildung 6. (a) Das mit dem Hubble-Weltraumteleskop aufgenommene (sichtbares Licht) Bild zeigt den hellen Sirius A und darunter und links davon den schwachen Sirius B. (b) Dieses Bild des Sirius Sternensystem wurde mit dem Chandra X-Ray Telescope aufgenommen. Nun, das helle Objekt ist der Weiße Zwerg Begleiter Sirius B. Sirius A ist das schwache Objekt darüber, was wir von Sirius sehen, ist wahrscheinlich nicht wirklich Röntgenstrahlung, sondern eher ultraviolettes Licht, das in den Detektor eingedrungen ist. Beachten Sie, dass die ultravioletten Intensitäten dieser beiden Objekte gegenüber der Situation im sichtbaren Licht vollständig umgekehrt sind, da Sirius B heißer ist und mehr höherfrequente Strahlung aussendet. (Kredit a: Änderung der Arbeit von NASA, HE Bond und E. Nelan (Space Telescope Science Institute), M. Barstow und M. Burleigh (University of Leicester) und JB Holberg (University of Arizona) Credit b: Modifikation der Arbeit von NASA/SAO/CXC)​

Wir haben jetzt Tausende von Weißen Zwergen gefunden. [link] zeigt, dass etwa 7% der wahren Sterne (Spektraltypen O–M) in unserer Nachbarschaft Weiße Zwerge sind. Ein gutes Beispiel für einen typischen Weißen Zwerg ist der nahe Stern 40 Eridani B. Seine Oberflächentemperatur beträgt relativ heiße 12.000 K, aber seine Leuchtkraft beträgt nur 1/275 LSonne. Berechnungen zeigen, dass sein Radius nur 1,4% des Sonnenradius oder ungefähr so ​​​​wie der der Erde beträgt und sein Volumen 2,5 × 10 –6 des Sonnenvolumens beträgt. Seine Masse beträgt jedoch das 0,43-fache der Sonnenmasse, also etwas weniger als die Hälfte. Um eine so beträchtliche Masse in ein so kleines Volumen zu bringen, muss die Dichte des Sterns etwa 170.000-mal so groß sein wie die Dichte der Sonne oder mehr als 200.000 g/cm 3 . Ein Teelöffel dieses Materials hätte eine Masse von etwa 50 Tonnen! Bei solch enormen Dichten kann Materie nicht in ihrem üblichen Zustand existieren. Wir werden das besondere Verhalten dieser Art von Materie in The Death of Stars untersuchen. Im Moment stellen wir nur fest, dass Weiße Zwerge sterbende Sterne sind, die das Ende ihres produktiven Lebens erreichen und bereit sind, ihre Geschichten zu Ende zu bringen.

Der britische Astrophysiker (und wissenschaftliche Popularisierer) Arthur Eddington (1882–1944) beschrieb den ersten bekannten Weißen Zwerg so:

Die Botschaft des Begleiters von Sirius, als sie entschlüsselt wurde, lief: „Ich bin aus Material zusammengesetzt, das dreitausendmal dichter ist als alles, was Sie je gesehen haben. Eine Tonne meines Materials wäre ein kleines Nugget, das man in eine Streichholzschachtel stecken könnte.“ Was könnte man auf so etwas antworten? Nun, die Antwort, die die meisten von uns 1914 gaben, war: "Halt die Klappe, rede keinen Unsinn."

Heute akzeptieren Astronomen jedoch nicht nur, dass es Sterne gibt, die so dicht sind wie weiße Zwerge, sondern haben (wie wir sehen werden) sogar noch dichtere und seltsamere Objekte gefunden, um die Entwicklung verschiedener Arten von Sternen zu verstehen.

Schlüsselkonzepte und Zusammenfassung

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm oder H-R-Diagramm ist ein Diagramm der stellaren Leuchtkraft gegen die Oberflächentemperatur. Die meisten Sterne liegen auf der Hauptreihe, die sich diagonal über das H-R-Diagramm von hoher Temperatur und hoher Leuchtkraft zu niedriger Temperatur und niedriger Leuchtkraft erstreckt. Die Position eines Sterns entlang der Hauptreihe wird durch seine Masse bestimmt. Massereiche Sterne emittieren mehr Energie und sind heißer als massearme Sterne auf der Hauptreihe. Hauptreihensterne beziehen ihre Energie aus der Verschmelzung von Protonen zu Helium. Etwa 90% der Sterne liegen auf der Hauptreihe. Nur etwa 10 % der Sterne sind Weiße Zwerge und weniger als 1 % sind Riesen oder Überriesen.

Zur weiteren Erkundung


Astrobites bei AAS 232: Tag 2

Willkommen zum Sommertreffen der American Astronomical Society (AAS) in Denver, Colorado! Astrobites nimmt wie gewohnt an der Konferenz teil und wir berichten hier über Highlights von jedem Tag. Wenn Sie im Laufe des Tages aktuellere Updates sehen möchten, empfehlen wir Ihnen, den Hashtag #aas232 auf Twitter zu durchsuchen. Wir posten während des Meetings einmal am Tag, besuchen Sie die Website also regelmäßig, um alle Neuigkeiten zu erfahren!

Plenarvortrag: Kleine interstellare Moleküle und was sie uns sagen (von Kerry Hensley)

Der erste Vortrag des Tages war die Plenarsitzung der Laboratory Astrophysics Division von Dr. David Neufeld (Johns Hopkins Universität). Während Biologen und Chemiker in einigen der von ihnen untersuchten Substanzen herumstochern und stochern können, haben Astrophysiker nicht so viel Glück. Abgesehen von Gesteinen vom Mond und einem in Aerogel eingefangenen Kometenstaub erhalten wir die meisten unserer Informationen über das Universum aus Photonen und Gravitationswellen (außer Sonnensystem-Missionen, durch die wir Magnetfelder und Plasma direkt untersuchen können — aber die dürfen wir nicht mit nach Hause nehmen!). Die Labor-Astrophysik ist ein leistungsstarkes Werkzeug, das uns hilft, die Nachrichten zu interpretieren, die diese Photonen senden, und gibt uns eine bessere Vorstellung von der Physik im Universum.

Dr. Neufeld ist spezialisiert auf Laboruntersuchungen kleiner Moleküle, wie sie im interstellaren Medium oder in der Materie junger Sterne vorkommen können. Dr. Neufeld untersucht insbesondere eine Klasse kleiner Moleküle namens Hydride – Moleküle, die aus nur einem schweren Element (normalerweise einem, das gerne Elektronen spendet) und einer beliebigen Anzahl von Wasserstoffatomen bestehen. So ist beispielsweise Ammoniak ein Hydrid, da es nur ein „schweres“ Element (Stickstoff) enthält.

Heute morgen habe ich im Plenum von Dr. David Neufeld erfahren, dass HF ein guter Tracer für die Identifizierung von molekularem Wasserstoff im ISM ist. #AAS232 pic.twitter.com/m2dC5ql6R1

&mdash Becky Steele (@ladyofsteele) 5. Juni 2018

Diese winzigen Moleküle sind in drei Situationen besonders hilfreich:

  1. Aufspüren von kaltem molekularem Wasserstoffgas
    Nehmen wir als Beispiel Fluorwasserstoff (HF). Laborstudien zeigten, dass sich HF in kalten Umgebungen leicht aus molekularem Wasserstoff und Fluor bilden sollte. Auch wenn Fluor im Universum nicht sehr häufig vorkommt, sollte es HF bilden, wenn es sich in einer kalten Umgebung mit reichlich molekularem Wasserstoff befindet — wie das interstellarestell Mittel. Beobachtungen von diffusen interstellaren Wolken zeigten, dass HF vorhanden war — und verwendet werden konnte, um mehr diffuse Wolken aufzuspüren als Kohlenmonoxid. Nur ein Beispiel dafür, wie die Laborastrophysik die beobachtende Astrophysik leiten kann!
  2. Durch Erschütterungen oder Turbulenzen erwärmtes Spurengas
    Warmes interstellares Gas kann auch durch Hydride verfolgt werden, in diesem Fall SH, SH + und CH + . Diese Moleküle reagieren endotherm mit H 2 , und die für die Reaktion benötigte Wärmemenge unterscheidet sich zwischen den drei Molekülen. Die Bestimmung der Menge jeder der drei Verbindungen in einer interstellaren Wolke kann uns helfen, die Temperatur der Wolke zu bestimmen.
  3. Hilfe bei der Messung der Ionisationsrate der kosmischen Strahlung in der Galaxie
    Kosmische Strahlung, die überhaupt keine „Strahlen“, sondern extrem relativistische Teilchen sind, ionisiert überall Gas von der Erdatmosphäre bis zu den entferntesten interstellaren Wolken. Dr. Neufeld hob zwei Möglichkeiten hervor, wie interstellare Moleküle verwendet werden können, um die Ionisationsraten der kosmischen Strahlung zu messen: die Beobachtung von H 3 + -Ionen in diffusem molekularem Gas und die Beobachtung von ArH + in diffusem atomarem Gas.
    Um aus Molekülen auf die Eigenschaften interstellaren Gases schließen zu können, müssen wir wissen, wie sich diese Moleküle unter verschiedenen Bedingungen (Temperatur, Dichte usw.) verhalten. Hier ist die Laborastrophysik enorm hilfreich! Erwarten Sie in Zukunft, dass Astronomen mehr Laborbestimmungen molekularer Eigenschaften mit Beobachtungen kombinieren, um mehr über das interstellare Medium zu erfahren.

Pressekonferenz: Stars, die Sie dazu bringen, „WTF“ zu sagen? (von Mara Zimmerman, Gourav Khullar und Susanna Kohler)

Was sind die neuesten Nachrichten bezüglich des mysteriösen Boyajian-Stars? Dieses seltsame Objekt und ein weiterer seltsamer Stern, Epsilon Aurigae, waren Gegenstand der Gespräche auf der heutigen Pressekonferenz am Morgen.

Den ersten Vortrag hielten zwei Gymnasiasten, Yao Yin und Alejandro Wilcox der Thacher-Schule! Diese unerschrockenen Studenten präsentierten ihre Forschung, die den Stern von Boyajian seit April 2017 mit dem Thatcher-Observatorium überwacht. Yin und Wilcox fanden heraus, dass die bizarren Flusseinbrüche des Boyajian-Sterns von der beobachteten Wellenlänge des Lichts abhängen, was darauf hindeutet, dass die Verdunkelung auf Staub zurückzuführen sein könnte, der sich in seiner Zusammensetzung oder Größenverteilung unterscheidet.

Bizarre jüngste Einbrüche in der Lichtkurve von Boyajians Stern. [Boyajianet al. 2018]

Bodman @ehlbodman sagt uns, dass der Staub von Tabbys Stern komplex ist, eher wie eine neblige Wolke als der Staub in unserem Haus.
Mein Zuhause hat keinen Staub.
Keine Wartezeit, es hat viel Staub.#AAS232

&mdash Nola Taylor Redd (@NolaTRedd) 5. Juni 2018

Das Thema wechselnd, Dr. Robert Stencel von der University of Denver präsentierte die mit seinem Doktoranden abgeschlossene Arbeit Justus Gibson auf Epsilon Aurigae, das zu einer Klasse von „scheibenverfinsterten“ Doppelsternen gehört. Dies ist ein sehr heller Stern, der oft mit einem versteckten Begleiter in Verbindung gebracht wird, der Material greift und eine Akkretionsscheibe erzeugt, die unregelmäßige Schwankungen in seinem Fluss erzeugt. Als die Beobachter die Möglichkeit erhielten, die Scheibe interferometrisch abzubilden, fanden sie eine undurchsichtige Akkretionsscheibe, wobei die Daten den Stern als präasymptotischen Riesenzweig charakterisieren, der durch diese Scheibe blockiert werden könnte.

Eine Frage, die während des Q&A aufgeworfen wurde, führte zu interessanten Diskussionen – was kann uns der Vergleich dieser beiden Stars sagen? Die Teilnehmer waren der Meinung, dass alle Merkwürdigkeiten bei stellaren Beobachtungen uns helfen können, mehr Einblick in die Wissenschaft der Sterne zu gewinnen und die Grenzen des Möglichen mit der Beobachtung von stellaren Objekten zu überschreiten.

Die Dynamik der lokalen Gruppe im Zeitalter der Präzisionsatrometrie (von Mia de los Reyes)

DR. Gurtina Besla von der University of Arizona begann den heutigen Plenarvortrag mit einer Erinnerung: Obwohl Lehrbücher suggerieren könnten, dass wir schon lange alles über die Lokale Gruppe wissen, haben wir erst in den letzten zehn Jahren genaue Positionen und Anträge erhalten dieser nahegelegenen Systeme! Dies hat zu vielen neuen und aufregenden wissenschaftlichen Erkenntnissen geführt, wie Besla sagte: „Mit jeder Messung haben wir konventionelle Weisheiten in Frage gestellt.“

Die „Lokale Gruppe“ bezieht sich auf die Milchstraße, M31 (die Andromeda-Galaxie) und etwa 50 nahegelegene Zwergsatelliten. Durch das Studium der Kinematik dieser Satelliten können wir alle Arten von Wissenschaft besser verstehen. Die jüngste Datenfreigabe der Gaia-Mission der Europäischen Weltraumorganisation hat unsere Fähigkeit, dies zu tun, revolutioniert, indem sie die Eigenbewegungen von über einem misst Milliarde Sterne mit unglaublicher Präzision — Die Genauigkeit dieser Messungen entspricht der Messung der Wachstumsgeschwindigkeit menschlicher Haare in der Entfernung des Mondes!

Besla gab uns einen Überblick über einige der aufregenden Ergebnisse, die mit Daten von Gaia und dem Hubble-Weltraumteleskop möglich wurden:

  • Die Umlaufbahnen der Milchstraßensatelliten : Besla begann mit der Feststellung der historischen Bedeutung der Magellanschen Wolken für indigene Kulturen auf der ganzen Welt (siehe Abbildung unten). Die neuen Gaia-Daten können uns sagen, wie diese Galaxien, die der Milchstraße am nächsten liegen, die Milchstraße umkreisen. Es deutet darauf hin, dass diese Satelliten „neue Nachbarn“ sind, die erst kürzlich zum ersten Mal in das Gravitationspotential der Milchstraße gefallen sind!

Beslas Lieblingsgalaxien sind die Großen und Kleinen Magellanschen Wolken. Sie sind sowohl kulturell als auch wissenschaftlich wichtig! pic.twitter.com/x7IOcoTiUB

&mdash Alex Ji (@alexanderpji) 5. Juni 2018

  • Die Große Magellansche Wolke (LMC): Der LMC scheint sich viel schneller zu bewegen und ist etwa 10-mal massiver als bisher angenommen. Tatsächlich ist die LMC so massiv, dass sie fünf weitere Satellitengalaxien mit sich riss, als sie in die Milchstraße fiel. Es ist sogar massiv genug, um den Halo der Milchstraße zu stören und seine Form zu ändern!
  • Andromeda und seine Satelliten : 2012 lieferte das Weltraumteleskop Hubble eine (sehr) frühe Kollisionswarnung: In wenigen Milliarden Jahren wird die Andromeda-Galaxie (M31) unsere Sicht auf den Nachthimmel unwiderruflich verändern. Es kollidiert mit unserer Milchstraße, zerstört die galaktische Scheibe und lässt uns in einer riesigen elliptischen Galaxie sitzen (siehe Abbildung unten).

Mit Gaia DR2 können wir jetzt direkt auf die internen Bewegungen von M31 und seinem größten Satelliten M33 schauen! Wir können das frühere Ergebnis bestätigen, dass Andromeda tatsächlich mit unserer Galaxie kollidieren wird – aber darüber hinaus können wir beobachten, wie M31 und M33 rotieren und miteinander interagieren. Beslas Gruppe hat herausgefunden, dass M33, genau wie die LMC in unserer Milchstraße, jetzt möglicherweise zum ersten Mal in Andromeda eindringt! Das James Webb-Weltraumteleskop wird sich in Zukunft mehr mit den Satelliten von M31 befassen.

Besla schloss mit der Feststellung, dass wir die Dynamik der Lokalen Gruppe noch nicht vollständig verstanden haben. Sie sprach auch mit den jungen Leuten im Raum und erinnerte sie daran, dass die Bauchreaktion auf ein neues und aufregendes Ergebnis oft „Nein“ ist. „Aber schau dir an, was dir die neuen Daten sagen“, sagte sie, „und fahre fort.“

Vortrag: Astrobites als pädagogisches Werkzeug im Klassenzimmer (von Susanna Kohler)

Astrobiter Gourav Khullar präsentiert heute in der Sitzung „Astronomie-Ausbildung auf Hochschulebene: Forschung und Ressourcen“. Bei zwei vergangenen AAS-Meetings ( AAS229 und AAS231 ) veranstaltete Astrobites Workshops zur Einführung moderner Forschung in Studenten- und Absolventenklassen unter Verwendung von astrobites.com als Ressource. Heute bietet Khullar eine schnelle Einführung in die Idee für Pädagogen und Praktiker, die die Idee vielleicht noch nicht in Betracht gezogen haben oder nicht wissen, wo sie anfangen sollen!

Gourav Khullar präsentiert die Verwendung von Astrobites, um aktuelle Astronomieforschung in den Unterricht zu bringen.

Khullar eröffnete seinen Vortrag mit einem kurzen Überblick über die Website. Astrobites feierte kürzlich die Veröffentlichung seines 2.000. Artikels (!), daher bietet die Site an dieser Stelle ein umfangreiches Archiv mit kurzen Zusammenfassungen der Astronomieforschung der letzten 7 Jahre. Haben Sie ein Thema im Sinn, das Sie Ihren Schülern näher bringen möchten? Wir haben es fast sicher abgedeckt!

Khullar stellte dann kurz die drei vollständigen Unterrichtspläne vor, die wir als Vorschläge für die Verwendung von Astrobites im Klassenzimmer geschrieben haben – die komplett mit Schülerhandouts, Online-Formularvorlagen zum Sammeln von Schülerarbeiten, Benotungsrubriken, Anpassungen für verschiedene Lernstufen, und mehr.

Er rundete den Vortrag ab, indem er die Forschungsstudie vorstellte, die wir derzeit mit Hilfe eines AAS Education & Professional Development (EPD)-Ministipendiums durchführen, um zu untersuchen, wie Astrobites im Unterricht eingesetzt wurden und welche Auswirkungen es hatte. Wenn Sie Astrobites in Ihrem Klassen- oder Zeitschriftenclub verwendet haben oder dies in Zukunft planen und daran interessiert sind, an unserer Studie teilzunehmen, zögern Sie bitte nicht, uns zu kontaktieren! Senden Sie uns eine E-Mail an [email protected]

Pressekonferenz: Metal-Poor Stars & Dwarf Galaxies (von Susanna Kohler und Mia de los Reyes)

Die zweite Pressekonferenz von #AAS232 begann mit Timothy Beers , Professor an der University of Notre Dame. Beers erklärte, dass wir zwar die erste Generation von Sternen vielleicht nie direkt sehen, aber ihre „Fingerabdrücke“ sehen können. Dies liegt daran, dass die ersten Sterne ihre nukleosynthetischen Produkte nach ihrem Tod verteilten und diese Elemente dann in die zweite Sternengeneration eingebaut wurden. Diese Sterne der zweiten Generation haben ein charakteristisches Häufigkeitsmuster: viel Kohlenstoff und kaum andere schwere Elemente („Metalle“). Sie haben sich wahrscheinlich in ultradünnen Zwerggalaxien gebildet und wurden dann auf den Halo der Milchstraße akkretiert, sodass wir tatsächlich nach diesen Sternen in unserer eigenen Galaxie suchen können! ( Pressemitteilung)

Eine Simulation, die den Prozess der Galaxienakkretion zeigt. Es ist ein chaotisches Geschäft! [J. Helly, A. Cooper, S. Cole und C. Frenk (ICC)]

Next Up, Gina Duggan vom Caltech sprach über die Verwendung der Metallhäufigkeiten, um zu verfolgen, wie Elemente in Zwerggalaxien im Laufe der Zeit produziert wurden. Insbesondere verwendet sie Barium als Stellvertreter für Elemente, die durch einen nukleosynthetischen Mechanismus namens r-Prozess produziert werden (weitere Details finden Sie in unserer Zusammenfassung des gestrigen Vortrags von Enrico Ramirez-Ruiz). Es ist nicht klar, wo der r-Prozess stattfindet, er könnte entweder in einer speziellen Klasse von Supernovae oder bei Neutronensternverschmelzungen auftreten.Das von Duggan beobachtete Muster der Bariumhäufigkeit legt nahe, dass Neutronensternverschmelzungen der Schuldige in Zwerggalaxien sind! ( Pressemitteilung)

Eines der Ziele des James Webb-Weltraumteleskops ist die Erforschung der am weitesten entfernten Objekte im Universum, einschließlich der ersten Sterne und Galaxien. [NASA]

Die Abschlusspräsentation der Konferenz wurde von Mustapha Ishak-Boushaki (University of Texas, Dallas), der eine faszinierende Perspektive vorstellte: Diskrepanzen zwischen Datensätzen (normalerweise ein Grund zur Besorgnis für Astronomen!) können tatsächlich nützlich sein, um unser Verständnis des Universums zu verbessern. Ishak-Boushakis Arbeit befasst sich mit einem uralten Problem: Was passiert, wenn verschiedene Missionen Messungen vornehmen, die unterschiedliche Werte für kosmologische Parameter implizieren – zum Beispiel das Alter des Universums oder wie schnell es sich ausdehnt? Es gibt zwei mögliche Auflösungen: Entweder gibt es Fehler in einem oder mehreren der Datensätze oder den von uns verwendeten Modellen fehlt neue Physik! Ishak-Boushaki und Mitarbeiter entwickelten ein neues mathematisches Werkzeug, um diese Inkonsistenzen zwischen verschiedenen Datensätzen zu quantifizieren. Das Ziel dieses Tools ist es, uns dabei zu helfen, Probleme wie Spannungen zwischen lokalen und großräumigen Messungen besser zu untersuchen und zu bewerten, ob wir unsere Modelle überdenken müssen ( Pressemitteilung)

Plenarvortrag: Eine Ära der Präzisions-Astrophysik für Exoplaneten, Sterne und die Milchstraße (von Kerry Hensley)

Es ist eine großartige Zeit, ein Astronom zu sein! In der abschließenden Plenarsitzung des Tages sprach Dr. Keivan Stassun (Vanderbilt University) hob die vielen (vielen!) aufregenden Fortschritte auf dem Gebiet der hochpräzisen Astrophysik hervor. In diesem Vortrag konzentrierte sich Dr. Stassun auf die Bedeutung der genauen Bestimmung der Eigenschaften von Sternen. Schließlich müssen Sie zuerst Sterne verstehen, um die Planeten zu verstehen, die sie umkreisen, die Galaxien, die aus ihnen bestehen, und wie sich diese Galaxien im Laufe der Zeit entwickelt haben.

Dr. Stassun konzentrierte sich auf drei Kategorien von Fortschritten in der hochpräzisen Astrophysik: Astrometrie, Photometrie und Spektroskopie. Er hat viele coole Techniken behandelt, aber hier werde ich nur einige zusammenfassen.

Astrometrie ist eine der ältesten astronomischen Techniken, aber dieser einfache Akt, die Positionen von Sternen aufzuzeichnen und ihre Bewegungen zu verfolgen, ist noch heute gültig. Hochpräzise Parallaxen (wie Sie sie von Gaia oder Hubble erhalten) ermöglichen eine Technik, die Dr. Stassun "Pseudo-Interferometrie" nennt und die es uns ermöglicht, stellare Radien sorgfältig zu messen. Fortschritte in der Astrometrie könnten es uns bald ermöglichen, Sternradien bis auf wenige Prozent in einer Entfernung von . zu bestimmen dreihundert Lichtjahre ! Die genaue Messung der Radien von Sternen ist entscheidend für das Studium von Exoplaneten (da Unsicherheit im Radius des Sterns sich in Unsicherheit im Radius des Planeten übersetzt … und seiner Dichte, Zusammensetzung, Oberflächengravitation …) und kann uns auch helfen, die stellare Aktivität besser zu verstehen und stellarer Aufbau.

Eine der coolsten Techniken, die Dr. Stassun in seinem Vortrag behandelte, war die Verwendung hochpräziser Photometrie (Messung des Lichts eines Objekts in weiten Wellenlängenbereichen), um stellare Massen zu erhalten. Diese Technik funktioniert, indem sie die Änderung des vom Stern emittierten Lichts aufgrund der Granulation analysiert – die Bewegung einzelner konvektiver Zellen, die zur Oberfläche des Sterns aufsteigen. Die Amplitude der Modulation sagt uns über die Oberflächengravitation des Sterns. Wenn Sie den Radius des Sterns kennen (z. B. aus einer präzisen Astrometrie), erhalten Sie die Masse. Der aufregendste Teil dieser Technik ist, dass sie für einzelne isolierte Sterne funktioniert, deren Abwägung lange eine Herausforderung darstellte! Dr. Stassun schätzte, dass diese Technik Massen mit einer Genauigkeit von bis zu 10 % für Hunderttausende von Sternen.

Stassun bei #AAS232: Mit Präzisionsphotometrie kann man Granulationen auf der Oberfläche von Sternen beobachten, die wir nicht auflösen können! Die Amplitude des "Flimmerns" ist mit der Oberflächengravitation und der stellaren Metallizität verbunden pic.twitter.com/2cfF00GWQA

&mdash Astrobites (@astrobites) 5. Juni 2018

Während hochpräzise Spektroskopie an sich schon aufregend ist, ist sie am besten in Kombination mit maschinellem Lernen . Mithilfe von maschinellem Lernen können wir Tausende von Sternspektren sammeln und Temperaturen, Schweregrade, Massenmetallizitäten und Häufigkeiten einzelner chemischer Elemente für die einzelnen Sterne extrahieren. Dies bedeutet groß angelegte chemische Forensik, die es uns ermöglicht, die Entstehungsgeschichte von Galaxien bis hin zu Planetensystemen zusammenzufügen und die lange verschollenen Geschwister der Sonne aufzuspüren!

Während Astronomen mit Hilfe präziser astrophysikalischer Techniken bereits erstaunliche Fortschritte erzielt haben, stehen uns weitere Entdeckungen bevor. Lehnen Sie sich also zurück, entspannen Sie sich und genießen Sie die Show (oder holen Sie sich ein paar Daten und legen Sie los!).


Wieder ein Riese werden

Nach dem Heliumblitz findet der Stern, nachdem er die „Energiekrise“ nach dem Ende der Hauptsequenz und der Erschöpfung des Wasserstoff-Brennstoffs in seinem Zentrum überstanden hat, wieder sein Gleichgewicht. Während sich der Stern auf die Energiefreisetzung aus dem Triple-Alpha-Prozess in seinem Kern umstellt, ändert sich seine innere Struktur erneut: Seine Oberflächentemperatur steigt und seine Gesamtleuchtkraft nimmt ab. Der Punkt, der den Stern im H-R-Diagramm darstellt, rückt damit an eine neue Position links und etwas darunter als roter Riese ([link]). Der Stern schmilzt dann noch eine Weile das Helium in seinem Kern und kehrt zu dem Gleichgewicht zwischen Druck und Schwerkraft zurück, das die Hauptsequenzstufe kennzeichnete. Während dieser Zeit kann ein neu gebildeter Kohlenstoffkern im Zentrum des Sterns manchmal durch einen anderen Heliumkern ergänzt werden, um einen Sauerstoffkern zu produzieren – einen weiteren Baustein des Lebens.

4000 unten. Der Entwicklungsweg des Sterns ist als schwarze Linie gezeichnet. Beginnend bei L = 1 und T = 5500 bewegt sich die Linie nach oben weg von der Hauptfolge. Dieser Teil der Zeile ist mit „(a)“ gekennzeichnet und wird in der Bildunterschrift beschrieben. Die Linie führt weiter nach oben nach L

3000 bis Punkt „(b)“ mit der Aufschrift „Kern-Heliumblitz“. Von Punkt b bewegt sich die Linie (jetzt gestrichelt) nach unten zu L

5000 und mit „(c)“ gekennzeichnet und in der Bildunterschrift beschrieben. Von c geht die Linie wieder nach oben. Dieser Teil der Zeile ist mit „(d)“ gekennzeichnet und wird in der Bildunterschrift beschrieben. Die Linie gipfelt in einer Reihe von Wellen in der Nähe von L = 5000 und T

3500 und trägt die Aufschrift „Helium Shell Flashes.“ /> Abbildung 1. Jede Phase im Leben des Sterns ist beschriftet. (a) Der Stern entwickelt sich aus der Hauptreihe zu einem Roten Riesen mit abnehmender Oberflächentemperatur und zunehmender Leuchtkraft. (b) Es kommt zu einem Heliumblitz, der zu einer Neujustierung der inneren Struktur des Sterns und zu (c) einer kurzen Stabilitätsperiode führt, in der Helium im Kern zu Kohlenstoff und Sauerstoff verschmilzt (dabei wird der Stern heißer und weniger leuchtend als als roter Riese). (d) Nachdem das zentrale Helium erschöpft ist, wird der Stern wieder ein Riese und bewegt sich zu höherer Leuchtkraft und niedrigerer Temperatur. Zu diesem Zeitpunkt hat der Stern jedoch seine inneren Ressourcen erschöpft und wird bald sterben. Wo die Evolutionsspur zu einer gestrichelten Linie wird, sind die Veränderungen so schnell, dass sie schwer zu modellieren sind.

Bei einer Temperatur von 100 Millionen K wandelt der innere Kern jedoch seinen Helium-Brennstoff mit hoher Geschwindigkeit in Kohlenstoff (und etwas Sauerstoff) um. Daher kann die neue Stabilitätsperiode nicht sehr lange dauern: Sie ist viel kürzer als die Hauptsequenzphase. Bald wird das gesamte Helium, das für die Fusion heiß genug ist, aufgebraucht sein, genau wie der heiße Wasserstoff, der früher in der Entwicklung des Sterns verbraucht wurde. Auch hier wird der innere Kern nicht in der Lage sein, durch Fusion Energie zu erzeugen. Wieder wird die Schwerkraft übernehmen und der Kern beginnt wieder zu schrumpfen. Wir können uns die Sternentwicklung als Geschichte eines ständigen Kampfes gegen den Gravitationskollaps vorstellen. Ein Stern kann den Kollaps vermeiden, solange er Energiequellen anzapfen kann, aber sobald ein bestimmter Brennstoff aufgebraucht ist, beginnt er wieder zu kollabieren.

Die Situation des Sterns ist analog zum Ende der Hauptsequenzstufe (als der zentrale Wasserstoff aufgebraucht war), aber der Stern hat jetzt eine etwas kompliziertere Struktur. Wieder beginnt der Kern des Sterns unter seinem eigenen Gewicht zu kollabieren. Die durch das Schrumpfen des Kohlenstoff- und Sauerstoffkerns freigesetzte Wärme fließt direkt über dem Kern in eine Hülle aus Helium. Dieses Helium, das zuvor für die Fusion zu Kohlenstoff nicht heiß genug war, wird gerade so weit erhitzt, dass die Fusion beginnt und einen neuen Energiefluss erzeugt.

Weiter draußen im Stern befindet sich auch eine Hülle, in der frischer Wasserstoff ausreichend erhitzt wurde, um Helium zu fusionieren. Der Stern hat jetzt eine vielschichtige Struktur wie eine Zwiebel: einen Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern, umgeben von einer Hülle aus Helium-Fusion, einer Schicht aus Helium, einer Hülle aus Wasserstoff-Fusion und schließlich die erweiterten äußeren Schichten des Sterns (siehe [Verknüpfung]). Wenn Energie aus den beiden Fusionsschalen nach außen fließt, beginnen sich die äußeren Regionen des Sterns erneut auszudehnen. Seine kurze Stabilitätsperiode ist vorbei, der Stern bewegt sich für kurze Zeit zurück in den Rot-Riesen-Bereich im H-R-Diagramm (siehe [Link]). Aber dies ist ein kurzer und letzter Ausbruch von Ruhm.

Figur 2. Hier sehen wir die Schichten im Inneren eines Sterns mit einer Anfangsmasse von weniger als der doppelten Sonnenmasse. Dazu gehören, von der Mitte nach außen, der Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern, eine Heliumschicht, die heiß genug ist, um zu schmelzen, eine Schicht kühleres Helium, eine Schicht Wasserstoff, die heiß genug ist, um zu schmelzen, und dann kühlerer Wasserstoff dahinter.

Denken Sie daran, dass die Heliumfusion, als sich der Stern das letzte Mal in dieser misslichen Lage befand, zu seiner Rettung kam. Die Temperatur im Zentrum des Sterns wurde schließlich heiß genug für die Produkt des vorherigen Fusionsschrittes (Helium) zum Treibstoff für den nächsten Schritt (Helium, das zu Kohlenstoff verschmilzt). Aber der Schritt nach der Verschmelzung von Heliumkernen erfordert eine Temperatur, die so heiß ist, dass die Arten von Sternen mit geringerer Masse (weniger als 2 Sonnenmassen), die wir diskutieren, ihre Kerne einfach nicht komprimieren können, um sie zu erreichen. Für einen solchen Stern sind keine weiteren Fusionsarten möglich.

Bei einem sonnenähnlichen Stern markiert die Bildung eines Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerns somit das Ende der Kernenergieerzeugung im Zentrum des Sterns. Der Stern muss sich nun der Tatsache stellen, dass sein Tod nahe ist. Wir werden in The Death of Stars diskutieren, wie solche Sterne ihr Leben beenden, aber in der Zwischenzeit fasst [link] die bisher besprochenen Stadien im Leben eines Sterns mit der gleichen Masse wie der der Sonne zusammen. Eine Sache, die uns Vertrauen in unsere Berechnungen der Sternentwicklung gibt, ist die Tatsache, dass wir bei der Erstellung von HR-Diagrammen älterer Sternhaufen tatsächlich Sterne in jedem der besprochenen Stadien sehen.


Verwenden Astronomen und Astrophysiker häufiger Durchmesser oder Radien, wenn sie über Planeten, Zwergplaneten, Exoplaneten und Sterne diskutieren? - Astronomie

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Die American Astronomical Society (AAS) wurde 1899 gegründet und hat ihren Sitz in Washington, DC, und ist die größte Organisation professioneller Astronomen in Nordamerika. Zu den rund 7.000 Mitgliedern zählen auch Physiker, Mathematiker, Geologen, Ingenieure und andere, deren Forschungs- und Ausbildungsinteressen im breiten Fächerspektrum der zeitgenössischen Astronomie liegen. Die Mission der AAS ist es, das wissenschaftliche Verständnis der Menschheit über das Universum zu verbessern und zu teilen.

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Das Institut für Physik (IOP) ist eine führende wissenschaftliche Gesellschaft, die die Physik fördert und Physiker zum Wohle aller zusammenbringt. Sie zählt weltweit rund 50 000 Mitglieder, bestehend aus Physikern aller Fachrichtungen sowie physikalisch Interessierten. Es arbeitet an der Förderung der Physikforschung, -anwendung und -ausbildung und arbeitet mit politischen Entscheidungsträgern und der Öffentlichkeit zusammen, um das Bewusstsein und das Verständnis für Physik zu fördern. Der Verlag IOP Publishing ist weltweit führend in der professionellen Wissenschaftskommunikation.


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Erster erdgroßer Exoplanet mit bewohnbarer Zone mit Planet-Hunter TESS entdeckt

TOI 700, ein 100 Lichtjahre entferntes Planetensystem im Sternbild Dorado, beherbergt TOI 700 d, den ersten erdgroßen Planeten der bewohnbaren Zone, der vom Transiting Exoplanet Survey Satellite der NASA entdeckt wurde. Bildnachweis: Goddard Space Flight Center der NASA

TESS, der Transiting Exoplanet Survey Satellite, wurde 2018 mit dem Ziel gestartet, kleine Planeten um die nächsten Nachbarn der Sonne herum zu entdecken, Sterne, die hell genug sind, um nachfolgende Charakterisierungen der Massen und Atmosphären ihrer Planeten zu ermöglichen. TESS hat bisher siebzehn kleine Planeten um elf nahe Sterne entdeckt, die M-Zwerge sind – Sterne, die kleiner als die Sonne (weniger als etwa 60% der Sonnenmasse) und kühler (Oberflächentemperaturen unter etwa 3900 Kelvin) sind. In einer Reihe von drei Artikeln, die diesen Monat zusammen erschienen, berichten Astronomen, dass einer dieser Planeten, TOI-700d, erdgroß ist und sich auch in der bewohnbaren Zone seines Sterns befindet, sie diskutieren auch sein mögliches Klima.

Die CfA-Astronomen Joseph Rodriguez, Laura Kreidberg, Karen Collins, Samuel Quinn, Dave Latham, Ryan Cloutier, Jennifer Winters, Jason Eastman und David Charbonneau gehörten zu den Teams, die TOI-700d untersuchten, einen von drei kleinen Planeten, die einen M-Zwergstern umkreisen ( seine Masse beträgt 0,415 Sonnenmassen) und befindet sich einhundertzwei Lichtjahre von der Erde entfernt. Die TESS-Datenanalyse ergab, dass die vorläufigen Größen der Planeten ungefähr erdgroß waren, 1,04, 2,65 bzw. 1,14 Erdradien und ihre Umlaufzeiten 9,98, 16,05 bzw. 37,42 Tage betrugen.

Diese Illustration von TOI 700 d basiert auf mehreren simulierten Umgebungen für eine ozeanbedeckte Version des Planeten. Bildnachweis: Goddard Space Flight Center der NASA

In unserem Sonnensystem umkreist Merkur die Sonne in etwa 88 Tagen und ist der Sonne so nahe, dass seine Temperatur über 400 Grad Celsius erreichen kann. Aber weil dieser M-Zwergstern vergleichsweise kühl ist, platziert ihn die Umlaufbahn seines dritten Planeten, obwohl er viel näher am Stern ist als Merkur an der Sonne, in der bewohnbaren Zone – der Region, in der die Temperaturen Oberflächenwasser (falls vorhanden) zulassen ) flüssig zu bleiben, wenn auch eine Atmosphäre vorhanden ist. Das macht diesen erdgroßen Planeten TOI-700d als potenzieller Wirt für Leben besonders interessant.

Die TESS-Erkennungen waren aufregend, aber unsicher: Die Signale waren schwach und es blieb eine kleine Möglichkeit, dass die TOI-700d-Erkennung falsch war. Wegen der potentiellen Bedeutung, einen nahegelegenen erdgroßen Planeten in einer bewohnbaren Zone zu finden, wandten sich die TESS-Wissenschaftler zur Bestätigung an die IRAC-Kamera des Spitzer-Weltraumobservatoriums. Bevor die IRAC-Kamera im Februar 2020 von der NASA abgeschaltet wurde, war sie mit Abstand die empfindlichste Nahinfrarotkamera im Weltraum.

Ein Schema der Planeten um den nahen M-Zwergstern TOI-700, entdeckt von TESS. Der dritte (der am weitesten vom Stern entfernte Planet), TOI-700d, liegt innerhalb der bewohnbaren Zone des Sterns (grün dargestellt). Mit der IRAC-Kamera auf Spitzer verfeinerte das Team die Masse des Planeten auf 2,1 Erdmassen und 1,14 Erdradien. (Die Skala zeigt 0,2 astronomische Einheiten AE als durchschnittliche Entfernung Erde-Sonne.) Credit: Rodriguez et al 2020

Das TESS-Team beobachtete TOI-700 mit IRAC im Oktober 2019 und Januar 2020 und erzielte klare Erkennungen der Planeten mit etwa dem doppelten Signal-Rausch-Verhältnis von TESS, genug, um eine 61%ige Verbesserung der Umlaufbahn des Planeten zu erreichen und um unser Wissen über seine anderen Eigenschaften deutlich zu verfeinern, den Radius wie oben zu verfeinern und die Masse zu 2,1 Erdmassen zu ermitteln. Die Ergebnisse, insbesondere im Vergleich mit den Eigenschaften anderer Planeten, legen nahe, dass dieser Planet möglicherweise felsig ist und wahrscheinlich "gezeitenverschlossen" ist, wobei eine Seite des Planeten immer dem Stern zugewandt ist.

Gäbe es flüssiges Wasser auf der Oberfläche von TOI-700d, argumentieren die Astronomen, gäbe es auch wasserhaltige Wolken in der Atmosphäre, und das Team verwendet Klimasystemmodelle, um seine möglichen Eigenschaften abzuschätzen und was empfindlichere Messungen finden könnten. Sie kommen jedoch zu dem Schluss, dass anstehende Weltraummissionen, einschließlich JWST, wahrscheinlich um den Faktor zehn oder mehr nicht empfindlich genug sein werden, um atmosphärische Merkmale zu erkennen. Ihre detaillierten Klimastudien werden den Astronomen dennoch helfen, die Arten von Teleskopen und Instrumenten einzuschränken, die zur Untersuchung dieses aufregenden neuen Nachbarn benötigt werden.


Der Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA hat seinen ersten erdgroßen Planeten in der bewohnbaren Zone seines Sterns entdeckt, dem Bereich von Entfernungen, in dem die Bedingungen möglicherweise genau richtig sind, um das Vorhandensein von flüssigem Wasser auf der Oberfläche zu ermöglichen. Wissenschaftler haben den Fund mit der Bezeichnung TOI 700 d mit dem Spitzer-Weltraumteleskop der NASA bestätigt und die potenzielle Umgebung des Planeten modelliert, um zukünftige Beobachtungen zu unterstützen. Bildnachweis: Goddard Space Flight Center der NASA

“Der erste erdgroße Planet der bewohnbaren Zone von TESS. I. Validierung des TOI-700-Systems” durch Emily A. Gilbert, Thomas Barclay, Joshua E. Schlieder, Elisa V. Quintana, Benjamin J. Hord, Veselin B. Kostov, Eric D. Lopez, Jason F. Rowe, Kelsey Hoffman, Lucianne M. Walkowicz, Michele L. Silverstein, Joseph E. Rodriguez, Andrew Vanderburg, Gabrielle Suissa, Vladimir S. Airapetian, Matthew S. Clement, Sean N. Raymond, Andrew W.Mann, Ethan Kruse … Benjamin J. Shappee, Mackennae Le Wood und Jennifer G. Winters, 14. August 2020, Das astronomische Journal.
DOI: 10.3847/1538-3881/aba4b2

“Der erste erdgroße Planet der bewohnbaren Zone von TESS. II. Spitzer bestätigt TOI-700 d” von Joseph E. Rodriguez, Andrew Vanderburg, Sebastian Zieba, Laura Kreidberg, Caroline V. Morley, Jason D. Eastman, Stephen R. Kane, Alton Spencer, Samuel N. Quinn, Ryan Cloutier, Chelsea X. Huang, Karen A. Collins, Andrew W. Mann, Emily Gilbert, Joshua E. Schlieder, Elisa V. Quintana, Thomas Barclay, Gabrielle Suissa, Ravi kumar Kopparapu … Philip S. Muirhead, Elisabeth Newton, Mark E. Rose, Joseph D. Twicken und Jesus Noel Villaseñor, 14. August 2020, Das astronomische Journal.
DOI: 10.3847/1538-3881/aba4b3

“Der erste erdgroße Planet der bewohnbaren Zone von TESS. III. Klimazustände und Charakterisierungsaussichten für TOI-700 d” von Gabrielle Suissa, Eric T. Wolf, Ravi kumar Kopparapu, Geronimo L. Villanueva, Thomas Fauchez, Avi M. Mandell, Giada Arney, Emily A. Gilbert, Joshua E. Schlieder , Thomas Barclay, Elisa V. Quintana, Eric Lopez, Joseph E. Rodriguez und Andrew Vanderburg, 14. August 2020, Das astronomische Journal.
DOI: 10.3847/1538-3881/aba4b4


Moderne geometrische Methoden der Entfernungsbestimmung

Ein 3D-Bild des Universums aus beliebiger Entfernung zu erstellen, ist eine der größten Herausforderungen der Astronomie, vom nahen Sonnensystem bis hin zu fernen Quasaren und Galaxien. Dieses Ziel hat Astronomen gezwungen, Techniken zu entwickeln, um die Entfernung von Punktquellen am Himmel abzuschätzen oder zu messen. Während die meisten seit Anfang des 20. Jahrhunderts verwendeten Entfernungsschätzungen auf unserem Verständnis der Physik von Objekten des Universums basieren: Sterne, Galaxien, QSOs, basieren die direkten Entfernungsmessungen auf den geometrischen Methoden, wie sie im antiken Griechenland entwickelt wurden: die Parallaxe, die Mitte des 19. Jahrhunderts erstmals auf Sterne angewendet wurde. In dieser Übersicht werden verschiedene Techniken der geometrischen Astrometrie vorgestellt, die auf verschiedene stellare und kosmologische (Megamaser) Objekte angewendet werden. Sie bestehen aus Parallaxenmessungen von bodengestützten Geräten oder von Weltraummissionen, aber auch aus der Untersuchung von Doppelsternen oder, wie wir sehen werden, von Doppelsternsystemen in fernen extragalaktischen Quellen mit Hilfe von Radioteleskopen. Die Gaia-Mission wird im Kontext der Sternphysik und der galaktischen Struktur vorgestellt, denn diese Schlüsselmission im Weltraum in der Astronomie wird einen Durchbruch in unserem Verständnis von Sternen, Galaxien und dem Universum in ihrer Natur und Entwicklung mit der Zeit bringen. Die Messung der Entfernung zu einem Stern ist der Ausgangspunkt für eine unvoreingenommene Beschreibung seiner Physik und die Abschätzung seiner fundamentalen Parameter wie seines Alters. Die Anwendung dieser Studien auf Kerzen wie die Cepheiden wird sich auf unsere Studien über große Entfernungen und die Kalibrierung anderer Kerzen auswirken. Der Text ist wie folgt aufgebaut: Wir stellen das Parallaxenkonzept und die Messung vor und stellen kurz den Gaia-Satelliten vor, der in naher Zukunft der zukünftige Basiskatalog der stellaren Astronomie sein wird. Cepheiden werden gleich im Anschluss diskutiert, um den Stand der Technik bei Entfernungsmessungen im Universum mit diesen variablen Sternen zu demonstrieren, mit dem Ziel von 1% des Fehlers in den Entfernungen, die auf unsere nächste Galaxie, die LMC, angewendet werden könnten, und die Entfernungen besser einzuschränken von großen Unterstrukturen um die Milchstraße. Dann werden spannende Objekte wie Röntgen-Binärdateien in zwei Teilen präsentiert, die „niedrigen“ oder „hohen“ Massensternen mit kompakten Objekten entsprechen, die mit Röntgensatelliten beobachtet werden. Wir werden die Fähigkeit dieser Objekte demonstrieren, ihre Entfernungen mit hoher Genauigkeit messen zu lassen, was nicht nur beim Studium dieser Objekte hilft, sondern auch helfen könnte, die Entfernung der Struktur, zu der sie gehören, zu messen. Für kosmologische Objekte und große Entfernungen von Megaparsecs stellen wir vor, was in den geometrischen Entfernungsmessungen von MegaMasern seit mehr als 20 Jahren entwickelt wurde, wobei das ultimative Ziel die Schätzung des Parameters (H_<0>) ist.

Dies ist eine Vorschau von Abonnementinhalten, auf die Sie über Ihre Institution zugreifen können.


AAS 232: Tag 2

Anmerkung der Redaktion: Diese Woche sind wir beim 232. AAS-Meeting in Denver, CO. Zusammen mit einem Autorenteam von Astrobites werden wir Updates zu ausgewählten Ereignissen des Meetings schreiben und jeden Tag posten. Folgen Sie hier oder auf astrobites.com. Der übliche Veröffentlichungsplan für AAS Nova wird nächste Woche wieder aufgenommen.

Plenarvortrag: Kleine interstellare Moleküle und was sie uns sagen (von Kerry Hensley)

Der erste Vortrag des Tages war die Plenarsitzung der Laboratory Astrophysics Division von Dr. David Neufeld (Johns Hopkins Universität). Während Biologen und Chemiker in einigen der von ihnen untersuchten Substanzen herumstochern und stochern können, haben Astrophysiker nicht so viel Glück. Abgesehen von Gesteinen vom Mond und einem in Aerogel eingefangenen Kometenstaub erhalten wir die meisten unserer Informationen über das Universum aus Photonen und Gravitationswellen (außer Sonnensystem-Missionen, durch die wir Magnetfelder und Plasma direkt untersuchen können — aber die dürfen wir nicht mit nach Hause nehmen!). Die Labor-Astrophysik ist ein leistungsstarkes Werkzeug, das uns hilft, die Botschaften zu interpretieren, die diese Photonen senden, und gibt uns eine bessere Vorstellung von der Physik im Universum.

Dr. Neufeld ist spezialisiert auf Laboruntersuchungen kleiner Moleküle, wie sie im interstellaren Medium oder im Material junger Sterne vorkommen können. Dr. Neufeld untersucht insbesondere eine Klasse kleiner Moleküle namens Hydride – Moleküle, die aus nur einem schweren Element (normalerweise einem, das gerne Elektronen spendet) und einer beliebigen Anzahl von Wasserstoffatomen bestehen. So ist beispielsweise Ammoniak ein Hydrid, da es nur ein „schweres“ Element (Stickstoff) enthält.

Heute morgen habe ich im Plenum von Dr. David Neufeld erfahren, dass HF ein guter Tracer für die Identifizierung von molekularem Wasserstoff im ISM ist. #AAS232 pic.twitter.com/m2dC5ql6R1

&mdash Becky Steele (@ladyofsteele) 5. Juni 2018

Diese winzigen Moleküle sind in drei Situationen besonders hilfreich:

  1. Aufspüren von kaltem molekularem Wasserstoffgas
    Nehmen wir als Beispiel Fluorwasserstoff (HF). Laborstudien zeigten, dass sich HF in kalten Umgebungen leicht aus molekularem Wasserstoff und Fluor bilden sollte. Obwohl Fluor also im Universum nicht sehr häufig vorkommt, sollte es HF bilden, wenn es sich in einer kalten Umgebung mit reichlich molekularem Wasserstoff befindet — wie das interstellare Mittel. Beobachtungen von diffusen interstellaren Wolken zeigten, dass HF vorhanden war — und verwendet werden konnte, um mehr diffuse Wolken aufzuspüren als Kohlenmonoxid. Nur ein Beispiel dafür, wie die Laborastrophysik die beobachtende Astrophysik leiten kann!
  2. Durch Erschütterungen oder Turbulenzen erwärmtes Spurengas
    Warmes interstellares Gas kann auch durch Hydride verfolgt werden, in diesem Fall SH, SH + und CH + . Diese Moleküle reagieren endotherm mit H 2 , und die für die Reaktion benötigte Wärmemenge ist zwischen den drei Molekülen unterschiedlich. Die Bestimmung der Menge jeder der drei Verbindungen in einer interstellaren Wolke kann uns helfen, die Temperatur der Wolke zu bestimmen.
  3. Hilfe bei der Messung der Ionisationsrate der kosmischen Strahlung in der Galaxie
    Kosmische Strahlung, die überhaupt keine „Strahlen“, sondern extrem relativistische Teilchen sind, ionisiert überall Gas von der Erdatmosphäre bis zu den entferntesten interstellaren Wolken. Dr. Neufeld hob zwei Möglichkeiten hervor, wie interstellare Moleküle verwendet werden können, um die Ionisationsraten der kosmischen Strahlung zu messen: die Beobachtung von H 3 + -Ionen in diffusem molekularem Gas und die Beobachtung von ArH + in diffusem atomarem Gas.
    Um aus Molekülen auf die Eigenschaften interstellaren Gases schließen zu können, müssen wir wissen, wie sich diese Moleküle unter verschiedenen Bedingungen (Temperatur, Dichte usw.) verhalten. Hier ist die Laborastrophysik enorm hilfreich! Erwarten Sie in Zukunft, dass Astronomen mehr Laborbestimmungen molekularer Eigenschaften mit Beobachtungen kombinieren, um mehr über das interstellare Medium zu erfahren.

Pressekonferenz: Stars, die Sie dazu bringen, „WTF“ zu sagen? (von Mara Zimmerman, Gourav Khullar und Susanna Kohler)

Was sind die neuesten Nachrichten bezüglich des mysteriösen Boyajian-Stars? Dieses seltsame Objekt und ein weiterer seltsamer Stern, Epsilon Aurigae, waren Gegenstand der Gespräche auf der heutigen Pressekonferenz am Morgen.

Den ersten Vortrag hielten zwei Gymnasiasten, Yao Yin und Alejandro Wilcox der Thacher-Schule! Diese unerschrockenen Studenten präsentierten ihre Forschung, die den Stern von Boyajian seit April 2017 mit dem Thatcher-Observatorium überwacht. Yin und Wilcox fanden heraus, dass die bizarren Flusseinbrüche des Boyajian-Sterns von der beobachteten Wellenlänge des Lichts abhängen, was darauf hindeutet, dass die Verdunkelung auf Staub zurückzuführen sein könnte, der sich in seiner Zusammensetzung oder Größenverteilung unterscheidet.

Bizarre jüngste Einbrüche in der Lichtkurve von Boyajians Stern. [Boyajianet al. 2018]

Bodman @ehlbodman sagt uns, dass der Staub von Tabbys Stern komplex ist, eher wie eine neblige Wolke als der Staub in unserem Haus.
Mein Zuhause hat keinen Staub.
Keine Wartezeit, es hat viel Staub.#AAS232

&mdash Nola Taylor Redd (@NolaTRedd) 5. Juni 2018

Das Thema wechselnd, Dr. Robert Stencel von der University of Denver präsentierte die mit seinem Doktoranden abgeschlossene Arbeit Justus Gibson auf Epsilon Aurigae, das zu einer Klasse von „scheibenverfinsterten“ Doppelsternen gehört. Dies ist ein sehr heller Stern, der oft mit einem versteckten Begleiter in Verbindung gebracht wird, der Material greift und eine Akkretionsscheibe erzeugt, die unregelmäßige Schwankungen in seinem Fluss erzeugt. Als die Beobachter die Möglichkeit erhielten, die Scheibe interferometrisch abzubilden, fanden sie eine undurchsichtige Akkretionsscheibe, wobei die Daten den Stern als präasymptotischen Riesenzweig charakterisieren, der durch diese Scheibe blockiert werden könnte.

Eine Frage, die während der Q&A aufgeworfen wurde, führte zu interessanten Diskussionen – was kann uns der Vergleich dieser beiden Stars sagen? Die Teilnehmer waren der Meinung, dass alle Merkwürdigkeiten bei stellaren Beobachtungen uns helfen können, mehr Einblicke in die Wissenschaft der Sterne zu gewinnen und die Grenzen des Möglichen mit der Beobachtung von stellaren Objekten zu überschreiten.

Die Dynamik der lokalen Gruppe im Zeitalter der Präzisionsatrometrie (von Mia de los Reyes)

DR. Gurtina Besla von der University of Arizona begann den heutigen Plenarvortrag mit einer Erinnerung: Obwohl Lehrbücher suggerieren könnten, dass wir schon lange alles über die Lokale Gruppe wissen, haben wir erst in den letzten zehn Jahren genaue Positionen und Anträge erhalten dieser nahegelegenen Systeme! Dies hat zu vielen neuen und aufregenden wissenschaftlichen Erkenntnissen geführt, wie Besla sagte: „Mit jeder Messung haben wir konventionelle Weisheiten in Frage gestellt.“

Die „Lokale Gruppe“ bezieht sich auf die Milchstraße, M31 (die Andromeda-Galaxie) und etwa 50 nahegelegene Zwergsatelliten. Durch das Studium der Kinematik dieser Satelliten können wir alle Arten von Wissenschaft besser verstehen. Die jüngste Veröffentlichung von Daten der Gaia-Mission der Europäischen Weltraumorganisation hat unsere Fähigkeit dazu revolutioniert, indem sie die Eigenbewegungen von über einem misst Milliarde Sterne mit unglaublicher Präzision — Die Genauigkeit dieser Messungen entspricht der Messung der Wachstumsgeschwindigkeit menschlicher Haare in der Entfernung des Mondes!

Besla gab uns einen Überblick über einige der aufregenden Ergebnisse, die mit Daten von Gaia und dem Hubble-Weltraumteleskop möglich wurden:

  • Die Umlaufbahnen der Milchstraßensatelliten : Besla begann mit der Feststellung der historischen Bedeutung der Magellanschen Wolken für indigene Kulturen auf der ganzen Welt (siehe Abbildung unten). Die neuen Gaia-Daten können uns sagen, wie diese Galaxien, die der Milchstraße am nächsten liegen, die Milchstraße umkreisen. Es deutet darauf hin, dass diese Satelliten „neue Nachbarn“ sind, die erst kürzlich zum ersten Mal in das Gravitationspotential der Milchstraße gefallen sind!

Beslas Lieblingsgalaxien sind die Großen und Kleinen Magellanschen Wolken. Sie sind sowohl kulturell als auch wissenschaftlich wichtig! pic.twitter.com/x7IOcoTiUB

&mdash Alex Ji (@alexanderpji) 5. Juni 2018

  • Die Große Magellansche Wolke (LMC): Der LMC scheint sich viel schneller zu bewegen und ist etwa 10-mal massiver als bisher angenommen. Tatsächlich ist die LMC so massiv, dass sie fünf weitere Satellitengalaxien mit sich riss, als sie in die Milchstraße fiel. Es ist sogar massiv genug, um den Halo der Milchstraße zu stören und seine Form zu ändern!
  • Andromeda und seine Satelliten : 2012 lieferte das Weltraumteleskop Hubble eine (sehr) frühe Kollisionswarnung: In wenigen Milliarden Jahren wird die Andromeda-Galaxie (M31) unseren Blick auf den Nachthimmel unwiderruflich verändern. Es kollidiert mit unserer Milchstraße, zerstört die galaktische Scheibe und lässt uns in einer riesigen elliptischen Galaxie sitzen (siehe Abbildung unten).

Mit Gaia DR2 können wir jetzt direkt auf die internen Bewegungen von M31 und seinem größten Satelliten M33 schauen! Wir können das frühere Ergebnis bestätigen, dass Andromeda tatsächlich mit unserer Galaxie kollidieren wird – aber darüber hinaus können wir beobachten, wie M31 und M33 rotieren und miteinander interagieren. Beslas Gruppe hat herausgefunden, dass M33, genau wie die LMC in unserer Milchstraße, jetzt möglicherweise zum ersten Mal in Andromeda eindringt! Das James Webb-Weltraumteleskop wird sich in Zukunft mehr mit den Satelliten von M31 befassen.

Besla schloss mit der Feststellung, dass wir die Dynamik der Lokalen Gruppe noch nicht vollständig verstanden haben. Sie sprach auch mit den jungen Leuten im Raum und erinnerte sie daran, dass die Bauchreaktion auf ein neues und aufregendes Ergebnis oft „Nein“ ist. „Aber schau dir an, was dir die neuen Daten sagen“, sagte sie, „und fahre fort.“

Vortrag: Astrobites als pädagogisches Werkzeug im Klassenzimmer (von Susanna Kohler)

Astrobiter Gourav Khullar präsentiert heute in der Sitzung „Astronomie-Ausbildung auf Hochschulebene: Forschung und Ressourcen“. Bei zwei vergangenen AAS-Meetings ( AAS229 und AAS231 ) veranstaltete Astrobites Workshops zur Einführung moderner Forschung in Studenten- und Absolventenklassen unter Verwendung von astrobites.com als Ressource. Heute bietet Khullar eine schnelle Einführung in die Idee für Pädagogen und Praktiker, die die Idee vielleicht noch nicht in Betracht gezogen haben oder nicht wissen, wo sie anfangen sollen!

Gourav Khullar präsentiert die Verwendung von Astrobites, um aktuelle Astronomieforschung in den Unterricht zu bringen.

Khullar eröffnete seinen Vortrag mit einem kurzen Überblick über die Website. Astrobites feierte kürzlich die Veröffentlichung seines 2.000. Artikels (!), daher bietet die Site an dieser Stelle ein umfangreiches Archiv mit kurzen Zusammenfassungen der Astronomieforschung der letzten 7 Jahre. Haben Sie ein Thema im Sinn, das Sie Ihren Schülern näher bringen möchten? Wir haben es fast sicher abgedeckt!

Khullar stellte dann kurz die drei vollständigen Unterrichtspläne vor, die wir als Vorschläge für die Verwendung von Astrobites im Klassenzimmer geschrieben haben – die komplett mit Schülerhandouts, Online-Formularvorlagen zum Sammeln von Schülerarbeiten, Benotungsrubriken, Anpassungen für verschiedene Lernniveaus, und mehr.

Er rundete den Vortrag ab, indem er die Forschungsstudie vorstellte, die wir derzeit mit Hilfe eines AAS Education & Professional Development (EPD)-Ministipendiums durchführen, um zu untersuchen, wie Astrobites im Unterricht verwendet wurde und welche Auswirkungen es hatte. Wenn Sie Astrobites in Ihrem Klassen- oder Zeitschriftenclub verwendet haben oder dies in Zukunft planen und daran interessiert sind, an unserer Studie teilzunehmen, zögern Sie bitte nicht, uns zu kontaktieren! Senden Sie uns eine E-Mail an [email protected]

Pressekonferenz: Metal-Poor Stars & Dwarf Galaxies (von Susanna Kohler und Mia de los Reyes)

Die zweite Pressekonferenz von #AAS232 begann mit Timothy Beers , Professor an der University of Notre Dame. Beers erklärte, dass wir zwar die erste Generation von Sternen vielleicht nie direkt sehen, aber ihre „Fingerabdrücke“ sehen können. Dies liegt daran, dass die ersten Sterne ihre nukleosynthetischen Produkte nach ihrem Tod verteilten und diese Elemente dann in die zweite Sternengeneration eingebaut wurden. Diese Sterne der zweiten Generation haben ein charakteristisches Häufigkeitsmuster: viel Kohlenstoff und kaum andere schwere Elemente („Metalle“). Sie haben sich wahrscheinlich in ultradünnen Zwerggalaxien gebildet und wurden dann auf den Halo der Milchstraße akkretiert, sodass wir tatsächlich nach diesen Sternen in unserer eigenen Galaxie suchen können! ( Pressemitteilung)

Eine Simulation, die den Prozess der Galaxienakkretion zeigt. Es ist ein chaotisches Geschäft! [J. Helly, A. Cooper, S. Cole und C. Frenk (ICC)]

Next Up, Gina Duggan vom Caltech sprach über die Verwendung der Metallhäufigkeiten, um zu verfolgen, wie Elemente in Zwerggalaxien im Laufe der Zeit produziert wurden. Insbesondere verwendet sie Barium als Stellvertreter für Elemente, die durch einen nukleosynthetischen Mechanismus namens r-Prozess produziert werden (weitere Details finden Sie in unserer Zusammenfassung des gestrigen Vortrags von Enrico Ramirez-Ruiz). Es ist nicht klar, wo der r-Prozess stattfindet, er könnte entweder in einer speziellen Klasse von Supernovae oder bei Neutronenstern-Verschmelzungen auftreten. Das von Duggan beobachtete Muster der Bariumhäufigkeit legt nahe, dass Neutronensternverschmelzungen der Schuldige in Zwerggalaxien sind! ( Pressemitteilung)

Eines der Ziele des James Webb-Weltraumteleskops ist die Erforschung der am weitesten entfernten Objekte im Universum, einschließlich der ersten Sterne und Galaxien. [NASA]

Die Abschlusspräsentation der Konferenz wurde von Mustapha Ishak-Boushaki (University of Texas, Dallas), der eine faszinierende Perspektive vorstellte: Diskrepanzen zwischen Datensätzen (normalerweise ein Grund zur Besorgnis für Astronomen!) können tatsächlich nützlich sein, um unser Verständnis des Universums zu verbessern. Ishak-Boushakis Arbeit befasst sich mit einem uralten Problem: Was passiert, wenn verschiedene Missionen Messungen vornehmen, die unterschiedliche Werte für kosmologische Parameter implizieren – zum Beispiel das Alter des Universums oder wie schnell es sich ausdehnt? Es gibt zwei mögliche Auflösungen: Entweder gibt es Fehler in einem oder mehreren der Datensätze oder den von uns verwendeten Modellen fehlt neue Physik! Ishak-Boushaki und Mitarbeiter entwickelten ein neues mathematisches Werkzeug, um diese Inkonsistenzen zwischen verschiedenen Datensätzen zu quantifizieren. Das Ziel dieses Tools ist es, uns zu helfen, Probleme wie Spannungen zwischen lokalen und großräumigen Messungen besser zu untersuchen und zu bewerten, ob wir unsere Modelle überdenken müssen ( Pressemitteilung)

Plenarvortrag: Eine Ära der Präzisions-Astrophysik für Exoplaneten, Sterne und die Milchstraße (von Kerry Hensley)

Es ist eine großartige Zeit, ein Astronom zu sein! In der abschließenden Plenarsitzung des Tages sprach Dr. Keivan Stassun (Vanderbilt University) hob die vielen (vielen!) aufregenden Fortschritte auf dem Gebiet der hochpräzisen Astrophysik hervor. In diesem Vortrag konzentrierte sich Dr. Stassun auf die Bedeutung der genauen Bestimmung der Eigenschaften von Sternen. Schließlich müssen Sie zuerst Sterne verstehen, um die Planeten zu verstehen, die sie umkreisen, die Galaxien, die aus ihnen bestehen, und wie sich diese Galaxien im Laufe der Zeit entwickelt haben.

Dr. Stassun konzentrierte sich auf drei Kategorien von Fortschritten in der hochpräzisen Astrophysik: Astrometrie, Photometrie und Spektroskopie.Er hat viele coole Techniken behandelt, aber hier werde ich nur einige zusammenfassen.

Astrometrie
Astrometrie ist eine der ältesten astronomischen Techniken, aber dieser einfache Akt, die Positionen von Sternen aufzuzeichnen und ihre Bewegungen zu verfolgen, ist noch heute gültig. Hochpräzise Parallaxen (wie Sie sie von Gaia oder Hubble erhalten) ermöglichen eine Technik, die Dr. Stassun "Pseudo-Interferometrie" nennt und die es uns ermöglicht, stellare Radien sorgfältig zu messen. Fortschritte in der Astrometrie könnten es uns bald ermöglichen, Sternradien bis auf wenige Prozent in einer Entfernung von . zu bestimmen dreihundert Lichtjahre ! Die genaue Messung der Radien von Sternen ist entscheidend für das Studium von Exoplaneten (da Unsicherheit im Radius des Sterns sich in Unsicherheit im Radius des Planeten übersetzt … und seiner Dichte, Zusammensetzung, Oberflächengravitation …) und kann uns auch helfen, die stellare Aktivität besser zu verstehen und stellarer Aufbau.

Fotometrie
Eine der coolsten Techniken, die Dr. Stassun in seinem Vortrag behandelte, war die Verwendung hochpräziser Photometrie (Messung des Lichts eines Objekts in weiten Wellenlängenbereichen), um stellare Massen zu erhalten. Diese Technik funktioniert, indem sie die Änderung des vom Stern emittierten Lichts aufgrund der Granulation analysiert – die Bewegung einzelner konvektiver Zellen, die an die Oberfläche des Sterns sprudeln. Die Amplitude der Modulation sagt uns über die Oberflächengravitation des Sterns. Wenn Sie den Radius des Sterns kennen (z. B. aus einer präzisen Astrometrie), erhalten Sie die Masse. Der aufregendste Teil dieser Technik ist, dass sie für einzelne isolierte Sterne funktioniert, deren Abwägung lange eine Herausforderung darstellte! Dr. Stassun schätzte, dass diese Technik Massen mit einer Genauigkeit von bis zu 10 % für Hunderttausende von Sternen.

Stassun bei #AAS232: Mit Präzisionsphotometrie kann man Granulationen auf der Oberfläche von Sternen beobachten, die wir nicht auflösen können! Die Amplitude des "Flimmerns" ist mit der Oberflächengravitation und der stellaren Metallizität verbunden pic.twitter.com/2cfF00GWQA

&mdash Astrobites (@astrobites) 5. Juni 2018

Spektroskopie
Während hochpräzise Spektroskopie an sich schon aufregend ist, ist sie am besten in Kombination mit maschinellem Lernen . Mit maschinellem Lernen können wir Tausende von Sternspektren zusammentragen und Temperaturen, Schweregrade, Massenmetallizitäten und Häufigkeiten einzelner chemischer Elemente für die einzelnen Sterne extrahieren. Dies bedeutet groß angelegte chemische Forensik, die es uns ermöglicht, die Entstehungsgeschichte von Galaxien bis hin zu Planetensystemen zusammenzufügen und die lange verschollenen Geschwister der Sonne aufzuspüren!

Während Astronomen mit Hilfe präziser astrophysikalischer Techniken bereits erstaunliche Fortschritte erzielt haben, stehen uns weitere Entdeckungen bevor. Lehnen Sie sich also zurück, entspannen Sie sich und genießen Sie die Show (oder holen Sie sich ein paar Daten und legen Sie los!).


21.5 Exoplaneten überall: Was wir lernen

Vor der Entdeckung von Exoplaneten erwarteten die meisten Astronomen, dass andere Planetensysteme unserem eigenen sehr ähnlich sein würden – Planeten, die ungefähr kreisförmigen Umlaufbahnen folgen, wobei die massereichsten Planeten einige AE von ihrem Mutterstern entfernt sind. Solche Systeme existieren in großer Zahl, aber viele Exoplaneten und Planetensysteme unterscheiden sich stark von denen in unserem Sonnensystem. Eine weitere Überraschung ist die Existenz ganzer Klassen von Exoplaneten, die wir in unserem Sonnensystem einfach nicht haben: Planeten mit Massen zwischen der Masse von Erde und Neptun und Planeten, die um ein Vielfaches massereicher sind als Jupiter.

Kepler-Ergebnisse

Das Kepler-Teleskop war für die Entdeckung der meisten Exoplaneten verantwortlich, insbesondere bei kleineren Größen, wie in Abbildung 1 dargestellt, wo die Kepler-Entdeckungen gelb eingezeichnet sind. Sie können die große Bandbreite an Größen sehen, einschließlich Planeten, die wesentlich größer als Jupiter und kleiner als die Erde sind. Das Fehlen von von Kepler entdeckten Exoplaneten mit Umlaufzeiten von mehr als einigen hundert Tagen ist eine Folge der vierjährigen Laufzeit der Mission. (Denken Sie daran, dass drei gleichmäßig verteilte Transite beobachtet werden müssen, um eine Entdeckung zu registrieren.) Bei den kleineren Größen ist das Fehlen von Planeten, die viel kleiner als ein Erdradius sind, auf die Schwierigkeit zurückzuführen, Transite von sehr kleinen Planeten zu erkennen. Tatsächlich war der „Entdeckungsraum“ für Kepler auf Planeten mit Umlaufzeiten von weniger als 400 Tagen und Größen größer als der Mars beschränkt.

Exoplaneten-Entdeckungen bis 2015.

Abbildung 1. Die vertikale Achse zeigt den Radius jedes Planeten im Vergleich zur Erde. Horizontale Linien zeigen die Größe von Erde, Neptun und Jupiter. Die horizontale Achse zeigt die Zeit, die jeder Planet für eine Umlaufbahn benötigt (und wird in Erdentagen angegeben). Denken Sie daran, dass Merkur 88 Tage braucht und die Erde etwas mehr als 365 Tage braucht, um die Sonne zu umkreisen. Die gelben und roten Punkte zeigen Planeten, die durch Transite entdeckt wurden, und die blauen Punkte sind die Entdeckungen durch die Radialgeschwindigkeits-(Doppler)-Technik. (Kredit: Änderung der Arbeit der NASA/Kepler-Mission)

Eines der Hauptziele der Kepler-Mission war es herauszufinden, wie viele Sterne Planeten beherbergen und insbesondere die Häufigkeit erdähnlicher Planeten abzuschätzen. Obwohl Kepler nur einen sehr kleinen Teil der Sterne in der Galaxie untersuchte, war die Stichprobengröße groß genug, um einige interessante Schlussfolgerungen zu ziehen. Während die Beobachtungen nur für die von Kepler beobachteten Sterne gelten, sind diese Sterne einigermaßen repräsentativ, sodass Astronomen auf die gesamte Galaxie extrapolieren können.

Abbildung 2 zeigt, dass die Kepler-Entdeckungen viele erdgroße Gesteinsplaneten umfassen, weit mehr als jupitergroße Gasplaneten. Dies sagt uns sofort, dass die anfängliche Doppler-Entdeckung vieler heißer Jupiter eine verzerrte Stichprobe war, die die seltsamen Planetensysteme fand, weil sie am einfachsten zu entdecken waren. Es gibt jedoch einen großen Unterschied zwischen dieser beobachteten Größenverteilung und der der Planeten in unserem Sonnensystem. Die häufigsten Planeten haben Radien zwischen 1,4 und 2,8 dem der Erde, Größen, für die wir im Sonnensystem keine Beispiele haben. Diese wurden Supererden genannt, während die andere große Gruppe mit Größen zwischen 2,8 und 4 der Erde oft Mini-Neptune genannt wird.

Kepler-Entdeckungen.

Figur 2. Dieses Balkendiagramm zeigt die Anzahl der Planeten jedes Größenbereichs, die unter den ersten 2213 Entdeckungen von Kepler-Planeten gefunden wurden. Die Größen reichen von der halben Größe der Erde bis zum 20-fachen der Erde. Auf der vertikalen Achse sehen Sie den Bruchteil, den jeder Größenbereich ausmacht. Beachten Sie, dass Planeten, die zwischen 1,4 und 4 Mal so groß wie die Erde sind, die größten Fraktionen ausmachen, aber dieser Größenbereich ist unter den Planeten in unserem Sonnensystem nicht vertreten. (Kredit: Änderung der Arbeit der NASA/Kepler-Mission)

Was für eine bemerkenswerte Entdeckung ist es, dass die häufigsten Arten von Planeten in der Galaxis in unserem Sonnensystem vollständig fehlen und bis zu Keplers Untersuchung unbekannt waren. Denken Sie jedoch daran, dass wirklich kleine Planeten für die Kepler-Instrumente schwer zu finden waren. Um die Häufigkeit erdgroßer Exoplaneten abzuschätzen, müssen wir diesen Stichprobenfehler korrigieren. Das Ergebnis ist die in Abbildung 2 gezeigte korrigierte Größenverteilung. Beachten Sie, dass wir in dieser Grafik auch den Schritt unternommen haben, nicht die Anzahl der Kepler-Erkennungen, sondern die durchschnittliche Anzahl von Planeten pro Stern für Sonnensterne (Spektraltypen F, G und K) anzuzeigen.

Größenverteilung von Planeten für sonnenähnliche Sterne.

Figur 3. Wir zeigen die durchschnittliche Anzahl von Planeten pro Stern in jedem Planetengrößenbereich. (Der Durchschnitt ist kleiner als eins, da einige Sterne keine Planeten dieses Größenbereichs haben.) Diese Verteilung, korrigiert um Verzerrungen in den Kepler-Daten, zeigt, dass Planeten von Erdgröße tatsächlich die häufigste Art von Exoplaneten sind. (Kredit: Änderung der Arbeit der NASA/Kepler-Mission)

Wir sehen, dass die häufigsten Planetengrößen solche mit Radien sind, die das 1- bis 3-fache der Erde betragen – was wir „Erden“ und „Supererden“ genannt haben. Jede Gruppe kommt in etwa einem Drittel bis einem Viertel der Sterne vor. Mit anderen Worten, wenn wir diese Größen zusammenfassen, können wir schlussfolgern, dass es fast einen solchen Planeten pro Stern gibt! Und denken Sie daran, dass diese Zählung hauptsächlich Planeten mit Umlaufzeiten von weniger als 2 Jahren umfasst. Wir wissen noch nicht, wie viele unentdeckte Planeten in größeren Entfernungen von ihrem Stern existieren könnten.

Um die Anzahl erdgroßer Planeten in unserer Galaxie abzuschätzen, müssen wir uns daran erinnern, dass es ungefähr 100 Milliarden Sterne der Spektraltypen F, G und K gibt. Daher schätzen wir, dass es in unserer Galaxie ungefähr 30 Milliarden erdgroße Planeten gibt Galaxis. Wenn wir auch die Supererden mit einbeziehen, dann könnten es hundert Milliarden in der ganzen Galaxie sein. Diese Idee – dass es so viele Planeten von ungefähr der Größe der Erde gibt – ist sicherlich eine der wichtigsten Entdeckungen der modernen Astronomie.

Planeten mit bekannter Dichte

Für mehrere hundert Exoplaneten konnten wir sowohl die Größe des Planeten aus Transitdaten als auch seine Masse aus Doppler-Daten messen und so eine Schätzung seiner Dichte abgeben. Der Vergleich der durchschnittlichen Dichte von Exoplaneten mit der Dichte von Planeten in unserem Sonnensystem hilft uns zu verstehen, ob sie felsiger oder gasförmiger Natur sind. Dies war besonders wichtig für das Verständnis der Struktur der neuen Kategorien von Supererden und Mini-Neptunen mit Massen zwischen dem 3- bis 10-fachen der Erdmasse. Eine wichtige Beobachtung bisher ist, dass Planeten, die mehr als das Zehnfache der Masse der Erde haben, erhebliche Gashüllen haben (wie Uranus und Neptun), während Planeten mit geringerer Masse überwiegend felsiger Natur sind (wie die terrestrischen Planeten).

Abbildung 4 vergleicht alle Exoplaneten, die sowohl Masse- als auch Radiusmessungen haben. Die Abhängigkeit des Radius von der Planetenmasse wird auch für einige illustrative Fälle gezeigt – hypothetische Planeten aus reinem Eisen, Gestein, Wasser oder Wasserstoff.

Exoplaneten mit bekannter Dichte.

Figur 4. Exoplaneten mit bekannten Massen und Radien (rote Kreise) sind zusammen mit durchgezogenen Linien aufgetragen, die die theoretische Größe von reinen Eisen-, Gesteins-, Wasser- und Wasserstoffplaneten mit zunehmender Masse zeigen. Massen werden in Vielfachen der Erdmasse angegeben. (Zum Vergleich enthält Jupiter genug Masse, um 320 Erden zu bilden.) Die grünen Dreiecke zeigen Planeten in unserem Sonnensystem an.

Beachten Sie bei geringeren Massen, dass mit zunehmender Masse dieser hypothetischen Planeten auch der Radius zunimmt. Das macht Sinn – wenn Sie ein Modell eines Planeten aus Ton bauen würden, würde Ihr Spielzeugplanet größer werden, wenn Sie mehr Ton hinzufügen. Für die Planeten mit der höchsten Masse (M > 1000 MErde) in Abbildung 4, beachten Sie, dass der Radius aufhört zuzunehmen und die Planeten mit größerer Masse tatsächlich kleiner sind. Dies geschieht, weil eine Erhöhung der Masse auch die Schwerkraft des Planeten erhöht, so dass komprimierbare Materialien (sogar Gestein ist komprimierbar) dichter gepackt werden, wodurch die Größe des massereicheren Planeten schrumpft.

In Wirklichkeit sind Planeten keine reinen Kompositionen wie der hypothetische Wasser- oder Eisenplanet. Die Erde besteht aus einem festen Eisenkern, einem äußeren flüssigen Eisenkern, einem felsigen Mantel und einer Kruste und einer relativ dünnen atmosphärischen Schicht. Exoplaneten werden ähnlich wahrscheinlich in kompositorische Schichten unterteilt. Die theoretischen Linien in Abbildung 4 sind lediglich Richtlinien, die eine Reihe möglicher Zusammensetzungen vorschlagen.

Astronomen, die an der komplexen Modellierung des Inneren von Gesteinsplaneten arbeiten, gehen vereinfachend davon aus, dass der Planet aus zwei oder drei Schichten besteht. Das ist nicht perfekt, aber es ist eine vernünftige Annäherung und ein weiteres gutes Beispiel dafür, wie Wissenschaft funktioniert. Oftmals ist der erste Schritt, etwas Neues zu verstehen, die Eingrenzung der Möglichkeiten. Dies schafft die Voraussetzungen für die Verfeinerung und Vertiefung unseres Wissens. In Abbildung 4 sind die beiden grünen Dreiecke mit ungefähr 1 MErde und 1 RErde Venus und Erde darstellen. Beachten Sie, dass diese Planeten zwischen den Modellen für einen reinen Eisen- und einen reinen Gesteinsplaneten liegen, was mit dem übereinstimmt, was wir für die bekannte gemischt-chemische Zusammensetzung von Venus und Erde erwarten würden.

Bei Gasplaneten ist die Situation komplexer. Wasserstoff ist das leichteste Element im Periodensystem, aber viele der in Abbildung 4 nachgewiesenen Exoplaneten mit Massen über 100 MErde haben Radien, die darauf hindeuten, dass sie eine geringere Dichte haben als ein reiner Wasserstoffplanet. Wasserstoff ist das leichteste Element, also was passiert hier? Warum haben einige Gasriesenplaneten aufgeblasene Radien, die größer sind als der fiktive reine Wasserstoffplanet? Viele dieser Planeten befinden sich in kurzen Umlaufbahnen in der Nähe des Wirtssterns, wo sie eine beträchtliche Menge an abgestrahlter Energie abfangen. Wenn diese Energie tief in der Planetenatmosphäre gefangen ist, kann sie dazu führen, dass sich der Planet ausdehnt.

Planeten, die in leicht exzentrischen Umlaufbahnen in der Nähe ihrer Wirtssterne kreisen, haben eine andere Energiequelle: Der Stern wird die Gezeiten in diesen Planeten erhöhen, die dazu neigen, die Umlaufbahnen zu zirkulieren. Dieser Prozess führt auch zu einer Gezeitendissipation von Energie, die die Atmosphäre aufblähen kann. Es wäre interessant, die Größe von Gasriesenplaneten in breiteren Umlaufbahnen zu messen, in denen die Planeten kühler sein sollten. Es wird erwartet, dass diese kühleren Gasriesen-Exoplaneten (manchmal als „kalte Jupiter“ bezeichnet) nicht aufgeblasen werden sollten, es sei denn, sie sind sehr jung. Aber wir haben noch keine Daten zu diesen weiter entfernten Exoplaneten.

Exoplanetare Systeme

Bei der Suche nach Exoplaneten erwarten wir nicht, nur einen Planeten pro Stern zu finden. Unser Sonnensystem hat acht große Planeten, ein halbes Dutzend Zwergplaneten und Millionen kleinerer Objekte, die die Sonne umkreisen. Die Beweise, die wir für die Bildung von Planetensystemen haben, deuten auch darauf hin, dass sie wahrscheinlich Mehrplanetensysteme hervorbringen werden.

Das erste Planetensystem wurde 1999 mit der Doppler-Methode um den Stern Upsilon Andromedae gefunden, und viele andere wurden seitdem gefunden (ca. 2600, Stand 2016). Wenn solche exoplanetaren Systeme üblich sind, überlegen wir uns, welche Systeme wir in den Kepler-Transitdaten erwarten.

Ein Planet wird seinen Stern nur dann durchlaufen, wenn die Erde in der Ebene der Umlaufbahn des Planeten liegt. Wenn die Planeten in anderen Systemen keine Umlaufbahnen in derselben Ebene haben, ist es unwahrscheinlich, dass wir mehrere Transitobjekte sehen. Außerdem reagierte Kepler, wie bereits erwähnt, nur auf Planeten mit Umlaufzeiten von weniger als etwa 4 Jahren. Was wir also von Kepler-Daten erwarten, sind Beweise für koplanare Planetensysteme, die auf das Reich der terrestrischen Planeten in unserem Sonnensystem beschränkt sind.

Bis 2018 sammelten Astronomen Daten zu fast 3000 solcher Exoplanetensysteme. Viele haben nur zwei bekannte Planeten, aber einige haben sogar fünf und einer hat acht (die gleiche Anzahl von Planeten wie unser eigenes Sonnensystem). Meistens sind dies sehr kompakte Systeme, bei denen die meisten ihrer Planeten näher an ihrem Stern sind als Merkur an der Sonne. Die Abbildung unten zeigt eines der größten Exoplanetensysteme: das des Sterns Kepler-62 (Abbildung 5). Unser Sonnensystem ist zum Vergleich im gleichen Maßstab dargestellt (beachten Sie, dass die Kepler-62-Planeten mit künstlerischer Lizenz gezeichnet wurden, wir haben keine detaillierten Bilder von Exoplaneten).

Exoplanetensystem Kepler-62, mit dem Sonnensystem im gleichen Maßstab.

Abbildung 5. Die grünen Bereiche sind die „bewohnbaren Zonen“, der Entfernungsbereich vom Stern, in dem die Oberflächentemperaturen wahrscheinlich mit flüssigem Wasser übereinstimmen. (Kredit: Änderung der Arbeit von NASA/Ames/JPL-Caltech)

Alle außer einem der Planeten im K-62-System sind größer als die Erde. Dies sind Supererden, und eine von ihnen (62d) liegt im Größenbereich eines Mini-Neptuns, wo sie wahrscheinlich größtenteils gasförmig ist. Der kleinste Planet in diesem System ist ungefähr so ​​groß wie der Mars. Die drei inneren Planeten kreisen sehr nahe um ihren Stern, und nur die äußeren beiden haben in unserem System größere Umlaufbahnen als Merkur. Die grünen Bereiche stellen die „bewohnbare Zone“ jedes Sterns dar, d. h. die Entfernung vom Stern, bei der wir berechnen, dass die Oberflächentemperatur mit flüssigem Wasser übereinstimmt. Die bewohnbare Zone von Kepler-62 ist viel kleiner als die der Sonne, da der Stern von Natur aus lichtschwächer ist.

Bei solchen eng beieinander liegenden Systemen können die Planeten gravitativ miteinander wechselwirken. Das Ergebnis ist, dass die beobachteten Transite einige Minuten früher oder später stattfinden, als dies von einfachen Umlaufbahnen vorhergesagt würde. Diese Gravitationswechselwirkungen haben es den Kepler-Wissenschaftlern ermöglicht, Massen für die Planeten zu berechnen, was eine weitere Möglichkeit bietet, Exoplaneten kennenzulernen.

Kepler hat einige interessante und ungewöhnliche Planetensysteme entdeckt. Zum Beispiel erwarteten die meisten Astronomen, dass Planeten auf einzelne Sterne beschränkt sind. Aber wir haben Planeten gefunden, die nahe Doppelsterne umkreisen, so dass der Planet zwei Sonnen am Himmel sehen würde, wie die des fiktiven Planeten Tatooine in der Krieg der Sterne Filme. Im entgegengesetzten Extrem können Planeten einen Stern eines breiten Doppelsternsystems ohne größere Störungen durch den zweiten Stern umkreisen.

Schlüsselkonzepte und Zusammenfassung

Obwohl die Kepler-Mission Tausende neuer Exoplaneten findet, sind diese auf Umlaufzeiten von weniger als 400 Tagen und Größen größer als der Mars beschränkt. Dennoch können wir die Kepler-Entdeckungen verwenden, um die Verteilung der Planeten in unserer Galaxie zu extrapolieren. Die bisherigen Daten deuten darauf hin, dass Planeten wie die Erde die häufigste Art von Planeten sind und dass es in der Galaxie möglicherweise 100 Milliarden erdgroße Planeten um sonnenähnliche Sterne gibt. Etwa 2600 Planetensysteme wurden um andere Sterne herum entdeckt. In vielen von ihnen sind Planeten anders angeordnet als in unserem Sonnensystem.

Glossar

Zur weiteren Erkundung

Artikel

Sternentstehung

Blaes, O. „Ein Universum von Festplatten“. Wissenschaftlicher Amerikaner (Oktober 2004): 48. Auf Akkretionsscheiben und Jets um junge Sterne und Schwarze Löcher.

Croswell, K. „Der Staubgürtel nebenan [Tau Ceti].“ Wissenschaftlicher Amerikaner (Januar 2015): 24. Kurze Einführung in aktuelle Beobachtungen von Planeten und einem breiten Staubgürtel.

Frank, A. „Starmaker: Die neue Geschichte der Sternengeburt.“ Astronomie (Juli 1996): 52.

Jayawardhana, R. „Ausspionieren von Stellar-Kindergärten.“ Astronomie (November 1998): 62. Auf protoplanetaren Scheiben.

O’Dell, C. R. „Erkundung des Orionnebels.“ Sky & Teleskop (Dezember 1994): 20. Gute Rezension mit Hubble-Ergebnissen.

Ray, T. „Fountains of Youth: Early Days in the Life of a Star.“ Wissenschaftlicher Amerikaner (August 2000): 42. Zu den Abflüssen junger Stars.

Young, E. "Wolkig mit Aussicht auf Sterne." Wissenschaftlicher Amerikaner (Februar 2010): 34. Wie Wolken interstellarer Materie zu Sternensystemen werden.

Young, Monica „Massive Stars machen“. Sky & Teleskop (Oktober 2015): 24. Modelle und Beobachtungen zur Entstehung der massereichsten Sterne.

Exoplaneten

Billings, L. „Auf der Suche nach außerirdischen Jupitern“. Wissenschaftlicher Amerikaner (August 2015): 40–47. Der Wettlauf, Jupiterplaneten mit aktuellen Instrumenten abzubilden und warum ein direktes Abbild eines terrestrischen Planeten noch in der Zukunft liegt.

Heller, R. „Besser als die Erde.“ Wissenschaftlicher Amerikaner (Januar 2015): 32–39.Es sollte auch berücksichtigt werden, welche Arten von Planeten bewohnbare Supererden und Jupiterplanetenmonde sein können.

Laughlin, G. „Wie Welten aus dem Ruder laufen.“ Sky & Teleskop (Mai 2013): 26. Wie Planeten von den Orten, die sie in einem Sternensystem bilden, auswandern können.

Marcy, G. „Die neue Suche nach fernen Planeten.“ Astronomie (Oktober 2006): 30. Guter kurzer Überblick. (Die gleiche Ausgabe hat einen dramatischen, ausklappbaren visuellen Atlas extrasolarer Planeten aus dieser Zeit.)

Redd, N. "Warum haben wir keine andere Erde gefunden?" Astronomie (Februar 2016): 25. Auf der Suche nach terrestrischen Planeten in der bewohnbaren Zone mit Hinweisen auf Leben.

Seager, S. „Exoplaneten überall.“ Sky & Teleskop (August 2013): 18. Eine ausgezeichnete Diskussion einiger der häufig gestellten Fragen zur Natur und Anordnung der Planeten da draußen.

Seager, S. "Die Jagd nach Supererden." Sky & Teleskop (Oktober 2010): 30. Die Suche nach Planeten, die bis zu 10 mal so groß sind wie die Erde und was sie uns lehren können.

Villard, R. „Jagd nach erdähnlichen Planeten“. Astronomie (April 2011): 28. Wie wir erwarten, Supererde (Planeten, die etwas größer als unserer sind) zu finden und zu charakterisieren, indem wir neue Instrumente und Techniken verwenden, die uns zeigen könnten, woraus ihre Atmosphären bestehen.

Webseiten

Exoplaneten-Erforschung: http://planetquest.jpl.nasa.gov/. PlanetQuest (aus dem Navigator-Programm des Jet Propulsion Lab) ist wahrscheinlich die beste Seite für Studenten und Anfänger, mit Einführungsmaterialien und schönen Illustrationen konzentriert sie sich hauptsächlich auf die Arbeit und Missionen der NASA.

Exoplaneten: http://www.planetary.org/exoplanets/. Die Exoplaneten-Seiten der Planetary Society mit einem dynamischen Katalog der gefundenen Planeten und guten Erklärungen.

Exoplaneten: Die Suche nach Planeten jenseits unseres Sonnensystems: http://www.iop.org/publications/iop/2010/page_42551.html. 2010 vom British Institute of Physics.

Enzyklopädie der Extrasolaren Planeten: http://exoplanet.eu/. Verwaltet von Jean Schneider vom Pariser Observatorium, enthält den größten Katalog von Planetenentdeckungen und nützliches Hintergrundmaterial (einige davon eher technischer Art).

Sternentstehung: https://www.spacetelescope.org/science/formation_of_stars/. Seite zur Sternentstehung des Hubble-Weltraumteleskops mit Links zu Bildern und Informationen.

Kepler-Mission: http://kepler.nasa.gov/. Die öffentliche Website für das bemerkenswerte Teleskop im Weltraum, das Planeten mit der Transittechnik sucht und unsere beste Hoffnung ist, erdähnliche Planeten zu finden.

Exoplanet: http://itunes.apple.com/us/app/exoplanet/id327702034?mt=8. Ermöglicht das Durchsuchen eines regelmäßig aktualisierten visuellen Katalogs der bisher gefundenen Exoplaneten.

Reise zu den Exoplaneten: http://itunes.apple.com/us/app/journey-to-the-exoplanets/id463532472?mt=8. Produziert von den Mitarbeitern von Wissenschaftlicher Amerikaner, mit Beiträgen von Wissenschaftlern und Weltraumkünstlern, bietet Hintergrundinformationen und visuelle Touren zu den näheren Sternensystemen mit Planeten.

Videos

Are We Alone: ​​Ein Abenddialog mit den Kepler Mission Leaders: http://www.youtube.com/watch?v=O7ItAXfl0Lw. Eine nicht-technische Podiumsdiskussion über Kepler-Ergebnisse und Ideen zur Planetenentstehung mit Bill Borucki, Natalie Batalha und Gibor Basri (Moderation von Andrew Fraknoi) an der University of California, Berkeley (2:07:01).

Auf der Suche nach der nächsten Erde: Die neuesten Ergebnisse von Kepler: https://www.youtube.com/watch?v=ZbijeR_AALo. Natalie Batalha (San Jose State University und NASA Ames) öffentlicher Vortrag in der Silicon Valley Astronomy Lecture Series (1:28:38).

Von heißen Jupitern zu bewohnbaren Welten: https://vimeo.com/37696087 (Teil 1) und https://vimeo.com/37700700 (Teil 2). Debra Fischer (Yale University) öffentlicher Vortrag in Hawaii, gesponsert vom Keck Observatory (15:20 Teil 1, 21:32 Teil 2).

Suche nach bewohnbaren Exoplaneten: http://www.youtube.com/watch?v=RLWb_T9yaDU. Sara Seeger (MIT) öffentlicher Vortrag am SETI Institute mit Kepler-Ergebnissen (1:10:35).

Seltsame planetare Aussichten: http://www.youtube.com/watch?v=_8ww9eLRSCg. Josh Carter (CfA) öffentlicher Vortrag am Harvard Center for Astrophysics mit einer freundlichen Einführung in Exoplaneten für Nicht-Spezialisten (46:35).

Gemeinsame Gruppenaktivitäten

  1. Ihre Gruppe ist ein Unterausschuss von Wissenschaftlern, die untersuchen, ob auf oder in der Nähe eines der „heißen Jupiter“ (Riesenplaneten, die näher an ihren Sternen sind als Merkur an der Sonne) Leben haben könnte. Können Sie Orte auf, in oder in der Nähe solcher Planeten finden, an denen sich Leben entwickeln könnte oder wo einige Lebensformen überleben könnten?
  2. Ein wohlhabendes Paar (die Absolventen Ihres Colleges oder Ihrer Universität sind und Babys lieben) verlässt das Astronomieprogramm mehrere Millionen Dollar in seinem Testament, um bestmöglich nach „Kindersternen in unserem Abschnitt der Galaxis“ zu suchen. Ihre Gruppe hat die Aufgabe, den Dekan zu beraten, wie er das Geld am besten ausgibt. Welche Instrumente und Suchprogramme würden Sie empfehlen und warum?
  3. Manche Leute betrachten die Entdeckung irgendwelcher Planeten (sogar des heißen Jupiters) um andere Sterne als eines der wichtigsten Ereignisse in der Geschichte der astronomischen Forschung. Einige Astronomen waren überrascht, dass die Öffentlichkeit nicht mehr begeistert von den Planetenentdeckungen ist. Ein Grund für diesen Mangel an öffentlicher Überraschung und Aufregung ist, dass Science-Fiction-Geschichten uns seit langem darauf vorbereitet haben, dass es Planeten um andere Sterne gibt. (Das Raumschiff Enterprise in den 1960er Jahren Star Trek TV-Serien fanden in fast jeder wöchentlichen Folge welche.) Was denkt Ihre Gruppe? Wussten Sie von der Entdeckung von Planeten um andere Sterne, bevor Sie an diesem Kurs teilgenommen haben? Finden Sie es spannend? Waren Sie überrascht, davon zu hören? Sind Science-Fiction-Filme und -Bücher gute oder schlechte Werkzeuge für die Astronomieausbildung im Allgemeinen, meinen Sie?
  4. Was wäre, wenn zukünftige Weltrauminstrumente einen erdähnlichen Exoplaneten mit erheblichen Mengen an Sauerstoff und Methan in seiner Atmosphäre enthüllen? Angenommen, der Planet und sein Stern sind 50 Lichtjahre entfernt. Was schlägt Ihre Gruppe den Astronomen vor, als nächstes zu tun? Wie viel Mühe und Geld würden Sie empfehlen, um mehr über diesen Planeten zu erfahren und warum?
  5. Diskutieren Sie mit Ihrer Gruppe die folgende Frage: Was ist mit den uns heute zur Verfügung stehenden Instrumenten einfacher zu finden, einen Stern zu umkreisen: einen jovianischen Planeten oder eine protoplanetare Scheibe? Erstellen Sie eine Liste mit Argumenten für jede Seite dieser Frage.
  6. (Diese Aktivität sollte durchgeführt werden, wenn Ihre Gruppe Zugang zum Internet hat.) Gehen Sie zu der Seite, die alle öffentlich veröffentlichten Bilder des Hubble-Weltraumteleskops nach Themen indiziert: http://hubblesite.org/newscenter/archive/browse/image/. Gehen Sie unter „Stern“ zu „Protoplanetare Scheibe“ und suchen Sie ein System – in diesem Kapitel nicht erwähnt –, das Ihrer Gruppe gefällt, und bereiten Sie der Klasse einen kurzen Bericht darüber vor, warum Sie es interessant finden. Gehen Sie dann unter „Nebel“ zu „Emission“ und suchen Sie eine Region der Sternentstehung, die in diesem Kapitel nicht erwähnt wird, und erstellen Sie einen kurzen Bericht für die Klasse, was Sie daran interessiert.
  7. Es gibt eine „Citizen Science“-Website namens Planet Hunters (http://www.planethunters.org/), auf der Sie an der Identifizierung von Exoplaneten aus den von Kepler bereitgestellten Daten teilnehmen können. Ihre Gruppe sollte auf die Site zugreifen, zusammenarbeiten, um sie zu verwenden, und zwei Lichtkurven klassifizieren. Berichten Sie der Klasse über das, was Sie getan haben.
  8. Yuri Milner, ein russisch-amerikanischer Milliardär, hat kürzlich 100 Millionen US-Dollar zugesagt, um die Technologie zu entwickeln, um viele miniaturisierte Sonden zu einem Stern im Dreifachsternsystem Alpha Centauri zu senden (zu dem auch Proxima Centauri gehört, der uns am nächsten gelegene Stern, von dem jetzt bekannt ist, dass er mindestens einen hat .) ein Planet.) Jede winzige Sonde wird von leistungsstarken Lasern mit 20% der Lichtgeschwindigkeit angetrieben, in der Hoffnung, dass eine oder mehrere sicher ankommen und Informationen darüber senden können, wie es dort ist. Ihre Gruppe sollte online nach weiteren Informationen zu diesem Projekt (genannt „Breakthrough: Starshot“) suchen und Ihre Reaktionen auf dieses Projekt besprechen. Begründen Sie Ihre Argumente konkret.

Rezensionsfragen

Nennen Sie mehrere Gründe, warum die Orion-Molekülwolke ein so nützliches „Labor“ ist, um die Stadien der Sternentstehung zu untersuchen.

Warum tritt Sternentstehung eher in kalten Molekülwolken auf als in Regionen, in denen die Temperatur des interstellaren Mediums mehrere Hunderttausend Grad beträgt?

Warum haben wir seit der Erfindung von Detektoren, die für Infrarotstrahlung empfindlich sind, viel über die Sternentstehung gelernt?

Beschreiben Sie, was passiert, wenn sich ein Stern bildet. Beginnen Sie mit einem dichten Materialkern in einer Molekülwolke und verfolgen Sie die Entwicklung bis zu dem Zeitpunkt, an dem der neu gebildete Stern die Hauptreihe erreicht.

Beschreiben Sie, wie das T Tauri-Sternstadium im Leben eines massearmen Sterns zur Bildung eines Herbig-Haro (H-H)-Objekts führen kann.

Sehen Sie sich die vier Phasen an, die in [link] gezeigt werden. In welcher(n) Phase(n) können wir den Stern im sichtbaren Licht sehen? Bei Infrarotstrahlung?

Die Evolutionsspur für einen Stern mit 1 Sonnenmasse bleibt im H-R-Diagramm für eine Weile fast vertikal (siehe [Link]). Wie verändert sich seine Leuchtkraft in dieser Zeit? Seine Temperatur? Sein Radius?

In einer Molekülwolke werden gleichzeitig zwei Protosterne geboren, einer mit der 10-fachen Sonnenmasse und einer halben Sonnenmasse. Welches wird als erstes das Hauptsequenzstadium erreichen, wo es stabil ist und Energie aus der Fusion erhält?

Vergleichen Sie den Maßstab (Größe) einer typischen Staubscheibe um einen sich bildenden Stern mit dem Maßstab unseres Sonnensystems.

Warum ist es so schwer, Planeten um andere Sterne herum zu sehen und so einfach, sie um unseren eigenen herum zu sehen?

Warum brauchten Astronomen bis 1995, um den ersten Exoplaneten zu entdecken, der einen anderen Stern wie die Sonne umkreist?

Welche Planetentypen lassen sich am einfachsten durch Doppler-Messungen erkennen? Durch Transite?

Nennen Sie drei Arten, wie sich die von uns entdeckten Exoplaneten von Planeten in unserem Sonnensystem unterscheiden.

Listen Sie alle Ähnlichkeiten zwischen entdeckten Exoplaneten und Planeten in unserem Sonnensystem auf.

Welche Revisionen an der Theorie der Planetenentstehung mussten Astronomen aufgrund der Entdeckung von Exoplaneten vornehmen?

Warum sind junge Jupiter mit direkter Bildgebung leichter zu erkennen als alte Jupiter?

Gedankenfragen

Eine Freundin von Ihnen, die in ihrer Astronomieklasse nicht gut abgeschnitten hat, sagt Ihnen, dass sie glaubt, dass alle Sterne alt sind und keiner heute geboren werden könnte. Mit welchen Argumenten würden Sie sie davon überzeugen, dass zu Ihren Lebzeiten irgendwo in der Galaxis Sterne geboren werden?

Beobachtungen deuten darauf hin, dass es mehr als 3 Millionen Jahre dauert, bis der Staub beginnt, sich aus den inneren Bereichen der Scheiben zu entfernen, die Protosterne umgeben. Angenommen, dies ist die minimale Zeit, die benötigt wird, um einen Planeten zu bilden. Würden Sie erwarten, einen Planeten um 10MSonne Star? (Siehe [Link].)

Angenommen, Sie möchten einen Planeten um einen anderen Stern mit direkter Bildgebung beobachten. Würden Sie versuchen, im sichtbaren Licht oder im Infraroten zu beobachten? Warum? Wäre der Planet leichter zu erkennen, wenn er 1 AE oder 5 AE von seinem Stern entfernt wäre?

Warum wurden Riesenplaneten in der Nähe ihrer Sterne als erste entdeckt? Warum wurde die gleiche Technik noch nicht verwendet, um Riesenplaneten in der Entfernung von Saturn zu entdecken?

Exoplaneten in exzentrischen Umlaufbahnen erfahren während ihrer Umlaufbahnen große Temperaturschwankungen. Angenommen, Sie müssten eine Mission zu einem solchen Planeten planen. Verbringt der Planet nach dem zweiten Keplerschen Gesetz mehr Zeit näher oder weiter vom Stern entfernt? Erklären.

Sich selbst ausdenken

Als Astronomen die ersten Riesenplaneten mit Umlaufbahnen von nur wenigen Tagen fanden, wussten sie nicht, ob diese Planeten gasförmig und flüssig wie Jupiter oder felsig wie Merkur waren. Die Beobachtungen von HD 209458 haben diese Frage geklärt, da Beobachtungen des Transits des Sterns durch diesen Planeten es ermöglichten, den Radius des Planeten zu bestimmen. Verwenden Sie die im Text angegebenen Daten, um die Dichte dieses Planeten abzuschätzen, und verwenden Sie dann diese Informationen, um zu erklären, warum es sich um einen Gasriesen handeln muss.

Ein exoplanetares System hat zwei bekannte Planeten. Planet X umkreist in 290 Tagen und Planet Y umkreist in 145 Tagen. Welcher Planet ist seinem Wirtsstern am nächsten? Wenn der Stern die gleiche Masse wie die Sonne hat, was ist die große Halbachse der Umlaufbahnen der Planeten X und Y?

Das dritte Keplersche Gesetz besagt, dass die Umlaufzeit (in Jahren) proportional zur Quadratwurzel des Kubus des mittleren Abstands (in AE) von der Sonne ist (Pein 1,5). Berechnen und zeichnen Sie für mittlere Entfernungen von 0,1 bis 32 AE eine Kurve, die die erwartete Keplersche Periode zeigt. Schlagen Sie für jeden Planeten in unserem Sonnensystem die mittlere Entfernung von der Sonne in AE und die Umlaufzeit in Jahren nach und übertragen Sie diese Daten auf die theoretische Keplersche Kurve.

Berechnen Sie die Transittiefe für einen M-Zwergstern mit dem 0,3-fachen Sonnenradius und einem Gasriesenplaneten von der Größe des Jupiter.

Wenn mit der Raumsonde Kepler eine Transittiefe von 0,00001 nachgewiesen werden kann, was ist der kleinste Planet, der um 0,3 . entdeckt werden könnte? RSonne M Zwergstern?

Welcher Anteil der Gasriesenplaneten scheint überhöhte Radien zu haben?