Die Antiteilchen des Elektrons sind im Bereich des galaktischen Zentrums beobachtet worden. Zu jedem Materieteilchen im Kosmos können auch Antiteilchen existieren, mit entgegengesetzten physikalischen Eigenschaften. Beim Urknall waren wegen der hohen Energien Materie und Antimaterie gleich häufig, inzwischen besteht der Kosmos fast ausschließlich aus Materie, warum auch immer...Das ist für uns gut, denn Materie und Antimaterie zerstrahlen sich zu Gammablitzen, wenn sie zusammentreffen.

 

 

Aus Pro-physik:

 

Anti-Elektronen in der Galaxis

 

Mit dem Satellit INTEGRAL wurde eine ungleiche Verteilung von Positronen entdeckt. Garchinger Forscher vermuten Röntgendoppelsterne als deren Quellen.

 

Alles hat zwei Seiten – auch die Materie: So existiert zu jedem Elementarteilchen ein Antiteilchen mit derselben Masse, aber der entgegen gesetzten elektrischen Ladung. Zwar haben die Astronomen bisher nirgendwo im Weltall die in der Science-Fiction-Literatur viel beschworene Antimaterie entdeckt, wohl aber einen ihrer Bausteine: das Gegenstück zum Elektron, das so genannte Positron. Jetzt zeigen Beobachtungen mit dem europäischen Satelliten INTEGRAL, dass diese positiv geladenen Partikel innerhalb unseres Milchstraßensystems ungleich verteilt sind – im Westen der zentralen Region wurden entlang der galaktischen Scheibe etwa doppelt so viele Positronen gefunden wie im Osten. Eine ähnliche Verteilung fanden die Forscher um Georg Weidenspointner vom Garchinger Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik für eine Population von Röntgendoppelsternen. Offenbar stammt also ein Großteil der Positronen aus dieser Quelle.

 

Beim Nachweis der Positronen kommt den Wissenschaftlern gleichsam ein Knalleffekt zu Hilfe: Wenn ein Antiteilchen auf sein Gegenstück der normalen Materie trifft, löschen sich beide gegenseitig aus. Die bei diesem Annihilation genannten Prozess in Form von Gammastrahlung freigesetzte Energie entspricht der Masse des Teilchen-Antiteilchen-Paares. Von besonderer Bedeutung ist dabei die Annihilation von Elektron und Positron in zwei Gammaquanten der charakteristischen Energie von 511 keV.

 

Die Existenz von Positronen in den zentralen Regionen unserer Galaxis wurde bereits vor etwa 30 Jahren entdeckt. Detektoren für Gammastrahlung, von Ballons an den oberen Rand der Erdatmosphäre getragen, registrierten die charakteristische Strahlung bei 511 keV aus der ungefähren Richtung des galaktischen Zentrums. Der Ursprung der Positronen blieb jedoch rätselhaft und wird seither lebhaft diskutiert.

 

Deshalb haben einige Theoretiker vorgeschlagen, die Positronen entstünden bei der Annihilation oder dem radioaktiven Zerfall von Teilchen der rätselhaften dunklen Materie. Sie sollte sich sphärisch um das Zentrum unserer Galaxis sammeln und würde damit auf einfache Weise erklären, warum die Positronen vor allem in dieser Region beobachtet werden.

 

Jetzt haben die Wissenschaftler mit INTEGRAL den entscheidenden Hinweis gefunden, dass auch die sphärisch verteilte dunkle Materie nicht die Hauptquelle der Positronen sein kann: Westlich der zentralen Region unserer Galaxis wurde etwa doppelt so starke 511-keV-Strahlung entlang der galaktischen Scheibe beobachtet wie östlich davon. Eine solch ungleiche Verteilung erscheint sehr überraschend, weil in der inneren Galaxis sowohl Gas als auch Sterne relativ gleichmäßig verteilt sind.

 

Interessanterweise zeigen aber die bisher mit INTEGRAL im Licht der harten (hochenergetischen) Röntgenstrahlung gefundenen so genannten massearmen Röntgendoppelsterne eine ähnlich ungleiche Verteilung wie die charakteristische 511-keV-Strahlung. „Diese Übereinstimmung legt die Vermutung nahe, dass diese Röntgendoppelsterne für einen wesentlichen Anteil der Positronen in unserer Galaxis sorgen – sowohl in der Zentralregion als auch in der Scheibe“, sagt Georg Weidenspointner vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik.

 

Ein massearmer Röntgendoppelstern ist ein System, in dem ein sonnenähnlicher Stern und ein kompaktes stellares Objekt (ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch) einander in relativ geringem Abstand umkreisen. Die Gravitation des kompakten Objekts ist dabei so stark, dass es Gas von seinem Begleiterstern absaugt. Das Gas stürzt jedoch nicht direkt auf das kompakte Objekt, sondern umkreist es zunächst in einer Akkretionsscheibe. Dabei erhitzt sich das Gas durch innere Reibung derart stark, dass es im harten Röntgenlicht hell aufleuchtet. Bei diesem Prozess kann die Intensität der Strahlung so hoch werden, dass aus der Energie zweier Lichtteilchen ein Elektron-Positron-Paar entsteht – der umgekehrte Prozess der Annihilation von Elektron und Positron.

 

„Einfache Abschätzungen zeigen, dass die Positronen in unserer Galaxis mindestens zur Hälfte von massearmen Röntgendoppelsternen erzeugt werden“, sagt Georg Weidenspointner. Die andere Hälfte könnte durch einen ähnlichen Prozess der Massenakkretion vom supermassiven schwarzen Loch im Zentrum unserer Galaxis stammen oder aus Sternexplosionen in der zentralen Region.

 

INTEGRAL ist für absehbare Zeit das einzige Observatorium, mit dem sich sowohl die charakteristische 511-keV-Strahlung als auch die massearmen Röntgendoppelsterne beobachten lassen. In den kommenden Jahren werden Weidenspointner und seine Kollegen versuchen, ihre Ergebnisse zu erhärten und zu verfeinern.

 

 

Abb.(siehe oben) Ungleichgewicht: Die Karte (oben) zeigt den gesamten Himmel im Licht der 511-keV-Strahlung; in der Mitte das Zentrum der Milchstraße. Die Strahlung aus der westlichen galaktischen Scheibe ist deutlich heller als die aus der östlichen. Ein sehr ähnliches Bild ergibt die Verteilung der massearmen Röntgendoppelsterne (Karte unten). Forscher schließen daraus auf einen Zusammenhang von Sternen und Strahlung. (Bild: Weidenspointner et al., Nature)

 

Einer der Theorien zufolge entstammen die Positronen dem Zerfall von radioaktiven Kernen, die in großer Zahl in stellaren Explosionen (Supernovae) entstehen. Besondere Bedeutung kommt dabei dem radioaktiven Isotop 56Co (Cobalt) mit einer Halbwertszeit von etwa 77 Tagen zu. Es ist jedoch noch umstritten, ob die bei dessen Zerfall erzeugten Positronen in ausreichender Anzahl die Überreste des explodierten Sterns verlassen können, um die beobachtete Verteilung der 511-keV-Strahlung zu erklären. Ein anderes wichtiges radioaktives Isotop ist 26Al (Aluminium) mit einer Halbwertszeit von etwa einer Million Jahren, das vor allem von massereichen Sternen erzeugt wird. Doch auf das Konto von 26Al gehen nach neuesten Messungen nur etwa ein Viertel der in unserer Galaxis beobachteten Positronen.

 

Originalveröffentlichung:

Georg Weidenspointner, Gerry Skinner, Pierre Jean, Jürgen Knödlseder, Peter von Ballmoos, Giovanni Bignami, Roland Diehl, Andrew W. Strong, Bertrand Cordier, Stéphane Schanne & Christoph Winkler, An asymmetric distribution of positrons in the Galactic disk revealed by γ-rays, Nature 451, 159 (2008).

http://dx.doi.org/10.1038/nature06490

Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e.V.:

http://www.mpg.de

Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching:

http://www.mpe.mpg.de

Satellit INTEGRAL:

http://www.esa.int/esaMI/Integral/

Galaxienverschmelzungen sind wichtige Wechselwirkungsprozesse der kosmischen Evolution. Durch Verschmelzungen (mergers) kleiner Galaxien sind die großen Galaxien entstanden. Sternentstehungsprozesse werden durch Verschmelzungen oft getriggert.

 

Anatomy of a Bird

Using ESO's Very Large Telescope, an international team of astronomers [1] has discovered a stunning rare case of a triple merger of galaxies. This system, which astronomers have dubbed 'The Bird' - albeit it also bears resemblance with a cosmic Tinker Bell - is composed of two massive spiral galaxies and a third irregular galaxy.

 

 

The galaxy ESO 593-IG 008, or IRAS 19115-2124, was previously merely known as an interacting pair of galaxies at a distance of 650 million light-years. But surprises were revealed by observations made with the NACO instrument attached to ESO's VLT, which peered through the all-pervasive dust clouds, using adaptive optics to resolve the finest details [2].

 

Underneath the chaotic appearance of the optical Hubble images - retrieved from the Hubble Space Telescope archive - the NACO images show two unmistakable galaxies, one a barred spiral while the other is more irregular.

 

The surprise lay in the clear identification of a third, clearly separate component, an irregular, yet fairly massive galaxy that seems to be forming stars at a frantic rate.

 

"Examples of mergers of three galaxies of roughly similar sizes are rare," says Petri Väisänen, lead author of the paper reporting the results. "Only the near-infrared VLT observations made it possible to identify the triple merger nature of the system in this case."

 

Because of the resemblance of the system to a bird, the object was dubbed as such, with the 'head' being the third component, and the 'heart' and 'body' making the two major galaxy nuclei in-between of tidal tails, the 'wings'. The latter extend more than 100,000 light-years, or the size of our own Milky Way

 

Subsequent optical spectroscopy with the new Southern African Large Telescope, and archive mid-infrared data from the NASA Spitzer space observatory, confirmed the separate nature of the 'head', but also added further surprises. The 'head' and major parts of the 'Bird' are moving apart at more than 400 km/s (1.4 million km/h!). Observing such high velocities is very rare in merging galaxies. Also, the 'head' appears to be the major source of infrared luminosity in the system, though it is the smallest of the three galaxies.

 

"It seems that NACO has caught the action right at the time of the first high-speed fly-by of the 'head' galaxy through the system consisting of the other two galaxies," says Seppo Mattila, member of the discovery team. "These two galaxies must have met earlier, probably a couple of hundred million years ago."

 

The 'head' is forming stars violently, at a rate of nearly 200 solar masses per year, while the other two galaxies appear to be at a more quiescent epoch of their interaction-induced star formation history.

 

The 'Bird' belongs to the prestigious family of luminous infrared galaxies, with an infrared luminosity nearly one thousand billion times that of the Sun. This family of galaxies has long been thought to signpost important events in galaxy

 

 

A 30-min VLT/NACO K-band exposure has been combined with archive HST/ACS B and I-band images to produce a three-colour image of the 'Bird' interacting galaxy system. The NACO image has allowed astronomers to not only see the two previously known galaxies, but to identify a third, clearly separate component, an irregular, yet fairly massive galaxy that seems to form stars at a frantic rate. The final colour image was produced by Henri Boffin (ESO).

 

 

Image taken with the NACO instrument on ESO's Very Large Telescope in the K-band. Also indicated are the different parts of the 'Bird'. There is a barred spiral galaxy at the heart of the Bird, and a strongly disturbed massive galaxy just south of it, while the head of the Bird consists of an irregular galaxy with very active star formation. The wings span a region in space of about 100,000 light-years, as much as our own Milky Way. North is up and East is to the left. The image covers about 25 x 25 arcsec.

 

Simulation von Verschmelzungen: Hier klicken!

 

Verschmelzungen von Galaxien:      Hier klicken!

 

Ein neues Modell, das den Anfang unseres Kosmos im Rahmen der Stringtheorie beschreibt. Mit vielen Links und Zusatzerläuterungen.

Einführung (KPH):

Es gibt eine Reihe von Vorstellungen, nach denen wir ein Verständnis für die Entwicklung der Anfangsstruktur unseres Kosmos bekommen. Unmittelbare Beobachtungen sind bis zu t = 380 000 Jahre möglich: Wir sehen das heiße Urknallgas und die ihm durch die Dunkle Materie aufgeprägte Struktur, aus der sich dann das System der Galaxien und Galaxienhaufen organisiert hat.

Vermutlich ist diese aufgeprägte Struktur ein durch die Inflation (starke exponentielle Aufblähung unmittelbar beim Anfang) vergrößertes Abbild der anfänglichen Energiefluktuation des Vakuums.

Bis zu Mikro- und Nanosekunden können physikalische Vorstellungen experimentell überprüft werden, eine konkrete Aussage über noch näher am Urknall liegende Zeiten ist sicher logisch konsistent, aber wissenschaftlich spekulativ, wenn auch nicht so spekulativ wie die Schöpfungsmythen unserer Kulturen.

Sicher ist, dass eine punktförmige Entstehung aus einer Singularität heraus unwahrscheinlich ist. Deshalb bieten Ansätze der Stringtheorien gute Chancen für hypothetische Aussagen über den Anfangszeitpunkt und teilweise über die Vorgeschichte des Universums.

Allen Modellen scheint gemeinsam zu sein, dass wir die scheinbar unlösbare Frage der Philosphie gar nicht zu stellen brauchen:

Wir müssen nicht erklären, wie etwas aus dem Nichts entstehen kann: wir sind das Nichts, das durch die Expansion nur neue Strukturen durch Selbstorganisation gebildet hat.

Aus Pro-Physik:

Brücke zum Urknall

 

Münchner Physiker erklären mit der Stringtheorie, wie sich das All kurz nach seiner Geburt entwickelt hat.

 

Am Anfang des Universums stößt Albert Einstein an seine Grenzen: Denn beim Urknall gelten nicht die Gesetze der allgemeinen Relativitätstheorie, die das Universum im Großen beschreibt. Vielmehr gehorchte das Weltall am Anfang der Quantengravitation - Raum und Zeit verhielten sich nach denselben Quantengesetzen wie die kleinsten Teilchen. Nun haben Forscher am Max-Planck-Institut für Physik in München eine Brücke zwischen den beiden Theorien geschlagen. Sie haben erstmals beschrieben, wie sich Raum und Zeit in den ersten Sekundenbruchteilen nach dem Big Bang entwickelten – und zwar mithilfe der Stringtheorie. Ihre Ergebnisse weisen den Weg, wie das Universum aus der Phase der Quantengravitation in die Ära des kosmologischen Standardmodells übergeht, wie es die Relativitätstheorie beschreibt.

 

Abb. 1: Die Entstehung von Raum und Zeit anhand der neuen Ergebnisse: Das Universum, hier als Kugel dargestellt, ist kurz nach dem Urknall sehr klein und sehr heiß, Raum und Zeit sind aufgrund von Quanteneffekten unscharf. Mit zunehmender Größe wird das Universum sehr schnell glatt und lässt sich mit der Relativitätstheorie beschreiben. (Bild: MPI für Physik)

 

Bei der Geburt des Weltalls war die Materie unendlich dicht und die Raumzeit in einem Punkt unendlich stark gekrümmt. An dieser Singularität setzen die Vorschläge für eine Theorie der Quantengravitation an, und beginnt die Arbeit der Münchner Max-Planck-Wissenschaftler. Ausgangspunkt ihrer Überlegungen ist die unscharfe Raumzeit, die Modelle der Quantengravitation liefern. „Daher wirkt das Universum ganz nah am Urknall ziemlich verschrumpelt“, sagt Projektleiterin Johanna Erdmenger. Danach lassen sich die Orts- und Zeitkoordinaten eines Punkts nicht gleichzeitig bestimmen; in der Folge wird die Raumzeit selbst verschwommen, also unscharf. 

 

„Auf eine unscharfe Raumzeit kann die klassische Theorie jedoch nicht angewandt werden“, erklärt Erdmenger. Sie und ihre Mitarbeiter haben jetzt erstmals ein Modell entwickelt, wie aus dieser unscharfen Quantenraumzeit die klassische Raumzeit entsteht - und zwar mithilfe der Stringtheorie. „Nach unserem Modell nimmt die Unschärfe der Raumzeit im sich ausdehnenden Universum extrem schnell ab“, sagt Erdmenger. In ihren Rechnungen näherte sich das Team um Erdmenger dem Urknall bis auf Bruchteile von Sekunden. 

Die Stringtheorie beschreibt die Elementarteilchen nicht punktförmig, sondern als winzige schwingende Saiten (englisch: strings). Diese Saiten können sowohl geschlossen als auch offen sein. Geschlossene Strings ähneln einem winzigen Gummiring, offene Strings kann man sich wie eingespannte Violinsaiten vorstellen. Die Einspannpunkte sind in diesem Fall selbst dynamische Objekte, so genannte Dirichlet-Branen (D-Branen) und bewegen sich in der Raumzeit. Offene Strings und D-Branen nutzten die Forscher nun dazu, die Beschaffenheit der Raumzeit nahe dem Urknall zu erklären.

 

Die Wissenschaftler griffen dabei auf die Robertson-Walker-Metrik zurück, welche die Ausdehnung unseres Universums abhängig von der Zeit beschreibt. Da die Robertson-Walker-Lösung an jedem Punkt und in jeder Richtung gleich ist, erklärt sie ein homogenes und isotropes Universum. Das Modell der Münchener Physiker bedeckt die Robertson-Walker-Raumzeit gedanklich mit einem Netz unendlich vieler Saiteneinspannpunkte, mit D-Branen, und verbindet die Punkte untereinander mit offenen Strings. 

 

 

Abb. 2: Zwischen Dirichlet-Branen spannen sich die offenen Strings; deren Schwingungen sind stehende Wellen zwischen diesen Einspannpunkten. (Bild: MPI für Physik)

 

Für diese Konstruktion beweist das Team um Erdmenger, dass nahe dem Urknall nicht alle Orte der D-Branen in dem Netz gleichzeitig exakt bestimmt werden können, also das kosmologische Standardmodell nicht funktioniert. Weiterhin zeigt ihr Modell jedoch auch, dass diese Unschärfe sehr schnell abnimmt, wenn der Radius des Universums wächst. Daher verhält sich das All schon kurze Zeit nach dem Urknall wieder nach den Gesetzen der allgemeinen Relativitätstheorie.

 

Das neue Modell könnte erklären, weshalb die Astronomen auf Bildern des Weltraumteleskops Hubble bisher vergeblich nach „Verwischungen“ gefahndet haben: Diese quantenmechanischen Effekte waren zwar vorhanden, zeigten sich aber nur Sekundenbruchteile nach dem Urknall – und kein Teleskop vermochte bisher in diese Epoche vorzudringen. 

 

Quelle: MPG [STR/HOR]

 

Weitere Infos:

Originalveröffentlichung:

Johanna Erdmenger, René Meyer, Jeong-Hyuck Park, Spacetime Emergence in the Robertson-Walker Universe from a Matrix model, Physical Review Letters (Onlineveröffentlichung, 19. Juni 2007).

http://arxiv.org/abs/0705.1586 (Preprint)

Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e.V.:

http://www.mpg.de

Max-Planck-Institut für Physik, München:

http://www.mppmu.mpg.de

 

Links zum Thema auf unserer Homepage (News und Aus Wissenschaft und Forschung):

Entstehung von Protonen und Neutronen beim Urknall: Hier klicken 

 

Observing the early universe: Hier klicken

 

Schallwellen beim Urknall: Hier klicken

 

   Soundbeispiel: Hier klicken

 

Quantenfluktuationen und Strukturen: Hier klicken

 

Dunkle Materie und das Gerüst für Strukturen: Hier klicken

Kalte Zone in der kosmischen Hitnergrundstrhalung entdeckt

 

 

380 000 Jahr enach dem Urknall wurde der Kosmos durchsichtig und das Licht trägt alle Informationen des 3000 K heißen Plasmas mit sich. Genau so wie das Licht, dass unten aus Wolken austritt uns den Anblick der Wolken ermöglicht.

 

Schon damals erkennt man an den Temperaturschwankungen die großräumige Verteilung der Materie (die letztlich auf die Verteing der Dunklen Materie zurückgeführt werdenann). Durhc die Ausdehnung des Kosmos zeigt die Strahlung heute eine Temperatur von 2,7 K an.

Kosmische Evolution

 

Diese Strukturen sind die Keimzellen der späteren galaxienhaufen, man vermutet,., dass sie durchufällige Quantenschwankungen bei der Entstehung des Kosmos (genauer am Ende des inflationären Aufblasne des Raumes) entstanden sind.

 

Nun haben Forscher inen Breich entdeckt, der nicht in dieses Zufallsbild passt, aber ev. von Symmetriebrüchen am Ende der Inflationsphase erklärt werden kann.

 

Aus Pro-Physik.de

 

Kosmischer Defekt in der Hintergrundstrahlung?

Kosmischer Defekt in der Hintergrundstrahlung?

 

Ein ungewöhnlich kühler Fleck in der kosmischen Hintergrundstrahlung wird möglicherweise durch eine so genannte Textur verursacht, einen unmittelbar nach dem Urknall bei einem Phasenübergang entstandenen kosmischen Defekt. Diese Erklärung präsentiert jetzt ein spanisch-britisches Forscherteam in der Online-Ausgabe der Zeitschrift „Science“. Die Beobachtung von solchen kosmischen Defekten könnte neue Erkenntnisse über das frühe Universum und über die fundamentalen Naturkräfte liefern.

 

„Die kosmische Hintergrundstrahlung ist das älteste Bild, das wir vom Universum besitzen“, schreiben die Wissenschaftler um Marcos Cruz vom Instituto de Fisica de Cantabria in Santander und Neil Turok von der University of Cambridge, „sie ist deshalb unser bestes Werkzeug zur Untersuchung der frühen Entwicklung des Kosmos.“ Die bislang besten Daten über die Hintergrundstrahlung lieferte die 2001 gestartete amerikanische WMAP-Sonde (Wilkinson Microwave Anisotropie Probe). Die WMAP-Instrumente konnten noch Temperaturunterschiede von wenigen Millionsteln Grad in der Hintergrundstrahlung aufspüren.

 

Die meisten Temperaturschwankungen fügen sich problemlos in das Standardmodell der Kosmologie ein. Doch ein etwa fünf Grad großer kühler Fleck fällt aus dem Rahmen. Er lässt sich aufgrund seines flachen Spektrums weder durch Effekte im galaktischen Vordergrund, noch durch den Sunyaev-Zel'dovich-Effekt an Galaxienhaufen erklären. Auch ein großer kosmischer Leerraum kommt nach Ansicht von Cruz, Turok und ihren Kollegen als Erklärung nicht infrage, da er im Widerspruch sowohl zur Standard-Kosmologie als auch zu Galaxienzählungen stehen würde. 

Abb n(siehe oben).: Computersimulationen zeigen, wie sich Texturen auf die kosmische Hintergrundstrahlung auswirken. Sie können sowohl zu wärmeren (blau) als auch zu kühleren (rot) Flecken führen. (Quelle: Science/ V.Travieso und N.Turok)

 

Die Forscher sehen deshalb eine kosmische Textur als wahrscheinlichste Ursache für den kühlen Fleck an. Bei den Symmetrie brechenden Phasenübergängen im frühen Universum können unterschiedliche Arten von Defekten entstehen: kosmische Strings, Domänenwände oder eben Texturen. Letztere formen sich beim Bruch der Symmetrie einer einfachen Lie-Gruppe wie etwa der SU(2)-Gruppe. Texturen bilden eine Region mit einem erhöhten Energie-Impuls-Tensor und einem zeitlich variablen Gravitationspotenzial. Sie können deshalb auf charakteristische Weise entweder zu einer Rot- oder einer Blauverschiebung von durchlaufenden Photonen führen und entsprechend als kühle oder warme Flecken in der Hintergrundstrahlung auftauchen. 

 

„Wir sind noch nicht sicher, dass es sich um eine Textur handelt“, gesteht Turok, „aber die Wahrscheinlichkeit, dass es sich um eine zufällige Fluktuation in der Hintergrundstrahlung handelt, beträgt nur ein Prozent. Wichtig ist, dass sich unsere Hypothese überprüfen lässt.“ Weitere Beobachtungen, beispielsweise mit dem im kommenden Jahr startenden europäischen Satelliten Planck, könnten zeigen, ob es sich bei dem Fleck tatsächlich um eine Textur handelt. Dann nämlich sollte die Hintergrundstrahlung im Bereich des Flecks keinerlei bevorzugte Polarisation zeigen. Handelt es sich dagegen doch um eine zufällige Fluktuation in der primordialen Dichte des Kosmos, dann sollte die Polarisation ein radiales Muster aufweisen. 

 

Rainer Kayser

 

Weitere Infos:

Originalveröffentlichung:

M. Cruz et al., A Cosmic Microwave Background Feature Consistent with a Cosmic Texture, Science (Online, 2007).

http://dx.doi.org/10.1126/science.1148694

Instituto de Fisica de Cantabria:

http://www.ifca.es

University of Cambridge: 

http://www.cam.ac.uk

WMAP:

http://map.gsfc.nasa.gov

Weitere Literatur:

M. Cruz et al., The Non-Gaussian Cold Spot in the 3 Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data, Astrophysical Journal 655, 11 (2007).

M. Cruz et al., The non-Gaussian cold spot in WilkinsonMicrowaveAnisotropyProbe: significance, morphology and foreground contribution, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 369, 57 (2006).

N. Turok und D. Spergel, Global texture and the microwave background, Physical Review Letters 64, 2736 (1990).

 

Beobachtungen eines alten Roten Riesen mit Großteleskopen zeigt überraschende Details

 

1. Meldung:

ESO 25/07 - Science Release

31 May 2007 

For Immediate Release

 

Chronicle of a Death Foretold

Two of the World's Largest Interferometric Facilities Team-up to Study a Red Giant Star

Using ESO's VLTI on Cerro Paranal and the VLBA facility operated by NRAO, an international team of astronomers has made what is arguably the most detailed study of the environment of a pulsating red giant star. They performed, for the first time, a series of coordinated observations of three separate layers within the star's tenuous outer envelope: the molecular shell, the dust shell, and the maser shell, leading to significant progress in our understanding of the mechanism of how, before dying, evolved stars lose mass and return it to the interstellar medium.

 

S Orionis (S Ori) belongs to the class of Mira-type variable stars. It is a solar-mass star that, as will be the fate of our Sun in 5 billion years, is nearing its gloomy end as a white dwarf. Mira stars are very large and lose huge amounts of matter. Every year, S Ori ejects as much as the equivalent of Earth's mass into the cosmos.

 

ESO PR Photo 25a/07 

Evolution of the Mira-type

Star S Orionis

The three images show different epochs in the evolution of the red star S Orionis. The red and blue spots result from the radio emission of the maser shell. The radio observation is overlapped to the simultaneous infrared detection: indeed the red disc indicates the stellar surface and the molecular layers, while the green shades represent the location of the dust shell. The first two images are obtained close to the stellar minimum luminosity, when most of the dust is produced. The third image is taken just after the visual maximum, when the dust shell already expanded. The study was made using ESO's VLTI on Cerro Paranal and the VLBA facility operated by NRAO. (c) ESO

 

"Because we are all stardust, studying the phases in the life of a star when processed matter is sent back to the interstellar medium to be used for the next generation of stars, planets... and humans, is very important," said Markus Wittkowski, lead author of the paper reporting the results. A star such as the Sun will lose between a third and half of its mass during the Mira phase.

 

S Ori pulsates with a period of 420 days. In the course of its cycle, it changes its brightness by a factor of the order of 500, while its diameter varies by about 20%.

 

Although such stars are enormous - they are typically larger than the current Sun by a factor of a few hundred, i.e. they encompass the orbit of the Earth around the Sun - they are also distant and to peer into their deep envelopes requires very high resolution. This can only be achieved with interferometric techniques.

 

 

ESO PR Photo 25b/07 

Structure of S Ori 

(Artist's Impression)

Sketch of the structure of a pulsating red giant, as derived by the recent interferometric study on S Orionis. The environment around the parent star is made up by three main components: a molecular shell (inner red layer), a dust shell (outer red layer) and a maser shell (red and green speckles). Grains of aluminum oxide constitute most of the dust shell (observed in the infrared band), while the maser radio emission comes from silicon monoxide molecules. The maser spots velocities indicates that the gas is expanding, at a speed of about 10 km/s. (c) ESO

 

"Astronomers are like medical doctors, who use various instruments to examine different parts of the human body," said co-author David Boboltz. "While the mouth can be checked with a simple light, a stethoscope is required to listen to the heart beat. Similarly the heart of the star can be observed in the optical, the molecular and dust layers can be studied in the infrared and the maser emission can be probed with radio instruments. Only the combination of the three gives us a more complete picture of the star and its envelope."

 

The maser emission comes from silicon monoxide (SiO) molecules and can be used to image and track the motion of gas clouds in the stellar envelope roughly 10 times the size of the Sun.

 

The astronomers observed S Ori with two of the largest interferometric facilities available: the ESO Very Large Telescope Interferometer (VLTI) at Paranal, observing in the near- and mid-infrared, and the NRAO-operated Very Long Baseline Array (VLBA), that takes measurements in the radio wave domain.

 

Because the star's luminosity changes periodically, the astronomers observed it simultaneously with both instruments, at several different epochs. The first epoch occurred close to the stellar minimum luminosity and the last just after the maximum on the next cycle.

 

 

The astronomers found the star's diameter to vary between 7.9 milliarcseconds and 9.7 milliarcseconds. At the distance of S Ori, this corresponds to a change of the radius from about 1.9 to 2.3 times the distance between the Earth and the Sun, or between 400 and 500 solar radii!

 

As if such sizes were not enough, the inner dust shell is found to be about twice as big. The maser spots, which also form at about twice the radius of the star, show the typical structure of partial to full rings with a clumpy distribution. Their velocities indicate that the gas is expanding radially, moving away at a speed of about 10 km/s.

 

The multi-wavelength analysis indicates that near the minimum there is more dust production and mass ejection: in these phases indeed the amount of dust is significantly higher than in the others. After this intense matter production and ejection the star continues its pulsation and when it reaches the maximum luminosity, it displays a much more expanded dust shell. This clearly supports a strong connection between the Mira pulsation and the dust production and expulsion.

 

Furthermore, the astronomers found that grains of aluminum oxide - also called corundum - constitute most of S Ori's dust shell: the grain size is estimated to be of the order of 10 millionths of a centimetre, that is one thousand times smaller than the diameter of a human hair.

 

"We know one chapter of the secret life of a Mira star, but much more can be learned in the near future, when we add near-infrared interferometry with the AMBER instrument on the VLTI to our (already broad) observational approach," said Wittkowski. 

 

Notes

A maser is the microwave equivalent to a laser, which emits visible light. A maser emits powerful microwave radiation instead and its study requires radio telescopes. An astrophysical maser is a naturally occurring source of stimulated emission that may arise in molecular clouds, comets, planetary atmospheres, stellar atmospheres, or from various conditions in interstellar space. 

ESO operates the Very Large Telescope Interferometer at Paranal Observatory, Chile, with four fixed 8.2-m telescopes and four relocatable 1.8-m telescopes, working at optical/infrared wavelengths. NRAO operates the Very Long Baseline Array with 10 stations across the U.S. working at radio wavelengths between 3 mm and 90 cm (0.3-90 GHz). ESO, NRAO and other partners will operate the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) in Chile, working at millimetre wavelengths between 0.3 and 10 mm (30-950 GHz).

 

Contacts

 

Markus Wittkowski

ESO

Phone: +49 89 3200 6769

Email: mwittkow (at) eso.org

 

David A. Boboltz

U.S. Naval Observatory, USA

Phone: +1 202 762 1488

Email: dboboltz (at) usno.navy.mil

 

2. Meldung:

Mit vier zu einem Interferometer zusammengeschalteten Großteleskopen ist die Fototgrafie der Oberfläche des Sterns Atair im Adler gelungen. Er ist 17 Lichtjahre entfernt und 1,2 mal so groß wie usnere Sonne uind rotiert in nur 10 Stunden weshalb er stark abgeplattet erscheint.