Die Vermessung der Milchstraße:Hipparcos, Gaia, SIM

Vorlesung von Ulrich BastianARI, Heidelberg

Sommersemester 2004

Gliederung

1. Populäre Einführung I: Astrometrie2. Populäre Einführung II: Hipparcos und Gaia3. Wissenschaft aus Hipparcos-Daten I 4. Wissenschaft aus Hipparcos-Daten II5. Hipparcos: Technik und Mission6. Astrometrische Grundlagen 7. Hipparcos Datenreduktion Hauptinstrument8. Hipparcos Datenreduktion Tycho9. Gaia: Technik und Mission10. Gaia Global Iterative Solution11. Wissenschaft aus Gaia-Daten12. Sternklassifikation mit Gaia13. SIM und andere Missionen

Wissenschaft aus Hipparcos-Daten I:

Vom Sternkatalog zur Erkenntnis

Zunächst noch einmal ein Blick auf das HRD

• Ein halbes Dutzend „Querschläger“ links der Hauptreihe (falsches B-V)

• Ein paar Weiße Zwerge (nicht direkt gemessen; Begleiter heller Hipparcos-Sterne)

• Die Sternverteilung entlang der Hauptreihe (Massenverteilung der Sterne plus Entfernungsgrenzen von Hipparcos)

• Unterschiedliche Struktur der oberen und unteren Hauptreihe (oben Entwicklung und Verfärbung, unten Metallizität)

• Altersbestimmung einzelner Sterne oberhalb der Hauptreihe (darüber später mehr)

• Altersbestimmung des ganzen Ensembles am Knie des Riesenastes (sowas wie 11 Gy kommt dabei heraus; ist aber unscharf)

• Klumpenriesen (bei Sternhaufen bekannt; hier aber direkte, absolute Bestimmung der Leuchtkraft)

Das Ziel des galaktischen Forschers:

Er möchte die Entstehung und die nachfolgende Entwicklungder Milchstraße verstehen.

Allerdings nicht auf dem Niveau der griechischen Mythologie!

Die Entstehung der Milchstraße nach der griechischen Mythologie

Der Traum des galaktischen Forschers:

Idealerweise möchte ein galaktischer Astronomdie komplette Verteilung der Sterne in einem mehrdimensionalen Phasenraum bestimmen:

F ( x , v , type, t ) [ 7 + x Dimensionen ]

Tatsächlich kann Hipparcos nur eine kleine Stichprobe davon - und nur an einer einzigen Stelle - beobachten:

F ( x0 , v , type, t0 ) [ x0 = Ort der Sonne, t0 = heute ]

Aber das macht fast nichts! Wegen der speziellen Naturstellardynamischer Systeme erhält man trotzdem auch aus fernen Zeiten und Räumen allerhand Informationen.

Stichwort: Stoßfreiheit des Sternengases

Kinematik von nahen Zwergen und Unterzwergen

Kinematik von (relativ) fernen O- und B-Sternen

Deutung durch galaktisches Modell mit flacher Rotationskurve:

Die Eigenbewegung ist null bei l=0 und l=180 Grad, sie ist gleichermaßenungleich null bei l=90 und l=270 Grad. Das ist die bekannte Doppelwelleder Eigenbewegung in Länge. Sie ist (fast) entfernungsunabhängig.

Eine Pekuliarbewegung der Sonne fügt eine Einfachwelle hinzu, derenAmplitude umgekehrt proportional zur Entfernung ist.

Kinematik der unmittelbaren Sonnenumgebung

(Dehnen und Binney, Mon. Not. Royal Astron. Soc. 298, 387, 1998)

„Survey stars“ von Hipparcos, um kinematische Auswahleffekte zu vermeiden. Alle Sterne mit ungenauer Parallaxe (10 Prozent gefordert!), alle Doppelsterne,alle nicht-Hauptreihensterne entfernt. -> 10 706 Sterne.

Dazu noch eine spektroskopisch selektierte Liste schwächerer Sterne um denHimmelssüdpol, wiederum nur mit 10-sigma Parallaxen. -> 11865 Sterne insg.

Problem: Keine Radialgeschwindigkeiten bekannt! Und die bekannten darf mannicht nehmen, weil die gemessenen Sterne stark kinematisch ausgewählt sind.

Also kann man keine individuellen Raumgeschwindigkeiten verwenden.Lösung: Nimm an, dass die Raumgeschwindigkeit nicht mit dem Ort am Himmelkorreliert ist. Das ist sicher eine gute Annahme für sonnennahe Sterne.

Dann kann man (nach etwas Algebra) tatsächlich Aussagen über die volledreidimensionale Kinematik in der Sonnenumgebung machen!

Die Geschwindigkeit der Sonne relativ zu bestimmten Sterngruppen,Parenago‘s discontinuity, die Streuung von Sternbahnen und dasAlter der galaktischen Scheibe:

Die Geschwindigkeit der Sonne relativ zum local standard of rest,die Streuung von Sternbahnen, die asymmetrische Drift und ihre Übereinstimmung mit theoretischen Erwartungen:

(die ganz jungen Sterne sind nicht im kinematischen Gleichgewicht)

The vertex deviation, just for completeness.

This may be due to any non-axisymmetric structure: spiral arms, warp, bar, triaxial halo,... - For the blue (young) stars it may be due to local features.

Durch simple Algebra konnten also aus der (stichprobenweise bekannten)Verteilung der Eigenbewegungen die ersten und zweiten Momente derVerteilungsfunktion der Raumgeschwindigkeiten ermittelt werden.

Durch etwas weitergehende Mathematik (Anwendung des Fourier Slice Theorems und einer Maximum Likelihood Methode) kann das gesamtetomographische Problem näherungsweise invertiert werden:Die dreidimensionale Verteilung der Sterne im Geschwindigkeitsraum ausder zweidimensionalen Projektion auf den Eigenbewegungsraum!

Der Hauptunterschied zur richtigen (z.B. medizinischen) Tomographie liegt darin, dass wir den projizierten Raum nur sehr dünn, und dann auchnoch in einem ganz unregelmäßigen Netz erfassen können.

Ergebnisse aus Dehnen, Astron. J. 115, 2384, 1998 folgen auf den beiden nächsten Folien.

Beispiel: Projektion der Verteilung auf die u-v-Ebene

- Die zentrale Verteilung ist knotig. Und zwar signifikant. Das sind Kapteyns und Eggens „moving groups“. Aber die Knoten enthalten rund 40 Prozent aller Sterne, auch bei den späten (im Durchschnitt alten) Sternen!

- Es gibt eine große Gruppe von ziemlich schnellen Sternen (unten links), die nur späte Sterne enthält, und zwar 15 Prozent aller späten Sterne.

(Geschwindigkeiten relativ zum LSR; Kringel markiert die Sonne)

Klares Anzeichen für einen galaktischen „warp“:Die Sterne, die von „hinten“ kommen, kommen im Durchschnitt von „oben“!Quantitativere Analyse besagt: Warp beginnt dicht außerhalb der Sonne, dieSonne liegt nahe eines Knotens des warps, der warp läuft mit 13 bis 30 km/slangsamer um die Milchstraße als die beteiligten Sterne.

Balkenparameter aus lokaler Kinematik

(Dehnen, Astron. J. 119, 800, 2000 und ApJ 524, L35, 1999)

Die Milchstraße hat in den inneren 3 kpc einen Balken. Dies hat sich inder Vergangenheit in Sternzählungen im Bulge und in der Kinematik desinterstellaren Gases in der inneren Milchstraße angedeutet.

W. Dehnen hat sich die Frage gestellt, ob und wie sich ein solcher Balken viel weiter draußen in der Scheibe in der lokalen Kinematik zeigt.

Ergebnis: In der Nähe der äußeren Lindblad-Resonanz gibt es dramatischeAuswirkungen, obwohl der Effekt des Balkens dort noch nicht einmal 1 Prozent des gesamten Schwerefeldes ausmacht.

Dynamisch gesehen ist ein Balken eine Instabilität der Scheibe. Er rotiert starr mit einer Phasengeschwindigkeit (pattern speed), die sich von derUmlaufgeschwindigkeit der beteiligten Sterne unterscheidet.

Es gibt drei Resonanzen zwischen dem Balken und den Sternbahnen:Die Korotation, die innere und die äußere Lindblad-Resonanz. Es sind die Sternbahnen nahe dieser Resonanzen, die von dem Balken am stärkstenbeeinflusst werden.

The resonances linked to a bar: Corotation:Pattern speed of the barequal to orbital angular frequency of the stars.

Relative to the bar the starsare „stationary“.

Inner Lindblad:Pattern speed of the barequal to orbital angular frequency of the starsminus epicycle frequency

Outer Lindblad:Pattern speed of the barequal to orbital angular frequency of the starsplus epicycle frequency

Relative to the bar the starsare orbiting at their epicyclefrequency.

Theoretische Kinematik in der Nähe deräußeren Lindblad-Resonanz eines Balkens.R0 ist der Ort der Beobachtung, ROLR der Ortder Lindblad-Resonanz. Oben ist ROLR /R0

auf 0.9 festgehalten und die Balken-Stärkevariiert worden.

Links: theoretische Modelle eines inneren Balkens

Unten: Hipparcos-Daten

Quelle:W. Dehnen, ApJ 524, L35 (1999)

Stammt diese Struktur wirklich von der OLR eines Balkens?

1. Kann es sich um einen aufgelösten Sternhaufen oder OB-Assoziationhandeln? Nein, denn die Struktur besteht aus alten Sternen. Kein Haufeno.ä. kann 8 Gy überstehen. Außerdem ist die Abweichung von 50 km/svom LSR für diese Interpretation extrem groß.

2. Kann es sich um eine zerrissene Zwerggalaxie handeln? Nein, denn es wäre a) sehr unwahrscheinlich, dass diese Struktur fast in der Ebene derMilchstraße umliefe, und sich von der LSR-Geschwindigkeit nur umca. 50 km/s unterschiede. Außerdem sind die Sterne metallreich (Raboudet al. 1998).

3. Andere Resonanzen, z.B. mit Spiralarmwellen? Schwerer auszuschließen,aber dagegen spricht wiederum die große Geschwindigkeit der Struktur,d.h. die großen Epizykeln der beteiligten Sterne. Ein Spiralarm würde sichvor allem auf Sterne mit kleinen Epizykeln auswirken.

4. Innere Lindblad-Resonanz eines unbekannten Riesenobjekts, das bei ca.25 kpc korotiert? Erstens ist kein solches Objekt auszumachen, und zweitens würde ein solches Objekt am Ort der Sonne eine viel größereGeschwindigkeitsdispersion erzeugen als beobachtet wird.

Die Parameter des Balkens:

Dehnen leitet aus dem Vergleich der beobachteten Kinematik mit seinenvielen Balken-Modellen einige dynamische Parameter des Balkens ab.

Insbesondere findet er für die Phasengeschwindigkeit (pattern speed) desBalkens den erstaunlich präzisen Wert von 53 +/- 3 km/s/kpc.

Wenn sein Modell mit der Wirklichkeit übereinstimmt, dann ist das der amgenauesten bekannte dynamische Parameter der Milchstraße überhaupt.

Aus der selben winzigen galaktischen Stichprobe von 100 pc Radius umden Ort der Sonne hat Dehnen also erhebliche wissenschaftliche Schlüsse gezogen über die Verhältnisse mehrere kpc weiter außen (warp) und mehrere kpc weiter innen (bar).

Die Sonne inmitten einer zerrissenen Zwerggalaxie

(Helmi, White, de Zeeuw, Zhao, Nature 402, 53, 1999)

Insgesamt 97 sorgfältig ausgewählte RR-Lyrae-Sterne und metallarme Riesensterne mit genauen Eigenbewegungen, photometrischen Paral-laxen (ca. +/-20 %) und ca. 10 km/s genauen Radialgeschwindigkeiten.

Test auf „Klumpigkeit“ der Raumgeschwindigkeiten: Teile den uvw-Raumin Kästchen ein, zähle die Objekte in jedem Kästchen, bestimme dieEntropie der Verteilung und vergleiche sie mit der erwarteten Entropie(aus 10 000 Monte-Carlo-Experimenten) einer nicht klumpigen Verteilung.

Ergebnis: Die Verteilung ist signifikant klumpig.

Frage: Wo ist der (sind die) Klumpen? Zweidimensionale Projektionen derdreidimensionalen Verteilung zeigen nichts.

Lösung: Man muss die geeigneten Koordinaten zur Projektion wählen!

Bahnen inder Ebene

Polare Bahnen

Einige retrogradeschwach geneigteBahnen

retrograd prograd

Der Klumpen

Ist das signifikant, ist das Zufall?

1) Man teste diesen Klumpen wiederum mit Monte-Carlo-Experimenten

2) Man nehme eine andere Sternauswahl

Jetzt 275 Sterne mit weniger strikten Anforderungen an die Metallizitätund die Messgenauigkeit. Ergebnis: Der Klumpen wächst um weitere sechs Mitglieder. Und wird jetzt auch in den ganz normalen Hauptebenen-Projektionen erkennbar.

Die Mitglieder zeigen keine Klumpung im Ortsraum. Und im uvw-Raumliegen sie in zwei separaten Klumpen, wie für einen zerrissenen Zwergzu erwarten ist.

Dieser Zwerg muss ein ziemlich großer gewesen sein: Er stellt 7/97bzw. >13/275 der lokalen Halo-Population. Simulationen der Entstehungbesagen sogar, dass er gut 10 Prozent der metallarmen Halopopulationim Bereich außerhalb der solaren Umlaufbahn stellt.

Er muss etwa die Größe der Fornax-Zwerggalaxie gehabt haben, aufeiner stark geneigten, exzentrischen Bahn zwischen 7 und 16 kpc umgelaufen und schon vor vielen Gigajahren zerrissen worden sein.

Sternentstehungsgeschichte und chemische Entwicklung

(Fuhrmann, Astron. Astrophys. 338, 161, 1998 und Astron. Nachr. 325, 3, 2004)

Wähle 100 sonnennahe F- und G-Sterne oberhalb, aber nahe der Hauptreihe (aus scheinbarer Helligkeit, Farbe und Hipparcos-Parallaxe).

Nimm hochaufgelöste, rauscharme optische Spektren auf und bestimme darausRadialgeschwindigkeit, log g, Teff, Metallizität usw.

Bestimme aus Vergleich der gemessenen Lage im HRD mit Entwicklungswegen(unter Benutzung der spektroskopischen Ergebnisse) das Alter der einzelnenSterne.

Vergleiche das gefundene Alter mit der Chemie und Kinematik, um Aussagenüber die Sternentstehungsgeschichte, kinematische und chemische Entwicklungder Milchstraße – in der galaktozentrischen Entfernung der Sonne – zu gewinnen.

Grün: Sterne über 11 Gy alt; rot: Sterne unter 9 Gy alt.Schwarz: Halo-Sterne; dunkelgrau: dicke Scheibe; hellgrau dünne Scheibe.Symboldurchmesser: Alter der Sterne, kleiner = jünger

Alle Symbole wie im vorigen Bild.

Eine komplett neue Klasse von veränderlichen Sternen

(Waelkens et al., Astron. Astrophys. 330, 215, 1998)

Hipparcos hat rund 8000 neue veränderliche Sterne entdeckt. Darunter 267B-Sterne. Darunter wiederum: einige beta-Cephei-Sterne, eine größere Zahlvon variablen Riesen und Überriesen, einige Bedeckungsveränderliche, einigeBe-Sterne usw. - und 103 slowly pulsating B stars (SPBs).

Diese Klasse von Variablen war kurz zuvor theoretisch vorhergesagt worden.Es sind nicht-radiale Oszillatoren (im Gegensatz zu den beta-Cephei-Sternen),deren Schwingungen (wie bei den beta-Cephei-Sternen) durch den kappa-Me-chanismus von Metallatomen angeregt werden. Seismologisch sehr wichtig.

Zuvor waren grade mal 4 dieser Objekte bekannt, die keinen sinnvollen Vergleichzwischen der theoretischen und der tatsächlichen Lage des Instabilitätsstreifensim HRD zuließen. Siehe Bild auf der nächsten Folie.

Diese Sterne sind mit normaler photometrischer Suche nur sehr schwer zu ent-decken, weil die Amplituden sehr klein und die Perioden lang sind. Diese Kombination macht Hipparcos für diese Sterngruppe unschlagbar.

Anmerkung: beta-Cep-Perioden 4 bis 6 h, SPB-Perioden 12 h bis 4 d

Lokale Blase (local bubble), lokaler Kamin (chimney)

Welsh et al., 1999: Astron. Astrophys. 352, 308:

-Eigentlich erwartet man im EUV gar keine Himmelskörper jenseits einiger pc.

- Raketenexperimente etc. in den 70er und 80er Jahren: Man sieht aber was!

- Daraus Konzept der lokalen Blase (local bubble). Passt zu den geringen Stärken von Na I in nahen Sternen, erklärt Hintergrund weicher Röntgenstrahlung, muss sehr heiss sein. Also kein HII-Gebiet (104K), sondern alte Supernova-Blase (106K).

- EUVE-Satellit 1992ff: 1100 Quellen; sieht nach einer Blase von 200 pc mit unregel- mäßigen Rändern aus.

- Sfeir et al. 1999: Na I innerhalb 300pc untersucht, 456 Sichtlinien: Die „Wand“ aus neutralem Material liegt zwischen 65 und 250 pc von uns entfernt.

- Welsh et al. 1999: 20 extragalaktische EUV-Objekte im EUVE-Katalog! -> Kamin? Es sieht so aus als sei die lokale Blase oben und unten offen. In den beiden Richtungen, in denen die extragalaktischen Objekte liegen, ist auch der weiche Röntgenhintergrund erhöht.

Verbesserte Kartierung mit Hipparcos-Parallaxen

Lallement et al., 2003: Astron. Astrophys. 411, 447 (die gleiche französisch-amerikanische Gruppe wie Welsh et al. und Sfeir et al)

- Genauere Untersuchung mit Hipparcos-Parallaxen und mehr als 1000 Sternen

- Nur hinreichend schnell rotierende Sterne früher Spektraltypen, die mindestens eine 30-Prozent-Genauigkeit in der Hipparcos-Parallaxe haben.

- Die Na-Linien sind wegen der Relativgeschwindigkeiten der Wolken fast immer optisch ziemlich dünn. Für die anderen eine kalibrierte Wachstumskurve.

- Na I Äquivalentbreiten, daraus integrierte Säulendichten, daraus dann Konturen gleicher Säulendichte in „Schichten“, daraus schließlich ein (nicht exaktes) Modell der dreidimensionalen Verteilung des neutralen Gases. Kann „Wände“ sehr gut darstellen; fehleranfällig.

- Das zweite Inversions-Verfahren startet mit einer planparallelen exponentiellen Gasschicht und modifiziert diese in einem iterativen Anpassungsprozess so, dass die modellierten Säulendichten möglichst gut zu den beobachteten passen. Korrelationslänge = Glättung nötig; „Wände“ werden verschmiert.

Fig. 9

Fig. 10

Fig. 4aAs Fig. 9, butmore details

Fig. 4bAs Fig. 9, butmore details

Fig. 5aAs Fig. 10, butmore details

Fig. 5bAs Fig. 10, butmore details