Die Vermessung der Milchstraße:Hipparcos, Gaia, SIM

Vorlesung von Ulrich Bastian

ARI, 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 II:

Vom Sternkatalog zu weiteren Erkenntnissen

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

Das Plejaden-Problem des Hipparcos:

Allgemeine Ansicht 1996: Plejaden bei 132 pc +/- 4 pc (aus Hauptreihenanpassung, nahe Sterne, Sternaufbau-Rechnungen)

Hipparcos-Parallaxe 1997: Plejaden bei 118 pc +/- 4 pc (aus Mittelwert der Parallaxe der Haufen-Mitglieder)

Differenz 14 pc +/- 6 pc - das sind grade mal 2½ sigma

Aber bei anderen Haufen passt‘s. Und es gibt ein paar neuere Argumente fürdie Richtigkeit der konventionellen Plejaden-Entfernung.

Deshalb wird die Sache sehr ernst genommen und intensiv diskutiert.

Die Angelegenheit ist offen und ungelöst!