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Die Vermessung der Milchstraße: Hipparcos, Gaia, SIM Vorlesung von Ulrich Bastian ARI, Heidelberg Sommersemester 2004.

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Präsentation zum Thema: "Die Vermessung der Milchstraße: Hipparcos, Gaia, SIM Vorlesung von Ulrich Bastian ARI, Heidelberg Sommersemester 2004."—  Präsentation transkript:

1 Die Vermessung der Milchstraße: Hipparcos, Gaia, SIM Vorlesung von Ulrich Bastian ARI, Heidelberg Sommersemester 2004

2 Gliederung 1.Populäre Einführung I: Astrometrie 2.Populäre Einführung II: Hipparcos und Gaia 3.Wissenschaft aus Hipparcos-Daten I 4.Wissenschaft aus Hipparcos-Daten II 5.Hipparcos: Technik und Mission 6.Astrometrische Grundlagen 7.Hipparcos Datenreduktion Hauptinstrument 8.Hipparcos Datenreduktion Tycho 9.Gaia: Technik und Mission 10.Gaia Global Iterative Solution 11.Wissenschaft aus Gaia-Daten 12.Sternklassifikation mit Gaia 13.SIM und andere Missionen

3 Wissenschaft aus Hipparcos-Daten II: Vom Sternkatalog zu weiteren Erkenntnissen

4 Die Sonne inmitten einer zerrissenen Zwerggalaxie Es wird heutzutage allgemein angenommen, dass Galaxien durch die gra- vitative Verstärkung primordialer Fluktuationen und das nachfolgende Ver- schmelzen kleinerer Strukturen zu größeren entstanden sind. Auf diese Weise entstehen vor allem Sphäroide, also stellare Halos, Bulges und elliptische Galaxien. Der Magellansche Strom und die Sagittarius-Zwergga- laxie sind Belege dafür, dass dieser Verschmelzungsprozess immer noch andauert. Zumindest ein Teil des Halos und des Bulges besteht aus zerrissenen Zwerggalaxien! Dass allerdings wirklich ein großer Teil des Halos und des Bulge auf diese Weise aufgebaut wurden, war bis 1999 nur Vermutung. Problem: Lange zurückliegende Verschmelzungen würden sich nicht mehr durch kompakte Sternströme zeigen, sondern wären über große Volumina verteilt. Lediglich kinematisch blieben sie noch einigermaßen einheitlich. Durch Sternzählungen sind kürzlich im Andromedanebel große Strukturen im stellaren Halo entdeckt worden. In der Milchstraße gelang dies erstmals mit Hilfe von Hipparcos-Eigenbewegungen.

5 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-Raum in Kästchen ein, zähle die Objekte in jedem Kästchen, bestimme die Entropie der Verteilung und vergleiche sie mit der erwarteten Entropie (aus Monte-Carlo-Experimenten) einer nicht klumpigen Verteilung. Ergebnis: Die Verteilung ist signifikant klumpig. Frage: Wo ist der (sind die) Klumpen? Zweidimensionale Projektionen der dreidimensionalen Verteilung zeigen nichts. Lösung: Man muss die geeigneten Koordinaten zur Projektion wählen!

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7 Bahnen in der Ebene Polare Bahnen Einige retrograde schwach geneigte Bahnen retrogradprograd Der Klumpen

8 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 Metallizität und 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-Raum liegen sie in zwei separaten Klumpen, wie für einen zerrissenen Zwerg zu erwarten ist. Dieser Zwerg muss ein ziemlich großer gewesen sein: Er stellt 7/97 bzw. >13/275 der lokalen Halo-Population. Simulationen der Entstehung besagen sogar, dass er gut 10 Prozent der metallarmen Halopopulation im Bereich außerhalb der solaren Umlaufbahn stellt. Er muss etwa die Größe der Fornax-Zwerggalaxie gehabt haben, auf einer stark geneigten, exzentrischen Bahn zwischen 7 und 16 kpc umgelaufen und schon vor vielen Gigajahren zerrissen worden sein.

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10 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 daraus Radialgeschwindigkeit, log g, T eff, Metallizität usw. Bestimme aus Vergleich der gemessenen Lage im HRD mit Entwicklungswegen (unter Benutzung der spektroskopischen Ergebnisse) das Alter der einzelnen Sterne. Vergleiche das gefundene Alter mit der Chemie und Kinematik, um Aussagen über die Sternentstehungsgeschichte, kinematische und chemische Entwicklung der Milchstraße – in der galaktozentrischen Entfernung der Sonne – zu gewinnen.

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12 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

13 Interpretation: Die Sterne des Halo und der dicken Scheibe sind vor Gy relativ rasch entstanden. In dieser kurzen Zeit wurde das Gas nur durch SN vom Typ II angereichert, die relativ viel Mg im Vergleich zu Eisen erzeugen. Nach einer Pause von vielleicht 2 Gy setzte die Sternentstehung der dünnen Scheibe ein, deren Rohmaterial nun auch durch SN vom Typ I angereichert wird, die relativ mehr Eisen erzeugen. Die im vorigen Bild als Sterne der dicken Scheibe markierten Objekte sind chemisch und im Alter den Halo-Sternen verwandt, und sie sind auch kinematisch deutlich von den Sternen der dünnen Scheibe getrennt (siehe nächste Folie). Fuhrmann wollte eigentlich die Existenz einer separaten dicken Scheibe widerlegen, hat aber ganz im Gegenteil mit seiner Arbeit gute Argumente für ihre Realität produziert. Probleme: Das Sample der Sterne ist klein und nicht wirklich repräsentativ.

14 Alle Symbole wie im vorigen Bild.

15 Eine komplett neue Klasse von veränderlichen Sternen (Waelkens et al., Astron. Astrophys. 330, 215, 1998) Hipparcos hat rund 8000 neue veränderliche Sterne entdeckt. Darunter 267 B-Sterne. Darunter wiederum: einige beta-Cephei-Sterne, eine größere Zahl von variablen Riesen und Überriesen, einige Bedeckungsveränderliche, einige Be-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 Vergleich zwischen der theoretischen und der tatsächlichen Lage des Instabilitätsstreifens im 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

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17 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 (10 4 K), sondern alte Supernova-Blase (10 6 K). - 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.

18 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.

19 Ergebnisse: Die Diskussion der Ergebnisse wäre eigentlich eine eigene Vorlesungs- stunde wert. Deshalb nur ganz kurze Zusammenfassung mit 4 Bildern. Fig. 1: Verteilung der Sterne am Himmel; Goulds belt sehr schön zu sehen, ansonsten ist der Himmel sehr gut abgedeckt. Fig. 3: Radiale Verteilung in allen Richtungen. Die grobe Ausdehnung der lokalen Blase tritt schon in dieser simplen Darstellung sehr klar zu Tage. Fig. 9: Die Neutralgas-Verteilung in der Ebene der Scheibe, mit Kommentaren Fig. 10: Die Neutralgas-Verteilung in der galaktischen Meridional-Ebene Jeweils zeigen die Linien und die Schattierungen die Ergebnisse der beiden benutzten Methoden an. In den Bildern nicht gut zu sehen: Es gibt einige kleine Kondensationen neutralen Gases, die ganz eindeutig innerhalb der Lokalen Blase liegen. Eine davon (b=-67 Grad!) wirft einen starken Schatten im weichen Röntgenbereich. Diese ist in Fig. 10 unten links erkennbar.

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22 Fig. 9

23 Fig. 10

24 Fig. 4a As Fig. 9, but more details

25 Fig. 4b As Fig. 9, but more details

26 Fig. 5a As Fig. 10, but more details

27 Fig. 5b As Fig. 10, but more details

28 Falsche Entfernungen und Leuchtkräfte aus richtigen Parallaxen Die folgende Folie zeigt, wie man aus richtigen Parallaxen durch naive Mittelbildung falsche Leuchtkräfte und Parallaxen für eine Sterngruppe erhalten kann. Dieser Fehler ist mit Hipparcos-Daten schon mehrfach gemacht und publiziert worden. Deshalb Vorsicht mit Publikationen, die behaupten, die Hipparcos-Parallaxen seien falsch. Diese Bemerkung bezieht sich nicht auf die Diskussion über das Plejaden-Problem des Hipparcos. Das hat einen anderen, ernsteren Charakter.

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30 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 passts. Und es gibt ein paar neuere Argumente für die Richtigkeit der konventionellen Plejaden-Entfernung. Deshalb wird die Sache sehr ernst genommen und intensiv diskutiert. Die Angelegenheit ist offen und ungelöst!


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