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

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

Gliederung Populäre Einführung I: Astrometrie Populäre Einführung II: Hipparcos und Gaia Wissenschaft aus Hipparcos-Daten I Wissenschaft aus Hipparcos-Daten II Hipparcos: Technik und Mission Astrometrische Grundlagen Hipparcos Datenreduktion Hauptinstrument Hipparcos Datenreduktion Tycho Gaia: Technik und Mission Gaia Global Iterative Solution Wissenschaft aus Gaia-Daten Sternklassifikation mit Gaia SIM und andere Missionen

Populäre Einführung I: Astrometrie Was ist das, wozu ist das gut?

Die Astrometrie ist ein Teil der Astronomie! Die Astronomie ist diejenige Naturwissenschaft, die sich mit den Objekten und Vorgängen außerhalb der Erde, draußen im großen, weiten Weltall beschäftigt. Sie möchte mit naturwissenschaftlichen Methoden herausfinden, was es da draußen an Himmelskörpern und Vorgängen gibt, wie das alles funktioniert, und wo das alles herkommt. Ihre vornehmsten Fragestellungen sind: Gibt es (intelligentes) Leben außerhalb der Erde? Wie ist die Erde entstanden? Wie ist das Universum als Ganzes entstanden und wie hat es sich in seinen heutigen Zustand entwickelt? Ihre Grundannahme lautet: Überall im Universum gelten die gleichen Naturgesetze, die wir hier auf der Erde in unseren physikalischen Labors feststellen.

Die Sonderrolle der Astronomie Die Astronomie nimmt unter den Naturwissenschaften insofern eine Sonderrolle ein als sie ihre Forschungsobjekte nicht anfassen kann. Sie kann sie nicht in‘s Labor holen, nicht damit experimentieren, sie nicht verändern. Sie kann sie nur beobachten. Das einzige, was die Astronomie von ihren Forschungsobjekten an der Hand hat, das ist die Strahlung, die sie von dort erhält. Diese Strahlung wird von den Astronomen vermessen und analysiert nach drei Haupt- kriterien: Richtung, Menge und Art. Diesen drei Kriterien entsprechen die drei Grunddisziplinen der beobachten- den Astronomie: - Astrometrie, die Kunst der Positionsmessung - Photometrie, die Kunst der Helligkeitsmessung - Spektroskopie, die Kunst, Strahlung in ihre Bestandteile zu zerlegen

Die Astronomie analysiert Strahlung: Richtung : Menge : Art : Astrometrie Photometrie Spektroskopie

Die drei Disziplinen sind nicht wirklich getrennt: In Wahrheit wohnen jeder astronomischen Beobachtung stets Aspekte aller drei Disziplinen inne. Die nachfolgende Farbaufnahme eines Ausschnitts aus der Milchstraße zeigt dies sehr einfach und sehr schön: Der Sternhaufen rechts der Dunkelwolke erscheint dem Betrachter nur deshalb als „Objekt“ vor dem Hintergrund des allgemeinen Sterngewimmels, weil die Sterne am Himmel beisammen stehen (astrometrischer Aspekt) die Sterne heller sind als die meisten anderen (photometrischer Aspekt) die Sterne blauer sind als die meisten anderen (spektroskopischer Aspekt) Und noch etwas sehr Interessantes und Wichtiges zeigt dieses Bild: Die Astronomie ist eine sehr statistische Wissenschaft Sowohl die Dunkelwolke als auch der Sternhaufen sind rein statistische Phänomene. Der einzelne Stern kann darüber nichts aussagen. Aber sogar das Verständnis der einzelnen Sterne wird von der Astronomie sehr weitgehend mit statistischen Methoden gewonnen, wie wir sehen werden.

Ein Hauptproblem der Astronomie: Entfernungsbestimmung

Ein Hauptproblem der Astronomie: Entfernungsbestimmung Ohne Kenntnis der Entfernung können wir von einem beobachteten Himmelsobjekt weder die wahre Größe noch die wahre Menge an Energieausschüttung pro Sekunde bestimmen. Wir sehen nur den (entfernungsabhängigen) scheinbaren Durchmesser am Himmel und die (entfernungsabhängige) scheinbare Helligkeit. Ohne die Kenntnis der wahren Größe eines Objekts und der wahren Menge an Energie und Strahlung, die es erzeugt, ist ein physikalisches Verständnis aber weitgehend unmöglich. Einige historische Beispiele mögen dies erläutern (nächste Folien): Die physikalische Natur der Kometen, die relative Größe der Planeten und der Sonne, die physikalische Natur der Fixsterne, die Rolle der Milchstraße im Kosmos

Schon seit der Antike wurde immer wieder die Frage diskutiert, ob die Kometen eine irdische Erscheinung oder eine kosmische Erscheinung sind. Eineinhalb Jahrtausende neigte sich die Meinung immer wieder zur irdischen Variante: „Feurige Ausdünstungen der Erde“ Tycho Brahe löste das Problem: Die Kometen sind sehr viel weiter entfernt als der Mond! Und damit sind sie riesig groß, viel größer als die Erde.

Nachdem Johannes Kepler mittels der Positionsmessungen von Tycho Brahe Anfang des 17. Jahrhunderts die Gesetze der Planetenbewegung aufgeklärt hatte, war es völlig klar, dass Jupiter im Durchschnitt genau 5.204 mal so weit von der Erde entfernt war wie die Sonne. Aber wie weit das war, das war immer noch völlig unklar. Die Erde war zwar nun ein Planet unter Ihresgleichen. Aber sie hätte immer noch der bei weitem kleinste oder auch der bei weitem größte unter ihren Brüdern sein können. Ebenso war völlig unklar wie groß die Sonne ist. Es war nur aus der Beobachtung von Mondfinsternissen bekannt, dass sie größer sein musste als die Erde. Aber um wieviel größer, das war völlig unklar. Ihr Durchmesser hätte ebenso gut das Hundertfache wie das Zehntausendfache oder das Millionenfache des Erddurchmessers sein können. Es dauerte noch mehr als ein halbes Jahrhundert bis diese Frage gelöst werden konnte.

Some historical details to the Marsparallax measurement: It was an expedition to French Guayana funded by the Paris Academy, utilizing a favourable opposition near Mars’s perihelion. Domenico Cassini, then director of Paris Obs., sent Jean Richer to the Isle of Cayenne to measure the culmination height of Mars relative to neighbouring stars, in parallel to identical observations from Paris. The latitude difference between Paris (about 50 deg) and Cayenne (about 5 deg north) gave an apparent shift of Mars by 15 arcsec at opposition time (delta=0.372 aU). This resulted in a Mars horizontal parallax of 25 1/3 arcsec, and a solar horizontal parallax of 9 ½ arcsec (modern value about 8 arcsec). The measured angle in radians is 7.5 10^-5, or less than 1/10000 !

Damit waren die Entfernungs- und Größenverhältnisse im Sonnensystem ein für alle Mal geklärt. Damit war auch die Größe der Sonne erstmals klar. Dass ihr Volumen nahezu 2 Millionen mal so groß wie das der Erde ist, Und ihre Masse rund 300 000 Erdmassen beträgt. Und dass die Erde nur so gross ist wie der einzeln stehende kleine Sonnenfleck nahe der Bildmitte auf der nächsten Folie. Wie sieht es aber mit den Sternen aus? Schon seit dem frühen 17. Jahrhundert gab es die Vermutung, dass die vielen Lichtpünktchen am nächtlichen Himmel so etwas wie die Sonne sind. Oder anders gesagt, dass die Sonne so etwas wie ein Stern ist. Aber es dauerte zwei Jahrhunderte bis der Beweis geführt war. Schon Tycho Brahe, der alte Fuchs hatte die richtige Idee: Wenn die Erdkugel für eine Parallaxenmessung zu klein ist, dann muss eben die viel größere Erdbahn dafür herhalten!

Friedrich Wilhelm Bessel 1838: Die erste Parallaxe eines Sterns.

Die Parallaxe ist die einzige Methode zur Entfernungsbestimmung in der Astronomie, die keinerlei Vorkenntnise oder Annahmen über das jeweils beobachtete Objekt benötigt. Es gibt noch zwei weitere, die “fast” keine Annahmen machen müssen, die aber nur auf wenige Spezialobjekte anwendbar und ebenfalls astrometrischer Natur sind: Sternstromparallaxe eines Sternhaufens, aus dem Verhältnis von Radialgeschwindigkeit und Eigenbewegung - Dynamische Parallaxen von Doppelsternen, aus dem astrometrischen Orbit und Radialgeschwindigkeitsmessungen. Na ja, und dann gibt es noch die Radarmethode, die aber nur innerhalb des Sonnensystems verwendbar ist (nächste Folie)

Entfernungsmessung mittels Radarlaufzeiten

Parallaxenmessung ist nur in unserer unmittelbaren Nähe möglich Parallaxenmessung ist nur in unserer unmittelbaren Nähe möglich. Nur wenige, ganz sonnennahe Sterne sind erreichbar. Deshalb haben die Astronomen einen riesigen Zoo von indirekten Methoden zur Entfernungsbestimmung entwickelt. Deshalb wird die sogenannte kosmische Entfernungsleiter benötigt, um die Tiefen des Universums auszuloten.

Die kosmische “Entfernungsleiter” Messe direkt die Entfernung einiger sonnennaher Sterne Suche den Himmel nach “gleichartigen” Sternen ab (was immer das im Detail bedeuten möge) Vergleiche die auf der Erde gemessenen Helligkeiten der sonnennahen und der “gleichartigen” Sterne: Helligkeit ~ 1 / (Entfernung)2 Suche “gleich weit entfernte” absolut hellere Sterne (was immer das im Detail bedeuten möge), die es in der Sonnenumgebung nicht gibt. Wiederhole Schritt 3 mit diesen helleren Sternen Wiederhole Schritt 4 usw.

Die kosmische Entfernungsleiter bietet Vorlesungsstoff für ein ganzes Semester. Wir wollen das Thema hier nicht weiter vertiefen, sondern an einem konkreten Beispiel zeigen, was man aus den einmal gefundenen Entfernungen über die Sterne lernen kann. Im sog. Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) wird die absolute Helligkeit von Sternen gegen ihre Oberflächentemperatur aufgetragen. In den zwanziger Jahren des 20. Jahrhunderts hatte man endlich genügend Sternparallaxen gemessen, um ein solches Diagramm einigermaßen mit Messpunkten (Sternen) füllen zu können. Dieses Diagramm kann heute mit gutem Recht als das Sinnbild der Astrophysik der Sterne im 20. Jahrhundert bezeichnet werden. Aus ihm haben die Astronomen fast unendlich viel über Sterne gelernt.

Die nächste Folie zeigt das Ur-HRD von Henry Noris Russell von 1919, kopiert aus: M. Hoskin, The Cambridge Illustrated History of Astronomy, S. 299. Text dazu: The Harvard spectral classifiers had noted subtle differences between otherwise identical spectra: in particular, in the later spectral types some stars had very narrow lines. In1905 Ejnar Hertzsprung noted that these stars tend to have very small proper motions, and so were probably distant and highly luminous. This first indication of the existence of what later became known as `giants’ and `dwarfs’ was strengthened by the distribution shown in Russell’s diagram (using known trigonometric distances).

Die nächste Folie zeigt das Hertzsprung-Russell-Diagramm aus Hipparcos-Beobachtungen, überlagert mit einer astrophysikalischen Interpretation. Der Stern links oben ist ca. 15000 K heiß, der Stern rechts oben nur ca. 2800 K. Trotzdem sind sie gleich hell. Also ist die Oberfläche des rechten 750 mal so groß (Durchmesser 27 mal so groß). Der Stern rechts unten ist bei gleicher Temperatur 160 000 fach schwächer, also seine Oberfläche 160 000 fach kleiner. Und der links unten ist nochmal um den vorigen Faktor 750 kleiner (Oberfläche). Die übernächste Folie zeigt Linien gleicher Radien (in Sonnenradien). Größenvergleich: 107 = Gymnastikball von 45 cm = Kiwi (6 cm) 3.9 = Murmel (16 mm) 1 = Pfefferkorn (4.2 mm) 0.27 = Kulispitze (1.1 mm) 0.01 = Protozoon (42 mum)

10000 100 1 0.01 7400 6000 4900 4000 2800 K 0.0001 40000 K 10000

10000 107 100 12 3.9 1 1.0 0.27 0.01 0.01 7400 6000 4900 4000 2800 K 0.0001 40000 K 10000

Nach diesem relativ ausführlichen Ausflug in die astrophysikalischen Anwendungen wollen wir uns nun wieder der Astrometrie etwas direkter und systematischer zuwenden.

Definition der Astrometrie: Messung der Positionen von Himmelskörpern und ihrer zeitlichen Änderungen. Ergebnis: Koordinaten Parallaxen Eigenbewegungen Doppelsternbahnen Planetare Bahnen Sternkataloge

Betrachten wir die einzelnen Größen bzw. Effekte nun nacheinander !

Koordinaten auf der Himmelskugel Ekliptikale Äquatoriale Galaktische Horizontale

Äquatoriale Koordinaten und kartesische Vektoren

Parallaxen

Die folgenden Filme sind im selben Ordner wie diese Powerpoint-Präsentation unter den Dateinamen meas1.avi und meas2.avi zu finden.

Parallaxen und Eigenbewegungen

Was ist das ?? Parallaxe, Eigenbewegung und Doppelsternumlauf

Absolute motion of a star Proper motion ~ 250 mas/a Parallax ~ 100 mas Single star

Alle diese Effekte – Parallaxe, Eigenbewegung, Bahnbewegung – werden mit zunehmender Entfernung immer kleiner. Deshalb: (nächste Folie)

In der Astrophysik: Größere Reichweite verlangt größere Instrumente In der Astrometrie: Größere Reichweite verlangt größere Genauigkeit

Geschichte der astrometrischen Messgenauigkeit Zensiert !

Probleme erdgebundener Astrometrie: Refraktion Szintillation Mechanische Biegung Thermische Biegung Erdrotation, Nutation, Polschwankungen Horizont Die Lösung: Man gehe in den Weltraum !

Wissenschaftliche Anwendungen: Bessere Parallaxen - bessere Sternparameter - weiterer Horizont - mehr Objekte - mehr Objekttypen - bessere Entfernungsskala Bessere Eigenbewegungen - galaktische Struktur etc. Mehr genaue Positionen - besseres Referenzsystem Extragalaktische Objekte - besseres Inertialsystem Besseres Inertialsystem - Geodäsie, Relativistik Viele genaue Messg. pro Stern - Doppelsterne, Exoplaneten Relativistische Lichtablenkung - fundamentale Physik

Zum Schluss: Einiges, was man aus Eigenbewegungen lernen kann: Rotation der Milchstraße Differentielle Rotation der Milchstraße Gesamtmasse der Milchstraße Warp (Verbiegung der Scheibe) Balken der Milchstraße Sternhaufen (Entdeckung und Mitgliederlisten)

NGC 2997

M104 (ESO, FORS1)

NGC 4565 (APOD, J. Mc Laughlin)

NGC 1365

zu guter Letzt: Astrometrische Messungen machen zwar sehr direkt einsehbare Aussagen. Aber dennoch ist auch hier die wissenschaftliche Interpretation nicht immer trivial. Was, wenn Erathostenes eine flache Erde angenommen hätte, statt einer kugelförmigen?