Vermessung der Sterne und das Hertzsprung-Russell Diagramm. Max Camenzind SS 2012

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1 Vermessung der Sterne und das Hertzsprung-Russell Diagramm Max Camenzind SS 2012

2 Themen Beobachtbare Parameter der Sterne GAIA Astrometrie Distanzen der Sterne GAIA Photometrie Äste im Farben-Helligkeits- Diagramm der Kugelsternhaufen (Sterne haben Farben!) Spektroskopie Harvard Spektralklassifikation Hertzsprung-Russell Diagramm Physikalische Erklärung der Spektralklassifikation Doppelsterne Massen der Sterne

3 Beobachtbare Parameter Astrometrie Positionen & Distanzen absolute Helligkeiten Leuchtkraft in Sonnenleuchtkräften Astrometrie Eigenbewegung am Himmel + Radialgeschw 6D Phasenraum der Sterne. Photometrie Farben und Effektiv-Temperatur Massen in Sonnenmassen Doppelsterne Radien in Sonnenradien Spektroskopie Harvard Klassifikation

4 Jährliche Parallaxenbewegung Als Parallaxe bezeichnet man die scheinbare Änderung der Position eines Objektes, wenn der Beobachter seine Position verschiebt.

5 Die jährliche Parallaxe

6 Definition Parsek 1 Radian = 180/p x 60 x 60 = Parsek = AE ~ 3,08 x m ~ 3,26 Lichtjahre 1 kpc = 1000 Parsec 1 Mpc = 1 Mio Parsec 1 Gpc = 1 Mia Parsec

7 Hipparcos (ESA ) 5 Größen vermessen: a, d, p, µ a, µ d Jedoch nicht die radiale Geschwindigkeit V r! Hipparcos Katalog: mit Sternen Genauigkeit: 1 mas Tycho Katalog: die 2,5 Mio hellsten Sterne Genauigkeit: mas

8 Hipparcos Katalog

9 Hipparcos Katalog 2

10 Hip Sterne pro Quadratgrad

11 Hip Tycho Katalog Sterne Grad²

12 Hip mittlere Parallaxe

13 GAIA (ESA) Start: Anfang 2013 in L2 Erde-Sonne ZAH & MPIA HD beteiligt

14 GAIA Satellit und Rakete reine ESA Mission Start: vor Ende 2012 Lebensdauer: 5 Jahre Trägerrakete: Soyuz Fregat Umlaufbahn: L2 (Erde-Sonne) Bodenstation: New Norica und/oder Cebreros Datenrate: 4 8 Mb/sec Masse: 2030 kg (Nutzlast 690 kg) Energiebedarf: 1720 W (Nutzlast 830 W) Figures courtesy EADS-Astrium

15 Entfaltung im Flug nach L2 Uli Bastian, ARI/ZAH

16 16

17 Payload und Teleskop zwei SiC-Hauptspiegel Rotationachse (6 h) 1,45 0,5 m 2 ;106,5 Basiswinkel Basiswinkelmonitor SiC- Ringstruktur (optische Bank) gemeinsame Fokalebene 106 CCDs Überlagerung der zwei Gesichtsfelder Figure courtesy EADS-Astrium Radial-Velocity Spectrometer (RVS) 17

18 42,35cm Fokalebene 104,26cm Wave Front Sensor Basic Angle Monitor Wave Front Sensor Blau-Photometer CCDs Rot-Photometer CCDs Radial- Geschwindigkeits- Spektrometer CCDs Basic Angle Monitor Sky Mapper CCDs Gesamtgesichtsfeld: - Fläche: 0,75 Quadratgrad - CCDs: x 1966 Pixel (TDI-Modus) - Pixelgröße = 10 µm x 30 µm = 59 mas x 177 mas CCDs im astrometrischen Feld Sky mapper: - erfasst alle Objekte bis 20 mag - unterdrückt cosmics - Gesichtsfeldunterscheidung Astrometrie: - Gesamtrauschen: 6 e - Sternbewegung in 10 s Photometrie: - Zweiteiliges Spektrophotometer - blau- und rot-empfindliche CCDs Spektroskopie: - hochauflösende Spektren - rot-empfindliche CCDs

19 106 GAIA CCDs completed 14. Juli 2011

20 Prinzip der Himmelsabtastung 45 o Rotationsachse: 45 o zur Sonne Abtastrate: 60 Bogensek./Sek. Rotationsperiode: 6 Stunden Jeder Stern wird ~ 1000 mal abgescant Genauigkeit Figure courtesy Karen O Flaherty 13

21 Scan Strategie Genauigkeit Scan width = 0.7 Figure courtesy Michael Perryman Sky scans (highest accuracy along scan) 1. Object matching in successive scans 2. Attitude and calibrations are updated 3. Objects positions etc. are solved 4. Higher-order terms are solved 5. More scans are added System is iterated

22 Astrometrische Genauigkeit: Die Plejaden π = 7.69 mas (Kharchenko et al ) verschiedene Methoden π = 7.59 ± 0.14 mas (Pinsonneault et al. 1998) MS Fitting π = 8.18 ± 0.13 mas (Van Leeuwen 2007) (mod=5.44 ±0.03, 122pc) new red. Hipparcos Daten π = 7.49 ± 0.07 mas (Soderblom et al. 2005) mittels 3 HST Parallaxen im inneren Halo

23 GAIA Anforderungsprofil Astrometrie (V < 20 mag): Vollständigkeit bis 20 mag (On-Bord-Detektion) 1 Milliarde Sterne Genauigkeit: Mikrobogensekunden bei 15 mag (Hipparcos: 1 Millibogensekunde bei 9 mag) Himmelsabtastender Satellit, zwei Blickrichtungen Globale Astrometrie, mit optimaler Ausnutzung der Beobachtungszeit Datenauswertung: globale astrometrische Reduktion (wie bei Hipparcos) Photometrie (V < 20 mag): Astrophysikalische Sternparameter (niedrige Dispersion) + astrometrischer Farbfehler T eff ~ 200 K, log g, [Fe/H] auf 0,2 dex genau, Extinktion Radialgeschwindigkeiten (V < mag): Anwendungen: Dritte Komponente der Raumbewegung, perspektivische Beschleunigung Stellardynamik, Sternpopulationen, Doppelsterne Spektren: chemische Zusammensetzung, Rotation der Sterne Messprinzip: spaltlose Spektroskopie im Bereich des Calcium-Tripletts ( nm)

24 ( guess )

25 Photometrie-Konzept Blue photometer: nm Red photometer: nm Figure courtesy EADS-Astrium 25

26 Radial-Geschwindigkeits-Konzept Field of view RVS spectrograph CCD detectors RVS spectra of F3 giant (V = 16 mag) S/N = 7 (single measurement) S/N = 130 (summed over mission) Figures courtesy David Katz 26

27 Fortschritt Genauigkeit Faktor 100

28 GAIA GAIA Hipparcos Vergleich Vollständigkeit, Empfindlichkeit, Genauigkeit Hipparcos Gaia untere Helligkeits-Grenze 12 mag 20 mag Vollständigkeit 7,3 9,0 mag 20 mag obere Helligkeits-Grenze 0 mag 6 mag Anzahl der Messobjekte Millionen bis V = Millionen bis V = Millionen bis V = 20 Effektive Reichweite 1 kpc 0,1 Mpc Quasare keine 5 x 10 5 Galaxien keine Genauigkeit 1 Millibogensekunde 7 Mikrobogensekunden bei V = Mikrobogensekunden bei V = Mikrobogensekunden bei V = 20 Photometrie 2 Farben (B und V) Spektrophotometrie bis V = 20 Radialgeschwindigkeiten keine 15 km/s bis V = Beobachtungsprogramm ausgewählte Sterne vollständig, ohne Vorauswahl

29 GAIA Astrophysik der Sterne Umfassende Leuchtkraft-Kalibration, z.b.: Entfernungen auf 1% genau für ~10 Millionen Sterne bis 2,5 kpc. Entfernungen auf 10% genau für ~100 Millionen Sterne bis 25 kpc. Vertreter seltener Stern-Typen und schneller Entwicklungs-Phasen in großer Zahl. Parallaxen-Kalibration aller Entfernungs-Indikatoren, z.b. Cepheiden und RR Lyrae-Sterne bis zu den Magellanschen Wolken Physikalische Eigenschaften, z.b.: wohldefinierte Hertzsprung Russell Diagramme in der ganzen Galaxis. Masse- und Leuchtkraft-Funktion der Sonnenumgebung, z.b. Weiße Zwerge (~ ) und Braune Zwerge (~50.000). Masse- und Leuchtkraft-Funktionen in Sternentstehungsgebieten. Leuchtkraft-Funktion für Vor-Hauptreihen-Sterne Beobachtung und Altersbestimmung aller Spektraltypen und galaktischer Sternpopulationen. Nachweis und Charakterisierung der Variabilität für alle Spektraltypen.

30 GAIA Studium Sonnensystem Asteroiden usw.: weitreichende und einheitliche (bis 20 mag) Durchmusterung aller bewegten Objekte neue Objekte werden erwartet (gegenwärtig bekannt) Klassifikation/mineralogische Zusammensetzung in Abhängigkeit von der heliozentrischen Entfernung Durchmesser für ~1000, Massen für ~100 Objekte Bahnen: dreißigmal besser als gegenwärtig Trojaner von Mars, Erde und Venus Objekte im Kuiper-Gürtel: ~300 bis 20 mag (Doppelobjekte, Plutinos) Erdnahe Objekte (NEOs): Amor-, Apollo- und Aten-Objekte (1775, 2020 bzw. 336 bis heute bekannt) ~1600 erdbahnkreuzende Objekte >1 km vorhergesagt (100 gegenwärtig bekannt) Nachweisgrenze: je nach Albedo m Größe in 1 AU Entfernung

31 Vorsicht Lichtablenkung (Einstein 1915) a b a = 4GM/c²b = 1,7505 arcsec ( R Sonne / b )

32 Lichtablenkung im Sonnensystem Der Himmel von L2 aus in ekliptikalen Koordinaten am 1. Januar 2011 Relativistische Lichtablenkung in Mikrobogensekunden, ohne den viel größeren Effekt der Sonne

33 GAIA Zeitplan Proposal Definition Concept & Technology Study Mission Selection Re-Assessment Study Phase B1 Selection of Prime Contractor (EADS Astrium SAS) Implementation Phase B2 Phase C/D Launch Jan Operation Data Processing Studies Scientific operation Software Development (DPAC) Data Processing Mission Products Intermediate Final Figure courtesy Michael Perryman and François Mignard Today

34 Projekt-Organisation GAIA Projekt Organisation ESA Industrie - ESOC - ESTEC - Wissenschaft Prime Contractor Orbit Project Scientist (s. nächste Folie) Sub-Contractors Operations Project Manager EADS Astrium Project Team Test Facilities

35 GAIA Science Team (GST) Frederic Arenou (Meudon) Coryn Bailer-Jones (MPIA, Heidelberg) Ulrich Bastian (ARI, Heidelberg) Erik Hoeg (Copenhagen) Andrew Holland (Leicester) Carme Jordi (Barcelona) David Katz (Meudon) Mario Lattanzi (Torino) Floor van Leeuwen (Cambridge) Lennart Lindegren (Lund) Xavier Luri (Barcelona) Francois Mignard (Nice) Michael Perryman (Project Scientist, ESA) Nationen: 3 F, 2 G, 2 E, 2 GB, 1 S, 1 DK, 1 I, 1 ESA "Distinguished Visitor" at ZAH and MPIA in 2010

36 Organisation of Scientific Work GAIA Projekt-Organisation GAIA Science Team (13 people) Satellite/Payload Specific Objects Data Processing Error Budget Multiple Stars Data Base Focal Plane/Detection Planetary Systems Simulations Photometry Variable Stars Imaging Radial Velocity Solar System Objects Classification Calibration Relativistic Model Sampling/Telemetry Science Alerts Working groups: about 150 European core and associate members

37 GAIA Zeitplan 30 Jahre Proposal Definition Concept & Technology Study Mission Selection Re-Assessment Study Phase B1 Selection of Prime Contractor (EADS Astrium SAS) Implementation Phase B2 Phase C/D Launch Jan Operation Data Processing Studies Scientific operation Software Development (DPAC) Data Processing Mission Products Intermediate Final Figure courtesy Michael Perryman and François Mignard Heute

38 GAIA Entdeckungsmaschine 1 Milliarde Sterne (Dynamik Galaxis) Asteroiden 2000 exosolare Planeten ( Sterne) Braune Zwerge Weiße Zwerge Supernovaüberreste ~ aktive Galaxien und Quasare

39 Eigenschaften der Sterne Distanz Geschwindigkeit Leuchtkraft Parallaxen Messungen (Hipparcos, GAIA) Eigenbewegung und Doppler Verschiebung (Hipparcos, GAIA) Berechnet aus scheinbarer Helligkeit und Distanz Temperatur Farbe, Spektralklasse Chemie Radius Analyse der Spektrallinien aus Leuchtkraft + Temperatur (SB), Interferometrie

40 Sterne im Vergleich zur Sonne

41 Sterne haben Farben Bläuliche Rötliche Sterne

42 Farben und Helligkeiten Johnson Filter Normierung

43 Photometrie Kugelsternhaufen (GC)

44 CM-Diagramm Knie RR Lyrae Asympt. Riesenast AGB Horizontal- Ast (He-Fusion) Riesen-Ast (Schalen) Hauptreihe (H-Fusion)

45 Farben-Helligkeitsdiagramm CM Das CM-Diagramm ist nicht gleichmässig mit Sternen (Datenpunkten) gefüllt. Viele Sterne haben Eigenschaften an der Oberfläche, die zu einer Anordnung der Datenpunkte in einem Streifen im CMD (oder HRD) führt. Dies ist die sogenannte Hauptreihe der Sterne. Dann findet man viele Sterne im roten Teil in einem auf große Helligkeit zugehenden Streifen. Da diese Sterne nahezu gleicher Temperatur sind, können sie nur deswegen so unterschiedliche Lichtmengen abstrahlen, weil sie sehr unterschiedliche Radien haben. Die großen, roten Sterne sind die sogenannten `Roten Riesen'. Entsprechend findet man links unten im Diagramm die `Weißen Zwerge'. Die vielen Typen stehen in Zusammenhängen, die mit Hilfe der Modelle zur Sternentwicklung erklärt werden.

46 Hipparcos Daten Sonnenumgebung Die Sterne auf dem Streifen von rechts unten bis links oben sind Sterne der `Hauptreihe', Sterne im Streifen von der Mitte nach rechts oben sind die `Roten Riesen'. Der Klumpen mit Sternen halbwegs auf dem Riesenast sind die roten `Horizontalaststerne'.

47 CM-Diagramm offener Sternhaufen Alter

48 Farbenhelligkeitsdiagramm

49 Parameter Effektiv-Temperatur Gemessenes Spektrum Fit Planck Spektrum

50 Hertzsprung & Russell (1913) Leuchtkraft als Funktion der Stern- Temperatur Sterne bevölkern nur gewisse Äste

51 Das Hertzsprung- Russell Diagram 1913 Stephan-Boltzmann: L = 4π R 2 σt 4 R

52 Unsere Sterne der Sonnenumgebung Überriesen Rote Riesen

53 Radien im HR Diagramm Leuchtkräfte variieren von bis zu Promillen von L Sonne Radien aus Stefan- Boltzmann

54 Spektroskopie der Sterne R. Bunsen und G. Kirchhoff 1860 in Chemische Analyse durch Spektralbeobachtungen : Bietet einerseits die Spektralanalyse (...) ein Mittel von bewunderungswürdiger Einfachheit dar, die kleinsten Spuren gewisser Elemente in irdischen Körpern zu entdecken, so eröffnet sie andererseits der chemischen Forschung ein bisher völlig verschlossenes Gebiet, das weit über die Grenzen der Erde, ja selbst unseres Sonnensystems, hinausreicht. Da es (...) ausreicht, das glühende Gas um dessen Analyse es sich handelt, zu sehen, so liegt der Gedanke nahe, daß dieselbe [Analyse] auch anwendbar sei auf die Atmosphäre der Sonne und die helleren Fixsterne.

55 Sonne (5770 K) / Vega ( K) Fingerprints der Sterne Fraunhofer Linien H ß

56 Ursprung der Spektral-Linien

57 Harvard Spektralklassifikation 1922 von IAU anerkannt Braune Zwerge Klassifikation nach Farben: O B A F G K M (C/S) L - T O: blau, K: HeII, CIII, NIII, SiIV B: wblau, K: HeI, CaII, A: K: HeI stark, H maximal; F: gelbw, K: HeI schwach, H, K CaII; G: K: CaII stark, Metall-Linien; Sonne K: orange-gelb, K: Metall-Linien, CaI (422,7 nm), H schwach; M: roter Zwerg, K: Metall-Linien, TiO L: Braune Zwerge, < 2000 K: Molekül-Linien, CH 4 T: Braune Zwerge, K: H 2 O, CH 4

58 Edward Pickering und Harvard Computer, 1890 s s Annie Jump Cannon Zusammen mit Pickering resultierte der Sterne enthaltende,,henry Draper Memorial Catalogue (HD.) (Grenzgröße 9,5 mag).

59 Temperature Welche Elemente finden sich in Sternen? H Helium H H Calcium Magnesium Natrium

60 Wichtige Spektrallinien Wasserstoff H a, H b, H g Helium (neutral, HeI) 656, 486, 434, 410,.. nm 440, nm Helium (ionisiert, HeII) 420, 468, nm Natrium Calcium (H und K) Titanoxid- Banden 580 nm nm , , , nm

61 Linienstärken als Func(Temp)

62 Stellare Kontinua und U,B,V Filter Balmer Kante Maxima in Planck(l): l max = 290 nm ( K/T) l max = 2,898 µm (1000 K/T) l max ~ 500 nm (5.800 K/T)

63 O Stern Max im UV

64 3 Gürtelsterne im Orion Mintaka O9.5II 916 Lj 2,21 mag K Alnitak O9.7Ib 818 Lj 2,03 mag K Alnilam B0Iab 1342 Lj 1,65 mag K HST Archiv

65 Gürtelsterne & Orion-Nebel mit Amateurteleskop

66 B Stern Max im UV

67 A Stern Vega

68 A K A K 2,13 M S 455 Mio a A7V 6900 K 1,73 M S <1 Mrd a

69 F Stern

70 G Stern Max im Visuellen

71 K Stern Max im Visuellen

72 Bahn-Periode: 80 a a Centauri A (G2V) + B (K1V)

73 M3 Stern Max im IR

74 M8 Stern Max im IR

75 L Stern Max im IR

76 M - L Zwerge

77 IR Spektren von Zwerg-Sternen

78

79 Braune Zwerge in Dunkelwolke Barnard 68 Optisch Infrarot

80 Braune Zwerge im Orion

81 Massen Braune Zwerge Jupitermassen

82 Spektralklassifikation Braune Zwerge

83 Jupiter M Zwerg L Zwerg Methan- T Zwerg

84 IR Zwerg-Spektren: M, L, T ~ l K 1800 K 1400 K 1000 K

85 Ia Hyperriesen Ia Ib III II Leuchtkraft Klassen Ib Überriesen II Helle Riesen III Riesen V IV IV Unterzwerge V Hauptreihen Sterne Weiße Zwerge

86 Massen im HRD Hauptreihe: Eine Sequenz in der Masse Erklärung: die Sequenz des H-Brennens WZ: Sequenz in T mit Radius konst

87 Masse der Sterne: Doppelsterne Etwa 50% (oder mehr) aller Sterne sind Doppelsterne. Physische Doppelsterne: Visuelle: beide Komponenten getrennt sichtbar (z.b. Sirius A & B, 61 Cygni A&B) Astrometrische: Bewegung um (unsichtbaren) Begleiter (Exoplaneten) Spektroskopische: periodische Rot- /Blauverschiebung von Spektrallinien Photometrische: Bedeckungsveränderliche

88 Doppelstern 61 Cygni 61 Cygni ist ein Doppelstern im Sternbild Schwan. 61 Cygni ist elf Lichtjahre von der Sonne entfernt und gehört damit zu den 20 sonnennächsten Fixsternen. 61 Cygni war der erste Fixstern, dessen Entfernung von Friedrich Bessel 1838 mittels Parallaxe zu 0, 3 gemessen wurde. Hipparcos Parallaxe: 287 mas. Periode: 660 Jahre. A: K5V Stern (5,21 mag); B: K7V (6,03 mag). Aufnahme: F. Ringwald

89 Sirius B Orbit P = 50,1 Jahre Distanz = 8,4 Lj A: A0V Stern B: Weißer Zwerg Sirius A Sirius B

90 Binärer Brauner Zwerg

91 Massenbestimmung 1. Visueller Doppelstern Bahngeometrie m m Kepler 3: m 1 2 Da1 cos i Da cos i ~ a1 ~ a m a a 2 2 Da Da p a 4p a D 2 2 GP GP 2 ~ 3 3 4p a D 2 GP cosi Massenver Bestimmung des Abstands D aus Parallaxe Große Halbachse [Länge] große Halbachse [Winkel] hältnis

92 Spectroscopic Binary

93

94 Verhältnis der maximalen beobachteten Geschwindikeiten Massenverhältnis ist bekannt, falls beide Sterne spektroskopisch erfassbar ( double line spectroscopic binary ). Für Summe der Massen betrachte zusammen mit 3. Kepler

95 Massen-Funktion Ersetze v 1 und v 2 durch beobachtete Größen Summe der Massen, falls Inklination i bekannt. Insbesondere falls Inklination nahe 90 Grad.

96 Massen Schwarzer Löcher 1 Spektroskopischer Doppelstern Wenn nur eine Komponente beobachtbar oder: m v m 1 2 v1 m2 max 3 3 P ( v1, ) sin rad m m pg i m2 ( m 1 m P max 3 sin i ( v 2 1, rad ) m2 ) 2pG Massenfunktion Observablen

97 Schwarzes Loch LMC X-3 LMC X-3: Stellares Objekt in der Großen Magellanschen Wolke (LMC, eine Satellitengalaxie der Milchstraße im Abstand von 50 kpc). Hauptreihenstern vom Spektraltyp B3V Masse des Sterns: M 7 M Geschwindigkeit variiert mit einer Periode von P = 1,7 ± 0,01 d. Gemessene Bahngeschwindigkeit: v = 235 km/s Sinusartige Geschwindigkeitsvariation nahezu zirkularer Orbit.

98 Schwarzes Loch LMC X-3 LMC-X3 m ( m ) sin i (in Sonnenmass en) i m2 90 8,1 75 8, , , ,5 0 - M SL > 8,1 M, aber unsichtbar regulärer Stern wäre nicht zu übersehen zu massereich für einen Weissen Zwerg (M WD < 1.4 M ) (siehe Kapitel 6) zu massereich für einen Neutronenstern (M N* < 2,2 M ) (siehe Kapitel 6) LMC X-3 Schwarzes Loch!

99 Bedeckungs- Veränderliche

100 Masse-Leuchtkraft Beziehung (nur Hauptreihensterne) Eddington Grenze: L = x (M/M Sun )

101 Verstehen wir Sterne? Masse-Radius Beziehung Polytrope: P ~ r 1+1/n Entartung: T < T F = 3x10 5 K (r/µ e ) 2/3 Jupiterartige EXO-Planeten Braune Zwerge partiell entartet Chabrier et al. 2008

102 Zusammenfassung GAIA wird 1 Mrd. Sterne der Galaxis bis 20 mag vermessen 3D Position, 3D Geschwindigkeiten,.. Sterne bilden bestimmte Äste im HR Diagramm werden durch Brennphasen erklärt. Harvard-Klassifikation ordnet Sterne nach ihren Spektren: Kontinuum ( Planck, Eff-Temp) und Absorptionslinien (sog. Fraunhofer Linien). Wurde erweitert auf Braune Zwerge (T & L Typen) Massen werden über Doppelsterne bestimmt. Masse-Leuchtkraft Relation.