2 Die Sterne der Milchstraße
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2 Die Sterne der Milchstraße Übersicht 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 Sterne in der Beobachtung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Das Hertzsprung-Russell-Diagramm der Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Braune Zwerge und Planeten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Der Sloan Digital Sky Survey SDSS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Weiße Zwerge und Neutronensterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Fragen zur Vertiefung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26 39 49 54 55 58 Die meisten Objekte, die man am Nachthimmel sehen kann, sind Sterne (Abb. 2.1): Einige Tausend sind mit bloßem Auge zu erkennen. Die Sonne ist ein typisches Beispiel für einen Stern – eine hauptsächlich aus Wasserstoff- und Heliumgas bestehende heiße Gaskugel. Die Gravitation sorgt dafür, dass die Materie nicht in den Weltraum verdampft. Der Druck, der durch die hohe Temperatur und die hohe Dichte entsteht, hält die Kugel davon ab, zusammenzuschrumpfen. Im Zentrum des Sterns sind Temperatur und Druck hoch genug, Kernfusionsreaktionen aufrechtzuerhalten. Die so erzeugte Energie arbeitet sich an die Oberfläche und wird von dort in den Weltraum abgestrahlt. Wenn der Brennstoff für diese Reaktion aufgebraucht ist, verändert sich die Struktur des Sterns. Der Prozess, der durch Kernfusion aus leichteren Elementen immer schwerere erzeugt und die innere Struktur des Sterns anpasst, um Gravitationskraft und Druck auszugleichen, heißt Sternentwicklung. Die Farbe eines Sterns gibt Auskunft über seine Temperatur, und diese Temperatur hängt von einer Kombination aus seiner Masse und der Entwicklungsphase ab, in der er sich befindet. Es ist im Allgemeinen auch möglich die Leuchtkraft, d.h. die Energie, die er als Licht und Wärme abstrahlt, aus der Distanz abzuleiten. Distanzmessungen an Sternen sind deshalb eine fundamentale Aufgabe der Astronomie. M. Camenzind, Gravitation und Physik kompakter Objekte, DOI 10.1007/978-3-662-47839-4_2, © Springer-Verlag Berlin Heidelberg 2016 26 2 Die Sterne der Milchstraße Abb. 2.1 Die Milchstraße enthält etwa 300 Milliarden Sterne. Um die galaktische Scheibe, die sich teilweise hinter Gas- und Staubwolken verbirgt, erstreckt sich ein sphärischer Halo aus alten Sternen und Sternhaufen. Die ESA-Sonde Gaia ist dabei, die Sterne der Milchstraße neu zu vermessen (Bild: ESA/ATG medialab; background: ESO/S. Brunier, mit freundlicher Genehmigung von © ESO) 2.1 Sterne in der Beobachtung Alle Informationen über Sterne müssen aus ihrer elektromagnetischen Strahlung gewonnen werden. Diese umfasst alle Bereiche von der Radio-, Infrarot-, sichtbaren (Licht), Ultraviolett-, bis hin zur Röngten- und Gammastrahlung. Zustandsgrössen der Sterne sind Helligkeit, Distanz, Leuchtkraft, Farbe, Spektraltyp, Masse, Radius, Dichte, Schwerebeschleunigung, Temperatur, Rotation, Magnetfeld und chemische Zusammensetzung. Einige dieser Zustandsgrößen lassen sich direkt beobachten, andere müssen erst errechnet werden. 2.1.1 Distanz der Sterne Als Parallaxe (griech. Vertauschung, Abweichung) bezeichnet man die scheinbare Änderung der Position eines Objektes, wenn der Beobachter seine Position verschiebt. Die Parallaxe wird heute zur Entfernungsmessung der Sterne in der Galaxis eingesetzt. Als Basislinie dient der Durchmesser der Erdbahn. Der Umlauf der Erde ändert die scheinbaren Sternpositionen in Form einer kleinen Ellipse, deren Form vom Winkel abhängt, um den der Stern von der Ekliptik (Ebene der Erd- 2.1 Sterne in der Beobachtung 27 bahn) absteht. Die Parallaxe ist der Winkel, unter dem der Radius der Erdbahn vom Stern aus erscheint. Beträgt die Parallaxe eine Bogensekunde, so entspricht das einer Entfernung von 3,26 Lichtjahren. Diese Entfernung wird auch als Parsek (pc, parallax arcsecond) bezeichnet. Da 1 Radian = 180/π × 60 × 60 = 206.265, ergibt dies 1 Parsek = 206.265 AE 3, 08 × 1016 m . (2.1) Die Astronomen verwenden zudem die Einheiten 1 kpc = 1000 pc, 1 Mpc = 1000 kpc und 1 Gpc = 1000 Mpc (für kosmische Distanzen). Dabei ist eine Astronomische Einheit wie folgt definiert: 1 AE = 149.597.870,700 Kilometer. Die Parallaxe ist selbst bei nahen Fixsternen so klein, dass man sie lange nicht messen konnte. Dies wurde von den Vertetern des geozentrischen Modells lange als wichtigstes wissenschaftliches Argument gegen das neue heliozentrische Weltbild ins Feld geführt. Auf der Suche nach der Parallaxe wurde zunächst ein völlig anderer Effekt, die Aberration entdeckt. Erst 1838 gelang Friedrich Wilhelm Bessel die Parallaxenmessung: Er wählte den Schnelläufer (Stern mit großer jährlicher Eigenbewegung) 61 Cygni aus und konnte die halbjährliche Winkeländerung nach längeren Analysen zu 0,3” (0,0002 Grad) bestimmen. Selbst beim sonnennächsten Stern Proxima Centauri (nur vier Lichtjahre entfernt) beträgt die Parallaxe nur 0,772”. In den 1990ern-Jahren gelangen mit dem europäischen Astrometriesatelliten HIPPARCOS genaue Parallaxenmessungen für 118.000 Sterne. Gaia, sein Nachfolger, begann Ende 2013 damit, noch 40-mal genauere Messungen an etwa einer Milliarde Sternen durchzuführen. Beispiel: Ein Stern in einer Entfernung von 50 pc weist eine Parallaxe von π = 1/50 = 0, 02 Bogensekunden auf. 2.1.2 Die Hipparcos Mission – 120.000 erlesene Sterne Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite) war ein Satellit für Zwecke der Astrometrie. Er wurde nach dem griechischen Astronomen Hipparch von Nicea benannt, der die Veränderlichkeit der Sternörter entdeckte. Hipparcos wurde am 8. August 1989 zusammen mit dem deutschen Fernsehsatelliten TV-SAT 2 an Bord einer Ariane 44LP gestartet. Der Satellit erreichte planmäßig die vorgesehene Geostationäre Transferbahn (Geostationary Transfer Orbit, GTO), in der sein Abstand von der Erde zwischen 223 und 35.652 Kilometern variierte. Allerdings zündete der MARGE-II-Apogäumsmotor von Hipparcos nicht, und der Satellit verblieb in seiner GTO-Umlaufbahn, anstatt wie vorgesehen eine geostationäre 28 2 Die Sterne der Milchstraße Abb. 2.2 Hertzsprung-RussellDiagramm (B– V, MV ) für 41.704 Einzelsterne aus dem HipparcosKatalog. Zu sehen sind die Hauptreihe der sonnennahen Sterne (von rechts unten nach links oben) und der rote Riesenast (Daten: Hipparcos/ESA, mit freundlicher Genehmigung von © ESA) Umlaufbahn zu erreichen, von der aus Messungen wechselseitiger Winkelabstände von etwa 120.000 Sternen mit bis dahin unerreichter Präzision hätten vorgenommen werden sollen. Mithilfe eines aus diesem Anlass entwickelten neuen Beobachtungsprogramms, für das freilich eine längere Messphase nötig war als ursprünglich vorgesehen, gelang es, den Satelliten seine Messungen von der ungünstigeren Umlaufbahn des GTO aus vornehmen zu lassen. Zuvor wurde die Umlaufbahn mithilfe der eigentlich nur für kleinere Kurskorrekturen vorgesehenen Hydrazinkorrekturtriebwerke leicht vergrößert, sodass der Satellit die Erde nunmehr im Abstand von zwischen 526 und 35.900 Kilometern Höhe umkreiste. Diese Korrektur war notwendig, da Reibungseffekte der Restatmosphäre in den erdnäheren Regionen der Bahn den Satelliten sonst zu stark gebremst hätten. Auf diese Weise konnten bis zum Betriebsende im Juni 1993 Messungen vorgenommen werden, welche die ursprünglich gesteckten Ziele sogar übertrafen. Für die genaue Bestimmung der Sternpositionen war in Hipparcos ein Spiegelteleskop mit 29 Zentimetern Spiegeldurchmesser und 1,4 Meter Brennweite eingebaut; mithilfe eines zusätzlichen Spiegels wurden gleichzeitig zwei Himmelsregionen im Abstand von 58 Grad abgebildet. In der Brennebene wurde ein Gitter (8,2 μm Linienabstand; entspricht 1,2 Bogensekunden) platziert, durch das bei der langsamen Drehung des Satelliten die Sternhelligkeit periodisch moduliert wurde; das durchgelassene Licht wurde gemessen. Für die Messungen des Hauptkatalogs 2.1 Sterne in der Beobachtung 29 wurde eine image dissector tube, eine Spezialform eines Photomultipliers mit einstellbarem Blickfeld verwendet; damit wurde jeweils nur ein Stern erfasst, andere Sterne, deren Licht auch auf das Gitter fiel, konnten ausgeblendet werden. Aus der Helligkeitsmodulation konnten die Sternpositionen zueinander in Drehrichtung bestimmt werden; für die Positionsdaten waren komplexe Ausgleichungsrechnungen und der Anschluss an Positionsdaten erdgebundener Observatorien notwendig. Insgesamt bestimmte der Satellit über eine Million Sternörter, 118.000 davon mit Koordinaten und Bewegungen in einer Winkelgenauigkeit von einigen Millisekunden. Die Hipparcos-Daten (300 Gigabyte) gaben schon im Jahr der Publikation Stoff für Hunderte von Aufsätzen von mehr als 1000 Astronomen. Das primäre Ergebnis sind also Positionen der gemessenen Sterne, die zu mehreren Messzeitpunkten (Epochen) bestimmt wurden. Aus zeitlich weit auseinander liegenden Epochen wurden Eigenbewegungen abgeleitet, aus Positionen im Abstand von halben Jahren die Parallaxen und damit die Entfernungen der Sterne (Abb. 2.2). Zum Auffinden der Kandidatensterne benötigte Hipparcos bereits so genaue Positionen, dass umfangreiche Vorarbeiten mit irdischen Teleskopen nötig waren. Hipparcos war für die Astrometrie ein bedeutender Meilenstein: Die Positionen am Himmel, Parallaxen und Eigenbewegungen von 118.000 Sternen wurden mit einer zuvor unerreichten Präzision von etwa 0,001 Bogensekunden (Millibogensekunden) gemessen; sie sind im Hipparcos-Katalog verzeichnet (Abb. 2.2). Darüber hinaus vermaß ein zweites Instrument an Bord über eine Million Sterne mit immer noch beachtlichen 0,02 Bogensekunden Genauigkeit, die sich nun im Tycho-Katalog finden. Diese beiden Kataloge sind die beste Realisation des neuen Referenzkoordinatensystems am Himmel, ICRF genannt. Sie erlauben nun auch Hobbyastronomen, mit Teleskop und Digitalkamera genau und halbautomatisch jedes Himmelsobjekt einzumessen. 2.1.3 Vermessung der Galaxis mit Gaia – eine Milliarde Sterne Gaia ist eine astronomische Weltraummission der Europäischen Weltraumagentur ESA, mit der ungefähr ein Prozent der Sterne unserer Milchstraße astrometrisch, fotometrisch und spektroskopisch mit höchster Präzision vermessen werden soll. Gaia baut auf der europäischen Tradition der Erstellung von präzisen Sternkarten auf, die mit der Hipparcos-Mission der ESA in den 1980er-Jahren in exemplarischer Weise demonstriert wurde. Während jene Mission 100.000 Sterne mit hoher Präzision und über eine Million Sterne mit geringerer Genauigkeit katalogisierte, wird Gaia eine Milliarde Sterne mit bisher unerreichter Genauigkeit kartografisch erfassen. Der Name des Astrometrieweltraumsonde Gaia leitet sich ab von dem Akronym für Globales Astrometrisches Interferometer für die Astrophysik. Das 30 2 Die Sterne der Milchstraße Abb. 2.3 Künstlerische Darstellung der Gaia-Weltraumsonde. Das Modul hat einen Durchmesser von drei Metern und enthält als wesentliches Element eine hexagonale optische Bank aus SiC (oben), die alle sechs Spiegel trägt. Diese Struktur sitzt auf einem Servicemodul – die zwölfseitige Struktur im untern Teil. Dieses Modul beherbergt zwei Sterntracker (unten rechts zu sehen), das Kommunikationssubsystem, den Zentralcomputer, sowie Datenhandlingssysteme und Energieversorgung. Über dem elektrischen Servicemodul befindet sich die thermische Abschirmung (eine Art Zelt). Darüber befindet sich die Antenne. Im untersten Teil findet man die Sonnenabschirmung sowie die sechs Sonnenpanele zur Energiegewinnung (Bild: Hipparcos Mission der ESA, mit freundlicher Genehmigung von © ESA) kennzeichnet die ursprünglich für dieses Teleskop geplante Technik der optischen Interferometrie. Inzwischen hat sich jedoch das Messprinzip geändert, sodass das Akronym nicht mehr zutrifft. Trotzdem bleibt es bei dem Namen Gaia, um die Kontinuität in dem Projekt zu gewährleisten. Das Experiment Die Weltraumsonde Gaia wurde am 19.12.2013 mit einer Sojus-Fregat-Rakete vom europäischen Raumfahrtbahnhof Kourou in Französisch-Guayana gestartet (Abb. 2.3). Nach dem Start benötigte Gaia einige Monate, um ungefähr 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt den Stationierungsort beim Lagrange-Punkt L2 zu erreichen. Von dort wird sie dann über einen Zeitraum von fünf Jahren das 2.1 Sterne in der Beobachtung 31 Tab. 2.1 Vollständigkeit, Empfindlichkeit und Genauigkeit: ein Vergleich Hipparcos – Gaia Parameter Hipparcos Gaia untere Helligkeitsgrenze Vollständigkeit obere Helligkeitsgrenze Anzahl Messobjekte 12 mag 7,3 - 9,0 mag 0 mag 120.000 Effektive Reichweite Quasare Galaxien Genauigkeit 1 kpc – – 1 mas Fotometrie Radialgeschwindigkeiten Beobachtungsprogramm 2 Farben (B, V ) – ausgewählte Sterne 20 mag 20 mag 6 mag 26 Mio. bis V = 15 250 Mio. bis V = 18 1000 Mio. bis V = 20 100 kpc 1 Mio. 1 Mio. - 10 Mio. 7 μas bei V = 10 10 - 25 μas bei V = 15 300 μas bei V = 20 Spektrofotometrie V ≤ 20 15 km/s bis V = 15 vollständig, ohne Vorauswahl Weltall abscannen. Ziel ist die Erstellung einer Phasenraumkarte der Milchstraße [2]. Die Weltraumsonde Gaia rotiert um ihre Achse und scannt damit den Himmel ab. Daten werden kontuierlich ausgelesen, wenn das Teleskop Großkreise abscannt. Die CCD-Elektroden werden im selben Takt getimed wie die Scan-Rate von 60 Bogensekunden pro Sekunde. Gleichzeitig präzediert die Sonde um die Achse ErdeSonne mit einer Rate von 63 Tagen (Abb. 2.4). Diese Anforderungen sind sehr genau ausgearbeitet und getestet worden (Tab. 2.1). Für eine Spinrate von 60 Bogensekunden pro Sekunde und den Aspektwinkel von 45 Grad zur Sonne entspricht die Präzessionsrate in fünf Jahren Betrieb 29 Umdrehungen der Spinachse um die Sonnenrichtung. Dies ergibt eine Präzessionsdauer von 63 Tagen. Im Schnitt wird damit jedes Objekt etwa 70-mal in den Gesichtsfeldern der beiden Teleskope erfasst. Die Kosten der ESA für die Mission einschließlich Start, Bodenkontrolle und Nutzlast belaufen sich auf ungefähr 700 Millionen Euro. Die Kosten für die wissenschaftliche Datenreduktion (die von den Mitgliedsländern der ESA aufgebracht werden müssen) werden auf etwa 120 Millionen Euro geschätzt. Die Bodenkontrolle 32 2 Die Sterne der Milchstraße Abb. 2.4 Die zwei astrometrischen Gesichtsfelder von Gaia scannen den Himmel in ganz bestimmter Weise ab. Die Sonde rotiert mit 60 Bogensekunden pro Sekunde, dies entspricht sechs Stunden Scandauer für einen Großkreis am Himmel. Der Spin präzediert langsam in 63 Tagen um die Sonnenrichtung, sodass der Winkel von 45 Grad zwischen Sonne und Spinachse konstant gehalten wird. Der Basiswinkel zwischen den beiden Gesichtsfeldern beträgt 106,5 Grad (Grafik: Gaia/ESA, mit freundlicher Genehmigung von © ESA) und alle wissenschaftlichen Operationen werden vom Europäischen Raumflugkontrollzentrum (ESOC) in Darmstadt unter Verwendung der spanischen Bodenstation in Cebreros ausgeführt. Gaia trägt drei wissenschaftliche Hauptinstrumente, die gemeinsam von einem Teleskop mit zwei weit voneinander getrennten Gesichtsfeldern am Himmel versorgt werden (Abb. 2.6). Das Teleskop hat keinen kreisförmigen, sondern einen rechteckigen Primärspiegel der Größe 1, 45 × 0, 5 Meter. Alle Instrumente schauen auf die gleichen um 106,5 Grad getrennten Himmelsabschnitte. Astrometrie: Ein Feld von 76 CCD-Detektoren wird die Himmelsobjekte erfassen (Abb. 2.5). Das Detektorfeld wird während der Gaia-Mission die Sternpositionen und die Sternbewegungen am Himmel mit hoher Präzision erfassen. Fotometrie: 14 zusätzliche CCD-Detektoren werden Helligkeit und Farbe in einem breiten Wellenlängenbereich messen. 2.1 Sterne in der Beobachtung 33 Abb. 2.5 Die beiden Gesichtsfelder von Gaia sind etwa 1, 4 × 0, 7 Quadratgrad groß, überdecken am Himmel also etwa die vierfache Fläche der Sonnen- bzw. Vollmondscheibe. Erfasst werden sie von einem Feld von insgesamt 106 CCD-Detektoren mit einer Auflösung von je 4500 × 1966 Pixel. Zusammen haben die Kameras der Sonde damit rund eine Milliarde Pixel. Ein Feld von 62 dieser CCD-Detektoren in einem 7 × 9-Raster wird die Himmelsobjekte registrieren. 14 CCD-Detektoren in zwei Reihen messen Helligkeit und Farben in einem breiten Wellenlängenbereich. Das Radialgeschwindigkeitsspektrometer benutzt dasselbe kombinierte Gesichtsfeld wie das astrometrische und das fotometrische Instrument. Es arbeitet mit zwölf CCD-Detektoren, die Ca II-Linienspektren der Sterne aufnehmen (Bild: Gaia/ESA) Spektroskopie: Das Radialgeschwindigkeitsspektrometer (RVS) benutzt dasselbe kombinierte Gesichtsfeld wie das astrometrische und das fotometrische Instrument. Es arbeitet mit 12 CCD-Detektoren, deren spektroskopische Informationen die Ableitung der Sternbewegungen entlang der Sichtlinie erlauben. Zusammen mit dem Fotometer wird es auch eine genaue Klassifikation vieler der beobachteten Objekte erlauben. Wissenschaftliche Zielsetzung von Gaia Gaia wird Positionen (Koordinaten), Parallaxen (als Entfernungsindikatoren) und jährliche Eigenbewegungen von ungefähr einer Milliarde Sternen bestimmen. Für die hellsten 100 Millionen Sterne wird die Messgenauigkeit 20 Mikrobogensekunden oder besser betragen. Für die schwächeren Sterne wird die Genauigkeit niedriger, aber immer noch unübertroffen sein. Sogar für die schwächsten Sterne wird die Genauigkeit besser als eine Millibogensekunde sein. Außerdem werden für eine Milliarde Sterne Helligkeit und Farbe mit hoher Genauigkeit gemessen wer- 34 2 Die Sterne der Milchstraße Abb. 2.6 Das Gaia-Teleskop. Das optische Teleskop besteht aus sechs Reflektoren (M1 - M6), zwei sind gemeinsam (M5, M6). Die Eingangsöffnung ist 1, 45 × 0, 5 Quadratmeter und die Fokallänge beträgt 35 Meter. Beide Hauptspiegel M1 und M2 haben einen gemeinsamen Fokus (Bild: EADS Astrium, mit freundlicher Genehmigung von © EADS Astrium) den. Für die hellsten 100-200 Millionen Sterne wird Gaia zusätzlich gut aufgelöste Spektren liefern, aus denen Radialgeschwindigkeit, Temperatur, Oberflächengravitation und chemische Zusammensetzung der Sterne bestimmt werden können. Darüber hinaus dürfte Gaia die größte Entdeckungsmaschine in der Astronomie werden. Abschätzungen lassen vermuten, dass Gaia folgende Anzahlen neuer Himmelsobjekte entdecken wird: bis zu einer Million Asteroiden und Kometen innerhalb unseres Sonnensystems, 30.000 Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, 50.000 sogenannte Braune Zwerge, etwa 500.000 erloschene Sternüberreste, sogenannte Weiße Zwerge, etwa 20.000 explodierende Sterne, sogenannte Supernovae, Hunderttausende weit entfernte aktive Galaxien, sogenannte Quasare. Gaia ist für eine fünfjährige Missionsdauer ausgelegt. Die Kosten der ESA für die Mission einschließlich Start, Bodenkontrolle und Nutzlast belaufen sich auf ungfähr 577 Millionen Euro. Die Kosten für die wissenschaftliche Datenreduktion http://www.springer.com/978-3-662-47838-7
