Vermessung der Sterne und das Hertzsprung
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Vermessung der Sterne und das Hertzsprung-Russell Diagramm Max Camenzind TUDA @ SS 2012 Themen • Beobachtbare Parameter der Sterne GAIA • Astrometrie Distanzen der Sterne GAIA • Photometrie Äste im Farben-HelligkeitsDiagramm der Kugelsternhaufen (Sterne haben Farben !) • Spektroskopie Harvard Spektralklassifikation • Hertzsprung-Russell Diagramm • Physikalische Erklärung der Spektralklassifikation • Doppelsterne Massen der Sterne 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 Jährliche Parallaxenbewegung Als Parallaxe bezeichnet man die scheinbare Änderung der Position eines Objektes, wenn der Beobachter seine Position verschiebt. Die jährliche Parallaxe Definition Parsek 1 Radian = 180/p x 60 x 60 = 206.265´´ 1 Parsek = 206.265 AE ~ 3,08 x 1016 m ~ 3,26 Lichtjahre 1 kpc = 1000 Parsec 1 Mpc = 1 Mio Parsec 1 Gpc = 1 Mia Parsec Hipparcos (ESA 1989-1993) • 5 Größen vermessen: a, d, p, µa, µd • Jedoch nicht die radiale Geschwindigkeit Vr! • Hipparcos Katalog: mit 120.000 Sternen Genauigkeit: 1 mas Tycho Katalog: die 2,5 Mio hellsten Sterne Genauigkeit: 20 – 30 mas Hipparcos Katalog Hipparcos Katalog 2 Hip – Sterne pro Quadratgrad Hip – Tycho Katalog Sterne Grad² Hip – mittlere Parallaxe GAIA (ESA) Start: Anfang 2013 in L2 Erde-Sonne ZAH & MPIA HD beteiligt 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 Entfaltung im Flug nach L2 Uli Bastian, ARI/ZAH 16 Payload und Teleskop Rotationachse (6 h) zwei SiC-Hauptspiegel 1,45 0,5 m2;106,5° Basiswinkel Basiswinkelmonitor SiCRingstruktur (optische Bank) gemeinsame Fokalebene 106 CCDs Überlagerung der zwei Gesichtsfelder Figure courtesy EADS-Astrium Radial-Velocity Spectrometer (RVS) 17 Fokalebene 104,26cm 42,35cm Rot-Photometer CCDs Wave Front Sensor Blau-Photometer CCDs Wave Front Sensor Basic Angle Monitor Basic Angle Monitor RadialGeschwindigkeitsSpektrometer CCDs Sternbewegung in 10 s Sky Mapper CCDs CCDs im astrometrischen Feld Gesamtgesichtsfeld: - Fläche: 0,75 Quadratgrad - CCDs: 14 + 62 + 14 + 12 - 4500 x 1966 Pixel (TDI-Modus) - Pixelgröße = 10 µm x 30 µm = 59 mas x 177 mas Sky mapper: - erfasst alle Objekte bis 20 mag - unterdrückt “cosmics” - Gesichtsfeldunterscheidung Astrometrie: - Gesamtrauschen: 6 e- Photometrie: - Zweiteiliges Spektrophotometer - blau- und rot-empfindliche CCDs Spektroskopie: - hochauflösende Spektren - rot-empfindliche CCDs 106 GAIA CCDs completed 14. Juli 2011 Prinzip der Himmelsabtastung 45o Rotationsachse: 45o zur Sonne Abtastrate: 60 Bogensek./Sek. Rotationsperiode: 6 Stunden Jeder Stern wird ~ 1000 mal abgescant Genauigkeit Figure courtesy Karen O’Flaherty 13 Scan Strategie Genauigkeit Scan width = 0.7° Sky scans (highest accuracy along scan) Figure courtesy Michael Perryman 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 21 6. System is iterated Astrometrische Genauigkeit: Die Plejaden π = 7.69 mas (Kharchenko et al. 2005 ) 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 GAIA Anforderungsprofil • Astrometrie (V < 20 mag): – Vollständigkeit bis 20 mag (On-Bord-Detektion) 1 Milliarde Sterne – Genauigkeit: 10–25 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 Teff ~ 200 K, log g, [Fe/H] auf 0,2 dex genau, Extinktion • Radialgeschwindigkeiten (V < 16–17 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 (847–874 nm) ( guess ) Photometrie-Konzept Blue photometer: 330 – 680 nm Red photometer: 640 – 1000 nm 25 Figure courtesy EADS-Astrium 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) 26 Figures courtesy David Katz Fortschritt Genauigkeit Faktor 100 GAIAGAIA – Hipparcos Vergleich – 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 120 000 26 Millionen bis V = 15 250 Millionen bis V = 18 1000 Millionen bis V = 20 Effektive Reichweite 1 kpc 0,1 Mpc Quasare keine 5 x 105 Galaxien keine 106 – 107 Genauigkeit 1 Millibogensekunde 7 Mikrobogensekunden bei V = 10 10-25 Mikrobogensekunden bei V = 15 300 Mikrobogensekunden bei V = 20 Photometrie 2 Farben (B und V) Spektrophotometrie bis V = 20 Radialgeschwindigkeiten keine 15 km/s bis V = 16-17 Beobachtungsprogramm ausgewählte Sterne vollständig, ohne Vorauswahl 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 (~200.000) 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. GAIA – Studium Sonnensystem • Asteroiden usw.: – weitreichende und einheitliche (bis 20 mag) Durchmusterung aller bewegten Objekte – 105–106 neue Objekte werden erwartet (gegenwärtig 340.000 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 260–590 m Größe in 1 AU Entfernung Vorsicht Lichtablenkung (Einstein 1915) a b a = 4GM/c²b = 1,7505 arcsec ( RSonne / b ) 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 GAIA Zeitplan Proposal Concept & Technology Study Mission Selection Re-Assessment Study Phase B1 Definition Selection of Prime Contractor (EADS Astrium SAS) Phase B2 Phase C/D Implementation Launch Jan. 2013 Scientific operation Operation Studies Software Development (DPAC) Data Processing Data Processing Intermediate Mission Products Today Figure courtesy Michael Perryman and François Mignard Final Projekt-Organisation GAIA Projekt Organisation ESA Industrie - ESOC - ESTEC - Wissenschaft Prime Contractor Sub-Contractors EADS Astrium Orbit Operations Project Scientist Project Manager Project Team Test Facilities (s. nächste Folie) 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 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 GAIA Zeitplan – 30 Jahre Proposal Concept & Technology Study Mission Selection Re-Assessment Study Phase B1 Definition Selection of Prime Contractor (EADS Astrium SAS) Phase B2 Phase C/D Implementation Launch Jan. 2013 Scientific operation Operation Studies Software Development (DPAC) Data Processing Data Processing Intermediate Mission Products Heute Figure courtesy Michael Perryman and François Mignard Final GAIA Entdeckungsmaschine • • • • • • • 1 Milliarde Sterne (Dynamik Galaxis) 250.000 Asteroiden 2000 exosolare Planeten (150.00 Sterne) 50.000 Braune Zwerge 100.000 Weiße Zwerge 10.000 Supernovaüberreste ~ 500.000 aktive Galaxien und Quasare Eigenschaften der Sterne Distanz Parallaxen Messungen (Hipparcos, GAIA) Geschwindigkeit Eigenbewegung und Doppler Verschiebung (Hipparcos, GAIA) Berechnet aus scheinbarer Helligkeit Leuchtkraft und Distanz Temperatur Farbe, Spektralklasse Chemie Analyse der Spektrallinien Radius aus Leuchtkraft + Temperatur (SB), Interferometrie Sterne im Vergleich zur Sonne Sterne haben Farben Bläuliche – Rötliche Sterne Farben und Helligkeiten Johnson Filter Normierung Photometrie Kugelsternhaufen (GC) CM-Diagramm Asympt. Riesenast AGB RR Lyrae HorizontalAst (He-Fusion) Knie Riesen-Ast (Schalen) Hauptreihe (H-Fusion) 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. 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'. CM-Diagramm offener Sternhaufen Alter Farbenhelligkeitsdiagramm Parameter – Effektiv-Temperatur Gemessenes Spektrum Fit Planck Spektrum Hertzsprung & Russell (1913) Leuchtkraft als Funktion der SternTemperatur Sterne bevölkern nur gewisse Äste L = 4π R2 σT4 R Stephan-Boltzmann: Das HertzsprungRussell Diagram 1913 Unsere Sterne der Sonnenumgebung Überriesen Rote Riesen Radien im HR Diagramm Leuchtkräfte variieren von 1000.000 bis zu Promillen von LSonne Radien aus StefanBoltzmann 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.” Sonne (5770 K) / Vega (10.000 K) Fingerprints der Sterne – Fraunhofer Linien Hß Ursprung der Spektral-Linien Harvard Spektralklassifikation 1922 von IAU anerkannt Braune Zwerge • Klassifikation nach Farben: O – B – A – F – G – K – M (C/S) – L - T • O: blau, 50´000 – 25´000 K: HeII, CIII, NIII, SiIV • B: wblau, 25´000 - 10´000 K: HeI, CaII, … • A: 10´000 - 7600 K: HeI stark, H maximal; • F: gelbw, 7600 - 6000 K: HeI schwach, H, K CaII; • G: 6000 – 5100 K: CaII stark, Metall-Linien; Sonne • K: orange-gelb, 5100 - 3600 K: Metall-Linien, CaI (422,7 nm), H schwach; • M: roter Zwerg, 3600 - 3000 K: Metall-Linien, TiO • L: Braune Zwerge, < 2000 K: Molekül-Linien, CH4 • T: Braune Zwerge, 1300 - 800 K: H2O, CH4 Edward Pickering und Harvard “Computer,” 1890’s - 1920’s Annie Jump Cannon Zusammen mit Pickering resultierte der 225.300 Sterne enthaltende ,,Henry Draper Memorial Catalogue„ (HD ….) (Grenzgröße 9,5 mag). Welche Elemente finden sich in Sternen? Helium H H Temperature H Calcium Magnesium Natrium Wichtige Spektrallinien Wasserstoff Ha, Hb, Hg 656, 486, 434, 410, .. nm Helium (neutral, HeI) 440, … nm Helium (ionisiert, HeII) 420, 468, … nm Natrium 580 nm Calcium (H und K) 380 – 400 nm TitanoxidBanden 490-520, 540-570, 620-630, 670-690 nm Linienstärken als Func(Temp) Stellare Kontinua und U,B,V Filter Maxima in Planck(l): lmax = 290 nm (10.000 K/T) lmax = 2,898 µm (1000 K/T) lmax ~ 500 nm (5.800 K/T) Balmer Kante O Stern Max im UV 3 Gürtelsterne im Orion Alnitak O9.7Ib 818 Lj 2,03 mag 25.000 K Mintaka O9.5II 916 Lj 2,21 mag 25.000 K Alnilam B0Iab 1342 Lj 1,65 mag 25.000 K HST Archiv Gürtelsterne & Orion-Nebel mit Amateurteleskop B Stern Max im UV A Stern Vega A0 9600 K 2,13 MS 455 Mio a A2 8400 K A7V 6900 K 1,73 MS <1 Mrd a F Stern G Stern Max im Visuellen K Stern Max im Visuellen Bahn-Periode: 80 a a Centauri A (G2V) + B (K1V) M3 Stern Max im IR M8 Stern Max im IR L Stern Max im IR M - L Zwerge IR Spektren von Zwerg-Sternen Braune Zwerge in Dunkelwolke Barnard 68 Optisch Infrarot Braune Zwerge im Orion Massen Braune Zwerge 13 – 80 Jupitermassen Spektralklassifikation Braune Zwerge M Zwerg Jupiter L Zwerg MethanT Zwerg IR Zwerg-Spektren: M, L, T ~ l-4 2500 K 1800 K 1400 K 1000 K Leuchtkraft Klassen Ia Hyperriesen Ia Ib Ib Überriesen II II Helle Riesen III Riesen III IV IV Unterzwerge V V Hauptreihen Sterne Weiße Zwerge Massen im HRD Hauptreihe: Eine Sequenz in der Masse Erklärung: die Sequenz des H-Brennens WZ: Sequenz in T mit Radius konst 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 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 Sirius B Orbit P = 50,1 Jahre Distanz = 8,4 Lj A: A0V Stern B: Weißer Zwerg Sirius A Sirius B Binärer Brauner Zwerg Massenbestimmung • 1. Visueller Doppelstern – Bahngeometrie Große Halbachse [Länge] m 2 a1 D a 1 D a 1 cos i a~1 ~ Massenver hältnis m1 a 2 D a 2 D a 2 cos i a 2 – Kepler 3: 4p 2 a 3 4p 2a 3 3 m1 m2 D 2 2 GP GP 3 2 ~3 4p a D 2 GP cos i große Halbachse [Winkel] – Bestimmung des Abstands D aus Parallaxe Spectroscopic Binary 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 Massen-Funktion Ersetze v1 und v2 durch beobachtete Größen Summe der Massen, falls Inklination i bekannt. Insbesondere falls Inklination nahe 90 Grad. Massen Schwarzer Löcher • 1 Spektroskopischer Doppelstern – Wenn nur eine Komponente beobachtbar m1 v2 v1 m2 P (v ) m1 1 m1 m 2 2p G sin i m 2 max 3 1, rad 3 – oder: 3 m 23 P 3 max 3 sin i ( v 1, rad ) 2 ( m1 m 2 ) 2p G Massenfunktion Observablen 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. Schwarzes Loch LMC X-3 • LMC-X3 i 90 75 60 45 30 0 m2 8,1 8,6 10,2 14,5 28,5 - m 23 2 .3 ( m 2 7 ) 2 sin i (in Sonnenmass en) MSL > 8,1 M⊙, aber unsichtbar regulärer Stern wäre nicht zu übersehen zu massereich für einen Weissen Zwerg (MWD < 1.4 M⊙) (siehe Kapitel 6) zu massereich für einen Neutronenstern (MN* < 2,2 M⊙) (siehe Kapitel 6) LMC X-3 Schwarzes Loch ! BedeckungsVeränderliche Masse-Leuchtkraft Beziehung (nur Hauptreihensterne) Eddington Grenze: L = 33.000 x (M/MSun) Verstehen wir Sterne ? Masse-Radius Beziehung Chabrier et al. 2008 Polytrope: P ~ r1+1/n Entartung: T < TF = 3x105 K (r/µe)2/3 Jupiterartige EXO-Planeten Braune Zwerge partiell entartet 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.
