Rotation der Großen Magellanschen Wolke. Dies ist kein Foto, sondern ein Plot von Gaia-Positions- und Helligkeits-Messungen. Die Farbe wurde aus den BP- und RP-Photometer-Messungen rekonstruiert und die Eigenbewegung der Sterne ist als feine Textur überlagert. Bild: ESA, Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC); P. McMillan, Lund Observatory, Sweden; A. Moitinho / A. F. Silva / M. Barros / C. Barata, University of Lisbon, Portugal; H. Savietto, Fork Research, Portugal, CC BY-SA 3.0 IGO.

Gaia Data Release 1 (DR1)

Am 14. September 2016, nach 14 Monaten Beobachtungszeit zwischen 25. Juli 2014 und 16. September 2015, wurde der erste Katalog oder “data release” von Gaia (DR1) veröffentlicht. Er enthielt die Positionen von 1,1 Milliarden Sternen, jedoch die Entfernungen (Parallaxen) und Eigenbewegungen von gerade einmal 2 Millionen Sternen, und zwar auf der Basis der HIPPARCOS-Kataloge (Hipparcos und Tycho 2), die vor 25 Jahren erstellt worden waren, denn Gaias eigene Messungen der Sternbewegungen waren noch zu unvollständig. Aufgrund der Positionsänderungen der in den älteren Katalogen enthaltenen Sterne gegenüber den neuen Gaia-Positionen konnte jedoch auf die Eigenbewegungen und Parallaxen (die voneinander getrennt werden müssen) geschlossen werden. Das Datenmodell erhielt den Namen TGAS (Tycho-Gaia Astrometric Solution). Schon aus diesen Daten zog man interessante Schlüsse, z.B. über die Bewegung der Sterne in Sonnennähe. Auch zwei neue Sternhaufen wurden entdeckt.

Gaia 1 Sternhaufen links von Sirius. Aufnahme des Infratrot-Weltraumteleskops WISE. Bild: Sergey Koposov; NASA/JPL; D. Lang, 2014; A.M. Meisner et al. 2017

Neuentdeckter Sternhaufen Gaia 1 (links vom hellen Sirius). Aufnahme des Infratrot-Weltraumteleskops WISE. Bild: Sergey Koposov; NASA/JPL; D. Lang, 2014; A.M. Meisner et al. 2017

Gaia maß darüber hinaus die Position von ca. 2200 Quasaren. Quasare sind die Kerne ferner, junger Galaxien, wo das zentrale supermassereiche Schwarze Loch gerade extreme Materiemengen verschlingt und diese zum Leuchten bringt. Wir können solche Objekte über Milliarden Lichtjahre Entfernung hinweg sehen und sie erscheinen dann punktförmig wie Sterne, sind aber an ihren Rotverschiebungen und den hellen Emissionslinien (statt dunklen Absorptionslinien) leicht als Quasare erkennbar. Gaia hat viele von ihnen als Beifang gemessen. Da sie so weit entfernt sind, zeigen sie keinerlei Eigenbewegung am Himmel und können so eine feste Referenz für Sternpositionen bilden, die früher auf möglichst fernen Sternen der Milchstraße beruhten. Radioastronomisch ist ein Katalog solcher Quellen (IRCF) als Referenz schon seit 1998 etabliert. DR1 lieferte neue Objekte, mit denen Lücken gefüllt werden können, so dass man mehr Referenzpunkt in der Nähe von Objekten erhält, an denen man Positionsmessungen ausführen will (z.B. für einen neu entdeckten Asteroiden, was dann die Berechnung der Bahn und etwa die Abschätzung des Kollisionsrisikos mit der Erde verbessert).

Schließlich enthält DR1 die Perioden von rund 3200 veränderlichen Sternen, die als Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung verwendet werden können (Cepheiden und RR-Lyrae-Sterne). Die Methode beruht darauf, dass solche Sterne in Abhängigkeit von ihrer Leuchtkraft eine bestimmte Lichtwechsel-Periode zeigen, d.h. man kann aus der Lichtkurve auf ihre Leuchtkraft rückschließen. Mit der scheinbaren Helligkeit ergibt sich somit ihre Entfernung, und so kann die Entfernung von Objekten wie Sternhaufen oder Galaxien, die solche Sterne enthalten, gemessen werden, die zu weit entfernt sind, um die Parallaxe zu messen. Dazu muss man jedoch zunächst die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung kalibrieren, und dies erfordert, dass man die Leuchtkraft naher Veränderlicher aus ihrer bekannten Entfernung und scheinbaren Helligkeit erschließt. DR1 lieferte zwar kaum Entfernungen, aber rund 3200 Kandidaten, unter denen potenzielle Kalibriersterne für die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung sein sollten, deren Entfernung in späteren Releases enthalten sein würde.

 

Gaia Data Release 2 (DR 2)

Und nun kommt DR2! Am 25. April 2018 veröffentlicht enthält DR2 zunächst Örter für knapp 1,7 Milliarden Sterne (genau sind es 1.692.919.135), knapp 55% mehr als DR1. Aber vor allem enthält DR2 nun Parallaxen, also Entfernungen, und Eigenbewegungen für 1,332 Milliarden Sterne zwischen 3. und 21. Größenklasse – 666mal so viele wie DR1. Die Genauigkeit der Parallaxen beträgt 0,04 mas (milli arc seconds, tausendstel Bogensekunden) für Sterne heller als 15m, während bei schwachen Sternen von 20m noch 0,7 mas erreicht werden. Für alle 1,7 Milliarden Sterne wurden die G-Band-Helligkeiten gemessen (also die Helligkeit über Gaias breites Empfindlichkeitsband von 330-1000 nm in den Astrometriefeldern), für 1,38 Milliarden zusätzlich die Helligkeit in den roten und blauen Bändern (BP- und RP-Photometer). Für mehr als 7 Millionen Objekte konnte mit dem RVS die Radialgeschwindigkeit ermittelt werden und damit in Kombination mit der Messung der Eigenbewegung die wahre Bewegung durch den Raum. Für 161 Millionen Sterne wurde die Temperatur (Spektralklasse) gemessen, für 88 Millionen die Extinktion durch Staub und für 77 Millionen Leuchtkraft und Radius bestimmt – von diesen 77 Millionen Sternen kennt man also alle wichtigen Zustandsgrößen.

Die 2200 DR1-Referenzquasare für das IRCF erweiterte DR2 mal eben auf 557000, was das Netz der Referenzpunkte zur Positionsmessung nun extrem dicht macht. Und gegenüber 3200 veränderlichen Sternen in DR1 listet DR2 nun fast 551000. Man kann sich gar nicht ausmalen, was dies alles für die Astronomie bedeutet.

 

Bedeutung für die Astronomie

Ich versuche es trotzdem… Entfernung ist in der Astronomie ALLES.

Wir kennen die Masse der Erde und der Sonne, weil uns das Gravitationsgesetz bei bekannter großer Halbachse der Umlaufbahn (das ist die Hälfte des langen Durchmessers der Bahnellipse) und der Umlaufzeit die Massensumme der Zentralmasse und der um sie kreisenden Masse liefert. Kennt man auch die individuelle Bahnkurve/Halbachse eines der Körper um den gemeinsamen Schwerpunkt (Baryzentrum), so kann man auch die Einzelmassen erschließen – so funktioniert das bei der Massenbestimmung von Exoplaneten anhand des beobachteten “Wackelns” des Sterns durch den oder die Planeten. Ohne Entfernung fehlt jedoch der absolute Maßstab zur Bestimmung der Bahnhalbachse und somit auch der Masse – das gilt sowohl im Sonnensystem, als auch bei den Exoplaneten. Deshalb war es so wichtig, dass im 17. und 18. Jahrhundert die Entfernungen zu Mars und Venus durch Triangulation bestimmt werden konnten – kennt man eine Entfernung im Sonnensystem, dann folgen über die Keplerschen Gesetze alle anderen aus den Umlaufzeiten. Und mit der Kenntnis der astronomischen Einheit (AE), also des Abstands Erde-Sonne, eröffnete sich erstmals die Möglichkeit, die Entfernung der Fixsterne und darauf aufbauend letztlich des gesamten sichtbaren Universums zu messen. Auch Gaia nutzt dieses Wissen. Mit einer astronomischen Einheit, die wir dank Radar-Entfernungsmessungen der Venus auf den Meter genau kennen.

Prinzip der Entfernungsmessung per Parallaxe. Ein naher Stern verschiebt sich vor weiter entfernten Stern umso mehr, je näher er ist. Beträgt der Parallaxenwinkel p Bogensekunden (üblicherweise π) , so ist die Entfernung 1/p parsec (auch: pc). Bild:Wikimedia Commons, gemeinfrei.

Prinzip der Entfernungsmessung per Parallaxe. Ein naher Stern verschiebt sich vor weiter entfernten Stern umso mehr, je näher er ist. Für kleine Winkel ist die Entfernung annähernd umgekehrt proportional zum Winkel, Sinus und Tangens kann man sich sparen. Beträgt der Parallaxenwinkel p Bogensekunden (üblicherweise ϖ) , so ist die Entfernung 1/p Parsec (auch: pc). Bild: Wikimedia Commons, gemeinfrei.

Erdgebundene Parallaxenmessungen waren stets schwierig. Das von der Luftunruhe verursachte Verschwimmen der Sterne (im Fachjargon Seeing genannt) sorgte bis zur Entwicklung der adaptiven Optik Ende der 1980er Jahre dafür, dass man von der Erde aus auch mit großen Teleskopen Sterne kaum besser als auf eine Bogensekunde (1″) auflösen konnte, was bei ruhiger Luft bereits ein Amateurteleskop mit 15 cm Öffnung schafft. Die Entfernung eines Sterns mit einer Parallaxe von ϖ” beträgt 1/ϖ Parsec (pc) – so ist das Parsec (“Parallaxensekunde”) definiert; die unter Astronomen gebräuchlichste Entfernungseinheit, weil sie direkt aus einer Messung abgeleitet werden kann (ϖ ist die byzantinische Schreibweise des kleinen Buchstaben Pi und wird von den Profis üblicherweise verwendet, wohl um eine Verwechslung mit der Kreiszahl π zu vermeiden). Aber selbst der nächste Stern, Proxima Centauri, ist mit 4,2 Lichtjahren mehr als 1 pc (3,26 Lichtjahre) entfernt, er bewegt sich also um gerade einmal knapp 2″, wenn die Erde von der einen Seite ihrer Bahn ein halbes Jahr später zum gegenüber liegenden Ort gewechselt ist (ca. 2 AE Basislänge). Durch Fotografie und mehrfache Positionsmessungen konnte man die Genauigkeit auf bis zu 0,1″-0,03″ verbessern. Damit konnte man also ca. 100 Lichtjahre entfernte Sterne messen. Mit großem Fehler. Größere Entfernungen ließen sich nur erschließen, wenn man anhand der nahen, direkt (oder indirekt: Sternstromparallaxe) triangulierbaren Sterne etwas über die Eigenschaften der Sterne gelernt hatte, etwa, wie die Leuchtkraft von der Spektralklasse abhängt.

Die Entfernung der Fixsterne ist aber essentiell für fast alles, was wir über sie wissen. Um den Energieausstoß zu bestimmen, brauchen wir die Leuchtkraft, also die absolute bolometrische Helligkeit. Aus der Leuchtkraft und der Temperatur (Farbe) folgt über das Stefan-Boltzmann-Gesetz die Fläche und damit der Radius eines Sterns. Hat man ein Paar von Sternen (Doppelstern), so kann man aus dem Umlauf bei bekanntem Abstand auf die Masse der Sterne schließen. Aus Masse und Radius kann wiederum auf die Dichte geschlossen werden und man kann modellieren, wie der Stern innen aufgebaut ist und welche Kernreaktionen in ihm ablaufen.Auch seine Lebenserwartung lässt sich so abschätzen. Kennt man für hinreichend viele Sterne verschiedener Spektral- und Leuchtkraftklassen ihre grundlegenden Eigenschaften, dann kann man für Sterne der gleichen Spektral-/Leuchtkraftklasse deren Leuchtkraft (und damit eine angenäherte Entfernung für Sterne jenseits der Parallaxenreichweite), Durchmesser oder Massen abschätzen, was es wiederum erst möglich macht, Exoplaneten zu charakterisieren. Denn wie lange ein Transit eines Planeten dauert und wie stark er durch den Transit an Helligkeit verliert, hängt natürlich von seiner Fläche ab. Und wie massiv und dicht ein Planet ist, der seinen Stern mit einer gewissen Geschwindigkeitsamplitude hin und her rüttelt, kann nur aus der bekannten Masse des Sterns gefolgert werden.

Henrietta Swan Leavitt entdeckte 1912, dass die Helligkeit der δ-Cephei-Veränderlichen (deren Prototyp der unglücklicherweise fast 900 Lichtjahre entfernte Stern δ im Kepheus ist) mit ihrer Pulsationsdauer verknüpft ist. Sie wies das an Cepheiden in der Großen Magellanschen Wolke nach, einer Satellitengalaxie der Milchstraße deren Entfernung unbekannt war, aber immerhin waren die Cepheiden dort alle fast gleich weit entfernt und konnten direkt verglichen werden. 1913 konnte Ejnar Hertzsprung dann die Entfernung einiger näherer Cepheiden bestimmen und so die Beziehung zwischen Periode und scheinbarer Helligkeit zu einer zwischen Periode und Leuchtkraft machen. Damit kannte man sofort die Entfernung der Großen Magellanschen Wolke und die Entfernung der Andromeda-Galaxie konnte mit 900.000 Lichtjahren erstmals abgeschätzt werden. Man konnte sogar die Entfernungen von Galaxien bis zu 10 Millionen Lichtjahren mit den hellen Cepheiden messen und so gelang der Nachweis, dass sich das Weltall ausdehnt. Die Werte für die Hubble-Konstante waren jedoch lange um einen Faktor 2 unsicher – irgendwo zwischen 50 und 100 km/s/Mpc musste der Wert liegen (noch bis Anfang der 1990er wusste man es nicht besser). Leider waren im Radius der vom Erdboden aus messbaren Fixsternparallaxen nur wenige Cepheiden, und so bemerkte man erst in den 1950ern dass es zwei Grundtypen von Cepheiden gibt, die sich bei gleicher Periodendauer um 1,6 Größenklassen unterscheiden, woraufhin sich die mit Cepheiden bestimmten Entfernungen schlagartig auf mehr als das Doppelte vergrößerten.

Perioden-Leuchtkraftbeziehung der Cepheiden-Sterne. Bild: NASA/JPL-Caltech.

Perioden-Leuchtkraftbeziehung der Cepheiden-Sterne. Bild: NASA/JPL-Caltech.

Erst das Hubble-Weltraumteleskop und HIPPARCOS ermöglichten es, die Cepheidenmethode besser zu kalibrieren und an die nächste Standardkerze anzukoppeln, Supernovae vom Typ Ia, die alle ähnlich hell sind und anhand ihrer Lichtkurve und des Fehlens von Wasserstoff- und Heliumlinien im Spektrum leicht erkennbar sind. HIPPARCOS lieferte durch seine größere Reichweite genauere Parallaxen (10% Genauigkeit in 100 pc Entfernung) von mehr Cepheiden, und Hubble fand Cepheiden in Galaxien, in denen gerade eine Supernova vom Typ Ia explodierte, was seltener als einmal pro Jahrhundert in einer Galaxie wie der Milchstraße passiert, aber wenn man hinreichend viele Galaxien im Blick hat, schon nach viel kürzerer Zeit in irgendeiner von ihnen zu erwarten ist. Mit der Supernova-Methode konnte man die Hubble-Konstante auf 74,2±3,6 km/s/Mpc bestimmt werden und man entdeckte in den 1990ern, dass sich die Expansion des Weltalls beschleunigt. Erstmals folgte aus der Expansion ein Weltalter, das mit dem Alter der ältesten Kugelsternhaufen vereinbar war. Deren Alter kann man daran ermitteln, Sterne welcher Masse bereits die Hauptreihe des Wasserstoffbrennens verlassen haben und zu Riesen geworden sind. Kennt man die Verweildauer auf der Hauptreihe für jede Sternenmasse, dann kann man den “Turn-Off-Point” im Farb-Helligkeits-Diagramm mit einem Alter identifizieren. Wie oben bereits erwähnt beruht die Kenntnis über die Sternentwicklung wiederum auf der Entfernung der Fixsterne.

 

Kombination der Farb-Helligkeits-Diagramme von 15 Kugelsternhaufen, gefärbt nach dem relativen Gehalt an Eisen (mehr = älter). Bild: ESA/Gaia/DPAC/Babusiaux, C., van Leeuwen, F., Barstow, M.A.et al.

Kombination der Farb-Helligkeits-Diagramme von 15 Kugelsternhaufen, gefärbt nach dem relativen Gehalt an Eisen (mehr = älter). Bild: ESA/Gaia/DPAC/Babusiaux, C., van Leeuwen, F., Barstow, M.A.et al.; public release/allowed for educational purposes.

Und nun Gaia DR2 – die unmittelbare Entfernung von Sternen bis zu zehntausend pc Entfernung (10% Messfehler). Ein halbe Million Cepheiden zur Kalibrierung. Musste man früher mühsam Stern für Stern auf Spektral-/Leuchtkraftklasse und Helligkeit vermessen, um ein Farb-Helligkeits-Diagramm eines Sternhaufens zu erstellen, so liefert Gaias Datenbank mit einem Datenbank-Befehl in der Abfragesprache ADQL eine Datei mit allen nötigen Kenngrößen in maschinenlesbarem Format, so dass ein kleines Programm auf Knopfdruck ein Farb-Helligkeitsdiagramm daraus zaubert. Dies ermöglicht eine genauere Kalibrierung der Altersbestimmung von Sternhaufen, da auch andere Größen als die Masse (vor allem der Metallgehalt der Sterne) eine gewisse Rolle spielt oder etwa in Kombination mit der Eigenbewegung die Bestimmung des Alters von Sternströmen, die auf von der Milchstraße verschluckte Zwerggalaxien zurückgehen (eine solche mit der Kollision von Gaswolken beider Galaxien einher gehende Interaktion führt üblicherweise zur Entstehung neuer Sterne, anhand derer man dann auf den Zeitpunkt der Kollision rückschließen kann).

Es gelang sogar, die Eigenbewegung von 75 Kugelsternhaufen der Milchstraße zu messen, was die Massenbestimmung der Milchstraße verbessert und die Bahnen dieser Objekte um das Milchstraßenzentrum besser charakterisieren lässt.

Das alles nur, weil man Entfernungen von Sternen kennt.

 

Das Gaia-Archiv

Die Gaia-Datenbank mit den DR1- und DR2-Daten ist dabei für jeden frei zugänglich. Wer sich daran versuchen will, findet sie hier. Niemand kann sie komplett ausdrucken, schon die Hipparcos-Daten (300 MB) benötigten in gedruckter Form einen Ordnerstapel von ca. 1 m Breite – bei Gaia (554 GB) wären es fast 2 km! Aber man kann mit ADQL gezielt nach Eigenschaften von Objekten suchen (sei es Position, Helligkeit, Farbe oder eine Kombination von allem). Damit steht es jedem frei, diesen einzigartigen Schatz zu nutzen, der unser Wissen über das gesamte Universum revolutionieren wird.

Im kommenden Artikel dieser Reihe werden wir uns einige ansehen, welche Schlüsse die Profis schon aus den Daten gezogen haben.

Kommentare (35)

  1. #1 tomtoo
    12. Mai 2018

    Ist schon schräg bedenkt man wieviele Astronomen ihr Herzblut über Jahrhunderte in die Erstellung von Katalogen gesteckt haben. Und so ein pobeliger Satellit, erweitert das Wissen exponentiell.

  2. #2 Alderamin
    12. Mai 2018

    Aber ohne diese Leute hätten wir bisher nichts über das Universum gewusst und die Sterne wären womöglich immer noch kleine Löcher in der Himmelssphäre, durch die das Feuer dahinter scheint. Ich denke, Hipparch, Ptolemäus, Tycho Brahe, Johann Bayer, de Lacaille und Argelander wären mächtig stolz auf ihren Nachfolger, hätten sie ihn noch erlebt.

  3. #3 tomtoo
    12. Mai 2018

    @Alderamin
    Denke ich auch. Es ist halt faszinierend welch enormen Fortschritt es in 100 Jahren in dem Bereich gab.

  4. #4 Karl Mistelberger
    12. Mai 2018

    Die Astronomen stehen heute auf Schultern von Riesen:

    Really good ideas and strokes of genius are often manifest in the right questions being asked: How small can information be encoded? How can information be written? How can information it be read? All of these important “Hows” were asked by Feynman in a time when computers had to be put in large rooms and when the impending space race was forcing engineers to do some serious strategic thinking in making technology small enough to be lifted by rockets into space to function as serious tools in scientific exploration and defence.

    http://muonray.blogspot.co.at/2012/12/richard-feynman-theres-plenty-of-room.html

  5. #5 Alderamin
    12. Mai 2018

    …der gestern 100 Jahre alt geworden wäre.

  6. #6 tomtoo
    13. Mai 2018

    100 Jahre Feynmann, hat ja was, mit der Einsicht im kleinen gibt es noch viel Raum, wurde auch die möglichkeit den großen Raum zu verstehen erweitert.

  7. #7 pane
    13. Mai 2018

    Ich habe nicht verstanden, wie die Radialgeschwindigkeit gemessen wird. Mit der Dopplerverschiebung, das ist klar. Aber wie wird die gemessen? Dazu braucht es ein Spektrum. Auch das wird in Gaia auch gemacht. Aber da gibt es ein Feld, auf das das Spektrum abgebildet wird.

    Aber das ist doch recht grob. Um die Dopplerverschiebung zu messen, braucht es doch die exakte Frequenz der Spektrallinien?

  8. #8 Alderamin
    13. Mai 2018

    Das Spektrum ist nicht grob, sondern hat eine mittelhohe Auflösung von im Schnitt 11500 λ/Δλ, d.h. bei der mittleren Wellenlänge von 859 nm wird 0,075 nm aufgelöst. Das Spektrum umfasst 27 nm zwischen 845 nm und 874 nm, die auf 1296 Pixel auseinander gezogen werden (0,021 nm/px), so dass auf drei Pixel ungefähr eine Auflösungsbreite kommt. Einem Pixel Verschiebung würden etwa 8,7 km/s Dopplershift entsprechen, aber da die Pixel feiner als die Auflösung unterteilt sind, erreicht ein einzelner Durchlauf nur 26 km/s. Da man pro Stern aber im Mittel 40 Durchläufe über die Missionsdauer erzielt, werden in Kombination 15 km/s Messgenauigkeit erreicht. [Edit]: Durch Kombination verschiedener Linien und dreier CCDs in Scanrichtung wird eine Messgenauigkeit von 1-15 km/s je nach Sterntyp- und Helligkeit erreicht.[/Edit] Das ist natürlich im Vergleich zu modernen Echelle-Spektrographen nicht viel, aber die Aufgabe von Gaia ist es ja nicht, mit langen Belichtungszeiten in einem extrem auseinander gezogenen Spektrum eines Sterns, der mit einem Schlitz oder einer Glasfaser aus einem Sternfeld ausgefiltert wird, Planeten zu finden, sondern hunderte Millionen Radialgeschwindigkeiten und Grobklassifizierungen von Sternspektren vorzunehmen, indem viele Spektren gleichzeitig “on the fly” genommen werden. Man hat sich extrem viele Gedanken darüber gemacht, wie lang ein Spektrum sein darf, damit es nicht zu viele Überlappungen gibt, wie kurz, damit bei 4,4 s Belichtungszeit nicht zu viel Rauschen auftritt, welchen Spektralbereich man wählt, um möglichst viele Sterne zu erfassen usw. Ich habe ein wunderbares Papier gefunden (welches zu lesen ein wenig gedauert hat, daher die Verzögerung dieser Antwort), mit tollen Fotos des Sensors und Grafiken des RVS, das hätte eigentlich einen eigenen Artikel verdient. Darin werden die Anforderungen und angestellten Überlegungen erläutert.

    Was die Kalibrierung betrifft, es gibt keine Referenzlichtquelle, man kalibriert an Referenzsternen, deren Linien von irdischen Spektrographen genau bekannt sind. Wie man genau die absolute Lage einer Linie im Spektrum identifiziert, darüber habe ich direkt nichts gefunden, aber ich bin ziemlich sicher, dass dies letztlich über den Zeitunterschied zur Registrierung des Sterns in den Sky-Mapper-Feldern gemessen wird, denn diese Zeit ist Atomuhr-gesteuert exakt und liegt auch der Positionsmessung zugrunde, das kann Gaia ja am besten. Wenn also ein Stern zum Zeitpunkt x registriert wird, taucht eine bestimmte Wellenlänge seines Spektrums zum Zeitpunkt x+Δt im RVS auf (die Spektren sind in Scan-Richtung ausgedehnt). Damit kann man die absolute Lage einer Linie relativ zur Sternenposition messen bzw. an Referenzsternen vorher kalibrieren. Wenn man das über die Missionsdauer immer wieder macht, kann man auch mögliche Dejustierungen kompensieren.

  9. #9 UMa
    13. Mai 2018

    Die Messgenaugkeit bei der Radialgeschwindigkeit ist viel besser. Gemittelt über die Spektrallinien und Messungen werden für die Radialgeschwindigkeit ca. 150m/s Genauigkeit erreicht.
    Das ist natürlich nicht gegen HARPS mit 1m/s und weniger als einem Tausendstel der Verschiebung eines Pixels.

  10. #10 Alderamin
    13. Mai 2018

    In dem verlinkten Papier (26.04.2018) stehen die Zahlen drin, ich bin da aber etwas ob der Details verwirrt worden. Nach nochmaliger Lektüre steht da (Kapitel 11.5), dass für G-K-Sterne von V 15,8-16,5m die geforderte Messgenauigkeit von 15 km/s erreicht wird. Die Anforderung steht in Tabelle 1 auf Seite 5, dass K1IIMP-Sterne heller als 17m, G2V-Sterne heller als 16,5m und B1V-Sterne heller als 12m in einem Durchlauf auf 15 km/s genau zu vermessen seien; bei Sternen 3,5m heller (B1V: 5m) sollen es 1 km/s sein. Der systematische Fehler am Ende der Mission soll 300 m/s sein (ohne Angabe des Sterntyps). Also, 15 km/s für alles war falsch, aber 150 m/s werden es auch nicht werden.

  11. #11 pane
    13. Mai 2018

    Jedenfalls sind das doch sehr viele Daten. Ein Problem von Gaia ist doch, die ganzen Daten, die anfallen zur Erde zu bekommen. Die Downloadrate ist begrenzt und die Speicherfähigkeit auch.

    Selber interpretieren tut Gaia doch nicht, oder etwa doch? So wie ich es verstanden habe, sendet Gaia einfach nur die Messwerte. So etwas wie die Radialgeschwindigkeit eines Sterns muss dann auf der Erde interpretiert werden.

  12. #12 UMa
    13. Mai 2018

    Diese Genauigkeit gilt offenbar für die schwächsten Sterne. Oder für vielleicht Einzelmessungen. Hellere Sterne werden aber genauer gemessen.

    Aktuell aus dem Gaia DR2:
    CD-36°15693 = Lacaille 9352 RV =+8,173+-0,145 km/s
    61 Cygni A RV=-65,938+-0,136 km/s
    61 Cygni B RV=-64,425+-0,130 km/s

  13. #13 Alderamin
    13. Mai 2018

    Die Spektren können in voller Länge (also jeweils 1296 Pixel) übertragen werden (HR-Modus), oder jeweils 3 aufeinander folgende Pixel summiert (LR-Modus). Für Sterne geringer Helligkeit können 10 senkrecht zur Scan- und Spektrums-Richtung liegende Pixel zu einem ein Pixel zusammengezogen werden, ansonsten ist das Spektrum 10 Pixel hoch. Sterne heller als 7m werden in HR und voller Höhe (1296×10 Pixel) übertragen, Sterne zwischen 7m und 10m in HR und 1-Pixel-Höhe (1296×1) und Sterne schwächer als 10m in LR und 1 Pixel Höhe (432×1). Darüber hinaus gibt ja noch die im 1. Gaia-Artikel beschriebene Priorisierung: wo die Sterne sehr dicht stehen, werden niedrig priorisierte Daten auch schon einmal überschrieben, bevor sie gesendet werden.

    Die Auswertung der Spektren erfolgt am Boden.

  14. #14 tomtoo
    14. Mai 2018

    @Alderamin
    Und wo bekomme ich jetzt meine errechnete Draufsicht auf meine Heimatgalaxie her? Auch wenn es nur die halbe ist..sehen will.

  15. #15 Alderamin
    14. Mai 2018

    Hier gibt’s eine Animation, die von der Sonne aus startend DR1 und DR2 rauszoomt bis die ganze Milchstraße zu sehen ist, und den jeweils erfassten Bereich hervorhebt. Du wirst etwas enttäuscht sein, wie wenig das ist. Die 1,7 Milliarden Sterne von DR2 machen zwischen ein und zwei Prozent aller Sterne der Milchstraße aus, und das weitaus meiste ist von Staub verdeckt, der bei den von Gaia verwendeten Wellenlängen ziemlich dicht ist. Mit fernem Infrarot schaut man weiter bis zum Zentrum, mit Radiowellen kann man den Wasserstoff der ganzen Milchstraße bei 21 cm orten (umklappen des Elektronenspins).

  16. #16 Christian Berger
    14. Mai 2018

    Da ist wohl ein kleiner Fehler unterlaufen, denn da steht, dass niemand die Daten vollständig herunterladen kann. Scheinbar sind aber die Daten ganz einfach von deren Webserver herunterladbar. Die Datenmenge ist ja inzwischen technisch von jedem Heimcomputer beherrschbar.

  17. #17 Alderamin
    14. Mai 2018

    Geändert.

  18. #18 Captain E.
    14. Mai 2018

    Wie vor kurzem an anderer Stelle herausgearbeitet wurde, ist Wissenschaft zum Großteil “Bootstrapping”. Mit einfacheren Methoden und Instrumenten werden genauere entwickelt, und das setzt sich immer weiter so fort. Man irrt sich von einem Wissensstand zum nächsten, und zieht sich wie weiland Baron von Münchhausen am eigenen Schopf empor.

    Nach einer wissenschaftlichen allgemeingültigen Definition, was Wissenschaft ist, braucht man da tatsächlich nicht zu fragen. 😉

  19. #19 tomtoo
    14. Mai 2018

    @Alderami
    Vielen Dank! Nein ich bin absolut nicht enttäuscht. Meine Vorstellung wurde mal wieder geerdet. Hammer, ist selbst unsere Milchstrasse groß.

  20. #20 Karl Mistelberger
    14. Mai 2018

    > #18 Captain E., 14. Mai 2018
    > Man irrt sich von einem Wissensstand zum nächsten, und zieht sich wie weiland Baron von Münchhausen am eigenen Schopf empor.

    Versuch und Irrtum funktionieren zwar, ohne eine leistungsfähige Heuristik ist der Fortschritt aber so langsam, dass nichts dabei herauskommt.

    Im Land der Besserwisser ist nichts gut genug.

  21. #21 Captain E.
    15. Mai 2018

    “Nichts” ist in dem Zusammenhang ein großes Wort, aber natürlich war der wissenschaftliche Fortschritt über einen großen Bereich der Menschheitsgeschichte tatsächlich eher langsam. (Zumindest habe ich diesen Eindruck!) Die Wissenschaft hat, vor allem nach ihrer “offiziellen Erfindung”, erheblich an Geschwindigkeit zugelegt. “Heuristik” heißt also: Man irrt sich jetzt schneller – und präziser.

  22. #22 Karl Mistelberger
    15. Mai 2018

    > Man irrt sich jetzt schneller – und präziser.

    Nö.

    – Unbrauchbares wird gar nicht erst näher betrachtet

    – vermeintlich Brauchbares aber letztlich Falsches wird schneller aussortiert

    – für die Verifikation des Verbleibenden bleibt mehr Zeit

    – es kann mehr über Neues nachgedacht werden

  23. #23 neand
    Der Artikel gefällt mir
    15. Mai 2018

    Nein , ich hab ihn nicht gelesen , nur ein bischen gustiert,
    aber eines von den schönen Bildern hab ich mir kopiert !

  24. #24 Captain E.
    15. Mai 2018

    @Karl Mistelberger:

    Was soll das “Nö”, wenn du eigentlich doch nur dasselbe meinst wie ich?

  25. […] vor fünf Jahren gestartete Weltraumteleskop hat nun einen großen Teil seiner Mission erfüllt und genau Daten von mehr als einer Milliarde Sterne geliefert. Damit ist GAIA nicht nur dabei, eine waschechte Revolution in allen Gebieten der Astronomie […]

  26. #26 Karl Mistelberger
    17. Mai 2018

    > #8 Alderamin, 13. Mai 2018
    > Das Spektrum ist nicht grob, sondern hat eine mittelhohe Auflösung von im Schnitt 11500 λ/Δλ, d.h. bei der mittleren Wellenlänge von 859 nm wird 0,075 nm aufgelöst. Das Spektrum umfasst 27 nm zwischen 845 nm und 874 nm, die auf 1296 Pixel auseinander gezogen werden (0,021 nm/px), so dass auf drei Pixel ungefähr eine Auflösungsbreite kommt. Einem Pixel Verschiebung würden etwa 8,7 km/s Dopplershift entsprechen, aber da die Pixel feiner als die Auflösung unterteilt sind, erreicht ein einzelner Durchlauf nur 26 km/s. Da man pro Stern aber im Mittel 40 Durchläufe über die Missionsdauer erzielt, werden in Kombination 15 km/s Messgenauigkeit erreicht. [Edit]: Durch Kombination verschiedener Linien und dreier CCDs in Scanrichtung wird eine Messgenauigkeit von 1-15 km/s je nach Sterntyp- und Helligkeit erreicht.[/Edit] Das ist natürlich im Vergleich zu modernen Echelle-Spektrographen nicht viel …

    Ich hinke etwas hinterher und lese gerade in SuW vom März über HARPS:

    Im August 2016 berichteten die Me­dien über die spektakuläre Entdeckung eines erdgroßen Planeten bei dem uns nächsten, nur 4,2 Lichtjahre entfernten Stern Proxima Centauri. Dieser Erfolg war das Ergebnis einer konzentrierten Messkampagne, die in 54 Nächten von Januar bis März 2016 am 3,6-Meter-Teleskop der Europäischen Südsternwarte (ESO) auf La Silla in Chile stattfand. Mit Hilfe des Präzisionsspektrografen HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) konnten die Astronomen den Exoplaneten endgültig dingfest machen.

    Frei zugänglich: The instrument detects movements as small as 3.5 km/hr (2.1 mph), a slow walking pace, the observatory said: 32 planets discovered outside solar system

  27. #27 Karl Mistelberger
    17. Mai 2018

    > #24 Captain E., 15. Mai 2018
    > Was soll das “Nö”, wenn du eigentlich doch nur dasselbe meinst wie ich?

    Wie kann ich wissen, was du nicht sagst, aber meinst?

  28. #28 Alderamin
    17. Mai 2018

    Ja, HARPS ist genau so ein Echelle-Spektrograph mit einer Auflösung von RS = Δλ/λ = 120000. Natürlich kann man damit auch optimal lange belichten und hat ein sehr langes Spektrum mit vielen Linien, die man alle auswerten kann.

  29. […] Die Messung der Sternenparallaxe […]

  30. […] an das Sonnensystem, wie sie in einer anderen Arbeit [5] darlegen. Dabei suchten sie nur unter den 7,2 Millionen der insgesamt 1,7 Milliarden DR2-Sterne, für die alle Positions- und Bewegungswerte (insbesondere die Radialgeschwindigkeit aus dem […]

  31. […] haben die Sache mit der Annäherung nochmal neu berechnet und bestätigt. Dabei haben sie die Daten der GAIA-Mission berückichtigt, die viel besser und genauer die Bewegung der Sterne unserer Milchstraße vermessen hat als je […]

  32. #32 Braunschweiger
    4. Juli 2018

    Der 150. Geburtstag von Henrietta S. Leavitt sollte heute am 4. Juli 2018 unbedingt erwähnt werden. Der Deutschlandfunk hat in seiner Jahrestag-Rubrik an sie erinnert und einen kleinen Artikel dazu verfasst. Sie wird hier im Abschnitt “Bedeutung für die Astronomie” völlig zu recht erwähnt.

    H.S. Leavitt hat uns mit der Perioden-Helligkeits-Entfernungs-Beziehung eines der Maßbänder zur Entfernungsmessung in der Astronomie gegeben, so heißt es beim DLF (und zB. in der Wikipedia). Leider ist sie relativ früh an Krebs verstorben. Sie hätte den Nobelpreis bekommen können und sollte Jahre zu spät vorgeschlagen werden, bis der zuständige Wissenschaftler dann von ihrem Tod erfuhr.

    Das Leavitt-Gesetz für den von ihr gefundenen Zusammenhang wird aber bestimmt lange so bekannt und benannt sein.

  33. #33 Karl Mistelberger
    28. Juli 2018

    > #28 Alderamin, 17. Mai 2018
    > Ja, HARPS ist genau so ein Echelle-Spektrograph mit einer Auflösung von RS = Δλ/λ = 120000. Natürlich kann man damit auch optimal lange belichten und hat ein sehr langes Spektrum mit vielen Linien, die man alle auswerten kann.

    Mehr Instrumente: GRAVITY, SINFONI, NACO

    “Beobachtungen mit dem Very Large Telescope der ESO haben zum ersten Mal die von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie vorhergesagten Auswirkungen auf die Bewegung eines Sterns zeigen können, der das extreme Gravitationsfeld in der Nähe des supermassereichen Schwarzen Lochs in der Mitte der Milchstraße durchwandert. Dieses lang ersehnte Ergebnis ist der Höhepunkt einer 26-jährigen Beobachtungskampagne mit den Teleskopen der ESO in Chile.”

    https://www.eso.org/public/germany/news/eso1825/

    Die Bahn von S2 würde auf den Mond projiziert die handlichen Dimensionen eines Stadions besitzen. S2 rückt in der Nähe des Schwarzen Lochs täglich einige Zentimeter weiter.

  34. […] Wolken Berühmtheit, weil Henrietta Swan Leavitt in ihnen Cepheiden fand und 1912 ihre Perioden-Leuchtkraft-Beziehung entdeckte, die bis heute unser zuverlässigster Zollstock zur Entfernungsmessung zwischen einigen […]

  35. […] Wolken Berühmtheit, weil Henrietta Swan Leavitt in ihnen Cepheiden fand und 1912 ihre Perioden-Leuchtkraft-Beziehung entdeckte, die bis heute unser zuverlässigster Zollstock zur Entfernungsmessung zwischen einigen […]