Kinematik Weißer Zwerge Und Heißer, Unterleuchtkräftiger Sterne
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Kinematik Weißer Zwerge und heißer, unterleuchtkräftiger Sterne Diplomarbeit vorgelegt von Roland Bernhard Josef Richter Dr. Remeis-Sternwarte Bamberg Astronomisches Institut der Universität Erlangen-Nürnberg Sternwartstraße 7, 96049 Bamberg Betreuer: Prof. Dr. U. Heber 27. Oktober 2006 Inhaltsverzeichnis 5.5.2 Klassifikation 0 Einleitung 5.5.3 Das Alter der DB Weißen Zwerge 1 Die Messobjekte dieser Arbeit 5.6 DA Weiße Zwerge, die nicht im SPY 1.1 Die Weißen Zwerge Katalog waren. 1.2 Die unterleuchtkräftigen Sterne 5.7 Verhältnis zwischen DB und DA Weißen 1.3 Die Milchstraße, unsere Galaxie Zwergen 1.4 Die Rotation der Milchstraße 5.8 Ist WD0255-705 aus der dünnen Scheibe 2 Populationen der Sterne ausgetreten? 2.1 Das galaktische Koordinatensystem 5.9 Vergleich meiner Arbeit mit Paulis 2.2 Daten zu den Populationen Weißen Zwergen (nur DA) 3 Kinematische Kriterien zur Klassifikation 5.10 Statistik aller DA Weißen Zwerge 3.1 Kalibrierung nach Pauli 5.11 Vergleich mit theoretischen Halo-Dichten 3.2 Galaktische Orbits 6 Heiße unterleuchtkräftige Sterne 3.3 Geschwindigkeitsdiagramme von (subdwarfs (sd)) galaktischen Orbits 6.1 Auswahl der unterleuchtkräftigen Sterne 3.3.1 V-U Diagramm 6.2 Unterschiede zu Weißen Zwergen in der 3.3.2 Toomre Diagramm Kinematik 3.4 e-J z Diagramm 6.3 Ergebnisse der kinematischen 3.5 Gesamtklassifikation Untersuchung der unterleuchtkräftigen 4 Physikalische Eigenschaften und ihre Sterne Bestimmung 6.3.1 Die Position der sdB Sterne in der 4.1 Radialgeschwindigkeit Milchstraße 4.2 Temperatur und Schwerebeschleunigung 6.3.2 Das VU-Diagramm der an der Oberfläche unterleuchtkräftigen Sterne 4.3 Masse und chemischer Aufbau 6.3.3 Das e-J z Diagramm der 4.4 Entfernung unterleuchtkräftigen Sterne 4.4.1 Extinktion durch den interstellaren Staub 6.3.4 Klassifikation der unterleuchtkräftigen in der Milchstraßenebene Sterne 4.4.2 Glücklich der Besitzer einer 6.3.4.1 Klassifikation der sdB trigonometrischen Parallaxe 6.3.4.2 Klassifikation der sdO 4.5 Eigenbewegungen 6.3.4.3 Klassifikation der He-sdB und He-sdO 5 Kinematik der Weiße Zwerge 6.3.5 Statistik der unterleuchtkräftigen Sterne 5.1 Die Datenquellen für die Weißen Zwerge 6.3.5.1 Statistik der sdB 5.2 Ergebnisse der DA Weißen Zwerge 6.3.6 Statistik der sdO und He-sdO 5.2.1 Die Positionen der DA Programmsterne in 7 Zusammenfassung und Ausblick der Milchstraße 7.1 Grenzen der Anwendbarkeit der 5.2.2 Das VU-Diagramm der DA Weißen kinematischen Tests Zwerge 7.2 SPY Bearbeitungsstand α 5.2.3 Das e-J z Diagramm der DA Weißen ) Bedeutung der Katalognamen Zwerge A) Typische SPY Spektren 5.2.4 Klassifikation A1) unterleuchtkräftige Sterne 5.2.5 Alternative Messungen A2) Weiße Zwerge 5.2.6 Zusammenfassung der kinematischen B) Daten der DA Weißen Zwerge Messergebnisse B1) Alle Eingabedaten 5.2.7 Das Alter der DA Weißen Zwerge B2) Weitere Daten aus der Spektroskopie 5.2.8 Massenverteilung der DA Sterne B3) Die komplette Klassifikation 5.3 Weiße Zwerge vom Typ DB C) Daten der DB und DBA Weißen Zwerge 5.3.1 Messung der Radialgeschwindigkeit der C1) Alle Eingabedaten DB Sterne C2) Weitere Daten aus der Spektroskopie 5.3.2 Das DB+dM System HE0429-1651 C3) Die komplette Klassifikation 5.3.3 Messung des ³He Gehaltes im DB Stern D) Daten der unterleuchtkräftigen Sterne 5.3.4 Messung der Radialgeschwindigkeit von D1) Alle Eingabedaten DB Sternen mit synthetischen Spektren D2) Weitere Daten aus der Spektroskopie 5.4 Ergebnisse der Weißen Zwerge vom Typ D3) Die komplette Klassifikation der DB und DBA unterleuchtkräftigen Sterne 5.5 Das VU-Diagramm der DB und DBA E) Kataloge der Eigenbewegungen Weißen Zwerge F) Literaturverzeichnis 5.5.1 Das e-J z Diagramm der DB und DBA G) Erklärung Weißen Zwerge 2 0 Einleitung Die Kinematik Weißer Zwerge zu untersuchen besteht doch einfach nur darin zuzusehen wie sich diese Objekte am Himmel bewegen. Was könnte daran interessant sein? Nun, das Ziel der kinematischen Untersuchung liegt darin, mehr über die Beschaffenheit unserer Galaxie zu erfahren. Begonnen hat alles schon vor langer Zeit mit Galilei, der mit seinen ersten Teleskopen um 1610 herum erkannte, dass das milchige Band am Himmel ebenfalls aus einzelnen Lichtpunkten, also aus Sternen, zusammengesetzt war. Die Galaxie war erkannt. Um 1750 erkannte Kant die Milchstraße als Sternscheibe. Als Bessel 1838 die erste Parallaxenmessung an 61Cygni gelang, war der Weg frei die Sterne mit Sonnen zu identifizieren. Als dann noch erkannte wurde, dass das Sonnensystem selbst in Mitten der Milchstraße liegt, wurde vermutet, dass das Universum nur aus unserer Galaxie und einigen Nebeln bestehen würde. Es wurde davon ausgegangen, dass das Universum/die Galaxie in regelmäßigen Abständen mit Sternen besetzt sei. Als in den Zwanziger Jahren des letzten Jahrhunderts in den Nebeln schließlich weitere Galaxien erkannt wurden, die in sehr unterschiedlichsten Formen, wie elliptische, spiral oder irreguläre (also ohne erkennbare Symmetrie) Galaxien vorkommen können, stellte sich die Frage, welcher dieser Formen unsere Milchstraße am meistens ähnelt. Dabei gibt es eine kleine Schwierigkeit. Wir wollen ja unsere Galaxie in das Klassifikationsschema der anderen Galaxien einordnen. Aber von den anderen Galaxien sehen wir nur ihre großen und groben Strukturen. Da wir uns aber inmitten der Milchstraße befinden, können wir genau diese großen Strukturen nicht sehen. Wir müssen also über kleinere Strukturen und Objekte, wie Sternverteilungen, den Vergleich wagen. Aber wir können auch leuchtschwächere Objekte, wie Braune und Weiße Zwerge in unserer direkten Umgebung beobachten, diese sehen wir jedoch wieder in den fernen Galaxien nicht. Die genaue Beschaffenheit der Milchstraße, wie groß und wie schwer sie ist, wo finde ich mit welcher Wahrscheinlichkeit welche Sterne, ist noch immer nicht vollständig geklärt. In weit entfernten Gebieten können nur sehr große, weil helle, Sterne, so genannte Riesen beobachtet werden. Ebenso verhält es sich mit der Galaxienebene. Hier liegt so viel Staub, dass viel Licht absorbiert wird und wieder nur die hellsten Sterne beobachtet werden können. Weiße Zwerge und andere leuchtschwache Objekte, haben da ab wenigen hundert Parsec Entfernung gar keine Chance mehr beobachtet zu werden. Daher haben wir die Weißen Zwerge in unserer näheren Umgebung beobachtet, um aus den Eigenschaften dieser Gruppe etwas mehr über unsere Galaxie zu erfahren. In Kapitel 1 beschreibe ich meine Untersuchungsobjekte und wie wir unsere Galaxie momentan sehen, wie sich die Populationen der Sterne unterscheiden und wie wir das ausnutzen können folgt in Kapitel 2 und 3. Danach gibt es in Kapitel 4 die ausführliche Beschreibung der Maßnahmen, die zur kinematischen Klassifikation eines Weißen Zwerges notwendig sind. Und endlich kommen in Kapitel 5 die Ergebnisse der Arbeit an den Weißen Zwergen und in Kapitel 6 die Ergebnisse der unterleuchtkräftigen Sterne sowie jeweils eine statistische Auswertung. Nach der Zusammenfassung in Kapitel 7 werden im Anhang sämtliche Daten in tabellarischer Form zusammengestellt. Zunächst also die Objekte meiner Arbeit. 3 1 Die Messobjekte dieser Arbeit In meiner Arbeit habe ich nicht nur die Kinematik Weißer Zwerge und unterleuchtkräftiger Sterne ermittelt, sondern auch ihre Bedeutung für die Galaxie, daher möchte ich im Folgenden sowohl die Eigenschaften der Messobjekte, als auch die der Milchstraße beschreiben. 1.1 Die Weißen Zwerge Weiße Zwerge sind die auskühlenden Reste von Sternen geringer bis mittlerer Masse. Messungen in offenen Kugelsternhaufen haben ergeben, dass Sterne, die bis zu 5,6 vielleicht sogar bis zu 8 Sonnenmassen bei ihrer Entstehung schwer sind, nach dem Ende ihrer Fusionstätigkeit und nach starkem Massenverlust einen Weißen Zwerg übriglassen (Weidemann (22) ). Dieser Weiße Zwerg besitzt dann je nach Vorläuferstern eine Masse von bis zu 1,4 Sonnenmassen, dem Chandrasekar Limit. Der Weiße Zwerg stellt im Wesentlichen den ausgebrannten Kern des Vorläufersterns dar. Dieser Kern besteht bis zu einer Masse von ca. 0,4 bis 0,5 Sonnenmassen nur aus Helium mit einer dünnen Schicht aus Wasserstoff an der Oberfläche. Bei etwa 0,5 Sonnenmassen beginnt das Heliumbrennen, daher bestehen schwerere Weiße Zwerge dann aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Noch schwerere Weiße Zwerge können dann auch noch höhere Fusionsprodukte enthalten. Weiße Zwerge zählen zu den kompaktesten Objekten im Universum. Bis zu eineinhalb Sonnenmassen werden in die Größe der Erde gepresst. Ihre Schwerebeschleunigung an der Oberfläche ist entsprechend hoch und liegt zwischen log g = 6,5 und 9, also bis zum millionenfachen der Erdbeschleunigung! Die Temperatur eines Weißen Zwerges hängt nur von seinem Alter und seiner Masse ab. Die heißesten Weißen Zwerge besitzen Temperaturen von über 100.000K, die meisten hatten aber bereits mehrere Millionen Jahre Zeit um abzukühlen und somit gibt es sogar Weiße Zwerge mit weniger als 10.000K. Der heißeste Stern in dieser Arbeit besaß eine Oberflächentemperatur von 94400K, der kälteste von 7200K. In Tabelle 1.1 werden die 6 Gruppen der Weiße Zwerge und mehrere Übergangsgruppen beschrieben. Gruppe min T eff max T eff Balmer- He-I - He-II-Linien 1. DO 45.000 K 120.000 K - (schwach) stark DAO mittel - mittel 2. DA <5.600 K >80.000 K stark - - DBA 25000K mittel mittel 3. DB 5.600 K 30.000 K - stark 4. DC kalt im DC Spektrum sind keine Linien sichtbar 5. DQ >10.000 K C2 (und andere Moleküle) 6. DZ >10.000 K keine Balmer-, aber HeI- und Metalllinien Tabelle 1.1: Die Gruppen der Weißen Zwerge. Quelle: Kawaler , Novikov und Srinivasan (29) (s. Anhang A2 für Beispielspektren) Die meisten Sterne im SPY-Projekt sind DA Sterne. Diese Gruppe der Weißen Zwerge zeichnet sich dadurch aus, dass sie nur Balmerlinien zeigt und keine Heliumlinien. Dadurch ergibt sich der Vorteil, dass zum Berechnen der synthetischen 4 Spektren die Heliumhäufigkeit auf Null gesetzt werden kann. Es brauchen daher nur zwei Parameter (T eff und logg) ermittelt zu werden. Entsprechend gut bzw. glaubwürdig sind die Ergebnisse und die Fehler sind überschaubar. Andererseits ist die Zahl der Balmerlinien, je nach Qualität des Spektrums auf höchstens sieben begrenzt.