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GALAXIS/190: Projekt Gaia - Die sechsdimensionale Milchstraße, Teil 1 (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 5/13 - Mai 2013
Zeitschrift für Astronomie

Projekt Gaia: Die sechsdimensionale Milchstraße
Teil 1: Warum und wozu Gaia gebaut wird

Von Ulrich Bastian



Die ESA-Mission Gaia soll Ende 2013 starten. Sie wird die Positionen, Entfernungen und Bewegungen von einer Milliarde Sternen messen und damit die räumliche Struktur sowie die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unserer Milchstraße aufklären.


IN KÜRZE

  • Wir können keine andere Galaxie in solchem Detailreichtum erforschen wie unsere eigene, die Milchstraße.
  • Andererseits fällt es uns gerade hier besonders schwer, einen Überblick zu gewinnen, weil wir mitten drin sitzen.
  • Die Erforschung der Milchstraße erfordert die Kenntnis der Positionen und Geschwindigkeiten im Raum von möglichst vielen Sternen.
  • Dies wiederum erfordert astrometrische Messungen von ungeheurer Präzision. Der Satellit Gaia soll diese Messungen von 2014 bis 2018 durchführen.


Die Milchstraße ist das System aus rund 200 Milliarden Sternen, dem unsere Sonne und ihre Planeten angehören. Neben den Sternen bilden große Gas- und Staubmassen und die mysteriöse Dunkle Materie ihre wesentlichen Bestandteile. In den letzten Jahrzehnten haben die Astronomen sehr viel über den Aufbau und die Entwicklung des Milchstraßensystems gelernt. Aber immer noch wird über elementare Eigenschaften - wie zum Beispiel die Zahl der Spiralarme oder die Gesamtmasse - heftig diskutiert.

Zwar sind wir uns inzwischen sehr sicher, dass sich die Milchstraße von außen gesehen als Scheibengalaxie mit Spiralstruktur und zentralem Balken darstellt. Doch das können wir nur indirekt erschließen. Durch unseren Standort inmitten des Sternengewimmels sehen wir zwar viele Einzelheiten, haben aber Schwierigkeiten, das Gesamtbild zu erkennen. (Siehe Bild rechts. - Die Bildhinweise gelten für die Druckausgabe.) Verschärfend kommt hinzu, dass die Staubwolken unseren Blick auf die entfernteren Teile der Scheibe stark einschränken. Es ist bis zum heutigen Tag keineswegs offensichtlich, wie sich die zweidimensionale Ansicht, die uns die Milchstraße als Band am Himmel darbietet, in eine detaillierte dreidimensionale Struktur übersetzt. Eine zentrale Schwierigkeit besteht darin, dass wir die Entfernungen wichtiger Objekte nicht genau genug kennen. Die einzige Möglichkeit, astronomische Distanzen für eine große Zahl und Vielfalt von Objekten unvoreingenommen und direkt zu bestimmen ist, die trigonometrischen Parallaxen zu messen (siehe Kasten »Parallaxen sind winzig« unten). Hier soll Gaia entscheidende Fortschritte bringen und die erste vollständig dreidimensionale Vermessung der Milchstraße erstellen.


Parallaxen sind winzig
Die Parallaxe eines Sterns (oder sonstigen Himmelsobjekts) ist die winzige perspektivische Pendelbewegung seiner Position am Himmel, die durch den jährlichen Umlauf der Erde um die Sonne entsteht. Ihre Größe entspricht dem halben Winkeldurchmesser der Erdbahn von dem Stern aus gesehen. Sie ist umgekehrt proportional zur Entfernung; bei 3,24 Lichtjahren (1 Parsec) beträgt sie eine Bogensekunde, bei 3240 Lichtjahren (1 Kiloparsec) eine Millibogensekunde - das ist die Größe eines Menschen aus der Entfernung des Mondes gesehen. Eine Parallaxe von einer Millibogensekunde mit 10 Prozent Genauigkeit zu messen ist also gleichbedeutend mit der Aufgabe, eine Positionsänderung von 20 Zentimetern auf dem Mond zu erkennen.
Grafik der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.


Ein Beispiel mag das Entfernungsproblem veranschaulichen: In den Jahren 2006 bis 2010 wurde der Wert für den Abstand des wohlbekannten Perseus-Arms von der Sonne halbiert (siehe Bild S. 39). Zuvor war er nur sehr indirekt abgeschätzt worden, nämlich anhand der gemessenen Geschwindigkeit von Gaswolken in diesem Arm und einem theoretischen Modell der Milchstraße. Das Ergebnis von 13.000 Lichtjahren wollte überhaupt nicht zu älteren - ebenfalls indirekten - Entfernungsbestimmungen mittels der nur unsicher bekannten absoluten Helligkeiten von leuchtkräftigen heißen Sternen des Arms passen.

Die Entscheidung für den heute akzeptierten Wert von 6500 Lichtjahren entstand aus der direkten, trigonometrischen Entfernungsmessung an einigen wenigen punktförmigen Radioquellen (so genannten Methanol-Masern), die dem Perseus-Arm zugeordnet werden können. Leider sind hochgenaue Parallaxenmessungen im Radiobereich sehr aufwändig und auch grundsätzlich nur an einer sehr kleinen Zahl von Objekten möglich. Wesentlich besser und zuverlässiger wäre es, die Struktur und den Verlauf des Arms aus direkt gemessenen Entfernungen von möglichst vielen seiner Sterne zu ermitteln.

Ein anderes Beispiel für die bestehende Unsicherheit über die räumliche Struktur der Milchstraße ist die noch nicht ganz beendete Diskussion darüber, ob sie zwei, drei oder vier Hauptspiralarme besitzt. Auch diese Debatte geht zum großen Teil auf das Entfernungsproblem zurück. Im Jahr 2008 glaubten Robert Hurt vom Jet Propulsion Laboratory in Pasadena und einige Kollegen unter Verwendung neuer Daten des Infrarot-Weltraumteleskops Spitzer die endgültige Antwort abgeleitet zu haben. Sie postulierten dafür eine relativ komplizierte Struktur des inneren Balkens der Milchstraßenscheibe und eine sehr weitreichende Fortsetzung des lange bekannten Scutum-Centaurus-Arms im Außenbereich der Scheibe jenseits des galaktischen Zentrums. Sie illustrierten ihre Deutung der Infrarotmessungen durch eine inzwischen sehr populär gewordene künstlerische Darstellung der zweiarmigen Scheibe (siehe Bild S. 39). Seither haben weitere rund 20 Radioparallaxen, vor allem aber die Entdeckung eines Teils des postulierten Arms (grün markiert in der Illustration auf S. 39) dieses Bild immer glaubhafter werden lassen. (Einzelheiten dazu sind im Kasten »Die Entdeckung eines weiteren Spiralarms der Milchstraße« unten dargestellt.)


Die Entdeckung eines weiteren Spiralarms der Milchstraße
Die Illustration unten zeigt eine sehr spezielle zweidimensionale Ansicht der Milchstraße entlang ihrer Scheibenebene, von der Sonne aus gesehen. Und zwar handelt es sich um eine räumliche und eine Geschwindigkeitsdimension. Die horizontale Achse ist die Winkelkoordinate entlang der Ebene, gerechnet von null bis 360 Grad, wobei nur der halbe Umfang des Himmels gezeigt ist. Die Richtung zum Zentrum liegt bei null Grad in der Mitte der Abbildung. Die senkrechte Achse ist die Radialgeschwindigkeit relativ zur Sonne entlang der jeweiligen Sichtrichtung (positive Werte bedeuten Bewegungen von der Sonne weg, negative auf die Sonne zu). Die farbigen Strukturen sind eine Falschfarbendarstellung der Intensität der Radiostrahlung von Kohlenmonoxid-Molekülen (blau = schwach; rot bis weißlich = stark). Das Vorkommen von CO-Molekülen konzentriert sich auf die dichten kühlen Gaswolken entlang der Spiralarme. Der diagonal verlaufende rote Bereich entspricht dem bekannten Scutum-Centaurus-Arm, die dünne schwarze Linie entspricht einer Modellrechnung für seine Struktur und Umlaufbewegung (rechts oben in der Illustration grob skizziert).
Eine hypothetische Verlängerung dieses Arms müsste sich im Bereich A-B entlang der schwarzen Linie zeigen. Dort war aber bisher nichts zu sehen, ebenso wenig in einem analogen Bild der 21-Zentimeter-Radiostrahlung von Wasserstoffatomen, das dem gezeigten CO-Bild in seinen Grundzügen ähnelt. Das Fehlen von Strahlung in diesem Bereich des Bildes war bisher eines der Argumente gegen eine einfache Zwei-Arm-Struktur der Milchstraße.
Es gibt diese Strahlung aber doch. In Grautönen (hell = schwach; dunkel = stark) sind die 2011 veröffentlichten neuen Messdaten für Wasserstoffatome von Thomas M. Dame und Pat Thaddeus vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics eingefügt, die sich wunderbar der schwarzen Linie anpassen. Wieso hat man diesen Arm nicht früher gesehen? Weil die Radiostrahlung bisher im allgemeinen nur unmittelbar entlang der Milchstraßenebene kartiert wurde, der neu entdeckte Arm aber deutlich oberhalb (3 Grad nördlich) der Ebene liegt! Im Prinzip wäre er schon in historischen Daten von 1974 und 1998 andeutungsweise zu erkennen gewesen, ist aber bisher übersehen worden. Inzwischen sind in dem entsprechenden Bereich an einigen Stellen auch Kohlenmonoxidmoleküle nachgewiesen worden, deren Anwesenheit einen echten Spiralarm auszeichnet. Es ist stark anzunehmen, dass der Bereich C-D im Bild den verbleibenden Teil des Arms enthüllen wird. Aber seine Kartierung wird noch einige Zeit in Anspruch nehmen.
Diese Entdeckungen bestätigen nicht nur glänzend das auf S. 39 gezeigte generelle Bild von der Milchstraßenscheibe, sondern in einem bisher weitgehend unerforschten Areal auch ihre schon anderweitig bekannte Verbiegung in senkrechter Richtung. Sie zeigen jedoch zugleich, wie unvollständig unser Bild vom Aufbau des Milchstraßensystems noch immer ist.
Grafik der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.


Drei Dimensionen reichen nicht

Unsere Galaxis ist ein dynamisches System. Um sie wirklich zu verstehen, müssen wir nicht nur die Lage der Objekte im Raum kennen, sondern auch ihre Bewegungen. Die auf die Sterne wirkenden Kräfte drücken sich vor allem in der Verteilung ihrer Geschwindigkeiten aus - genau genommen in den Verteilungen der Geschwindigkeiten in unterschiedlichen räumlichen Bereichen des Systems.

Das bedeutet, dass wir für möglichst viele einzelne Objekte der Milchstraße außer ihren drei räumlichen Koordinaten zusätzlich noch drei Geschwindigkeitskoordinaten messen müssen. Darauf bezieht sich die Überschrift dieses Aufsatzes. Wir müssen also, um die Milchstraße als dynamisches System von Massen, Kräften und Bewegungen untersuchen zu können, den Ort ihrer Mitglieder in einem sechsdimensionalen Raum ausmessen und interpretieren. Mit zwei besonders bedeutenden Beispielen soll diese abstrakte Aussage illustriert werden (weitere Einzelheiten sind im Kasten unten: »Der sechsdimensionale Phasenraum« gegeben).


Der sechsdimensionale Phasenraum
Der im Artikel diskutierte sechsdimensionale Raum aus drei Orts- und drei Geschwindigkeitskomponenten heißt in der physikalischen Fachsprache Phasenraum. Wenn man in einem physikalischen System die Lage all seiner Komponenten im Phasenraum zu einem bestimmten Zeitpunkt kennt und die Kräfte zwischen seinen Komponenten versteht, dann kann man daraus die Entwicklung des Systems in Vergangenheit und Zukunft berechnen - im Prinzip jedenfalls. Umgekehrt kann man im Prinzip aus der beobachteten Verteilung der Phasenraumkoordinaten der einzelnen Körper die wirkenden Kräfte erschließen. Für die Erforschung der Milchstraße wollen die Astronomen beide Vorgehensweisen kombinieren.
Das für die Beschreibung der Milchstraße am häufigsten verwendete Koordinatensystem besteht aus den Ortskoordinaten x, y, z und den Bewegungskoordinaten u, v, w. Dabei zeigen x und u in die Richtung von der Sonne zum galaktischen Zentrum im Sternbild des Schützen, y und v in die Richtung der galaktischen Rotation am Ort der Sonne (Sternbild Schwan), und z und w in die Richtung zum galaktischen Nordpol (im Sternbild Haar der Berenike). Von x, y, z gibt es zwei Varianten, deren Nullpunkte am Ort der Sonne beziehungsweise im galaktischen Zentrum liegen.
Die Koordinaten x, y, z und u, v, w sind nicht direkt messbar. Tatsächlich gemessen wird die räumliche Lage eines Sterns in der Galaxis durch Bestimmen seiner Position am Himmel (das ist recht einfach) und seiner Entfernung (das ist das Hauptproblem). Die Lage im Geschwindigkeitsraum ergibt sich aus der Messung der Eigenbewegung (also der winzigen Änderungen der Position mit der Zeit; das ist sehr schwierig) und der Radialgeschwindigkeit (das ist vergleichsweise einfach). Die Umrechnung in x, y, z und u, v, w ist im Prinzip ganz simpel, verlangt aber insbesondere eine präzise Kenntnis der Entfernung.
Die Illustration im Kasten auf S. 40 zeigt eine zweidimensionale Darstellung der Milchstraße, die je eine der gemessenen Ortskoordinaten (die galaktische Länge) und Geschwindigkeitskoordinaten (die Radialgeschwindigkeit) kombiniert, während die Abbildungen auf S. 37 und 39 jeweils ein Paar von Ortskoordinaten zeigen.
Grafik der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.


Erstes Beispiel: Die Annahme einer mysteriösen Dunklen Materie, die den Löwenanteil der Masse der Milchstraße ausmacht und deren Existenz von kaum einem Fachmann mehr bezweifelt wird, ergibt sich aus der Rotation der Milchstraßenscheibe sowie aus den Bewegungen von Einzelsternen und Sternhaufen in den Außenbereichen der Milchstraße. Mit den gegenwärtigen Kenntnissen können wir schon relativ sicher die gesamte Masse und die daraus resultierenden Gravitationskräfte aller Sterne, Gas- und Staubmassen der Milchstraße berechnen. Wenn wir dies dann mit der galaktischen Rotation vergleichen, dann stellen wir zu unserem Erstaunen fest, dass die Scheibe eigentlich instantan (genauer: innerhalb von rund 100 Millionen Jahren) komplett auseinanderfliegen müsste. Andererseits sehen wir keinerlei Auflösungserscheinungen, keinerlei Expansionsbewegung. Die Sterne bewegen sich auf meist kreisähnlichen Bahnen friedlich um das galaktische Zentrum. Der große Anteil von sehr alten Sternen in der Sonnenumgebung besagt, dass dies offenbar seit 10 Milliarden Jahren so war.

Tatsächlich ist diese Diskrepanz zwischen den (erklärbaren) Kräften und den (gemessenen) Geschwindigkeiten so groß, dass sie schon vor rund 80 Jahren aufgefallen ist - und seither mit stetig zunehmender Gewissheit immer wieder bestätigt wurde. Sie wird von innen nach außen in der Milchstraße immer größer. Eigentlich müsste die Rotationsgeschwindigkeit der Scheibe nach außen hin abnehmen, sie ist aber über einen riesigen Bereich konstant bei gut 200 Kilometern pro Sekunde. Daraus wurde schon vor längerer Zeit abgeleitet, dass die Dunkle Materie viel weniger stark zum Zentrum konzentriert ist als die sichtbare - anders gesagt, dass die Dunkle Materie hauptsächlich in den Außenbereichen weit jenseits der Sonnenbahn sitzt. Ihre genaue Verteilung im Raum könnte uns viel über ihre physikalische Natur verraten. Aber dazu müssen wir noch viel mehr und viel genauere Kenntnisse über die Bewegung der sichtbaren Materie sammeln als bisher möglich war.

Das zweite Beispiel betrifft den Nachweis und die Massenbestimmung für das Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße. Die Dichte der Sterne nimmt in der Galaxis von außen nach innen stetig zu; in den innersten wenigen Lichtjahren ist die Zunahme jedoch besonders stark. Man spricht deshalb vom zentralen Sternhaufen (englisch: nuclear cluster). Sternhaufen gibt es auch in anderen Bereichen der Milchstraße. Sie werden von der Schwerkraft ihrer eigenen Mitglieder zusammengehalten, und umgekehrt verhindern die Geschwindigkeiten der einzelnen Sterne relativ zum gemeinsamen Schwerpunkt, dass der Haufen in sich zusammenfällt. Die Kräfte und Geschwindigkeiten stehen in einem Gleichgewichtsverhältnis zueinander. Addiert man nun die Massen der Sterne des zentralen Haufens auf und vergleicht sie mit den Bewegungen derselben Sterne, dann fehlen im innersten Bereich etwa 3,5 Millionen Sonnenmassen. Die zentrumsnächsten Sterne umlaufen binnen weniger Jahre mit mehr als 1000 Kilometern pro Sekunde ein unsichtbares Objekt dieser enormen Masse.


Die Rolle von Gaia

Seit dem Jahr 2000 entwickelt die Europäische Raumfahrtorganisation ESA zusammen mit der europäischen Raumfahrtindustrie und einem großen, über den gesamten Kontinent verteilten Konsortium ein Weltraumobservatorium namens Gaia. Dessen Hauptaufgabe wird sein, die Eigenbewegungen und trigonometrischen Parallaxen von rund einer Milliarde Sternen mit höchster - und bisher nicht erreichbarer - Genauigkeit zu messen. Für rund 100 Millionen dieser Sterne werden sich aus den Positionen, Eigenbewegungen und Parallaxen erstmals fünf der benötigten sechs Dimensionen mit für die Erforschung der Milchstraße hinreichender Genauigkeit ableiten lassen. Der begrenzende Faktor ist dabei in erster Linie die Kenntnis der Entfernung (also der Parallaxe), die nicht nur für die räumliche Lage, sondern ebenso für die Berechnung der Geschwindigkeitskoordinaten nötig ist. Um auch die sechste Koordinate zu gewinnen, wird Gaia zusätzlich die Radialgeschwindigkeit für die 100 Millionen hellsten Sterne am Himmel spektroskopisch messen.

Damit wird erstmals eine echte sechsdimensionale Vermessung eines großen Teils der Milchstraße vorliegen. Dieser revolutionäre Datensatz alleine würde bereits unser Verständnis von der geometrischen Struktur und dynamischen Funktionsweise der Milchstraße enorm erweitern und präzisieren. Aber Gaia will noch etwas weiter gehen. Die Daten von Sternen unterschiedlicher Typen, Massen, Altersklassen und chemischer Zusammensetzungen zeigen uns verschiedene Ausschnitte der Entstehungsgeschichte der Milchstraße, und sie geben uns Kenntnis über ganz verschiedene Aspekte der dynamischen Vorgänge.

So liefern uns beispielsweise die massereichen jungen Sterne in den Spiralarmen Informationen darüber, wie heute dort Sterne entstehen. Dagegen lassen uns massearme alte Sterne in den Außenbezirken erschließen, wie dort die Dunkle Materie verteilt ist und wie viele kleine Nachbargalaxien über die Jahrmilliarden mit dem Milchstraßensystem verschmolzen sind. Die alten Sterne der Scheibe wiederum geben uns unter anderem Aufschluss über die chemische Entwicklung der Milchstraße und über den Einfluss des inneren Balkens auf die Entstehung der Spiralarme.

Deshalb will Gaia die Sterne nicht nur als bewegte Lichtpunkte in der Galaxis, sondern so weit wie möglich als individuelle physikalische Objekte kartieren. Zu diesem Zweck werden neben den astrometrischen Messungen auch Spektren der hellsten 100 Millionen Sterne aufgenommen sowie die Helligkeiten aller Sterne in mehreren Spektralbereichen gemessen. Aus letzteren lassen sich die Farben der Sterne und (im Zusammenhang mit den Parallaxen) ihre absoluten Leuchtkräfte und grobe Aussagen über die Temperaturen gewinnen. Aus den Spektren lassen sich präzisere Temperaturen, die chemische Zusammensetzung sowie teilweise die Rotationsgeschwindigkeit, die Gasdichte an der Oberfläche oder zum Beispiel eine Doppelsternnatur ableiten.

Für die Mehrzahl der fernen und lichtschwächeren Gaia-Sterne werden sich aus Parallaxenmessungen nicht direkt die Distanzen ermitteln lassen. Das liegt daran, dass dafür die Parallaxe mindestens fünfmal so groß sein müsste wie die Messunsicherheit. Für diese Mehrheit der Sterne lassen sich aber aus den gemessenen Helligkeiten und Farben zumindest indirekte (das heißt ungenauere und auch irrtumsträchtigere) Entfernungen ableiten, die es dann doch wiederum ermöglichen, die gemessene Position in einen dreidimensionalen Ort und die Eigenbewegung in eine echte Geschwindigkeit im Raum umzurechnen. Damit werden auch sie für die dynamische Erforschung der Milchstraße nutzbar.

Ein ganz wichtiger weiterer Aspekt der Gaia-Mission besteht darin, dass sie ihre Messungen nicht an einer vorab ausgewählten Liste von Objekten durchführt, sondern alle Sterne am gesamten Himmel bis zu einer wohldefinierten Grenzhelligkeit bearbeitet. Damit entsteht sozusagen eine repräsentative Volkszählung unter den Sternen des Milchstraßensystems, die grob ein halbes Prozent der Gesamtpopulation umfasst. In der Vergangenheit waren auswahlbedingte statistische Unsicherheiten oft ein großes Hindernis für das Verständnis unseres Sternsystems gewesen.

Selbst das - von Gaia überhaupt nicht direkt beobachtete - Gas- und Staubmedium in der Milchstraßenscheibe wird von der Mission intensiv »durchleuchtet«: In den Spektren vieler Sterne zeigen sich Absorptionslinien und -banden, die von dem durchlaufenen Gas und Staub verursacht werden. Diese können aber nur in ein dreidimensionales Bild des Mediums übersetzt werden, wenn die Distanzen hinreichend vieler Sterne bekannt sind.


Über die Erforschung der Milchstraße hinaus

Gaia wird nicht nur Licht in viele noch im Dunkeln liegende Geheimnisse unserer Heimatgalaxie bringen, sondern in nahezu jeden Winkel der heutzutage weitverzweigten astronomischen Forschung hineinleuchten. Die enorme Breite des Anwendungsbereichs von Gaia-Messungen kann hier nur anhand einiger weniger Beispiele angedeutet werden.

Die Kenntnis der absoluten Leuchtkräfte und Durchmesser von so vielen Sternen wird die Basis der Theorien von Sternaufbau und Sternentwicklung festigen. Zudem wird sie die erste Stufe der so genannten kosmischen Entfernungsleiter stabilisieren, die wiederum für die Bestimmung des Weltalters und für die Entwicklung des ganzen Universums sehr wichtig ist. Die tausend Milliarden präziser Helligkeitsmessungen werden die Kenntnis über die Veränderlichkeit von Sternen aller Art enorm erweitern (die Mission Kepler der NASA hat dies bereits mit noch höherer Genauigkeit getan, aber nur für 100.000 Sterne in einem schmalen Temperatur- und Massenbereich).

Gaia wird hunderttausende von Kleinkörpern des Sonnensystems neu entdecken, besonders in dem bisher schwer zugänglichen Bereich innerhalb der Erdbahn. Die ungeheure Präzision der Positionsmessungen an insgesamt über einer Million beobachteter Kleinplaneten wird die Bestimmung vieler Planetoidenmassen aus ihren gegenseitigen Bahnstörungen und nebenbei interessante Tests der allgemeinen Relativitätstheorie ermöglichen. Diese Theorie wird außerdem von Gaia durch Messen der Lichtablenkung an der Sonne und den Planeten erstmals auf weit besser als ein Promille Genauigkeit überprüft.

Die Entfernung unserer nächsten Nachbargalaxien, der Magellanschen Wolken, kann Gaia zwar nicht trigonometrisch mit hoher Genauigkeit bestimmen, aber indirekt über die erwähnte kosmische Entfernungsleiter. Gaia kann allerdings dreidimensional die internen Bewegungen der Wolken und vor allem ihre Bewegung relativ zur Milchstraße präzise messen. Das wird die seit Langem heftig diskutierten Fragen nach ihrer Vorgeschichte und ihrer Zukunft weitgehend beantworten.

Ganz nebenbei wird Gaia auch tausende von massereichen Planeten um andere Sterne entdecken, die mit den anderen üblichen Suchmethoden nicht auffindbar sind: Die Anziehungskraft der Planeten lässt die Position ihres jeweiligen Zentralsterns periodisch ganz leicht hin und her schwanken.


Warum so viele Sterne?

Die verschiedenen Komponenten der Galaxis sind zuallererst statistische Phänomene. Das gilt für die schnell rotierende Scheibe ebenso wie für den nichtrotierenden Außenbereich (den Halo), für die kaum rotierende innere Verdichtung (den Bulge), für die Spiralarme, den Balken, die Assoziationen frisch entstandener Sterne und so weiter. Um statistische Phänomene gut zu erfassen, sind große Stichproben erforderlich. Um kleine statistische Minderheiten in einer großen Gesamtpopulation gut zu erfassen, sind riesige Stichproben nötig. Es gibt einige seltene, aber astrophysikalisch sehr wichtige Sterntypen, die nur jeweils ein Millionstel der Mitglieder der Milchstraße umfassen - zum Beispiel Sterne mit einem Schwarzen Loch als Begleiter, extrem massereiche Sterne oder extrem enge Sternpaare kurz vor ihrer Verschmelzung. Bei einer Milliarde gemessener Sterne wird Gaia von einem bestimmten Millionstel vielleicht nur einige hundert Exemplare erfassen - und das ist das absolute Minimum, wenn wir dessen Eigenschaften und seine Verteilung in der Milchstraße einigermaßen präzise erkunden wollen.

Ein schönes Beispiel für diese Problematik sind die von zerrissenen Nachbargalaxien übrig gebliebenen Sternströme (siehe Bild rechts). Dort - von außen gesehen - kann man das schwache Leuchten der wenigen (Millionen) Sterne sehr leicht erkennen und die Struktur der Bögen ablesen, allerdings leider nur zweidimensional. Wenn wir die dreidimensionale Form der Bögen und auch noch die Raumgeschwindigkeit der Sterne entlang der Bögen messen könnten, dann wäre es damit möglich, das Schwerefeld der ganzen Galaxie detailliert zu rekonstruieren - und damit etwa die Verteilung der Dunklen Materie ziemlich direkt abzulesen.

In unserer Milchstraße können wir dies mit Gaia tatsächlich erreichen. Aber dazu müssen wir eine erhebliche Zahl von Mitgliedern eines solchen Stroms erfassen. Mit den Daten der Gaia-Vorläufermission Hipparcos war es 1999 erstmals gelungen, einen solchen Sternstrom in der Milchstraße zu entdecken. Die schwedische Astronomin Amina Helmi und einige Kollegen durchforsteten alle 118.000 Hipparcos-Sterne und identifizierten ein knappes Dutzend Sterne - am ganzen Himmel verteilt! - mit nahezu gleicher, jedoch von allen anderen Sternen sehr stark abweichender Raumgeschwindigkeit. Inzwischen sind mit anderen Mitteln mehrere solcher Ströme in der Milchstraße entdeckt worden. Sie alle haben weit weniger Mitglieder als der von 1999! Eine Milliarde Gaia-Sterne werden tatsächlich nötig sein, um die Ströme einigermaßen zu kartieren.

Eine große Zahl von Objekten kann sogar für sehr häufige Mitglieder der Milchstraße entscheidend sein: Von Braunen Zwergen (sternähnlichen Objekten, deren Masse zu klein ist, um Kernreaktionen im Innern zu zünden) und alten Weißen Zwergen (Ruinen ausgebrannter Sterne) gibt es - wahrscheinlich - viele Milliarden in der Milchstraße. Aber sie sind so lichtschwach, dass selbst die 1,5-Meter-Teleskope von Gaia sie nur in unserer unmittelbaren Nachbarschaft aufspüren können - in wenigen Millionsteln des Volumens der Milchstraße. Es wird eine der ehrenvollen Aufgaben von Gaia sein, die bisher geringe Anzahl der bekannten Mitglieder dieser Objektklassen um Größenordnungen zu erweitern. Man erwartet die Entdeckung von 400.000 Weißen Zwergen (derzeit sind etwa 10.000 sicher bekannt) und von 50.000 Braunen Zwergen (derzeit sind nur einige Dutzend sicher bekannt).


Das Genauigkeitsproblem

Parallaxen und Eigenbewegungen sind winzig klein. Die größte Parallaxe überhaupt - nämlich die Parallaxe des Dreifachsterns Alpha Centauri, des sonnennächsten aller Sterne - ist kleiner als eine Bogensekunde. Nur etwa eine halbe Million Sterne (von denen übrigens rund 90 Prozent erst noch von Gaia entdeckt werden sollen!) haben Parallaxen, die größer sind als 0,01 Bogensekunden. Um solch winzige Parallaxen auf 10 Prozent genau zu ermitteln, ist eine Messgenauigkeit von einer Millibogensekunde nötig (siehe Kasten »Parallaxen sind winzig« auf S. 38). Das ist erstmals in den Jahren von 1989 bis 1997 mit dem erwähnten Gaia-Vorläufer Hipparcos für rund 20.000 Sterne gelungen.

Aber die typische Parallaxe eines galaktischen Sterns liegt bei nur 0,1 Millibogensekunden. Um diese auf wenigstens 20 Prozent genau zu messen - erst dann kann man davon reden, die Entfernung des Sterns wenigstens grob ermittelt zu haben - ist eine Genauigkeit von 20 Mikrobogensekunden notwendig. Dieser Wert ist die Zielvorgabe für Gaia. Er liegt um einen Faktor 50 unterhalb des bisherigen Rekordhalters Hipparcos.

Die typische jährliche Eigenbewegung eines Sterns der Milchstraße ist mit 5 Millibogensekunden pro Jahr gleichermaßen winzig. Für einen Großteil aller Sterne ist sie kleiner, nur für einen winzigen Bruchteil - die besonders sonnennahen und die besonders schnellen Sterne - ist sie wesentlich größer als dieser Wert. Er entspricht einer Geschwindigkeit von etwa 80 Kilometern pro Sekunde relativ zur Sonne in der typischen Entfernung benachbarter Spiralarme (10.000 Lichtjahre). Um zum Beispiel die Zugehörigkeit eines Sterns zu einem Sternhaufen zu erkennen oder die innere Dynamik von Sternentstehungsgebieten und Spiralarmen zu analysieren, müssen wir die Geschwindigkeiten der Sterne auf etwa einen Kilometer pro Sekunde kennen. Dies führt - wie schon bei den Parallaxen - zu einer Genauigkeitsforderung von wenigen dutzend Mikrobogensekunden.

Von solchen Winkeln konnten die Astronomen für viele Jahrhunderte nur träumen. Um 1590 verwarf der dänische Astronom Tycho Brahe das kopernikanische Weltbild unter anderem mit dem Argument, dass er mit seiner für die damalige Zeit revolutionären Messgenauigkeit die Parallaxen der Sterne nicht nachweisen konnte, und das Universum deshalb nach seiner Meinung »unvernünftig groß« sein müsste - damals ein korrektes wissenschaftliches Argument. Zweieinhalb Jahrhunderte kämpften die Astronomen um die Parallaxenmessung, bis sie Friedrich Wilhelm Bessel 1838 durch ein völlig neuartiges Messgerät und die konsequente Anwendung relativer statt absoluter Positionsmessungen endlich gelang (siehe Bild oben). In den folgenden 60 Jahren schafften es die Astronomen lediglich, 100 weitere Parallaxen auf wenigstens 20 Prozent genau zu messen, und bis 1990 noch etwa weitere 800. Durch Hipparcos wurde diese Zahl mit einem Schlag auf 50.000 erhöht.

Die ältesten in die Neuzeit übermittelten Sternpositionen stammen von Hipparchos von Nicäa. Die Messgenauigkeit des um 120 v. Chr. geborenen griechischen Astronomen lag bei einem halben Grad, also einem Wert, der dem Winkeldurchmesser von Sonne und Mond am irdischen Himmel entspricht). In den folgenden eineinhalb Jahrtausenden nahm sie nur sehr langsam zu. Nach einem Durchbruch um 1570 (Tycho Brahe) wuchs die Genauigkeit über mehrere Jahrhunderte im Mittel alle 60 Jahre um einen Faktor zwei. Zunächst war sie ausschließlich durch die Messtechnik begrenzt, im 20. Jahrhundert wurden zunehmend die Erdatmosphäre, die an den Teleskopen zerrende Schwerkraft und die nächtlichen Temperaturänderungen zu den limitierenden Faktoren. Diese wurden durch den Schritt in den Weltraum (durch den Satelliten Hipparcos 1997) überwunden. Gaia soll die dadurch eingeleitete Revolution in eine zweite, noch drastischere Stufe führen (siehe Bild oben).

Die Astronomen der Welt haben unter Verwendung der Messwerte von Hipparcos in den ersten zehn Jahren nach deren Veröffentlichung rund 3000 wissenschaftliche Publikationen erstellt, die fast alle Bereiche der Astronomie erfassen. Dies zeigt die Bedeutung solcher Messungen für die astronomische Forschung. Und Gaia soll zehntausendmal so viele Sterne wie Hipparcos vermessen, mit der fünfzigfachen Genauigkeit!

Teil 2 dieses Artikels wird beschreiben, wann, wo und wie Gaia dieses Ziel erreichen soll.


Ulrich Bastian ist seit 1982 am Astronomischen Rechen-Institut tätig, einem Teilinstitut des Zentrums für Astronomie der Universität Heidelberg. Er war wesentlich an der Auswertung der Hipparcos-Messdaten beteiligt. Seit 1994 bereitet er mit Kollegen aus Forschung und Industrie den Nachfolgesatelliten Gaia vor.


Thema »Gaia«
Teil 1: Warum und wozu Gaia gebaut wird - Mai 2013
Teil 2: Wo, wann und wie Gaia arbeiten soll - Juni 2013


Literaturhinweise

Bastian, U.: Hipparcos - der 100.000-Sterne-Satellit. In: Sterne und Weltraum 10/1986, S. 524-529
Dame, T. M., Thaddeus P.: A Molecular Spiral Arm in the Far Outer Galaxy. In: The Astrophysical Journal Letters 734, S. L24-L27, 2011
Hachisuka, K. et al.: Water Maser Motions in W3(OH) and a Determination of its Distance. In: The Astrophysical Journal 645, S. 337-344, 2006
Helmi, A. et al.: Debris Streams in the Solar Neighbourhood as Relicts from the Formation of the Milky Way. In: Nature 402, S. 53-55, 1999
Xu, Y. et al.: The Distance to the Perseus Spiral Arm in the Milky Way. In: Science 311, S. 54-57, 2006

Weblinks unter:
www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1189150

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w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien zu diesem Beitrag

Was ist WIS?
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WiS in Sterne und Weltraum

Zum Artikel »Projekt Gaia - Die sechsdimensionale Milchstraße« stehen zwei WIS-Beiträge zur Verfügung:

»Astrometrie von Asteroiden« behandelt die visuelle Beobachtung von Kleinplaneten mit Projekt und stellt Arbeitsblätter zur Verfügung. Die Schüler können eine Aufsuchkarte erstellen und sich die Bahnmechanik verdeutlichen. Sie erhalten so einen Einblick, wie der Himmel wissenschaftlich vermessen wird.
(ID-Nummer: 1128721)

»Die Suche nach verborgenen Sternen« behandelt allgemein die Entwicklung von Sternen. Das Material stellt unter anderem die Verknüpfung von Leuchtkraft und Farbe der Sterne vor, ihre Einteilung im Hertzsprung-Russell-Diagramm und erläutert, wie sich Sterne klassifizieren lassen. Des Weiteren werden die Entwicklungswege von Sternen unterschiedlicher Massen sowie die Sonne im Vergleich zu anderen Sternen behandelt.
(ID-Nummer: 1116791)


Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 37:
Aus unserer Sicht stellt sich unsere Heimatgalaxie als chaotisch strukturiertes und von Dunkelwolken zerfressenes Lichtband dar. Der hutförmige Satellit Gaia soll ihre räumliche Struktur und ihre Dynamik erforschen.

Abb. S. 39:
Die derzeit plausibelste Darstellung der Milchstraßenstruktur wurde im Jahr 2008 aus Infrarotdaten abgeleitet und später durch Radiobeobachtungen gestützt. Demnach besitzt unsere Heimatgalaxie eine relativ symmetrische Scheibe mit zwei Hauptarmen und einigen kleineren Zwischenarmen. Die Sonne befindet sich knapp innerhalb des kurzen Orion-Arms (im englischen oft »Orion spur« genannt).

Abb. S. 43:
Wir sehen die Scheibe der rund 40 Millionen Lichtjahre von uns entfernten Spiralgalaxie NGC 5907 genau von der Seite. Am linken und rechten Ende ist die leichte Verbiegung der Scheibe erkennbar, die es auch bei unserer Milchstraße gibt und die daran Schuld ist, dass einer ihrer Spiralarme erst kürzlich entdeckt wurde (siehe Kasten S. 40). Die rund 300.000 Lichtjahre großen, schwach leuchtenden Bögen sind die Trümmer einer durch das Gravitationsfeld von NGC 5907 zerrissenen Zwerggalaxie.

Abb. S. 44:
Positionsmessungen sind im Laufe der Geschichte immer genauer geworden. Die durchgezogene Linie gilt für die Messung absoluter Positionen (das heißt für die Messung großer Winkel bis 180 Grad), die gestrichelte für die Messung von Relativpositionen (also sehr kleinen Winkeln zwischen am Himmel nahe benachbarten Objekten).


© 2013 Ulrich Bastian, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 5/13 - Mai 2013, Seite 36 - 44
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Redaktion Sterne und Weltraum:
Max-Planck-Institut für Astronomie
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Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
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veröffentlicht im Schattenblick zum 20. Juni 2013