Gaia Update

ThN

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In dem ganz unten verlinkten Artikel sprechen sie von einem bisherigen Intervall von 322-520 LJ Entfernung. In dieses Intervall würde das Gaia-Intervall 446,9 ± 1,6 Lj gut hineinpassen - nicht aber in das Intervall 323-433 Lj.

Das schien mir nämlich sonst ein logischer Widerspruch. Oder ich habe den Aussagewert von solchen Bandbreitenangaben nicht verstanden.

Thomas
 

hhh

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Wie weit sind nun eigentlich die Plejaden entfernt? Hoffentlich hat man nicht wieder die Diskrepanzen wie bei Hipparcos (und noch schlimmer mit "revised Hipparcos")
 
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ThN

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Ich meine, das wurde schon im Release 1 geklärt. Hipparcos lag daneben und die Daten vom Release 1 gsben eher den Messungen vor Hipparcos recht.

Thomas
 

P_E_T_E_R

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Zitat von hhh:
Wie weit sind nun eigentlich die Plejaden entfernt? Hoffentlich hat man nicht wieder die Diskrepanzen wie bei Hipparcos (und noch schlimmer mit "revised Hipparcos")
Hallo Harald, diese Frage hast Du ja vor knapp zwei Jahren im selben Thread schon mal gestellt. Wie dort bereits erwähnt, hängt die Antwort darauf ganz wesentlich davon ab, welche Sterne man dazu rechnet, und welche man außen vor lässt. Die Entfernungen der einzelnen Mitglieder weichen nämlich um 15 bis 20 pc voneinander ab. Je nach Auswahl ergeben sich dann teilweise erhebliche Unterschiede für die angegebenen Mittelwerte. Das wird bisweilen nicht verstanden. Da werden teilweise verschiedene Teilpopulationen miteinander verglichen und so entstehen dann solche Geschichten von angeblich fehlerhaften Hipparcos Messungen.

Beim hier thematisierten Polarstern (mit einer ganz ähnlichen Entfernung wie die Plejaden) gab es ja ebenfalls Zweifel, ob die Hipparcos Parallaxe von 7,54 ± 0,11 mas, entsprechend einer Entfernung von 132,6 ± 1,9 pc = 432,4 ± 6,2 Lj, stimmen kann, weil andere Methoden (wie z.B. die aus der Cepheiden-Periode abgeleitete absolute Helligkeit) erheblich abweichende Entfernungen ergaben.

Die neue Parallaxe von Gaia für Polaris B (7,292 ± 0,028 mas) bestätigt aber das Messresultat von Hipparcos innerhalb von 2 sigma und widerlegt damit eine von den Kritikern seinerzeit behauptete Verschiebung von 23 sigma!

Damit ist für mich jedenfalls ziemlich klar, dass der Wurm nicht bei Hipparcos und Gaia zu suchen ist, sondern bei den alternativen Methoden!

Mit freundlichen Grüßen,
Peter
 

P_E_T_E_R

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Zitat von ThN:
In dem ganz unten verlinkten Artikel sprechen sie von einem bisherigen Intervall von 322-520 LJ Entfernung. In dieses Intervall würde das Gaia-Intervall 446,9 ± 1,6 Lj gut hineinpassen - nicht aber in das Intervall 323-433 Lj.
Thomas, das Intervall von 323-433 Lj wird so auf der englischen Wikipedia angegeben (siehe Screenshot unten) und der untere Wert steht in klarem Widerspruch zur ebenfalls angegebenen Parallaxe von Hipparcos (7,54 ± 0,11 mas). Ich erwarte, dass sie die Entfernungsangabe in Reaktion auf die oben zitierte Gaia-Parallaxe für Polaris-B (7,292 ± 0,028 mas) nun bald ändern werden! - Gruss, Peter
 

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ThN

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Hallo Peter -
anhand der Hipparcos-Parallaxe von 7.54 ± 0.11 mas komme ich auf das Intervall 426 bis 439 Lj. Das entspricht dem von dir angegebenen Intervall von 432,4 ± 6,2 Lj.

So weit so gut. Aber ich verstehe trotzdem nicht wie das mit der neuen Messung von Gaia DR2 von 446,9 ± 1,6 Lj kompatibel sin kann. Ich dachte, dass die Bandbreiten so bemessen sind, dass die wahre Entfernung mit großer Wahrscheinlichkeit innerhalb dieser Bandbreiten zu finden ist. Deshalb die größere Bandbreite für den ungenaueren Hipparcos-Satellit und die kleinere Bandbreite für Gaia DR2.

Wenn dem aber so ist, dann müsste das Gaia-Intervall innerhalb des Hipparcos-Intervalls liegen. Edit: Korrektur: Die Intervalle müssen sich überschneiden. Das tut es aber überhaupt nicht! Die Intervalle 432,4 ± 6,2 Lj und 446,9 ± 1,6 Lj überschneiden sich nicht.

Im "günstigsten" Fall liefert Hipparcos 432,4 + 6,2 LJ = 438,6 Lj und Gaia DR2 liefert 446,9 - 1,6 = 445,3 LJ. Das ist doch eine ziemliche Diskrepanz.

Thomas

 
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P_E_T_E_R

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Zitat von ThN:
Die Intervalle 432,4 ± 6,2 Lj und 446,9 ± 1,6 Lj überschneiden sich nicht. Im "günstigsten" Fall liefert Hipparcos 432,4 + 6,2 LJ = 438,6 Lj und Gaia DR2 liefert 446,9 - 1,6 = 445,3 LJ. Das ist doch eine ziemliche Diskrepanz.
Wie bereits gesagt, der Unterschied zwischen der Hipparcos Parallaxe für Polaris-Aa und der Gaia-Parallaxe für Polaris-B beträgt weniger als 2 sigma. Das würde ich als gestandener Experimentalphysiker eine verdammt gute Übereinstimmung nennen, zumal es sich hier um unabhängige Messungen zu verschiedenen Zeiten mit ganz verschiedenen Apparaten handelt.

Schau Dir mal die Streuung von Präzisionsmessungen von Naturkonstanten von verschiedenen Experimentiergruppen an. Da kommen viel größere Abweichungen vor. Neben rein statistischen Messfehlern gibt es systematische Fehler, die natürlich auch abgeschätzt werden müssen, aber häufig auch unterschätzt werden. Solche verborgenen systematischen Fehler offenbaren sich dann halt in solchen Diskrepanzen. Systematische Fehler sind häufig auch bei unabhängigen Messungen methodisch korreliert und lassen sich nicht einfach wie statistische Fehler in Wahrscheinlichkeiten interpretieren.

Jedenfalls ist eine Abweichung von 2 sigma zwischen Hipparcos und Gaia geradezu lächerlich gegenüber Abweichungen von bis zu 23 sigma, welche alternative Entfernungsbestimmungen von Polaris gegenüber Hipparcos und Gaia aufweisen! Da ist also ganz klar der Wurm drin!

Darüber sollte man sich den Kopf zerbrechen!

 

ThN

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Meine Stochastikkenntnisse sind nur schwach und liegen weit zurück, aber ich beginne langsam zu verstehen. Der Wert +- 0.11 bzgl. der Hipparcos-Messungen (bzw. +- 6.2 Lj) entsprechen 1 Sigma, korrekt? :gutefrage: Dann ist ungefähr:

432.4 + 2*6.2 = 444,8 ~= 446.9


zumal der Wert von Gaia DR2 auch noch eine Streuung von +- 1.6 Lj hat.

Ich hab die +- Bandbreite dann in der Vergangenheit wohl immer falsch interpretiert, nämlich als "fast sicheren" Aufenthaltsort für den wahren Wert. +- 1 Sigma entspricht aber einer Sicherheit von "nur" ca. 68% (wenn ich das richtig nachgelesen hab). Wenn man hingegen die Bandbreiten "sicherheitshalber" mit +- 2 Sigma (entspr. ca. 95% Sicherheit) angeben würde, entspräche dies mehr meiner Intuition und ich hätte diese Messungen auch nicht als Widerspruch empfunden.

Hoffentl. liege ich jetzt einigermaßen richtig! ;)

Thomas
 

P_E_T_E_R

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Zitat von ThN:
+- 1 Sigma entspricht aber einer Sicherheit von "nur" ca. 68% ... Wenn man hingegen die Bandbreiten "sicherheitshalber" mit +- 2 Sigma (entspr. ca. 95% Sicherheit) angeben würde, entspräche dies mehr meiner Intuition und ich hätte diese Messungen auch nicht als Widerspruch empfunden.
Jedenfalls für normalverteilte Messgrößen gilt das, also solche, die der berühmten Gauss-Verteilung auf den alten 10-DM-Scheinen entsprechen.

Je nachdem, wie kritisch eine Messgröße für die daraus gezogenen Schlussfolgerungen ist, werden unterschiedlich strenge Maßstäbe angelegt. Für den Vergleich gewöhnlicher Messergebnisse ist es üblich, ±σ als Fehler anzugeben, wobei dann durchaus einige Messpunkte (~32%) außerhalb liegen werden. Wenn hingegen bei einem Nullresultat, etwa bei der Suche nach einer von null verschiedenen Neutrinomasse, eine obere Grenze angegeben werden soll, wird man üblicherweise eine Fehlermarge von 2σ angeben, dieses dann aber auch explizit benennen. Beim Higgs-Teilchen wurde die Wahrscheinlichkeit einer statistischen Fluktuation sogar auf 0,000000573 entsprechend 5σ reduziert.

Normalverteilung

 

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ThN

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Re: Gaia DR2 und Albireo

Die Sterne Beta Cygni A und B, bei Amateurastronomen als Albireo bekannt und berühmt befinden sich auch im 2. Datenrelease. Phil Plait hat jetzt in seinem Bad Astronomy - Blog ausgeführt, dass jetzt mit hoher Wahrscheinlichkeit sichgestellt ist, dass die beiden Sterne keine physikalischen Doppelsterne darstellen. Das wurde bisher zwar stark vermutet, aber so richtig sicher war man sich nicht...

Ich habe die Sterne jetzt über das Portal http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-3?-source=I/345/gaia2 herausgesucht:

Komponente A
- plx 9,9496 +- 0,6022 mas (Millibogensekunden)
- pmRA 6,127 +- 1,164 mas
- pmDE -15,488 +- 1,091 mas

Komponente B
- plx 8,3779 +- 0,1696 mas
- pmRA -0,990 +- 0,261 mas
- pmDE -0,541 +- 0,275 mas

plx ist die Parallaxe und pmRA / pmDE sind die Komponenten der Eigenbewegung (proper motion) in RA bzw. DE.

Aus der Parallaxe komme ich auf Entfernungen von 329 +- 20 Lj bzw. 390 +- 8 Lj. Mir scheint dann doch ziemlich offensichtlich, dass diese beiden Sterne viele Lichtjahre von einander getrennt sein müssen und damit keine physikalischen Doppelsterne darstellen können. Statistisch gesehen scheint dies aber immer noch nicht signifikant genug zu sein. Siehe auch die Diskussion oben im Thread!

Wenn man allerdings die Eigenbewegungen anschaut scheinen diese aber signifikant unterschiedlich zu sein. Schön wäre es, wenn auch die Radialbewegungen der beiden Komponenten bekannt wären, um ganz sicher zu gehen..

Thomas

P.S. Evtl könnte man die unterschiedlichen Eigenbewegungen auch durch eine mögliche gravitative Bindung der beiden Komponenten erklären, die sich da in Keplerellipsen um den gemeinsamen Schwerpunkt bewegen würden. Ich habe aber mal abgeshätzt (anhand des scheinbaren Abstands von 35" am Himmel), dass die beiden Komponenten im günstigsten Fall mehrere Tausend astronomische Einheiten von einander entfernt sind und daher nur äußerst langsame Bahngeschindigkeiten haben müssten.
 
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P_E_T_E_R

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Re: Gaia DR2 und Albireo

Zitat von ThN:
Schön wäre es, wenn auch die Radialbewegungen der beiden Komponenten bekannt wären, um ganz sicher zu gehen ... Ich habe aber mal abgeschätzt (anhand des scheinbaren Abstands von 35" am Himmel), dass die beiden Komponenten im günstigsten Fall mehrere Tausend astronomische Einheiten von einander entfernt sind und daher nur äußerst langsame Bahngeschindigkeiten haben müssten.
In der Tat, man kann aus den bekannten Massen der beiden Komponenten, dem Winkelabstand und der Entfernung eine Umlaufperiode von ca. 60.000 Jahren und eine mittlere Umlaufgeschwindigkeit von etwa 2 km/s abschätzen. Die Differenz der Radialgeschwindigkeiten beträgt aber 5,3 ± 2,2 km/s. Diese Diskrepanz spricht ebenfalls gegen ein gravitativ gebundenes System, ist aber für sich alleine noch nicht so überzeugend.

beta Cyg A ... Radial velocity: V(km/s) -24.07 ± 0.12

beta Cyg B ... Radial velocity: V(km/s) -18.80 ± 2.2


 

P_E_T_E_R

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Re: Gaia DR2 und Albireo

Zitat von P_E_T_E_R:
In der Tat, man kann aus den bekannten Massen der beiden Komponenten, dem Winkelabstand und der Entfernung eine Umlaufperiode von ca. 60.000 Jahren und eine mittlere Umlaufgeschwindigkeit von etwa 2 km/s abschätzen.
Da man die Neigung der Bahnellipse zur Blickrichtung nicht kennt, könnte die Umlaufperiode sogar noch erheblich größer sein, und die Umlaufgeschwindigkeit entsprechend geringer als 2 km/s. Dann wäre eine gravitative Kopplung bei gemessener 5,3 ± 2,2 km/s Differenz der Radialgeschwindigkeiten sogar noch unwahrscheinlicher.

 

P_E_T_E_R

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Gaia Uncovers Major Event in the Formation of the Milky Way Galaxy

Die stellare Umgebung der Sonne rotiert mit einer mittleren Geschwindigkeit von ca. 200 bis 240 km/s um das galaktische Zentrum, und zwar im Uhrzeigersinn, wenn man vom galaktischen Nordpol schaut. Das lokale Ruhesystem dieser Bewegung trägt den Namen Local Standard of Rest (LSR).

Individuelle Sterne haben gegenüber dieser mittleren Bewegung natürlich mehr oder weniger abweichende Pekuliarbewegungen. Insbesondere die Sonne selbst bewegt sich auf einem etwas schnelleren Orbit mit 255 km/s. Es gibt aber auch Sterngruppen wie die Arcturus Moving Group, welche erheblich von der mittleren LSR-Bewegung abweichen. Arktur, der prominente Namensgeber dieser Gruppe, hat mit einer Relativgeschwindigkeit zur Sonne von 122 km/s eine erheblich geringere Umlaufgeschwindigkeit, und Ähnliches gilt für die ganze Gruppe.

Man fragt sich deshalb schon seit einiger Zeit, ob diese Sterne möglicherweise von einem lange zurückliegenden Kollisionsprozess der Milchstraße mit einem kleineren Satellitensystem etwa vom Kaliber der Magellanschen Wolken stammen.

Mit den jetzt verfügbaren Daten von Gaia ist es nun möglich, wesentlich größere Sternpopulationen zu untersuchen:

Amina Helmi et al.: The merger that led to the formation of the Milky Way’s inner stellar halo and thick disk

The analysis revealed a prominent slightly retrograde kinematic structure all in the nearby halo, which may trace an important accretion event experienced by the Galaxy. With an estimated 4:1 mass-ratio, the merger must have led to the dynamical heating of the precursor of the Galactic thick disk and therefore contributed to the formation of this component approximately 10 Gyr ago.
 

P_E_T_E_R

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Es gibt eine neue Untersuchung der Eigenbewegung (PM) von hellen Sternen in M31 und M33, basierend auf Hubble and Gaia DR2 Ergebnissen:

First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33

The Future Fate of the Local Group: We next assess the impact of the new measurements on the future fate of the four most massive members of the LG: M31, the MW, M33 and LMC ... We used the average DR2+HST PM, and adopt two different mass ratios for the encounter: a high virial mass ratio encounter (MW/M31 = 10^12 Ms / 2×10^12 Ms) and an equal mass ratio encounter (MW = M31 = 1.5 × 10^12 Ms). In both scenarios, the increased tangential velocity is not sufficient to unbind the LG. The MW and M31 are still destined to merge. However, both the timing and the impact parameter of the first encounter have increased(*), from Tperi =∼3.9 Gyr to ∼4.5 Gyr and Rperi ∼ 31 kpc to ∼130 kpc. The larger tangential velocity implied by the average DR2+HST PM means that a future direct collision between the MW and M31 is less likely.

Also der erste M31/MW-Zusammenprall wird nach dieser Untersuchung nicht schon in 3,9, sondern erst in 4,5 Mrd. Jahren und außerdem weniger zentral, sondern streifend stattfinden.

(*) relativ zu einer häufig zitierten früheren Untersuchung von 2012: The M31 Velocity Vector
 
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P_E_T_E_R

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Gaia und Hubble machen's möglich:

Neuer Wert für die Masse der Milchstraße aus dem Bewegungsprofil von Kugelsternhaufen: (1,54 +0,75/-0,44) x 10^12 Sonnenmassen!

Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions

We estimate the mass of the Milky Way (MW) within 21.1 kpc using the kinematics of halo globular clusters (GCs) determined by Gaia. We use the Gaia kinematics to estimate the mass of the MW inside the outermost GC to be M (< 21.1 kpc) = (0.21 +0.04/−0.03) × 10^12 M_s, which corresponds to a circular velocity at r_max of v_circ (21.1 kpc) = 206 +19/−16 km/s . The implied virial mass is M_virial = 1.28 +0.97/−0.48 × 10^12 M_s. We get improved estimates when we combine the Gaia and HST samples to provide kinematics for 46 GCs out to 39.5 kpc: β = 0.52 +0.11/−0.14, M (< 39.5 kpc) = (0.42 +0.07/−0.06) × 10^12 M_s, and M_virial = (1.54 +0.75/−0.44) × 10^12M_s.

Die viriale Masse beschreibt die innerhalb eines korrespondierenden virialen Radius eingeschlossene Masse eines gravitativ gebundenen Systems, für die das sog. Virial Theorem gilt. Dabei steht die mittlere kinetische Energie im Gleichgewicht mit der potentiellen Energie: <T> = -<V>/2.
 

Wolfgang Hofer

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Hallo Peter!

Wenn ich das richtig verstehe, dann gilt der Wert für die Gesamtmasse der Milchstraße, also inkl. dunkler Materie. Gibt es auch aktuelle Zahlen zum Anteil der sichtbaren Materie innerhalb der Milchstraße?

CS
Wolfgang
 

P_E_T_E_R

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Wenn ich das richtig verstehe, dann gilt der Wert für die Gesamtmasse der Milchstraße, also inkl. dunkler Materie.
Richtig, die aus der Bewegung von Sternen oder Kugelsternhaufen bestimmte Masse ist die Gesamtmasse einschließlich dunkler Materie.
Gibt es auch aktuelle Zahlen zum Anteil der sichtbaren Materie innerhalb der Milchstraße?
Da ist unser Kenntnisstand nicht annähernd vergleichbar. Der Anteil von baryonischer Materie im gesamten Kosmos wird ja (neben den dominierenden Anteilen von dunkler Materie und dunkler Energie) mit etwa 5% taxiert. Wobei davon bei uns aber nur ca. 10% "sichtbar" ist. Man spricht schon seit einiger Zeit von den "fehlenden Baryonen". Außer der direkt sichtbaren baryonischen Materie in den Sternen gibt es im interstellaren Raum kalte und heiße baryonische Materie, und jenseits der sichtbaren Außengrenzen der Milchstraße gibt es einen ausgedehnten Halobereich aus sehr heißem Plasma, welcher visuell unsichtbar ist, aber bei kurzen Wellenlängen im Röntgenspektrum prominent ist. Man schätzt, dass diese weit über die sichtbaren Grenzen der Galaxis reichende unsichtbare Baryonenkomponente eine vergleichbar große Masse enthält. Alles in allem noch ein Gegenstand aktueller Forschung mit vielen Unsicherheiten:

The baron content of the Universe

Where Are the "Missing" Galactic Baryons?

Where Are the Baryons? II. Feedback Effects

ON THE HOT GAS CONTENT OF THE MILKY WAY HALO

A HUGE RESERVOIR OF IONIZED GAS AROUND THE MILKY WAY: ACCOUNTING FOR THE MISSING MASS?
 

P_E_T_E_R

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Seit einiger Zeit wissen wir, dass unsere Milchstraße nicht nur von galaktischen Satelliten und Kugelsternhaufen umkreist wird, sondern auch von den aufgelösten Überresten solcher galaktischer Begleiter. Diese umspannen die Milchstraße und folgen als Sternströme ihrem Ursprung auf derselben Trajektorie. Ein prominenter Vertreter mit der Bezeichnung GD-1 wurde vor mehreren Jahren aus Daten vom Sloan Digital Sky Survey entdeckt.

Mit der Verfügbarkeit von dreidimensionalen Koordinaten für ein großes statistisches Ensemble aus dem Gaia-Katalog werden nun mit geeigneten Filtermethoden auch weniger augenfällige Exemplare gefunden. Die detaillierte Untersuchung solcher ausgedehnter Sternströme lässt auch Rückschlüsse auf das gravitative Potential und die Verteilung von dunkler Materie im Halobereich der Milchstraße zu.

The Streams of the Gaping Abyss: A Polulation of Entangled Stellar Streams Surrounding the Inner Galaxy

We present the discovery of a large population of stellar streams that surround the inner Galaxy, found in the Gaia DR2 catalog using the new STREAMFINDER algorithm. Here we focus on the properties of eight new high-significance structures found at Heliocentric distances between 1 and 10 kpc and at Galactic latitudes |b| > 20°, named Slidr, Sylgr, Ylgr, Fimbulthul, Svöl, Fjörm, Gjöll and Leiptr.

The advent of the second data release (DR2) of the Gaia mission has opened up an new panoramic window onto our Galaxy. The detailed astrometric measurements now show the motions of over a billion stars in our immediate environment, allowing us to deduce the kinematical structure of our host galaxy.


Constraining the Milky Way Halo Potential with the GD-1 stellar stream

We use ESA/Gaia astrometry together with SEGUE and LAMOST measurements of the GD-1 stellar stream to explore the improvement on the Galactic gravitational potential that these new data provide. Assuming a realistic universal model for the dark matter halo together with reasonable models of the baryonic components, we find that the orbital solutions for GD-1 require the circular velocity at the Solar radius to be V_circ(R) = 244 ± 4 km/s. The corresponding Galactic mass within 20 kpc was estimated to be M_MW(< 20 kpc) = 2.5 ± 0.2 × 10^11 M_⨀.

Credit: Wikipedia & R.A. Ibata, K. Malhan, and F. Martin

104382

104383
 

P_E_T_E_R

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Siehe dazu auch:

Astronomers Find Stars Streaming from Our Galaxy’s Biggest Cluster

But with European Space Agency’s Gaia satellite, astronomers can see the distances and precise movements of a billion stars. When stars near each other in space also move together, especially when they lie outside of the galactic disk, it’s a good sign that they’re part of a stream. To find these stellar groupings, Ibata’s team applied a computer algorithm called Streamfinder to sort Gaia’s wealth of data. It picked out more than a dozen new stellar streams that loop around Milky Way’s flat spiral disk.

The team dubbed one of these streams Fimbulthul, named for one of the eleven rivers that coursed through the primordial void in Norse mythology. Its 309 stars span 18 degrees on the sky. The team calculates that the stars’ orbits take them as close as 5,000 light-years to the galactic center and as far as 21,300 light-years, orbital properties that are remarkably similar to those estimated for Omega Cen. And like Omega Cen, the stars of Fimbulthul lack heavier elements, which means they’re similarly ancient. The team conducted computer simulations to show that Fimbulthul could be the trailing arm of stars that our galaxy’s gravity has pulled from Omega Cen.
 
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Reaktion: ThN

P_E_T_E_R

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Pinpointing Gaia to enable the most accurate map ever of more than a billion stars

Das Prinzip der parallaktischen Entfernungsbestimmung beruht ja darauf, einen Stern von verschiedenen Positionen des Erdorbits anzupeilen und so den Parallaxenwinkel zu bestimmen, unter dem der Erdbahnradius vom Stern gesehen erscheint. Durch geometrische Triangulation ergibt sich daraus die Entfernung.

Dass die dabei auftretenden Winkel wegen der großen Entfernung der Sterne sehr klein sind und nur mit erheblichem Aufwand zuverlässig bestimmt werden können, wissen wir spätestens, seit es Bessel erstmals gelang, die Entfernung eines Sterns (61 Cygni) mit dieser Methode zu bestimmen. Bei einer Entfernung von 11,4 Lj beträgt der Parallaxenwinkel von 61 Cyg gerade mal 0,586" Bogensekunden, oder 586 mas (milli-arcseconds) im Parlance der Astrometrie.

Mit den Raumsonden Hipparcos und Gaia konnte die Messgenauigkeit von Parallaxen nochmal erheblich gesteigert werden. Gaia strebt eine Messgenauigkeit von 20 µas (micro-arcseconds) für 1 Milliarde Sterne an. Dafür ist dann auch eine entsprechend genaue Position der Raumsonde im Lissajous-Orbit um seinen L2-Lagrange-Punkt erforderlich und das wird durchregelmäßige Positionsmessungen mit zahlreichen Beobachtungsstationen auf der Erde sichergestellt. Dazu gehört insbesondere auch das 2,65-Meter VLT Survey Telescope der ESO:

In order to reach the accuracy necessary for Gaia's sky maps, it is crucial to pinpoint the position of the spacecraft from Earth. Therefore, while Gaia scans the sky, gathering data for its stellar census, astronomers regularly monitor its position using a global network of optical telescopes, including the VST at ESO's Paranal Observatory . The VST is currently the largest survey telescope observing the sky in visible light, and records Gaia's position in the sky every second night throughout the year.

The VST observations are used by ESA's flight dynamics experts to track Gaia and refine the knowledge of the spacecraft's orbit. Painstaking calibration is required to transform the observations, in which Gaia is just a speck of light among the bright stars, into meaningful orbital information. Data from Gaia's second release was used to identify each of the stars in the field of view, and allowed the position of the spacecraft to be calculated with astonishing precision - up to 20 milliarcseconds.
 
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ThN

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Heute wird ein Bahnmanöver ausgeführt. Auf dem derzeitigen Orbit würde es nämlich im August und November zu einer Sonnenfinsternis an Bord von Gaia und zu einem Ausfall der Stromversorgung kommen. Siehe:

Thomas

Edit: Hab' mal nachgerechnet: Total kann die Sonnenfinsternis nicht sein. Aber der Erdschatten kann bis zu 85% der Sonnenfläche abdecken.
 
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