Auch sehr interessant ist die Assymmetrie der Tails. Offenbar scheint es Momente gegeben zu haben, bei denen die Hyaden größere Sternmengen verloren haben. Interessant ist von der Physik auch, dass die Streuung der verlorenen Sterne offenbar zu einem großen Teil entlang der galaktischen Ebene stattfindet.
Ja, das weiss ich nicht genau zu beurteilen, ehrlich gesagt, weil es im Orginalsample auch Sterne gibt, die durchaus auch ober-/unterhalb der z=0 Ebene liegen. Die haben die Autoren aber als 'other' klassifiziert (click auf detail und sihe die 3d Verteilung in den verschiedenen Ebenen, XY, XZ, YZ) und meinem Verständnis bisher nach nicht als Tail Sterne gesehen. Ich werde irgendwann noch ins ARI gehen und Siegfried Röser solche Fragen stellen. Tatsächlich hat das Paper sogar (ein wenig) in Z selektiert. Ich kann ehrlicherweise nicht beurteilen ob der Streuungseffekt tatsächlich selektiv in der Ebene stattfindet (auch aus theoretischen Argumenten her). Aber Molekülwolken befinden sich natürlich vor allem in der Scheibenebene, daher würde ich schätzen, dass netto vor allem Impuls in der Scheibenebene auf die Sterne übertragen wird (Theoretiker fragen !). Wie gesagt, ich behalts mal im Hinterkopf ...
Mit dem Thema Sternströme habe ich mir früher beschäftigt, als ich festgestellt hatte, dass sich ein Großteil der Sterne im großen Bär in die selbe Richtung bewegt.
Kenn ich mich leider nicht aus. Ich war hier an GAIA und den Hyaden interessiert primär. Kann ich aber auch mal im Hinterkopf mitnehmen.
Recherche war ohne Internet allerdings schwierig. An Papers kam ich gar nicht ran und die paar genannten Beispiele in meinen Büchern haben nicht ins Schema gepasst. Z.B. Sirius passt weder von der Bewegung noch von der Metallizität noch vom Alter. ist aber zugegeben auch ein Sonderfall, was die Sternentwicklung angeht.
Metallizität falsch ist natürlich ein Problem, andere Wolke klingt unplausibel in einem Sternhaufen, Mixing ?
Ich bin dann zur Landesbibliothek gefahren und habe mir Glieses Katalog sonnennaher Sterne ausgeliehen und kopiert. Aus diesem habe ich mir dann Kandidaten herausgesucht, die passen könnten. Die Daten musste ich dann leider abschreiben. Naja, das Ganze ist auch mit am Abschreiben gescheitert, was mir zu mühselig war. Aber auch daran, dass die Daten so unpräzise und die Informationen zu Lückenhaft waren, um wirklich eine Aussage machen zu können. Trotzdem war die Kopie von Glieses Katalog der Fundus aus dem ich über viele Jahre meine Informationen geholt habe.
Ich denke das macht man jetzt mit GAIA Daten (öffentlich). Im letzten SuW 10/2023 S.8 gab es von Ulrich Bastian eine kurze Beschreibung zur Query Sprache auf den GAIA Daten. Ich such Dir die URL raus.
Später habe ich am Rechner eine Simulation versucht, um herauszufinden wie stabil offene Sternhaufen sind. Ich fand es faszinierend, dass sich offene Sternhaufen offenbar auflösen, während Kugelsternhaufen es nicht tun. Es gibt aber auch Beispiele von sehr alten Offenen Sternhaufen, die sich ihre Integration bewahren konnten. Bis zu der Sternzahl, die mein damaliger 486er in meiner zugegebenermaßen armseligen Simulation hergegeben hat, haben sich Offene Sternhaufen prinzipiell rein durch innere Einflüsse nach einiger Zeit aufgelöst, da immer wieder Sterne bei engen Mehrfachbegegnungen per Swingby aus dem System befördert wurden. Ab einer bestimmten Masse und Dichte ist das aber offenbar nicht der Fall. Sonst gäbe es keine Kugelsternhaufen. Offenbar sind diese Sternhaufen in der Lage Sterne in ähnlichem Maß einzufangen wie sie Sterne verlieren. Z.B. M71 ist so ein Fall, der nur noch zum Teil aus seiner ursprünglichen Population besteht.
Hm, ich bin kein Spezialist in num. Simulationen (hab immer 'beobachtende Astronomie' gemacht), einen solchen müsste man da fragen. Kann auch sein, dass numerische Effekte sowas machen, und man die ganz definiert im Code kontrollieren muss, weiss ich aber nicht. Da müsstest Du jemand fragen mit Ahnung in N-body code von Sternhaufen. Rein theoretisch gilt bei einem System mit vielen Stödden (Wechselwirkungen gravitativ) Equipartition of energy, also massereiche Sterne verlieren Energie, massearme gewinnen sie (und fliegen raus) - tendenziell zumindest. Bei OCs sind diese Prozesse anscheinend recht schnell. Bei GCs (wegen Dichte und Geschw.Dispersion) anscheinend etwas anders, man sagt ja dass GCs (theoretisch) gar keine Gleichgewichte haben, weil sie tendenziell einen kollabierten Kern (an Sternen) bekommen und der Halo abdampft. Das erhöht ihre Entropie. Freilich auf welcher Zeitskala das alles !? Und dann noch: OCs sind in der Schiebe und damit dem Bombardement der Molekülwolken ausgesetzt. GCs nicht ! Die sind vor allem im Halo und durchfliegen die Scheibe (radiale Bahnen, wenig Drehimpuls) nur immer ganz kurz, wenn sie durchtauchen, dann wieder hinaus in den Halo. Das könnte natürlich MIT ein Grund für ihre Stabilität sein (neben Dichte/Geschwindigkeitsdispersion).
Ich hab mich schon ewig nicht mehr mit dem Thema beschäftigt. Gibt es eigentlich heute die Möglichkeit komplexere Queries über Hipparchos und Gaia Daten laufen zu lassen und diese per CSV zu exportieren?
SuW 10/2023 S.8. (nur kurzer Miniartikel) - ich such die URL raus.
Ausserdem kann man - wenn man so tief in der Materie drin ist wie Du - auch mal schreiben an Ulrich Bastian (GAIA) am ARI In Heidelberg:
zah.uni-heidelberg.de
Er kümmert sich zum Teil auch um die Leserbriefe von SuW.
An die Redaktion SuW könntest Du natürlich auch schreiben...
Schöne Grüsse,
Peter
