Radial Velocities Without Spectroscopy -Astrometric determination of stellar radial motion

Sammanfattning: Popular Abstract in Swedish Stjärnors radialhastigheter har i mer än ett sekel haft betydelse för studiet av Vintergatans och stjärnhoparnas kinematik. Radialhastigheten är den hastighet en stjärna, eller ett annat objekt, har längs synlinjen från en given observatör. Hittills har radialhastigheter bestämts med hjälp av spektroskopi, genom att observera spektrallinjer vars vilovåglängder är kända. Enligt dopplereffekten ökar våglängden om stjärnan avlägsnar sig från observatören (röd-förskjutning), medan den minskar om stjärnan rör sig mot observatören (blåförskjutning). Denna spektroskopiskt bestämda radialhastighet är emellertid inte absolut, eftersom olika andra fysikaliska fenomen påverkar bestämningen. Det gällar bl.a. konvektion i stjärn-atmosfären, som uppstår när varm gas stiger upp på stjärnans yta, avkyls och sjunker ner igen. Det blåförskjutna ljuset från den uppstigande gasen dominerar över det rödförkjutna ljuset från den sjunkande gasen, så att nettoeffekten blir en blåförskjutning på några hundra m/s. När ljuset (fotonerna) lämnar stjärnan, rör de sig upp genom stjärnans tyngdfält och förlorar något av sin energi. Detta orsakar en gravitationell rödförskjutning av ljuset, som också påverkar den spektroskopiska radialhastigheten. Vill man bestämma absoluta radialhastigheter måste andra metoder till. Poängen är, att om man känner den absoluta radialhastigheten kan man jämföra denna med den spektroskopiska radialhastigheten och därmed få ett kvantitativt mått på de ovannämnda fenomenen. Syftet med denna avhandling är att bestämma sådana absoluta radialhastigheter. Detta låter sig göras med hjälp av astrometri, som innebär mätning av stjärnors positioner, egen-rörelser och avstånd (parallaxer). En sådan astrometrisk radialhastighet är alltså uteslutande bestämd genom geometri och därför oberoende av stjärnans fysiska egenskaper. De bästa astrometriska data som finns att tillgå kommer från Hipparcos-satelliten, och det är dessa data som har använts i avhandlingen. Det finns (minst) tre metoder att bestämma astrometriska radialhastigheter. Den första går ut på att mäta förändringen i en stjärnas parallax. Avlägsnar sig stjärnan från oss, kommer parallaxen att gradvis minskas. Denna information kan användas för att bestämma en astrometrisk radialhastighet. Existerande parallaxobservationer är inte exakta nog för att denna metod skall fungera i praktiken. Med framtida astrometriska rymdprojekt kommer den dock vara en möjlighet. Den andra metoden använder istället förändringen i stjärnans egenrörelse. Avlägsnar den sig från oss avslöjas detta genom en successiv minskning av egenrörelsen, från vilken en astrometrisk radialhastighet kan härledas. Även med denna metod är nuvarande observationer inte tillräckligt exakta för att ge särskilt intressanta resultat. Bättre än 6 km/s kan det inte göras förrän vi får noggrannare observationer. Den tredje och sista metoden ger däremot goda möjligheter redan nu, och det är den som avhandlingsarbetet först och främst handlar om. Metoden använder sig av s.k. rörliga stjärnhopar, i vilka stjärnorna rör sig i parallella banor i förhållande till solen. På grund av projektionseffekten på himlen ser det emellertid ut som om stjärnorna rör sig mot en viss `konvergens-punkt' (om hopen avlägsnar sig från oss). Ur detta kan stjärnhopens rymdrörelse härledas, och därmed radialhastigheterna för de stjärnor, som tillhör hopen. Rörliga stjärnhopar är en klassisk metod för avståndsbestämning, och har sedan gammalt tillämpats på Hyaderna, en närbelägen stjärnhop väl synlig för blotta ögat i Oxens stjärnbild. Enligt den klassiska metoden används spektroskopiska radialhastigheter och egenrörelser för att bestämma avstånden till stjärnorna i hopan. Då vi emellertid nu känner stjärnavstånden genom de av Hipparcos mätta parallaxerna, kan metoden så att säga vändas bak och fram, så att radialhastigheterna bestäms ur egenrörelser och parallaxer. Der finnas en rad närbelägna stjärnhopar för vilka metoden idag kan ge astrometriska radialhastigheter med en precision på omkring 1 km/s eller mindre. Det är välkända hopar som Ursa Major, Hyaderna, Plejaderna m.fl., samt några s.k. OB-associationer. De sistnämnda skiljer sig från vanliga stjärnhopar genom att de inte är gravitationellt bundna, att de domineras av ljusstarka stjärnor av spektraltyp O och B, samt att de är förhållandevis unga. Liksom stjärnhoparna karaktäriseras de dock av att alla deras stjärnor har ungefär samma rymdhastighet. Främst Hyaderna har visat sig vara lämplig att tillämpa metoden på, eftersom denna stjärnhop inte liggar så långt från Jorden och har stor vinkelutsträckning på himlen. Det är möjligt att komma ner till en noggrannhet av ca 0.5 km/s. Detta värde är en kombination av felen i stjärnhopens rymdhastighet och dess interna hastighetsspridning eller dispersion. Att korrekt bedöma storleken av denna dispersion har förorsakat ganska allvarliga svårigheter, och det var först genom realistiska numeriska simuleringar av en Hyad-liknande stjärnhop som dess verkliga bidrag till felbudgeten kunde klarläggas. Dess bidrag är omkring 0.35 km/s för stjärnor i hopens centrum och 0.20 km/s på ett avstånd av 7-8 pc från centrum. Dessa värden utgör samtidigt en absolut undre gräns för hur noggrant astrometriska radialhastigheter i Hyaderna kan bestämmas med denna metod. Tar man nu skillnaden mellan de astrometriska och de spektroskopiska radialhastigheterna, exempelvis som funktion av spektraltyp, ser man systematiska skillnader främst orsakade av konvektion i stjärnornas atmosfärer och av gravitationell rödförskjutning. Den kombinerade effekten ligger i det teoretiskt förutsagda intervallet. Man ser emellertid även skillnader, exempelvis korrelerade med stjärnornas rotationshastighet, som det ännu inte finns teoretiska modeller för. Framtida astrometriska rymdprojekt som GAIA kommer att göra det möjligt att bestämma astrometriska radialhastigheter för tiotusentals stjärnor med ännu högre noggrannhet än vad vi kan uppnå idag. Intill dess finns det dock mycket att göra både observationellt, t.ex att förbättra nogrannheten i de spektroskopiska observationerna, och när det gäller den teoretiska förståelsen av de processer i stjärnornas ytlager, som bidrar till de observerade skillnaderna mellan spektroskopiska och astrometriska radialhastigheter.