Entfernungen - Urspringschule

Doppelsterne und Exoplaneten
Dopplereffekt: Der Doppler-Effekt (benannt nach Christian Doppler,
1803 bis 1853) ist die zeitliche Stauchung bzw. Dehnung eines
Signals bei Veränderungen des Abstands zwischen Sender und
Empfänger während der Dauer des Signals. Dieser Effekt tritt bei
allen Signalen auf, die sich mit einer bestimmten Geschwindigkeit,
meist Lichtgeschwindigkeit oder Schallgeschwindigkeit, ausbreiten.
Bei Tönen erhöht bzw. vermindert sich die beobachtete Frequenz. Bei
der Vorbeifahrt eines Rettungswagens betrifft das die Änderung der
Tonhöhe sowohl der Fahrgeräusche (lautmalerisch als „iiiiuuuu“
wahrnehmbar) als auch der Tonhöhen der Wechselfrequenz des
Martinshorns.
Doppelsterne und Exoplaneten
Rot- und Blauverschiebung durch
Dopplereffekt bei sich entfernenden bzw.
sich nähernden Sternen
Doppelsterne und Exoplaneten
Schlussfolgerung:
Wenn sich ein Stern
oder eine
Sterngruppe von der
Erde entfernt, dann
verändern sich seine
Spektrallinien in den
Rotbereich.
Radialgeschwindigkeitsmethode
Exoplaneten und
Doppelsterne
können sich durch
periodische Rotund Blauverschiebung des
Lichts verraten.
Nachteil dieses Verfahrens:
Radialgeschwindigkeitsmethode
Exoplaneten und
Doppelsterne
können sich durch
periodische Rotund Blauverschiebung des
Lichts verraten.
Nachteil: funktioniert nur bei großen Exoplaneten,
in deren Bahnebene wir „seitlich“ hineinschauen.
Transitmethode
Falls die Umlaufbahn des Planeten so liegt, dass er aus Sicht der Erde
exakt vor dem Stern vorbeizieht, erzeugen diese Bedeckungen
periodische Absenkungen in dessen Helligkeit. Sie lassen sich durch
hochpräzise Photometrie (Helligkeitsmessungen des Sterns) nachweisen.
Mit dieser Methode wurden bis 2014 die meisten Exoplaneten
nachgewiesen.
Transitmethode
Hier ein Beispiel für so genannte bedeckungsveränderliche Sterne:
Transitmethode
Zwei ähnlich schwere Sterne umkreisen in dieser Animation ein
gemeinsames Baryzentrum. Wenn wir seitlich in die Ebene des
Systems schauen, können die Sterne sich gegenseitig bedecken.
Transitmethode
Zwei unterschiedlich schwere Sterne umkreisen in dieser Animation
ein gemeinsames Baryzentrum. Wenn wir seitlich in die Ebene des
Systems schauen, können die Sterne sich gegenseitig bedecken.
Ist ein Partner sehr viel kleiner, z.B. ein Planet, so befindet das
Baryzentrum im Inneren des schwereren Partners.
Astrofotografie
Am 10. September 2004 gab
die Eurpoäische Südsternwarte
in Chile bekannt, dass
möglicherweise erstmals eine
direkte Aufnahme eines
Planeten beim 225 Lichtjahre
entfernten Stern 2M1207
gelungen ist.
Nachfolgemessungen mit dem
Hubble-Weltraumteleskop
2006 konnten dies bestätigen.
Bestimmung von Entfernungen
Methode der jährlichen Parallaxe
(stark übertrieben dargestellt)
Entfernungen in der Astronomie
Ein Parsec (eine Parallaxensekunde) ist die Entfernung, aus der
der mittlere Abstand der Erde zur Sonne unter einem Winkel von
einer Bogensekunde (1" = 1/3600°) erscheint.
Da in der Astronomie viel mit Winkelmessungen gearbeitet wird,
ist diese Einheit recht sinnvoll.
Wie groß ist ein pc?
1 pc
= 1 AE / tan(1")
= 1 AE / tan(1/3600°)
= 1 / 4,8481 * 10-6 AE
= 206264,806 AE
= 206264,806 * 149597870700m
= 3,0856776 * 1016m
= 3,2616 ly
Entfernungen in der Astronomie
Wie weit ist der Stern von der
Sonne entfernt?
Entfernungen in der Astronomie
Wie weit ist der Stern von der
Sonne entfernt?
x
= 1 AE / tan(0,1")
Entfernungen in der Astronomie
Wie weit ist der Stern von der
Sonne entfernt?
x
= 1 AE / tan(0,1")
= 1 AE / tan(1/36000°)
Entfernungen in der Astronomie
Wie weit ist der Stern von der
Sonne entfernt?
x
= 1 AE / tan(0,1")
= 1 AE / tan(1/36000°)
= 2062648,06 AE
Entfernungen in der Astronomie
Wie weit ist der Stern von der
Sonne entfernt?
x
= 1 AE / tan(0,1")
= 1 AE / tan(1/36000°)
= 2062648,06 AE
= 206264,806 * 149597870700m
Entfernungen in der Astronomie
Wie weit ist der Stern von der
Sonne entfernt?
x
= 1 AE / tan(0,1")
= 1 AE / tan(1/36000°)
= 2062648,06 AE
= 206264,806 * 149597870700m
= 3,0856776 * 1017m
Entfernungen in der Astronomie
Wie weit ist der Stern von der
Sonne entfernt?
x
= 1 AE / tan(0,1")
= 1 AE / tan(1/36000°)
= 2062648,06 AE
= 206264,806 * 149597870700m
= 3,0856776 * 1017m
= 32,616 ly
Entfernungen in der Astronomie
Wie weit ist der Stern von der
Sonne entfernt?
x
= 1 AE / tan(0,1")
= 1 AE / tan(1/36000°)
= 2062648,06 AE
= 206264,806 * 149597870700m
= 3,0856776 * 1017m
= 32,616 ly
= 10 Pc
Entfernungen in der Astronomie
Wie weit ist der Stern von der
Sonne entfernt?
Die Frage ließe sich auch mit
dem Sinussatz beantworten .
Entfernungen in der Astronomie
Hinweise :
Der Unterschied der Entfernungen Stern-Sonne und Stern-Erde
darf getrost vernachlässigt werden.
Entfernungen in der Astronomie
Hinweise :
Der Unterschied der Entfernungen Stern-Sonne und Stern-Erde
darf getrost vernachlässigt werden.
Für sehr kleine Winkel verlaufen
die Funktionen sin(x) und tan(x)
fast linear.
Daraus folgt:
Winkel um Faktor x kleiner 
Entfernung um Faktor x größer.