Definition und Entfernung von Fixsternen Mittelstufe

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SCHOOLSCOUT:
Astronomie
Thema:
Die Fixsterne (Teil 1)
TMD: 16129
Kurzvorstellung
des Materials:
Ist der Begriff „Fixstern“ eigentlich korrekt? Diese Frage soll
als Einführung in die Thematik der Fixsterne dienen und den
Schülern deutlich machen, warum sich ein Stern scheinbar bewegt. Diese Bewegung kann nämlich dazu benutzt werden, die
Entfernung von nahen Sternen zu bestimmen, was anschließend
erarbeitet werden soll.
Das Ihnen hier vorliegende Arbeitsblatt ist Teil einer Sammlung
für den Astronomieunterricht, welche Sie gratis beim Kauf eines Meade Schul-Teleskops erhalten.
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Fixsterne
Entfernungsbestimmung von Sternen
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1. Gibt es einen Unterschied zwischen dem Begriff „Fixstern“ und „Stern“? Erkläre!
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2. Entfernungsbestimmung in der Astronomie
a. Um die Entfernung von nahen Sternen zu bestimmen, gibt es eine einfache
Methode. Um die zu verstehen führe das folgende kleine Experiment durch:
Strecke deinen Arm aus und halte den Daumen vor deiner Nase nach oben.
Schließe abwechselnd das rechte und das linke Auge. Was siehst du?
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b. Kannst du anhand der folgenden Zeichnung erklären, wie man den in a) beobachteten Effekt ausnutzen kann, um Entfernungen im All zu bestimmen?
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c. Welche Beziehung zwischen a, r und δ gilt im Dreieck ABD? Nutze tan(δ) ≈ δ
und a = 1AE!
d. Rechne dein Ergebnis in Sekunden Bogenmaß um! ( δ = δ ⋅
2π
)
360 ⋅ 60 ⋅ 60
e. Man führt nun eine neue Entfernungseinheit ein, die Parallaxensekunde oder
kurz Parsec (1pc), da die Entfernungen zu den Sternen sehr groß werden. Laut
Definition entspricht eine Parallaxe von 1" (Bogensekunde, 1" = 1/3600°) ei1AE ⋅ 206265"
ner Entfernung des Sterns von genau 1pc: 1 pc =
= 206265 AE
1"
Ersetze in der Formel für r die Einheit AE durch pc und du erhältst die endgültige Formel zur Entfernungsbestimmung!
f. Die Parallaxe des uns nächsten Sterns Alpha Centauri wurde zu 0,769’’ bestimmt. Berechne die Entfernung in Parsec, Lichtjahren, Astronomischen Einheiten und Kilometern! ( 1LJ = 9, 46 ⋅1012 km = 0,3066 pc = 6,324 ⋅10 4 AE ,
1AE = 149.597.870km )
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g. Die bisher behandelte Methode zur Entfernungsbestimmung ist nur für Sterne
sinnvoll, die nicht weiter als ca. 300 Lichtjahre von der Erde entfernt sind. Bei
größeren Entfernungen liegt der Messfehler im Bereich der eigentlichen Entfernung des Sterns. Wie könnte es möglich sein, diese Methode auch für weiter
entfernte Sterne zu nutzen?
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Lösungen
1. Der Begriff Fixstern stammt noch aus der Antike. Er bezeichnet Sterne am Nachthimmel, die scheinbar nie ihre Position ändern. Nur wegen dieser Eigenschaft haben sich
überhaupt Sternbilder entwickeln können. Im Gegensatz zu diesen „feststehenden“
Gebilden gibt es noch die Planeten (historisch: Wandelsterne), die innerhalb kurzer
Zeiträume ihre Positionen verändern.
Allerdings ist der Begriff Fixstern irreführend, da auch diese Sterne eine Eigenbewegung besitzen – ohne Rücksicht auf die räumliche Bewegung. Der Begriff des Fixsterns ist daher nicht korrekt und heute kaum noch gebräuchlich. Er wurde durch die
Bezeichnung Sterne ersetzt.
Der Effekt, welcher für eine scheinbare Bewegung von Sternen verantwortlich ist, ist
die Bewegung der Erde um die Sonne. Da sich dabei die Position der Erde verändert,
erscheinen nahe Sterne sich gegenüber weiter entfernten Sternen leicht auf einer Ellipse zu bewegen. Der Effekt ist unter dem Begriff trigonometrische Parallaxe bekannt.
Diese scheinbare Bewegung lässt sich durch mehrfache Beobachtung des Sterns von
dessen Eigenbewegung in der Milchstraße unterscheiden. Da die Erde alle 12 Monate
an den alten Ort auf ihrer Bahn um die Sonne zurückkehrt, sollte auch der beobachtete Stern wieder an derselben Stelle wie vor 12 Monaten sein. Ist er das nicht, so weiß
man, dass sich der Stern in dieser Zeit tatsächlich bewegt hat.
2. Entfernungsbestimmung
a. Schließt man abwechselnd beide Augen, sieht man den Daumen vor dem Hintergrund hin und her springen. Genau diese Methode wird im großen Maßstab
in der Astronomie verwandt.
b. Die Methode zur Entfernungsbestimmung bedient sich der sogen „trigonometrischen Parallaxe“. Bei einer angenommenen kreisförmigen Bewegung der
Erde um die Sonne scheinen sich nahe Sterne am Himmel vor dem Hintergrund der weit entfernten Sterne auf einem Kreis (polnahe Sterne), einem
Strich (ekliptiknahe Sterne) oder auf einer Ellipse (Sterne zwischen Pol und
Ekliptik) zu bewegen. Diese Bewegung wird mit wachsendem Abstand des
Sterns von der Erde kleiner. Diese scheinbaren Winkelverschiebungen δ der
Sterne nennt man die "trigonometrische Parallaxe". Hat man im halbjährlichen Abstand zwei Aufnahmen eines Sterns gemacht, kann man aus einer Überlagerung der Bilder den Winkel 2δ bzw. δ bestimmen. Anhand der Beziehungen im rechtwinkligen Dreieck ABD und bei bekannter Strecke a lässt sich
r bestimmen.
a
. Da die Winkel sehr klein
r
sind, gilt näherungsweise: tan(δ) ≈ δ. Die Entfernung a ist definitionsgemäß
die Länge einer Astronomischen Einheit (AE), also a=1AE. Somit gilt:
1AE
r=
.
δ
c. Im rechtwinkligen Dreieck ABD gilt: tan(δ ) =
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d. Die Parallaxe wird nun von Grad ins Bogenmaß umgerechnet und aufgrund
der kleinen
Winkel
rechnet
man
noch
in
Sekunden
um:
1AE
1AE ⋅ 206265"
r=
=
2π
δ
δ⋅
360° ⋅ 60 ⋅ 60
1AE ⋅ 206265"
= 206265 AE
1"
1"⋅1 pc
und damit: r =
(δ in Sekunden)
δ
e. Mit
f.
r=
1 pc =
folgt:
1
pc ⋅ 206265"
206265
r=
δ
1"⋅1 pc 1"⋅1 pc
=
= 1,30 pc = 4,24 LJ = 2,68 ⋅105 AE = 4,01 ⋅1013 km
δ
0,769"
g. Eine Möglichkeit besteht darin, die Strecke a zu vergrößern. Das geht natürlich nicht mehr als Beobachter von der Erde aus, aber mit Hilfe von Satelliten,
die sich auf einer großen Umlaufbahn befinden. Durch den 1989 gestarteten
Satelliten HIPPARCOS wurden innerhalb von 4 Jahren trigonometrische Parallaxen für fast 120000 Sterne neu bestimmt, die in einer Entfernung von bis zu
3300 LJ lagen.
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