Physik compact, Basiswissen 8, Schulbuch

83 23.2 Beobachtungsdaten und Zustandsgrößen der Sterne Beobachtungsdaten und Zustandsgrößen der Sterne 1. Entfernungsbestimmung von „sonnennahen“ Sternen Durch den jährlichen Umlauf der Erde um die Sonne scheinen Sterne eine Bewegung am Himmelsgewöl- be auszuführen. Diese Verschiebung eines Sterns lässt sich durch eine Winkelmessung zahlenmäßig erfas- sen. Sie ist mit zunehmender Entfernung geringer und lässt sich gegenüber den weit entfernten Ster- nen bestimmen, die ihre Lage während eines Jahres praktisch beibehalten. Man nennt diese scheinbare Verschiebung Parallaxe (parallax) . Der Winkel, unter dem die große Halbachse der Par- allaxenellipse eines Sternes erscheint, heißt Parallaxe und wird in Bogensekunden gemessen. 23.2 Hinweis: Wegen der geringen Parallaxe weiter ent- fernter Sterne ist diese Entfernungsbestimmung nur bis Entfernungen von maximal 100 pc möglich. 2. Cepheidenmethode Cepheiden (Cepheid stars) sind Sterne, deren Hellig- keit mit einer Periode von 1 bis 100 Tagen periodisch schwankt. Sie wurden nach dem vierten Hauptstern des Sternbildes Kepheus benannt, dessen Helligkeits- schwankungen mit bloßem Auge festgestellt werden können (Periode ≈ 5 1/3 Tage). Der Grund für die periodischen Helligkeitsschwankun- gen ergibt sich aus einem Schwingungsvorgang: Grob gesprochen ergibt sich die Periodenzeit aus der Zeit, die eine Schwingung im Stern braucht, um von der Sternoberfläche zum Zentrum und zurück zu laufen. Henrietta Leavit (1868-1921) entdeckte 1908 bei der Erforschung eines benachbarten Sternensystems, der kleinen Magellan´schen Wolke, die Beziehung zwi- schen der Strahlungsleistung und der Periode der Hel- ligkeitsschwankung. Nach diesem Zusammenhang ist die Periode umso größer, je größer die Strahlungsleis- tung des Sternes ist. Aus der Strahlungsleistung lässt sich die Entfernung des Sternes bestimmen, wenn man sie mit der auf der Erde auftreffenden Strahlungsleistung in Beziehung setzt. Als Riesensterne weisen Cepheiden sehr große Strah- lungsleistungen auf. Damit sind sie auch in Nachbar- galaxien beobachtbar und dienen als fundamentales Hilfsmittel der Kosmologie zur Entfernungsbestim- mung. A1 Rechne ein Lichtjahr in Parsec und Astronomische Einheiten um! Gib 1 Parsec in Lichtjahren und in Astro- nomischen Einheiten an! Abb. 83.1 Die jährliche Bewegung der Erde erzeugt die Parallaxe eines sonnennahen Sternes. A stellt die Erde im Jänner dar. Der Stern x er- scheint in Bezug auf die weiter ent- fernten Hintergrundsterne bei x 1 . Die Erde hat sich sechs Monate später bis zur Stellung B bewegt. Da die Erde 149,6 Millionen km von der Sonne entfernt ist, beträgt die Distanz A-B das Doppelte, also 299,2 Millionen km. Der Stern x erscheint nun bei x 2 . Der Winkel AXS kann gemessen wer- den; es ist die Parallaxe. Da die Länge der Basislinie A-B bekannt ist, kann das Dreieck berechnet und die Entfernung des Sterns (X-S) ermittelt werden. x 1 x 2 x 1 x 2 Stern x A B S Sicht des Sternes x aus Position A Sicht des Sternes x aus Position B Parallaxe Basislinie 1 Parsec, pc (Parallaxensekunde, parallax-second, parsec ) ist die Entfernung, aus der die große Halb- achse der Erdbahn (= 1 Astronomische Einheit – astronomical unit AU ) unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint. Gemäß Abb. 83.1 lässt sich die Entfernung e eines Sternes mit der Parallaxe r berechnen: e l r = e … Entfernung l … Länge der großen Halbachse der Erdbahn r …Parallaxe Die Entfernung wird in Parsec angegeben Abb. 83.2 Die Perioden-Strahlungsleistungs-Beziehung der klassischen Cepheiden ermöglicht die Bestimmung der Sternent- fernung. 1 2 4 6 10 20 40 60 100 Periode inTagen 1 10 100 1000 relative Intensität N r zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv