Referat: Entfernungsbestimmung von Sternen?
Hallo, und zwar muss ich in Physik ein Referat über die Entfernungsbestimmung von Sternen halten.
Was ich mich jetzt frage: Welche Methoden gibt es? Wie kann man ein solches Referat aufbauen? Und welche Formeln sind wichtig?
Vielen Dank im Voraus :)
6 Antworten
Hallo CmPunkFREAKXxX,
es gibt verschiedene Methoden der Entfernungsbestimmung in der Astrophysik, die jede für bestimmte Entfernungen geeignet sind. Für einige Entfernungen haben wir verschiedene Methoden zur Verfügung. Das ist super, weil man dann die Ergebnisse verschiedener Methoden miteinander vergleichen kann. Wenn verschiedene Methoden ähnliche Ergebnisse liefern, ist das ein sehr guter Hinweis, dass die Methoden ganz gut sind. Auf die größten Entfernungen haben wir dann nur noch die Methode der Messung der Rotverschiebung.
Aber der Reihe nach:
- Im Sonnensystem, z.B. zum Mond können wir noch Lichtlaufzeiten messen. Man schickt ein Signal zum Mond und misst die Zeit, bis das reflektierte Signal wieder da ist. Klingt leichter als es ist, funktioniert aber sehr gut, solange wir Entfernungen haben wie im inneren Sonnensystem. Danach streut das Licht zu sehr - selbst mit Lasern - und man kann kein rückkehrendes Signal mehr messen. (Für Dein Referat: Google mal "LIDAR", das ist das Spiegelsystem, das die Apollo-Astronauten hoch gebracht haben und das man anpeilt, um nachzumessen, dass der Mond sich jedes Jahr ein paar Zentimeter von uns entfernt.)
- Weiter kommt man mit der sogenannten Parallaxe. Das Verfahren wurde hier jetzt schon ein paar mal erklärt und ist für die Entfernungsbestimmung zu den nächsten Sternen auch eines der wichtigsten Verfahren. Die Parallaxe ist ein Winkel. Das Verfahren funktioniert so, wie das 3 dimensionale Sehen mit unseren beiden Augen: Halte den Daumen vor die Nase und mach' ein Auge zu. Merke Dir den Punkt an der Wand, den Dein Daumen verdeckt. Dann wechsel das Auge, bleib aber sonst ganz ruhig sitzen: Du wirst merken, dass der Daumen jetzt einen anderen Punkt an der Wand verdeckt. Das liegt daran, dass das Auge aus einer bestimmten Richtung auf den Daumen blickt - und diese Richtung wechselt halt, wenn wir mit dem anderen Auge schauen. Wiederholst Du das Ganze mit dem ausgestreckten Arm, dann springt der Daumen auch scheinbar vor der Wand, aber weniger weit, als wenn er nahe vor der Nase war. Und genau so machen wir es mit Sternen: Wir beobachten einen Stern heute und ein halbes Jahr später, wenn die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne genau gegenüber steht - immerhin rund 300 Millionen Kilometer sind unsere beiden "Augen" damit auseinander. Und aus den beiden gemessenen Winkeln, unter denen wir einen Stern dabei anpeilen müssen, können wir seine Entfernung berechnen. Das funktioniert schon einige Lichtjahre weit.Für das Referat kannst Du es Dir hier einmal anschauen: http://www.leifiphysik.de/astronomie/fixsterne#J%C3%A4hrliche%20Parallaxe
- Bei Entfernungen, die noch größer sind, hilft es uns, dass wir in den letzten hundert Jahren die Physik, die in Sternen abläuft, sehr gut verstanden haben. Wir kennen ein paar Formeln, aus denen wir die Leuchtkraft und damit die absolute Helligkeit eines Sternes ausrechnen können, wenn wir zum Beispiel seine Masse und seine Temperatur kennen. Aus dem Vergleich der so bestimmten absoluten Helligkeit und der hier noch ankommenden Helligkeit können wir seine Entfernung bestimmen. Für Dein Referat googelst Du hier mal nach "Masse-Leuchtkraft-Beziehung"; die Masse können wir zum Beispiel bei Doppelsternen aus den Dopplereffekten der beiden sich umkreisenden Sterne bestimmen.
- Auch bestimmte Typen veränderlicher Sterne helfen uns bei der Entfernungsbestimmung. Ein Beispiel wären die sogenannten Cepheiden. Die physikalischen Vorgänge, die bei diesem bestimmten Typ von veränderlichem Stern ablaufen, erzeugen eine ganz charakteristische Helligkeitsschwankung, so dass man sie gut identifizieren kann. Außerdem besteht eine feste Beziehung zwischen der Periode der Helligkeitsschwankung und ihrer absoluten Helligkeit. Messen wir also ihre Periode und ihre maximale bei uns ankommende Helligkeit, dann können wir die Entfernung zum Cepheiden über diese Formel ausrechnen. Mit dieser Methode kommen wir schon in uns nahe gelegene Galaxien. Cepheiden bezeichnen wir als "Standardkerzen", weil wir ihr Licht hernehmen können, um auf Entfernungen zu schließen.
- Eine andere Standardkerze ist eine bestimmte Klasse von Supernova-Explosionen, die sogenannten Typ 1a Supernovae. Auch diese Explosionen erreichen aufgrund der ablaufenden Vorgänge immer annähernd dieselbe absolute Helligkeit. Am Verlauf der Helligkeit über die Zeit der Supernova können wir diese Klasse auch gut erkennen. Eine Supernova ist ein sehr helles Ereignis. Ein Stern kann dann kurzzeitig fast so hell strahlen wie seine Galaxie. Entsprechend können wir Supernovae 1a in etlichen Galaxien entdecken und damit ihre Entfernungbestimmen.
- Für sehr, sehr weite Objekte bleibt uns die kosmologische Rotverschiebung. Hubble hat 1929 eine Besonderheit im Licht der damals beobachtbaren Galaxien entdeckt: Das Licht dieser Galaxien zeigt dieselben Spektrallinien von Wasserstoff, wie wir sie hier im Labor messen, aber zu längeren Wellenlängen ("Richtung rotes Ende des sichtbaren Lichtes") hin verschoben. Und zwar umso weiter verschoben, je weiter die Galaxie (aus einer der beiden eben erklärten Methoden bestimmt) weg war. Dieser Effekt kommt dadurch zustande, dass sich der Raum zwischen uns und der anderen Galaxie ausdehnt - und zwar mit einer ganz bestimmten Ausdehnungsrate pro Entfernung. Diese Rate nennen wir heute den "Hubbleparameter" und wir konnten ihn mittlerweile über recht verschiedene Methoden ganz gut bestimmen. Wenn wir jetzt also eine Galaxie zum Beispiel im Hubble Deep Field beobachten, dann nehmen wir ihr Spektrum auf und schauen, wie sehr die Spektrallinien darin rotverschoben sind. Über den Hubbleparameter können wir daraus dann die Entfernung zu dieser Galaxie abschätzen.
Die letzten Verfahren reichen wie gesagt bis in andere Galaxien. Du hast aber nicht gesagt, in welchem Entfernungsbereich Du beschreiben sollst, wie man die Entfernung bestimmt. Deswegen habe ich jetzt mal eine ganze Reihe von Verfahren aufgezählt.
Du kannst auch mal bei Florian Freistetter reinhören. Auch der hat die verschiedenen Verfahren zur Entfernungsbestimmung mal in seinem Podcast erklärt - und zwar in Folge 19, 20 und 21 seiner "Sternengeschichten". Hier der Link zur ersten dieser 3 Folgen:
https://youtube.com/watch?v=WNO_OaZE-Ys
Grüße
Vielen Dank für ihre Hilfe, sehr informativ. Eine Frage jedoch: Gibt es einen unterschied zwischen der jährlichen und der trigonometrischen Parralaxe oder ist das dasselbe?
Meines Wissens ist eine Parallaxe immer etwas Trigonometrisches, nämlich der Arcustangens eines Verhältnisses zwischen der Verschiebung des Beobachterstandpunkts und der Entfernung des beobachteten Objekts vom Beobachterstandpunkt.
Das Wort „jährlich“ ist im Unterschied zu „täglich“ gemeint. Die tägliche Parallaxe ist die Verschiebung des Beobachterstandpunkts zum einen Erddurchmesser, die jährliche die um den Durchmesser der Erdbahn, womit man natürlich bei gleicher Messgenauigkeit viel größere Distanzen messen kann.
Für verhältnismäßig nahe Sterne („nahe“ ist immer noch verdammt weit weg, im Maßstab 1:10¹², in dem die Sonne ein Stecknadelkopf von 1,4mm Durchmesser wäre, wäre das nächste Sternsystem α Centauri ca. 45km entfernt) gibt es die Methode der jährlichen Parallaxe.
Der Stern wird vor einem zweifellos viel weiter entfernten Hintergrund hinsichtlich seiner Position im Abstand von 6 Monaten verglichen, wenn die Erde bezüglich der Sonne. Je weiter er selbst entfernt ist, desto kleiner ist die Parallaxe p gemäß
2·tan(p) = 2AE/d,
wobei 1AE der Abstand Sonne-Erde ist und d der Abstand des Sterns von der Erde ist. Die Entfernungseinheit Parsec,
1Pc ≈ 3,26Lj,
entspricht der Entfernung, in der die Parallaxe eine Bogensekunde beträgt.
Bei größeren Entfernungen muss man eine Menge astrophysikalischen Wissens in die Entfernungsbestimmung hineinstecken.
Beispielsweise ist die absolute Leuchtkraft bestimmter Sterne bekannt, etwa der so genannten Cepheiden, deren Helligkeit schwankt, woran man sie erkennen kann. Wenn ich aber die Helligkeit eines Sterns kenne, kann ich anhand der scheinbaren Helligkeit unter der Annahme, dass der Raum euklidisch ist (eine Kugel also eine Oberfläche von 4π·r² hat, mit dem Radius r) die Entfernung bestimmen.
Bei sehr großen Entfernungen benutzt man einerseits die HUBBLE'sche Rotverschiebung und andererseits einen bestimmten Supernova-Typ, der immer mit der gleichen Helligkeit explodiert, weil er dies dann tut, wenn er gerade genug Masse dafür angesammelt hat. Man spricht von „Standardkerzen“, obwohl der Ausdruck „Standardbomben“ angemessener wäre. Auch in diesem Fall geht man über den Vergleich Leuchtkraft - scheinbare Helligkeit.
Diese Erklärung ist absolut "Spitze". Seit meinem sechsten Lebensjahr interessiere ich mich für Astronomie und deine Darstellung dieses Sachverhalts hätte besser nicht geschrieben werden können.
eine sehr gute Kurzfassung. Der Link zu BY Alpha (Prof. Lesch) ist zwar genauer, aber dieser hier fasst das schön kurz zusammen. Am besten die beiden ausführlichen AW hier lesen und DANN erst die >Videos anschauen, zur Vertiefung nochmals hier lesen-dann sollte das eferat keine Schwierigkeiten mehr machen!
Hey,
das Stichwort für die Entfernungsbestimmung nahegelegener Sterne (bis etwa 800 Lichtjahre) lautet: Trigonometrische Parallaxe. Es klingt kompliziert, ist aber prinzipiell nur einfache Geometrie. Hier ist eine Antwort in der ich das mal erklärt habe:
Ab einer Entfernung von 1000 Lichtjahren versagt dieses Verfahren endgültig. Eine weitere Möglichkeit der Entfernungsbestimmung wäre die Ermittlung der Leuchtkraft des Objektes mithilfe spektroskopischer Verfahren. Unter der Kenntnis von tatsächlicher Leuchtkraft und der Helligkeit des Sterns am Nachthimmel kann dann mithilfe des Distanzmoduls auf die Entfernung zurückgeschlossen werden.
Lg Nikolai
Die Entfernung ist a. a ist die große Halbachse, die im Tabellenbuch steht. Wenn du jedoch a berechnen möchtest, brauchst du die Masse der beiden Körper.
FGravitation = Fzentripetalkraft
6,67*10^-11*Masse großer Planet *mmond/r^2= mmond*(2pi/T Umlaufzeit)^2*r
Jetzt einfach nach r umformen:
r=a
Es gibt auch zwei Folgen von Alpha Centauri (Harald Lesch):
https://youtube.com/watch?v=CIKNy5G62KE
Teil II
Auf YT Leider gelöscht, hier die original br links, es gibt sogar einen 3. Teil:
Teil 1: http://br.de/s/sUvHUw
Teil 2: http://br.de/s/sR7KHr
Teil 3: http://br.de/s/1QSxdOY
Ich interessiere mich ebenfalls seit Kindheit dafür. Natürlich habe ich damals noch längst nicht alles verstanden, was ich in meinen ersten Astronomiebüchern zu lesen bekam, aber das ist ja das Schöne am Älterwerden, dass es einem manchmal wie Schuppen aus den Haaren fällt….