Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

1.2. LÄNGEN: RADIEN UND ENTFERNUNGEN 15
Die Rechnungen Leverriers stimmten mit den Beobachtungsdaten hervorragend überein, mit einer Ausnahme: bei Merkur
ergab sich eine Abweichung im Voreilen des Perihels um 43 ′′ (von insgesamt 5599 ′′ ). Leverrier vermutete daraufhin einen
weiteren Planeten als Grund der Störung und berechnete seine Position (näher an der Sonne als Merkur, deshalb am besten
in Absorption vor der Sonne zu beobachten). Vulkan, wie Leverrier seinen Planeten nannte, wurde nie gefunden (trotz vieler
gegenteiliger Behauptungen). Daß es sich nicht um Beobachtungsfehler handelte, zeigte Einstein in seiner Arbeit (1915)
’Erklärung der Perihelbewegung des Merkur aus der allgemeinen Relativitätstheorie’. Bis heute halten sich Spekulationen,
daß im Sonnensystem ein zweiter unsichtbarer Stern (mit Namen Nemesis) verborgen sein könnte.
In neuerer Zeit haben Oort (Oortsche Wolke) und Kuiper (Asteroidengürtel) auf das Vorhandensein weiterer Ansammlungen
von Materie (Kometen Reservoir) hingewiesen.
Bis 1961 waren Messungen am Asteroiden Eros, einem erst 1898 entdeckten ziegelähnlicher Brocken
mit den Abmessungen 22 km (Länge) mal 6 km (Durchmesser), die genauesten, da Eros sich bis auf
0.12 AE der Erde nähert. Die Reduktion der Daten zwischen 1901 und 1945 ergab π = 8.8 ′′ . Seitdem
haben Radarmessungen die Genauigkeit so weit gesteigert, daß Entfernungen im Sonnensystem heute
auf etwa 1 km genau sind:
1AE = 149597892 km (1.29)
dabei sind 1 km etwa durch die Unebenheiten der Planeten gegeben.
• ZUSATZ (DATEN ZUR ERDBAHN)
Für die Erdbahn ergibt sich folgendes:
Periheldistanz Rp = a(1 − e) = 147 · 10 6 km; vp = 30.3 km s −1 Periheldurchgang: Anfang Januar
Apheldistanz Ra = a(1 + e) = 152 · 10 6 km; va = 29.3 km s −1 Apheldurchgang: Anfang Juli
Damit beträgt die lineare Dopplerverschiebung β = v/c ≈ 10 −4 .
1.2.2 Die nächste Umgebung der Sonne
Normalerweise versteht man unter der nächsten Umgebung der Sonne, rein phänomenologisch, diejenige
Entfernung, die noch mit geometrischen Mitteln (Parallaxe) direkt bestimmt werden kann. Dazu
zählten bis vor kurzem einzelne Sterne mit bis zu 25 pc Entfernung und Sternhaufen mit bis zu maximal
1 kpc Distanz. Für weitergehende Entfernungsbestimmungen musste ein kompliziertes System
von Eichkerzen verwendet werden. Messungen mit dem Astrometrie Satelliten Hipparcos haben hier
enorme Fortschritte gebracht.
Der enorme technische Forschritt, zusammen mit einigen (für den Astronomen glücklichen) Ereignissen
(wie der Supernova 1987A), ermöglicht neuerdings (seit mit VLBI im radio und mit dem HST im
optischen Bereich Präzisionsmessungen auf einer Skala von µas bzw. mas zu Verfügung stehen) auch
kinematische Entfernungsbestimmungen bis zu 4 Mpc! Dabei wird die Expansion einer Kugel einerseits
direkt über die Winkeländerung (Parallaxe), andererseits über die Dopplerverschiebung bestimmt.
Die Änderung des Radius ist dann gegeben durch R = vt = ∆θd.
Relevante Beispiele, wo diese Methode bereits Ergebnisse gebracht hat, sind:
1. H2O-Maser (Orion, gal. Zentrum).
2. Nova mit Planetarem Nebel (stingray nebula).
3. Supernovae mit Supernova Überresten (SN 1987A in LMC und SN 1993J in M81).
Diese erlauben mittlerweile Entfernungsbestimmungen zu ausgewählten Gebieten mit einer formalen
Genauigkeit von weniger als 1% über grosse Entfernungen hinweg.
Wir fassen im folgenden zunächst kurz die klassischen Ergebnisse zusammen. Betelgeuze und Rigel
sind sehr bekannte Sterne im Sternbild Orion. Sie gehören zu den scheinbar und absolut hellsten Sternen
unserer Milchstraße und sie werden uns noch häufiger beschäftigen.