Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor
Erfolgreiche ePaper selbst erstellen
Machen Sie aus Ihren PDF Publikationen ein blätterbares Flipbook mit unserer einzigartigen Google optimierten e-Paper Software.
<strong>Beitrag</strong> <strong>zur</strong> Spektroskopie für Amateurastronomen 60<br />
15 Das Messen der Radialgeschwindigkeit<br />
15.1 Der Dopplereffekt<br />
Zur Bestimmung der Radialgeschwindigkeit bedient man sich des Dopplerprinzips, benannt<br />
nach dem österreichischen Physiker Christian Doppler 1803 – 1853. Der „Klassiker“ der<br />
Erklärungsmodelle ist hier wohl die Änderung der Sirenentonhöhe eines vorbeifahrenden<br />
Rettungsfahrzeuges. Diesen Effekt zeigen nicht nur Schall- sondern auch elektromagnetische<br />
Wellen, zu denen ja ebenfalls das Licht gehört.<br />
Bezogen auf einen Beobachter wird dieser Effekt durch die radiale Geschwindigkeitskomponente<br />
einer Strahlungsquelle verursacht. Die Strahlungsquelle (z.B. Stern)<br />
bewegt sich dabei mit der Geschwindigkeit .<br />
S<br />
Falls vom Beobachter weggerichtet ist, erscheint die beobachtete Wellenlänge als<br />
gestreckt und das Spektrum dadurch rotverschoben. Im umgekehrten Fall wird sie<br />
gestaucht und das Spektrum dadurch blauverschoben.<br />
Quelle Grafik: Wikipedia<br />
V<br />
Vr<br />
Aus dem Spektrum von können wir die Verschiebung der Wellenlänge messen. Die<br />
Radialgeschwindigkeit ergibt sich dann einfach nach der Dopplerformel zu:<br />
= Gemessene Verschiebung der Wellenlänge einer bestimmten Spektrallinie<br />
Wellenlänge der betrachteten Spektrallinie im ruhenden System<br />
= Lichtgeschwindigkeit 300‘000 km/s<br />
– Ist das Spektrum blauverschoben, nähert sich uns das Objekt und wird negativ.<br />
– Ist das Spektrum rotverschoben, entfernt sich das Objekt und wird positiv.<br />
S<br />
Vr = 0<br />
V<br />
B<br />
S<br />
Vr<br />
V
Change language