Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 61
15.2 Das Messen der Dopplerverschiebung
Für die Radialgeschwindigkeitsmessung wird in den meisten Fällen die Dopplerverschiebung
einer Spektrallinie (z.B. Hα) als Differenzbetrag zu ihrer bekannten „Sollwellenlänge“
in einem unbewegten Laborspektrum bestimmt. Die Berechnung von erfolgt mit Formel
{15}. Dazu wird unmittelbar vor und/oder nach dem Objektspektrum ein Eichlampenspektrum
mit unverändertem Spektrografen Setup aufgenommen. Ein detaillierter Beschrieb
des Vorgehens ist in [30] zu finden. Als rudimentäre und weniger genaue Variante
zur Kalibrierlampe kann auch das Spektrum eines Fixsterns mit bekannter, sehr geringer
Radialgeschwindigkeit und intensiven, leicht identifizierbaren Linien aufgenommen werden.
15.3 Radialgeschwindigkeit naher Fixsterne
Die Radialgeschwindigkeiten von Fixsternen in der Umgebung des Sonnensystems erreichen
zum grossen Teil lediglich ein- bis zweistellige Werte in [km/s]. Beispiele: Aldebaran
+54 km/s, Sirius –8.6 km/s, Beteigeuze +21 km/s, Capella +22 km/s [100].
Die entsprechenden Verschiebungen sind daher sehr gering, d.h. meistens nur Bruchteile
von 1Å. Für und bezogen auf die Hα Linie (6563 Å) entspricht gemäss Formel
ca. 46 km/s. Dies bedeutet, dass hier zwingend mit hochauflösenden und absolut wellenlängenkalibrierten
Spektren gearbeitet werden muss.
15.4 Dopplerbedingte Relativverschiebung innerhalb eines Spektrums
Musterbeispiel für diesen Effekt sind die sog. P Cygni Profile (siehe Kap. 5.5). Zur Bestimmung
der Ausdehnungsgeschwindigkeit der Sternhülle ist hier weder ein absolut wellenlängengeeichtes
Spektrum noch eine heliozentrische Korrektur (siehe [30]) erforderlich, da
die Messung der relativen Verschiebung zwischen Absorptions- und Emissionsteil der
Spektrallinie genügt. Bei P Cygni beträgt diese Verschiebung innerhalb der Hα Linie immerhin
ca. 4.4 Å, was einer Expansionsgeschwindigkeit von ca. 200 km/s entspricht [33].
15.5 Radialgeschwindigkeit von Galaxien
Sogar bei den hellsten Galaxien des Messier Kataloges erfordert die
Gewinnung der Spektren grosse Teleskopöffnungen und Belichtungszeiten
von dutzenden von Minuten. Hier dringen wir zudem
distanzmässig in einen Bereich vor, wo die berühmte kosmologische
Rotverschiebung nach Edwin Hubble (1889–1953, meistens mit
Pfeife abgebildet) berücksichtigt werden muss. Diesen Effekt muss
man sich bei der Interpretation extragalaktischer Spektren stets vor
Augen halten. Die Schwierigkeit besteht hier in der Unterscheidung
zwischen der kinematischen Dopplerverschiebung, infolge der relativen
Eigenbewegungen der Galaxien, und der kosmologisch bedingten
Rotverschiebung durch die relativistische Ausdehnung des Raumzeit-Gitters. Das letztere
Phänomen hat mit dem Dopplereffekt nichts zu tun!
Im Bereich der Messier Galaxien, d.h. innerhalb eines Radius von ca. 80 Mio. Lj, dominiert
noch die Eigengeschwindigkeit. So bewegen sich sechs der 38 Galaxien entgegen dem
„kosmologischen Trend“, d.h. mit blau verschobenen Spektren, auf unsere Milchstrasse zu!
Dazu gehören auch M31 (Andromeda) mit ca. –300 km/s, und M33 (Triangulum) mit ca.
–179 km/s [101]. Bei massiv grösseren Distanzen wird jedoch der kosmologisch bedingte
Anteil an der gemessenen Spektrenverschiebung zunehmend dominanter und ab einer Distanz
von einigen 100 Mega Parsec [1 Mpc= 3.26 Mio. Lj] wird der Einfluss des Dopplereffektes
infolge der Eigenbewegung praktisch vernachlässigbar. Bei so weit entfernten Objekten
wird deshalb die Entfernung meist direkt als -Wert ausgedrückt. Dieser kann sehr
einfach durch die im Spektrum gemessene und meist noch heliozentrisch korrigierte [30]
Rotverschiebung bestimmt werden.