¨Ubungen zur Einführung in die Astronomie und Astrophysik

4 Sternstromparallaxe
rechnen:
r = v tan
µ
(4.1)
v r
Stern
λ
v
r
v tan
Richtung Vertex
Beobachter
λ
µ
Abbildung 4.1: Eigenbewegung eines Sterns
Die Eigenbewegung läßt sich i.a. gut beobachten. Dazu betrachtet man einmal
die Änderung µ δ der Deklination und die Änderung µ α der Rektaszension. µ α
beschreibt dabei die Änderung entlang des Äquators, (bei δ = 0). Die Änderung
entlang des Breitenkreises, der durch den Stern verläuft, ist dann µ α cos δ
(siehe Abb. 4.2). Da die Änderungen so klein sind, kann man sich µ α cos δ und
Nordpol
µ
µ δ
S µ α cos δ
θ obs
δ
µ α
Äquator
Abbildung 4.2: Bestimmung der Eigenbewegung des Sterns S
µ δ tangential an die Himmelskugel denken, so daß sich der Satz des Pythagoras
anwenden läßt:
µ =
√
(µ α cos δ) 2 + µ 2 δ (4.2)
Die Tangentialgeschwindigkeit dagegen ist nicht ohne weiteres beobachtbar. Da
aber die Radialgeschwindigkeit mit Hilfe des Doppler-Effekts leicht zu bestimmen
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