Sternentfernungen mit Parallaxe messen — Astronomie, 14–17 Jahre
Nahe Sterne scheinen sich gegenüber weit entfernten Sternen zu verschieben, während die Erde von einer Seite ihrer Bahn zur anderen wandert. Aus diesem winzigen Winkel lässt sich die Entfernung bestimmen, ohne zum Stern zu reisen.
Parallaxe ist eine Verschiebung des Blickwinkels
Halte einen Finger hoch und schließe zuerst ein Auge, dann das andere: Der Finger scheint vor dem Hintergrund zu springen. Deine beiden Augen sind die zwei Blickpunkte. Astronomen nutzen die Erdpositionen im Abstand von sechs Monaten; ein naher Stern verschiebt sich stärker als ein ferner.
Warum misst man die Entfernung so?
Die Helligkeit eines Sterns allein verrät seine Entfernung nicht, denn ein weit entfernter, leuchtkräftiger Stern kann wie ein naher, schwacher aussehen. Parallaxe löst dieses Problem mit Geometrie statt mit einer Vermutung aus dem Aussehen. 1838 gelang Friedrich Bessel eine der ersten erfolgreichen Messungen der Sternparallaxe bei 61 Cygni.
Vom Winkel zu Parsec
Nehmen wir an, die jährliche Parallaxe eines Sterns beträgt 0,5 Bogensekunden. Astronomen verwenden die Beziehung Entfernung in Parsec = 1 ÷ Parallaxe in Bogensekunden. Also gilt 1 ÷ 0,5 = 2 Parsec. Da ein Parsec etwa 3,26 Lichtjahre entspricht, ist der Stern etwa 6,52 Lichtjahre entfernt.
Der Irrtum: Eine große Verschiebung bedeutet große Entfernung
Es ist nachvollziehbar zu denken, eine große Bewegung am Himmel bedeute, dass der Stern weit gewandert ist. Bei der Parallaxe bewegt sich der Stern jedoch vielleicht kaum; verändert hat sich unser Beobachtungsort. Eine große scheinbare Verschiebung bedeutet, dass der Stern näher ist, so wie ein naher Finger stärker springt als ein ferner Berg.
Ein kosmisches Maßband
Parallaxe liefert Astronomen direkte Entfernungen zu nahen Sternen und hilft, Entfernungen aus anderen Methoden zu überprüfen. Weltraumteleskope wie Gaia messen winzige Verschiebungen bei mehr als einer Milliarde Sternen. Diese Messungen erstellen eine Karte unserer stellaren Nachbarschaft und verbessern die Schätzung der tatsächlichen Sternhelligkeit.
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