4.1. Bewegungen

2026-09-06

Abstract
Verschiedene Bewegungen eines Sterns können beobachtet und für Informationen über ihn ausgewertet werden.

Jährliche Parallaxe

\[ \bbox[lightyellow,12px] { \begin{align} tan(φ) &=\frac{1 AE}{r} \\ \\ r&=\frac{1AE}{tan(φ)} \end{align}}\]

r = Entfernung des Sterns
\(φ\) = Hälfte des insgesamt in einem Jahr zu beobachtenden Winkel
Einheit pc „Parsec“: parallaktische Sekunde
Beim Winkel 1“ ist der Stern 1pc = 3,26 LJ entfernt.

Merke: Bei kleineren Winkeln ist die Entfernung größer!

BieC

\[ \bbox[lightyellow,12px] { \begin{align} tan(φ) &=\frac{1 AE}{r} \\ \\ r&=\frac{1AE}{tan(φ)} \end{align}}\]

r = Entfernung des Sterns

\(φ\) = Hälfte des insgesamt in einem Jahr zu beobachtenden Winkel

Einheit pc „Parsec“: parallaktische Sekunde
Beim Winkel 1“ ist der Stern 1pc = 3,26 LJ entfernt.

Merke: Bei kleineren Winkeln ist die Entfernung größer!

Eigenbewegung

…ist die tangentiale Komponente vt
(senkrecht zum Radius)
der vektoriellen Geschwindigkeit v.

\[ \bbox[lightyellow,12px] { \begin{align} tan(Δφ) = \frac{v_t\cdot Δt}{r} \end{align}}\]

biec

Die Eigenbewegung wird im Teleskop beobachtet.

Radialbewegung

…ist die radiale Komponente vr (in Richtung des Radius) der vektoriellen Geschwindigkeit v.

Feststellbar über den Dopplereffekt:
Bekannte Spektrallinien (mit Wellenlänge \(\lambda_0\)) werden unter einer anderen Wellenlänge \(\lambda\) beobachtet.

\[ \bbox[lightyellow,12px] { \begin{align} \lambda &= \lambda_0 + \Delta\lambda\\ \\ z&=\frac{\Delta \lambda}{\lambda_0}=\frac{v_r}{c} \end{align}}\]

  1. C. Bienmüller, CC-BY-NC-SA↩︎