Einführung in die Astronomie Teil 4 - Das kleine 1x1 der Astrophysik

4.9 Die Eigenbewegung der Sterne

Eigenbewegung des Sirius (grüne Line) in einem Zeitraum von 20000 Jahren. Die anderen Sterne des Sternbilds Großer Hund sind wesentlich weiter von uns entfernt als Sirius, daher fällt ihre Eigenbewegung in diesem "kurzen" Zeitraum kaum auf

Betrachten wir den Himmel mit bloßem Auge, so fällt uns schon nach einer guten halben Stunde auf, daß sich die Sterne bewegen. Sie scheinen westwärts über den Himmel zu laufen. Aber diese Bewegung wird nur durch die Rotation der Erde vorgetäuscht! Daher soll sie uns hier nicht weiter interessieren. Die wirkliche Bewegung der Sterne durch den Raum bezeichnet man als Eigenbewegung (Abk.: EB).

Alle Sterne in unserer Milchstraße umkreisen das Zentum der Milchstraße. Dabei bewegen sich die Sterne auch relativ zueinander (und auch relativ zur Sonne). Die Sterne sind viele Lichtjahre von uns entfernt. Daher sind ihre Eigenbewegungen auch sehr klein. So glaubte man lange Zeit, daß die Sterne fest am Himmel stehen. Deshalb bezeichnete man sie als Fixsterne. Erst 1718 bemerkte der englische Astronom Sir Edmund Halley, daß die Fixsterne gar nicht so fest am Himmel standen, wie man gedacht hatte. Beim Vergleichen von Sternpositionen mit denen aus der Antike stellte er fest, daß sie sich ein weinig verschoben hatten. So wurde die Eigenbewegung der Sterne entdeckt.

Der Stern mit der größten Eigenbewegung ist Barnards Pfeilstern, ein roter Zwerg im Sternbild Schlangenträger. Er bewegt sich um 10.27" pro Jahr. Oder anders ausgedrückt: er braucht ca. 180 Jahre, um den Durchmesser des Vollmonds am Himmel zurückzulegen. Weitere Beispiele sind in folgender Tabelle aufgeführt.

Sterne mit großer Eigenbewegung
Stern	EB pro Jahr	Schienbare Helligkeit	Entfernung [Lichtjahre]
Barnards Pfeilstern	10,27"	9,5^m	5,9
Kapteyns Stern	8,73"	8,8^m	12,7
Groombridge 1830	7,04"	6,4^m	28,0
Lacaille 9352	6,90"	7,3^m	11,7
Cordoba 32149	6,08"	9,0^m	14,5
Ross619	5,30"	12,5^m	21,8
61 Cygni	5,20"	5,6^m	11,2
Lalande 21185	4,78"	7,5^m	8,1
Wolf 359	4,71"	13,7^m	7,6
epsilon Indi	4,69"	4,7^m	11,2
Lalande 21258	4,53"	8,7^m	18,9
WX Ursae Majoris	4,53"	14,8^m	18,9

Die Eigenbewegung beschreibt nur die Bewegung eines Sterns an der Himmelssphäre, d.h. die Änderung von Rektaszension und Deklination. Sie sagt aber nichts darüber aus, ob sich ein Stern auf uns zu- oder wegbewegt. Dafür braucht man noch eine weitere Größe, die sogenannte Radialgeschwindigkeit. Sie gibt an, mit welcher Geschwindigkeit sich ein Stern von uns entfernt. Gemessen wird die Radialgeschwindigkeit in der Regel in Kilometer pro Sekunde. Ist sie positiv, entfernt sich der Stern von uns. Ist sie negativ, so bewegt sich der Stern auf uns zu. Kennt man außerdem noch seine Himmelskoordinaten und seine Entfernung, dann kann man die Bewegung eines Sterns durch den Raum berechnen. Dazu zwei Beispiele:

Eigenbewegung des Großen Wagens
100000 v.Chr
heute
100000 n.Chr

Eigenbewegung der Cassiopeia
100000 v.Chr
heute
100000 n.Chr

Der Fernrohrtyp, der zur Messung der Eigenbewegung verwendet wird, heißt Durchgangsinstrument oder Meridiankreis. Damit können Rektaszension und Deklination von Sternen bestimmt werden, die den Meridian durchqueren. Eine andere Möglichkeit besteht darin, Fotoplatten zu vergleichen, die in einem Abstand von mehreren Jahrzenten aufgenommen worden sind. Mit dem Very-Large-Array-Radioteleskop lassen sich Sternpositionen relativ zu den Galaxien oder Quasaren messen. Nach etwa 10 Jahren ergeben sich dann Eigenbewegungen dieser Sterne mit einer Genauigkeit von 0,004" pro Jahr. Von 1989 bis 1993 bestimmte der Statellit Hipparcos die Eigenbewegungen von 118000 Sternen auf 0,001" genau.

Beobachtungsergebnisse

Beim Studieren der Eigenbewegungen fand man Sterne mit sehr hohen Raumgeschwindigkeiten (zwischen etwa 30 und 200km/s), wie z.B. AE Aurigae, 53 Arietis und My Columbae. Bei ihnen handelt es sich um Sterne der Spektralklassen O und B, die vermutlich aus Sternassoziationen entstammen. Ihre Geschwindigkeit und Bewegungsrichtung deuten darauf hin, daß sie einst der Orion-Assoziation angehörten. Eine Theorie nimmt an, daß die drei Sterne ursprünglich Mitglieder eines Vierfachsterns im Orion waren, dessen massenreichste Komponente vor etwa drei Millionen Jahren als Supernova explodierte. Die auf die drei anderen Komponenten übertragende Energie trieb diese aus dem Sternbild Orion heraus, so daß sie sich heute weit von ihrem Geburtsort entfernt in den Sternbildern Fuhrmann ("Auriga"), Taube ("Columba") und Widder ("Aries") befinden. Nach einer anderen Theorie sollen die drei Sterne durch zufällige enge Begegnungen mit anderen massereichen Orion-Sternen aus dem Orion herausgetrieben worden sein.

Außerdem entdeckte man sogenannte Schnelläufer. Das sind zur Population II gehörende Sterne in der Sonnenumgebung, die nicht an der allgemeinen Rotation der Scheibe des Milchstraßensystems teilnehmen, sondern sich auf stark elliptischen Bahnen um das Zentrum der Galaxis bewegen. Sie bleiben daher gegenüber der Sonne mit einer mittleren Geschwindigkeit zurück, die der Umlaufgeschwindigkeit der Sonne um das Milchstraßenzentrum entspricht (ca. 250km/s). Bis heute wurden über 600 Schnelläufer entdeckt, die eine größere Geschwindigkeit als 65km/s relativ zur Sonne haben.

Daneben fand man noch sogenannte Sternströme. Sie stellen die diffusesten Sternhaufen dar. Ihre Mitglieder können sehr weit verstreut sein. Beispiel: Fünf Sterne des Sternbildes Großer Wagen sind Mitglieder des sogenannten Bärenstroms. Diese fünf Sterne bewegen sich in die gleiche Richtung und sind ungefähr gleich weit von uns entfernt. Beim Untersuchen der Bewegung weiterer Sterne des Milchstraßensystems stellte man jedoch fest, daß sich noch mehr Sterne in die gleiche Richtung bewegen wie der Bärenstrom. Zu diesen Sternen gehören: Sirius, Delta Leonis, Beta Aurigae, Beta Eridani und Gemma. Insgesamt sind etwa 100 Mitglieder dieses Haufens bekannt, die über den ganzen Himmel verstreut sind. Das liegt daran, daß sich unsere Sonne durch die Randbezirke dieses Haufens bewegt.

Sonnenapex Aus der Bewegung der nächsten Sterne kann man auf die Bewegung der Sonne schließen. Die mittlere Eigenbewegung der Sterne hängt vom Winkel zwischen der Sonnenbewegung und der Richtung zu den Sternen ab: Liegen die Sterne in Richtung des Fluchtpunktes (Apex) der Sonnenbewegung, so ist ihre mittlere Eigenbewegung gleich Null. Die Sonne bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 19,7 km/s relativ zu den Nachbarsternen auf das Sternbild Herkules zu. Die Koordinaten des Apex lauten: RA=18h 04m, Dekl= +34°. Unsere Sonne umkreist das Zentrum der Michstraße mit einer Geschwindigkeit von 220km/s. Für einen Umlauf um das Zentrum benötigt sie ca. 200 Millionen Jahre.

Subtrahiert man die solare Bewegung von den Eigenbewegungen der Sterne, so erhält man, die wahre Bewegung der Sterne im Raum. Diese Bewegung nennt man Pekuliarbewegung.

In einem Jahr legt die Sonne rund 600 Millionen km zurück. Das ist viermal soviel wie die Strecke Erde-Sonne! Die dadurch hervorgerufenen Parallaxen (säkulare Parallaxen) können zur Entfernungsbestimmung herangezogen werden. Dadurch kann man noch die Entfernungen von Sternen messen, die für eine Entfernungsbestimmung mittels trigonometrischer Parallaxen zu weit entfernt sind.

Eine andere große Bedeutung hat die Eigenbewegung bei der Bestimmung der Entfernung von Bewegungssternhaufen. Das sind Sternhaufen, bei denen sich die einzelnen Sterne alle mit der selben Geschwindigkeit durch den Raum bewegen (siehe Kap. 4.3 - Die Entfernung der Sterne).

Ein weiterer Punkt ist die Bedeutung der Eigenbewegung für das Verständnis der galaktischen Rotation. Nur mit Hilfe der Eigenbewegung kann man die Änderung der Winkelgeschwindigkeit mit zunehmender Entfernung vom galaktischen Zentrum messen.

Zusammenfassung:

Das haben wir soeben gelernt:

Bis ins 18. Jahrhundert glaubte man, die Sterne wären fest am Himmel befestigt. Man nannte sie daher Fixsterne.
Alle Sterne kreisen um das Zentrum der Milchstraße. Dabei verändern sie auch ihre Position zueinander. Diese Bewegung nennt man Eigenbewegung. Sie ist aber so klein, daß sie mit bloßem Auge betrachtet erst nach Jahrtausenden auffällt. Daher ist der Begriff Fixsterne heute gar nicht mehr gerechtfertigt.
Zur vollständigen Beschreibung der Bewegung der Sterne benötigt man die Eigenbewegung in Rektaszension und Deklination sowie die Radialgeschwindigkeit. Kennt man noch die genauen Koordinaten und Entfernung der Sterne, so kann man die Veränderung der Sternbilder im Laufe der Zeit berechnen.

Unsere Sonne bewegt sich mit ca. 20km/s auf das Sternbild Hercules zu. Sie umkreist das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 220km/s. Für einen Umlauf braucht sie 200 Millionen Jahre.

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