Nur Bewegungsanteile entlang der Sichtlinie führen zu Wellenänderungen durch den Dopplereffekt (Achtung: Das gilt nur für v<<c). Die dazu gehörenden Geschwindigkeiten nennt man Radialgeschwindigkeiten RG.
Jede Bewegung quer zur Sichtlinie kann man in eine radiale und eine tangentiale Komponente zerlegen.
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| wikipedia common rot: Raumbewegung, grün: RG, Blau: TG |
Solche Verschiebungen gibt man oft als Winkel pro Jahr oder pro Jahrhundert an. Dann spricht man von der Eigenbewegung EB am Himmel.
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| ESO |
Wie groß die EB am Himmel ist, hängt nicht nur von der TG ab, sondern auch davon, in welcher Entfernung E das Objekt steht:
Für sehr kleine Winkel gilt (im Bogenmaß): EB = TG/E.
Je weiter ein Objekt entfernt ist, desto weniger verschiebt es sich am Himmel. Das gilt nicht nur für die EB, sondern auch für die Bewegung der Erde, die sich am Objekt widerspiegelt: Sterne stehen fix, Planeten wandern. Der Mars wandert in einem Jahr durch viele Sternbilder durch, Uranus steht jahrelang in einem Sternbild (zur Zeit in den Fischen).
Die EB kann man eventuell, wenn sie groß genug ist, messen, die TG erhält man dann nur, wenn die Entfernung des Objektes bekannt ist.
Anders ist es bei der RG. Die ist sofort aus der Messung durch den Dopplereffekt bekannt.
Da die astronomischen Objekte sich in der Regel deutlich langsamer als Licht bewegen (v<<c), erkennt man den Dopplereffekt nicht an einer Verfärbung. Damit er überhaupt messbar ist,, braucht man Markierungen im Spektrum. Das sind in der Regel die Spektrallinien.
Aus Laborversuchen ist ihre normale Wellenlänge λ bekannt. Der Unterschied Δλ zur beobachteten Wellenlänge ist dann direkt proportional zur Relativgeschwindigkeit v und führt zur RG.
Das alles folgt aus der in den früheren Posts besprochenen und hergeleiteten Dopplerformel für Licht:
Δλ / λ = v / c
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| Welt der Physik |
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