Sonnenapex: Unterschied zwischen den Versionen
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Der '''Sonnenapex''' (lateinisch ''apex'' = „Spitze“, „Kuppe“, „Helm“) ist der [[Fluchtpunkt]] der Bewegung unserer [[Sonne]] im Vergleich zum Mittel der benachbarten hellen [[Stern]]e, also relativ zum (fiktiven) [[Lokales Ruhesystem|Lokalen Ruhesystem]]. Dieser Punkt liegt im [[Sternbild]] [[Herkules (Sternbild)|Herkules]], südwestlich der [[Wega]]. Die entgegengesetzte Richtung nennt man '''Antapex''' und liegt im Sternbild [[Taube (Sternbild)|Taube]]. | Der '''Sonnenapex''' (lateinisch ''apex'' = „Spitze“, „Kuppe“, „Helm“) ist der [[Fluchtpunkt]] der Bewegung unserer [[Sonne]] im Vergleich zum Mittel der benachbarten hellen [[Stern]]e, also relativ zum (fiktiven) [[Lokales Ruhesystem|Lokalen Ruhesystem]]. Dieser Punkt liegt im [[Sternbild]] [[Herkules (Sternbild)|Herkules]], südwestlich der [[Wega]]. Die entgegengesetzte Richtung nennt man '''Antapex''' und liegt im Sternbild [[Taube (Sternbild)|Taube]]. Der Sonnenapex kann auch als eine Art [[Pekuliargeschwindigkeit]] der Sonne gegenüber dem Lokalen Ruhesystem aufgefasst werden, auch wenn diese Bezeichnung wenig gebräuchlich ist. | ||
Die erste Bestimmung des Apex wurde 1783 von [[Wilhelm Herschel]] durchgeführt. Ab 1822 hat auch [[Carl Friedrich Gauß]] mit sehr unterschiedlichen Methoden den Sonnenapex berechnet, die Rechnungen selbst aber nie veröffentlicht. Später wurde die wichtigste Methode von [[Auguste Bravais]] und [[George Biddell Airy]] unabhängig wiederentdeckt. | == Geschichte == | ||
Die erste Bestimmung des Apex wurde 1783 von [[Wilhelm Herschel]] durchgeführt.<ref name="Herschel">{{Literatur |Autor=William Herschel |Titel=XVII. On the proper motion of the sun and solar system; with an account of several changes that have happened among the fixed stars since the time of Mr. Flamstead |Sammelwerk=Philosophical Transactions of the Royal Society of London |Band=73 |Datum=1783 |Seiten=247–283 |DOI=10.1098/rstl.1783.0017 |JSTOR=106492}}</ref> Ab 1822 hat auch [[Carl Friedrich Gauß]] mit sehr unterschiedlichen Methoden den Sonnenapex berechnet, die Rechnungen selbst aber nie veröffentlicht. Dieser erhielt in [[Äquatoriales Koordinatensystem|äquatorialen Koordinaten]] <math>\alpha = 266^\circ 18'</math> bzw. <math>\delta = 34^\circ 48'</math>.<ref>{{Internetquelle |url=https://gauss.adw-goe.de/handle/gauss/1978?locale-attribute=de |titel=Carl Friedrich Gauß → Alexander von Humboldt, Göttingen, 1828 Okt. 12 |werk=Carl Friedrich Gauß Briefwechsel |hrsg=Akademie der Wissenschaften zu Göttingen |abruf=2021-02-28}}</ref> Die erste genaue Bestimmung hat [[Friedrich Wilhelm August Argelander]] in seiner Abhandlung ''Über die eigene Bewegung des Sonnensystems'' (1837) veröffentlicht. Sein Resultat stimmte ziemlich gut mit dem von Herschel überein. Später wurde die wichtigste Methode von [[Auguste Bravais]] und [[George Biddell Airy]] unabhängig wiederentdeckt. Gegen 1900 wurde die Richtung des Apex ungefähr bei <math>\alpha = 18^h</math> und <math>\delta = 30^\circ</math> angenommen, bzw. im galaktischen Koordinatensystem entsprechend mit <math>l = 56{,}2^\circ</math> und <math>b = 22{,}8^\circ</math>. Die Geschwindigkeit in diese Richtung wurde zu etwa 20 km/s bestimmt.<ref>{{Literatur |Autor=Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter |Titel=Abriss der Astronomie |Auflage=6 |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2012 |ISBN=978-3-527-40736-1 |Seiten=724–726 |Online={{Google Buch | BuchID= 3VKnBAAAQBAJ|Seite= 724}}}}</ref> Einzelne Studien bis dahin wichen dabei deutlich voneinander ab und verorteten den Sonnenapex im Sternbild [[Herkules (Sternbild)|Herkules]], in der [[Leier (Sternbild)|Leier]] oder auch im [[Schwan (Sternbild)|Schwan]].<ref>{{Literatur |Autor=Thomas Curran Ryan |Titel=The Solar Apex |Sammelwerk=Popular Astronomy |Band=15 |Datum=1907-04 |Seiten=205–210 |bibcode=1907PA.....15..205R}}</ref> In der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts lagen die in Einzelstudien berechnete Apexwerte mehrheitlich im Sternbild Herkules.<ref>{{Literatur |Autor=O. R. Walkey |Titel=An abstract on the solar apex |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=106 |Nummer=4 |Datum= |Seiten=274–279 |DOI=10.1093/mnras/106.4.274 |bibcode=1946MNRAS.106..274W}}</ref> | |||
Erst nach 1900 wurde klar, dass eine Hauptschwierigkeit bei der Bestimmung des Apex der Sonnenbewegung auf der [[anisotrop]]en Geschwindigkeitsverteilung der Sterne beruht. Insbesondere muss berücksichtigt werden, dass verschiedene Sternpopulationen unterschiedliche Geschwindigkeitsdispersionen besitzen, die von deren Alter, aber auch von deren [[Metallizität]] abhängen. Ebenso muss der Tatsache Rechnung getragen werden, dass sich die Sterne im Regelfall nicht auf idealen Kreisbahnen bewegen, sondern elliptische Orbits um das [[Galaktisches Zentrum|galaktische Zentrum]] vollführen. | |||
In Anlehnung an den Sonnenapex wird vor allem bei | == Bestimmung == | ||
Um die [[Pekuliargeschwindigkeit]] der Sonne zu bestimmen, ist es zunächst zweckmäßig, die Bewegung im zylinderförmigen [[Galaktisches Koordinatensystem|galaktischen Koordinatensystem]] zu betrachten. In diesem definiert man ein [[Lokales Ruhesystem|lokales Ruhsystem]] (auch Local Standard of Rest, LSR), das an der heutigen Position der Sonne fixiert ist und einer Rotation um das galaktische Zentrum in einem perfekt kreisförmigen Orbit folgt. Man benutzt die Geschwindigkeitskomponenten <math>U</math> in radialer Richtung, <math>V</math> in Richtung der Rotation der Galaxis und <math>W</math> in vertikaler Richtung.<ref name="Schönrich" /> | |||
Der Zusammenhang zwischen der Pekuliargeschwindigkeit der Sonne <math>\vec{v}_{\odot}</math> und der Pekuliargeschwindigkeit eines anderen Objekts <math> \vec{v}_{pec}</math> in Bezug auf den LSR ist dann additiv über die [[heliozentrisch]] gemessene Raumgeschwindigkeit <math>\vec{v}_{hel}</math> gegeben:<ref name="Schneider">{{Literatur |Autor=Peter Schneider |Titel=Einführung in die extragalaktische Astronomie und Kosmologie |Verlag=Springer |Datum=2008 |ISBN=978-3-540-30589-7 |Seiten=58 ff. |Online={{Google Buch | BuchID = JmQhBAAAQBAJ | Seite = 58}}}}</ref> | |||
:<math> \vec{v}_{pec} = \vec{v}_{\odot} + \vec{v}_{hel}</math> | |||
Die Raumgeschwindigkeit wird mithilfe der [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]] und der [[Radialgeschwindigkeit (Astronomie)|Radialgeschwindigkeit]] berechnet. Um die drei Geschwindigkeitskomponenten <math>\vec{v}_{\odot} = \left( U,V,W \right)_{\odot}</math> nun für die Sonnenbewegung zu bestimmen, betrachtet man verschiedene Sterne in der direkten Sonnenumgebung. | |||
'''Methode:''' Komponentenweise Bestimmung der Geschwindigkeit | |||
Zuerst betrachtet man die Mittelwerte der heliozentrisch gemessenen Raumgeschwindigkeiten in radialer (<math>U</math>) und vertikale Komponente <math>W</math>. Unter Annahme einer axialsymmetrischen und stationären Galaxie bewegen sich gleich viele Sterne von außen nach innen bzw. von unten nach oben, so dass die Pekuliargeschwindigkeitskomponenten <math>U_{pec}</math> und <math>W_{pec}</math> der betrachteten Sterne im Mittel Null sein müssen. Nach obiger Formel gilt dann, dass <math>U_{\odot}</math> und <math>W_{\odot}</math> den negativen Mittelwerten der Raumgeschwindigkeitskomponenten entsprechen: <math>U_{\odot} = - \langle U_{hel} \rangle</math> bzw. <math>W_{\odot} = - \langle W_{hel} \rangle</math>.<ref name="Schneider" /> | |||
Weil die Bewegung der Sterne im Allgemeinen einem elliptischen, nicht einem kreisförmigen Orbit folgt und dabei der [[Geschwindigkeitsdispersion]] der jeweiligen Sternpopulation unterliegt, muss für die Berechnung der V-Komponente eine andere Methode gewählt werden. Nach herkömmlicher Vorgehensweise benutzt man hierzu die empirisch gefundene Beziehung (auch asymmetrischer Drift oder Strömberg-Relation genannt): | |||
:<math>\langle V_{hel} \rangle = - C \langle U_{pec}^2 \rangle</math> | |||
Je größer also die Geschwindigkeitsdispersion in radialer Richtung ist, desto stärker weicht die mittlere Rotationsgeschwindigkeit einer Sternpopulation von der Kreisbahngeschwindigkeit um das galaktische Zentrum ab. Die Konstante <math>C</math> hängt von der lokalen Dichte- und Geschwindigkeitsverteilung der Sterne ab. Trägt man beide Größen in einem <math>U_{pec}^2</math>-<math>V_{hel}</math>-Diagramm auf, lässt sich durch lineare Anpassung <math>V_{\odot}</math> bestimmen. | |||
'''Zwischenergebnis:''' Nach dieser Methode erhält man den Wert <math>\vec{v}_{\odot} = \left( U,V,W \right)_{\odot} = \left(10{,}00,\ 5{,}25,\ 7{,}17\right) \, \text{km/s}</math>.<ref name="DB98">{{Literatur |Autor=Walter Dehnen, James J. Binney |Titel=Local stellar kinematics from ''Hipparcos'' data |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=298 |Nummer=2 |Datum=1998-08 |Seiten=387–394 |DOI=10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x |bibcode=1998MNRAS.298..387D}}</ref> Betragsmäßig entspricht dies einer Geschwindigkeit von <math>13{,}4 \ \text{km/s}</math>. Folglich bewegt sich die Sonne nach innen, nach oben, und schneller, als sie es auf einer Kreisbahn an diesem Ort tun würde.<ref name="Schneider" /> Der Apex zeigt dabei in Richtung <math>l=27{,}7^\circ</math> bzw. <math>b=32{,}4^\circ</math>.<ref>{{Literatur |Autor=Priscilla C. Frisch, Jonathan D. Slavin |Hrsg=Priscilla C. Frisch |Titel=Short-term Variations in the Galactic Environments of the Sun |Sammelwerk=Solar Journey. The Significance of Our Galactic Environment for the Heliosphere and Earth |Reihe=[[Astrophysics and Space Science Library]] |BandReihe=338 |Verlag=Springer |Datum=2006 |ISBN=978-1-4020-4557-8 |Seiten=142 |Online={{Google Buch | BuchID = 6IIkHBE2PRQC| Seite = 142}}}}</ref> | |||
'''Genauere Methode.''' Bisher missachtete die Methode, dass die Geschwindigkeitsdispersion von Sternpopulationen mit deren [[Metallizität]] zusammenhängt: Allgemein besitzen jüngere Sterne (und damit auch frühe [[Spektraltyp]]en) eine deutlich höhere Metallizität als ältere Sterne (und somit auch späte Spektraltypen). Ältere Sternpopulationen unterlagen auf ihrem Weg durch die Milchstraße jedoch über einen längeren Zeitraum den gravitativen Störungen umgebender Sterne oder Molekülwolken, so dass deren Geschwindigkeitsdispersion höher ist als die von jüngeren Sternpopulationen. Weiterhin weisen metallarme [[Unterzwerg]]e erhöhte Pekuliargeschwindigkeiten auf. Berücksichtigt man nun diesen Metallizitätsgradienten in der galaktischen Scheibe, ergibt sich eine Abweichung von der obigen Beziehung. | |||
'''Ergebnis:''' Man erhält schließlich <math>\vec{v}_{\odot} = \left( U,V,W \right)_{\odot} = \left(11{,}1,\ 12{,}24,\ 7{,}25\right) \, \text{km/s}</math>.<ref name="Schönrich">{{Literatur |Autor=Ralph Schönrich, James Binney, Walter Dehnen |Titel=Local kinematics and the local standard of rest |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=403 |Nummer=4 |Datum=2010-04 |Seiten=1829–1833 |arXiv=0912.3693 |DOI=10.1111/j.1365-2966.2010.16253.x |bibcode=2010MNRAS.403.1829S}}</ref> Damit ergibt sich der Betrag der Pekuliargeschwindigkeit zu <math>18{,}0 \ \text{km/s}</math>; der Apex zeigt in Richtung <math>l=47{,}9^\circ</math> bzw. <math>b=23{,}8^\circ</math>.<ref>{{Literatur |Autor=Priscilla C. Frisch, Seth Redfield, Jonathan D. Slavin |Titel=The Interstellar Medium Surrounding the Sun |Sammelwerk=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |Band=49 |Nummer=1 |Datum=2011-09 |Seiten=237–279 |DOI=10.1146/annurev-astro-081710-102613 |bibcode=2011ARA&A..49..237F}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Markus Ahlers |Titel=The Dipole Anisotropy of Galactic Cosmic Rays |Sammelwerk=Journal of Physics: Conference Series |Band=1181 |Nummer=1 |Datum=2019-02 |arXiv=1811.08136 |DOI=10.1088/1742-6596/1181/1/012004 |bibcode=2019JPhCS1181a2004A}}</ref> | |||
== Bedeutung == | |||
Die Apexbewegung muss bei der Auswertung von [[Geschwindigkeitsmessung#Astronomie|Geschwindigkeitsmessungen]] in der [[Milchstraße]] berücksichtigt werden, um aus der Relativgeschwindigkeit zur Sonne Rückschlüsse auf die tatsächlichen galaktischen Bewegungen ziehen zu können. Hierzu wird nach der obigen Formel die Pekuliargeschwindigkeit der Sonne zu den heliozentrisch gemessenen Raumgeschwindigkeiten hinzuaddiert, um die entsprechenden Pekuliargeschwindigkeiten in Bezug auf das Lokale Ruhesystem zu erhalten. | |||
== Erdapex == | |||
In Anlehnung an den Sonnenapex wird vor allem bei [[Meteor]]<nowiki />beobachtungen der Fluchtpunkt der Erdbewegung relativ zur Sonne – also die Richtung, in die sich die Erde mit etwa 30 km/s bewegt – als [[Erdapex]] bezeichnet. Diese Richtung ist [[tangential]] zur [[Erdbahn]], steht also im rechten Winkel zur Linie Erde–Sonne. Daher ist der Erdapex am [[Sternenhimmel]] um ca. 90° versetzt zur Position der Sonne und wandert im Laufe eines Jahres entlang der [[Ekliptik]]. Er steht in den frühen Morgenstunden besonders hoch am Himmel, weshalb man in der zweiten Nachthälfte oft mehr Meteore zählen kann als in der ersten. | |||
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* [[Arnold Hanslmeier]]: ''Einführung in Astronomie und Astrophysik''. Spektrum Akademischer Verlag, 2. Auflage 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3, S. 414. | * [[Arnold Hanslmeier]]: ''Einführung in Astronomie und Astrophysik''. Spektrum Akademischer Verlag, 2. Auflage 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3, S. 414. | ||
* Joachim Krautter et al: ''Meyers Handbuch Weltall''. Meyers Lexikonverlag, 7. Auflage 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 242. | * Joachim Krautter et al.: ''Meyers Handbuch Weltall''. Meyers Lexikonverlag, 7. Auflage 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 242. | ||
== Einzelnachweise == | |||
<references /> | |||
[[Kategorie:Himmelsmechanik]] | [[Kategorie:Himmelsmechanik]] | ||
Aktuelle Version vom 9. Juli 2021, 14:10 Uhr
Der Sonnenapex (lateinisch apex = „Spitze“, „Kuppe“, „Helm“) ist der Fluchtpunkt der Bewegung unserer Sonne im Vergleich zum Mittel der benachbarten hellen Sterne, also relativ zum (fiktiven) Lokalen Ruhesystem. Dieser Punkt liegt im Sternbild Herkules, südwestlich der Wega. Die entgegengesetzte Richtung nennt man Antapex und liegt im Sternbild Taube. Der Sonnenapex kann auch als eine Art Pekuliargeschwindigkeit der Sonne gegenüber dem Lokalen Ruhesystem aufgefasst werden, auch wenn diese Bezeichnung wenig gebräuchlich ist.
Geschichte
Die erste Bestimmung des Apex wurde 1783 von Wilhelm Herschel durchgeführt.[1] Ab 1822 hat auch Carl Friedrich Gauß mit sehr unterschiedlichen Methoden den Sonnenapex berechnet, die Rechnungen selbst aber nie veröffentlicht. Dieser erhielt in äquatorialen Koordinaten $ \alpha =266^{\circ }18' $ bzw. $ \delta =34^{\circ }48' $.[2] Die erste genaue Bestimmung hat Friedrich Wilhelm August Argelander in seiner Abhandlung Über die eigene Bewegung des Sonnensystems (1837) veröffentlicht. Sein Resultat stimmte ziemlich gut mit dem von Herschel überein. Später wurde die wichtigste Methode von Auguste Bravais und George Biddell Airy unabhängig wiederentdeckt. Gegen 1900 wurde die Richtung des Apex ungefähr bei $ \alpha =18^{h} $ und $ \delta =30^{\circ } $ angenommen, bzw. im galaktischen Koordinatensystem entsprechend mit $ l=56{,}2^{\circ } $ und $ b=22{,}8^{\circ } $. Die Geschwindigkeit in diese Richtung wurde zu etwa 20 km/s bestimmt.[3] Einzelne Studien bis dahin wichen dabei deutlich voneinander ab und verorteten den Sonnenapex im Sternbild Herkules, in der Leier oder auch im Schwan.[4] In der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts lagen die in Einzelstudien berechnete Apexwerte mehrheitlich im Sternbild Herkules.[5]
Erst nach 1900 wurde klar, dass eine Hauptschwierigkeit bei der Bestimmung des Apex der Sonnenbewegung auf der anisotropen Geschwindigkeitsverteilung der Sterne beruht. Insbesondere muss berücksichtigt werden, dass verschiedene Sternpopulationen unterschiedliche Geschwindigkeitsdispersionen besitzen, die von deren Alter, aber auch von deren Metallizität abhängen. Ebenso muss der Tatsache Rechnung getragen werden, dass sich die Sterne im Regelfall nicht auf idealen Kreisbahnen bewegen, sondern elliptische Orbits um das galaktische Zentrum vollführen.
Bestimmung
Um die Pekuliargeschwindigkeit der Sonne zu bestimmen, ist es zunächst zweckmäßig, die Bewegung im zylinderförmigen galaktischen Koordinatensystem zu betrachten. In diesem definiert man ein lokales Ruhsystem (auch Local Standard of Rest, LSR), das an der heutigen Position der Sonne fixiert ist und einer Rotation um das galaktische Zentrum in einem perfekt kreisförmigen Orbit folgt. Man benutzt die Geschwindigkeitskomponenten $ U $ in radialer Richtung, $ V $ in Richtung der Rotation der Galaxis und $ W $ in vertikaler Richtung.[6]
Der Zusammenhang zwischen der Pekuliargeschwindigkeit der Sonne $ {\vec {v}}_{\odot } $ und der Pekuliargeschwindigkeit eines anderen Objekts $ {\vec {v}}_{pec} $ in Bezug auf den LSR ist dann additiv über die heliozentrisch gemessene Raumgeschwindigkeit $ {\vec {v}}_{hel} $ gegeben:[7]
- $ {\vec {v}}_{pec}={\vec {v}}_{\odot }+{\vec {v}}_{hel} $
Die Raumgeschwindigkeit wird mithilfe der Eigenbewegung und der Radialgeschwindigkeit berechnet. Um die drei Geschwindigkeitskomponenten $ {\vec {v}}_{\odot }=\left(U,V,W\right)_{\odot } $ nun für die Sonnenbewegung zu bestimmen, betrachtet man verschiedene Sterne in der direkten Sonnenumgebung.
Methode: Komponentenweise Bestimmung der Geschwindigkeit
Zuerst betrachtet man die Mittelwerte der heliozentrisch gemessenen Raumgeschwindigkeiten in radialer ($ U $) und vertikale Komponente $ W $. Unter Annahme einer axialsymmetrischen und stationären Galaxie bewegen sich gleich viele Sterne von außen nach innen bzw. von unten nach oben, so dass die Pekuliargeschwindigkeitskomponenten $ U_{pec} $ und $ W_{pec} $ der betrachteten Sterne im Mittel Null sein müssen. Nach obiger Formel gilt dann, dass $ U_{\odot } $ und $ W_{\odot } $ den negativen Mittelwerten der Raumgeschwindigkeitskomponenten entsprechen: $ U_{\odot }=-\langle U_{hel}\rangle $ bzw. $ W_{\odot }=-\langle W_{hel}\rangle $.[7]
Weil die Bewegung der Sterne im Allgemeinen einem elliptischen, nicht einem kreisförmigen Orbit folgt und dabei der Geschwindigkeitsdispersion der jeweiligen Sternpopulation unterliegt, muss für die Berechnung der V-Komponente eine andere Methode gewählt werden. Nach herkömmlicher Vorgehensweise benutzt man hierzu die empirisch gefundene Beziehung (auch asymmetrischer Drift oder Strömberg-Relation genannt):
- $ \langle V_{hel}\rangle =-C\langle U_{pec}^{2}\rangle $
Je größer also die Geschwindigkeitsdispersion in radialer Richtung ist, desto stärker weicht die mittlere Rotationsgeschwindigkeit einer Sternpopulation von der Kreisbahngeschwindigkeit um das galaktische Zentrum ab. Die Konstante $ C $ hängt von der lokalen Dichte- und Geschwindigkeitsverteilung der Sterne ab. Trägt man beide Größen in einem $ U_{pec}^{2} $-$ V_{hel} $-Diagramm auf, lässt sich durch lineare Anpassung $ V_{\odot } $ bestimmen.
Zwischenergebnis: Nach dieser Methode erhält man den Wert $ {\vec {v}}_{\odot }=\left(U,V,W\right)_{\odot }=\left(10{,}00,\ 5{,}25,\ 7{,}17\right)\,{\text{km/s}} $.[8] Betragsmäßig entspricht dies einer Geschwindigkeit von $ 13{,}4\ {\text{km/s}} $. Folglich bewegt sich die Sonne nach innen, nach oben, und schneller, als sie es auf einer Kreisbahn an diesem Ort tun würde.[7] Der Apex zeigt dabei in Richtung $ l=27{,}7^{\circ } $ bzw. $ b=32{,}4^{\circ } $.[9]
Genauere Methode. Bisher missachtete die Methode, dass die Geschwindigkeitsdispersion von Sternpopulationen mit deren Metallizität zusammenhängt: Allgemein besitzen jüngere Sterne (und damit auch frühe Spektraltypen) eine deutlich höhere Metallizität als ältere Sterne (und somit auch späte Spektraltypen). Ältere Sternpopulationen unterlagen auf ihrem Weg durch die Milchstraße jedoch über einen längeren Zeitraum den gravitativen Störungen umgebender Sterne oder Molekülwolken, so dass deren Geschwindigkeitsdispersion höher ist als die von jüngeren Sternpopulationen. Weiterhin weisen metallarme Unterzwerge erhöhte Pekuliargeschwindigkeiten auf. Berücksichtigt man nun diesen Metallizitätsgradienten in der galaktischen Scheibe, ergibt sich eine Abweichung von der obigen Beziehung.
Ergebnis: Man erhält schließlich $ {\vec {v}}_{\odot }=\left(U,V,W\right)_{\odot }=\left(11{,}1,\ 12{,}24,\ 7{,}25\right)\,{\text{km/s}} $.[6] Damit ergibt sich der Betrag der Pekuliargeschwindigkeit zu $ 18{,}0\ {\text{km/s}} $; der Apex zeigt in Richtung $ l=47{,}9^{\circ } $ bzw. $ b=23{,}8^{\circ } $.[10][11]
Bedeutung
Die Apexbewegung muss bei der Auswertung von Geschwindigkeitsmessungen in der Milchstraße berücksichtigt werden, um aus der Relativgeschwindigkeit zur Sonne Rückschlüsse auf die tatsächlichen galaktischen Bewegungen ziehen zu können. Hierzu wird nach der obigen Formel die Pekuliargeschwindigkeit der Sonne zu den heliozentrisch gemessenen Raumgeschwindigkeiten hinzuaddiert, um die entsprechenden Pekuliargeschwindigkeiten in Bezug auf das Lokale Ruhesystem zu erhalten.
Erdapex
In Anlehnung an den Sonnenapex wird vor allem bei Meteorbeobachtungen der Fluchtpunkt der Erdbewegung relativ zur Sonne – also die Richtung, in die sich die Erde mit etwa 30 km/s bewegt – als Erdapex bezeichnet. Diese Richtung ist tangential zur Erdbahn, steht also im rechten Winkel zur Linie Erde–Sonne. Daher ist der Erdapex am Sternenhimmel um ca. 90° versetzt zur Position der Sonne und wandert im Laufe eines Jahres entlang der Ekliptik. Er steht in den frühen Morgenstunden besonders hoch am Himmel, weshalb man in der zweiten Nachthälfte oft mehr Meteore zählen kann als in der ersten.
Siehe auch
Literatur
- Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik. Spektrum Akademischer Verlag, 2. Auflage 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3, S. 414.
- Joachim Krautter et al.: Meyers Handbuch Weltall. Meyers Lexikonverlag, 7. Auflage 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 242.
Einzelnachweise
- ↑ William Herschel: XVII. On the proper motion of the sun and solar system; with an account of several changes that have happened among the fixed stars since the time of Mr. Flamstead. In: Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Band 73, 1783, S. 247–283, doi:10.1098/rstl.1783.0017, JSTOR:106492.
- ↑ Carl Friedrich Gauß → Alexander von Humboldt, Göttingen, 1828 Okt. 12. In: Carl Friedrich Gauß Briefwechsel. Akademie der Wissenschaften zu Göttingen, abgerufen am 28. Februar 2021.
- ↑ Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter: Abriss der Astronomie. 6. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2012, ISBN 978-3-527-40736-1, S. 724–726 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
- ↑ Thomas Curran Ryan: The Solar Apex. In: Popular Astronomy. Band 15, April 1907, S. 205–210, bibcode:1907PA.....15..205R.
- ↑ O. R. Walkey: An abstract on the solar apex. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 106, Nr. 4, S. 274–279, doi:10.1093/mnras/106.4.274, bibcode:1946MNRAS.106..274W.
- ↑ 6,0 6,1 Ralph Schönrich, James Binney, Walter Dehnen: Local kinematics and the local standard of rest. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 403, Nr. 4, April 2010, S. 1829–1833, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16253.x, arxiv:0912.3693, bibcode:2010MNRAS.403.1829S.
- ↑ 7,0 7,1 7,2 Peter Schneider: Einführung in die extragalaktische Astronomie und Kosmologie. Springer, 2008, ISBN 978-3-540-30589-7, S. 58 ff. (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
- ↑ Walter Dehnen, James J. Binney: Local stellar kinematics from Hipparcos data. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 298, Nr. 2, August 1998, S. 387–394, doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x, bibcode:1998MNRAS.298..387D.
- ↑ Priscilla C. Frisch, Jonathan D. Slavin: Short-term Variations in the Galactic Environments of the Sun. In: Priscilla C. Frisch (Hrsg.): Solar Journey. The Significance of Our Galactic Environment for the Heliosphere and Earth (= Astrophysics and Space Science Library. Band 338). Springer, 2006, ISBN 978-1-4020-4557-8, S. 142 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
- ↑ Priscilla C. Frisch, Seth Redfield, Jonathan D. Slavin: The Interstellar Medium Surrounding the Sun. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Band 49, Nr. 1, September 2011, S. 237–279, doi:10.1146/annurev-astro-081710-102613, bibcode:2011ARA&A..49..237F.
- ↑ Markus Ahlers: The Dipole Anisotropy of Galactic Cosmic Rays. In: Journal of Physics: Conference Series. Band 1181, Nr. 1, Februar 2019, doi:10.1088/1742-6596/1181/1/012004, arxiv:1811.08136, bibcode:2019JPhCS1181a2004A.