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Unter dem Doppler-Effekt versteht man die scheinbare Veränderung in der Wellenlänge oder Frequenz einer elektromagnetischen Schwingung oder einer anderen Wellenerscheinung wie zum Beispiel Schallwellen, wenn sich die Quelle der Wellen sich dem Beobachter nähert oder sich von ihm entfernt. Nähert sich die Quelle dem Beobachter, so steigt die Zahl der empfangenen Wellenberge und Wellentäler pro Sekunde (also die Frequenz) an, entsprechend wird die Wellenlänge kleiner. Bei einer Entferungsbewegung der Quelle sinkt die Frequenz bzw. steigt die Wellenlänge. Im Hinblick auf das Licht, das vor allem in der astronomischen Forschung eine Rolle spielt, zeigte sich der Doppler-Effekt in einer Verschiebung der Linien im Spektrum. Die Verschiebung erfolgt zum violetten (kurzwelligen) Ende hin, wenn sich ein Himmelskörper, vor allem ein Stern, uns nähert. Bei einer Entfernungsbewegung der Lichtquelle erfolgt die Verschiebung der Spektrallinien zum roten, langwelligen Ende des Spektrums. Aus dem Betrag der Verschiebung kann die relative Geschwindigkeit zwischen der Erde und dem Himmelskörper in km/s bestimmt werden. Der erhaltene Wert ist die Radialgeschwindigkeit. Dies ist jene Geschwindigkeit eines Himmelskörpers längs der Sehlinie zur Erde. Ein positives Zeichen bedeutet, daß das Gestirn sich von uns wegbewegt (die Entfernung vergrößert sich), eine negatives Zeichen weist auf eine Annäherung an die Erde hin. Diese Radialgeschwindigkeit kann also mit Hilfe des Doppler-Effekts gefunden werden.
Mit Hilfe des Doppler-Effekts kann aber nicht nur die Radialgeschwindigkeit von Himmelskörpern bestimmt werden, sondern auch deren Rotation. In der modernen Kosmologie spielt die Feststellung von Doppler-Verschiebungen in den Spektren weit entfernter Galaxien eine besondere Rolle im Hinblick auf die Expansion des Weltalls.
Das berühmteste Experiment zur Bestätigung des Doppler-Effekts hat Christopher Boys-Ballot in Holland durchgeführt. Er stellte einige Musiker auf einen Zug und bezog selbst Posten auf dem Bahnsteig eines Bahnhofs. Dann forderte er den Lockführer auf so schnell wie möglich an ihm vorbeizurasen, während die Musiker angewiesen waren, einen bestimmten Ton zu spielen und zu halten. Wenn sich der Zug nun annähert treffen die Wellenfronten in kürzeren Zeitintervallen auf das Ohr und der Ton klingt höher, wenn er sich entfernt wird das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Wellenfronten größer, der Ton klingt tiefer. Hier geschah mit Tonwellen genau jener Effekt der sich auch beim Licht von Himmelsobjekten zeigt. Wenn das Objekt in der gleichen Entfernung zur Erde verharrt, werden die Fraunhofer´schen Linien in der Standardposition des Lichtspektrums erscheinen. Wenn sich das Objekt entfernt werden die Wellen gestreckt und die Fraunhofer´schen Linien somit Richtung rot verschoben. Umgekehrt verschieben sich bei einer Annäherung des Objektes die Linien in Richtung blau, da sie zusammengestaucht werden, da ja das Zeitintervall zwischen zwei auf der Erde eintreffenden Wellenfronten kleiner wird.
Bisher sind von über 25 000 Sternen Radialgeschwindigkeiten bekannt. Leider können die Radialgeschwindigkeiten nur für hellere Sterne mit genügender Genauigkeit bestimmt werden, da von schwächeren Sternen keine guten Spektren erhältlich sind. Deswegen betragen die mittleren Ungenauigkeiten der Radialgeschindigkeiten oft einige km/s. Nur in seltenen Fällen liegen sie wesentlich darunter. Die meisten Radialgeschwindigkeiten der Sterne liegen zwischen 0 und etwa 65 km/s. Bei den Messungen der Dopplerverschiebungen müssen übrigens die Umlaufbewegung der Erde um die Sonne und gegebenenfalls die Geschwindigkeit des Meßgeräts auf der Erde durch deren Rotation berücksichtigt werden. Sterne mit einer Radialgeschwindigkeit über 65 km/s bezeichnet man als Schnellläufer. Die bisher größten gemessene Radialgeschwindigkeit beträgt +543 km/s.
Die scheinbare Bewegung eines Sterns am Himmelelsgewölbe wurde erstmals 1618 durch Halley an einigen wenigen Sternen durch den Vergleich mit antiken Beobachtungen gefunden. Heute kennt man die Eigenbewegungen von vielen tausend Sternen, jedoch besitzen nur etwa 300 Sterne eine Eigenbewegung von mehr als einer Bogensekunde pro Jahr. Die Eigenbewegung ist allerdings nur die Projektion der wahren Raumbewegung eines Sterns an das Himmelsgewölbe. Im extremen Fall, daß sich ein Stern genau auf uns zubewegt oder von uns wegbewegt, ist überhaupt keine Eigenbewegung festellbar. Den vollen Betrag der Raumbewegung sehen wir nur, wenn sich der Stern rechtwinklig zu unserer Blickrichtung bewegen sollte. Zusammen mit der Entfernung des Sterns wäre in diesem Fall auch die tatsächliche Bewegung des Sterns in km/s anzugeben. Mit Hilfe der Radialgeschwindigkeit, die wir aus der Spetralverschiebung ableiten können, läßt sich die wahre Raumbewegung eines Sterns auch in anderen Fällen feststellen. Allerdings sind die Radialgeschwindigkeiten nur von einem Bruchteil der Sterne bekannt, die bisher Eigenbewegungen gezeigt hatten.
Aus den Sternspektren kann man auf viele Eigenschaften des Sterns schließen. Durch ein genaues Vermessen des Spektrums erhält man viel Information. So erkennt man zum Beispiel durch die Analyse des Spektrums die Elemente des Sterns, wenn man die Linien die durch die Absorption in der Stern- und auch in der Erdatmosphäre entstehen berücksichtigt. Aufgrund der Lage des Maximums im Spektrum kann man auf die Temperatur des Sternes schließen. Aus der Temperatur wiederum kann man den Durchmesser des Sterns berechnen. Weiters kann man durch die Spektralanalyse Doppelsterne entdecken und durch den Doppler Effekt kann man auf die Rotation und auf Magnetfelder des Sterns schließen. Man sieht die Spektralanalyse ist ein sehr wichtiges Instrument um mehr über den Aufbau des Universums zu erfahren.
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