5. Der Dopplereffekt in der Astronomie

5.a. Deutung der Rotverschiebung der Sterne

Die Frequenzänderung äußert sich in einer Verschiebung der Spektrallinien, z. B. des Lichts, das von einem sich relativ zur Erde bewegenden Himmelskörper ausgestrahlt wird. Bewegt er sich auf den Beobachter zu, so tritt eine Verschiebung der Spektrallinien zum Violett hin auf, bewegt er sich von ihm weg, so beobachtet man eine Verschiebung zum Langwelligen.
Da rot die langwelligste Lichtfarbe des im sichtbaren Bereich ist, wird dieser Effekt als Rotverschiebung bezeichnet. Aus Messungen vom Weltraumteleskop HUBBLE ist die Rotverschiebung der Spektrallinien näherungsweise proportional zu ihrer Entfernung.
Ist die Deutung korrekt, so ergibt sich aus der Hubble-Konstante von 10-18s-1 eine Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien von 55 km s-1 je 1 Million Lichtjahre Entfernung.
Bei sehr großen Entfernungen ergibt sich allerdings bedingt durch die nicht-konstante Ausdehnungsgeschwindigkeit des Raumes eine nicht-lineare Beziehung zwischen Relativgeschwindigkeit und Entfernung.

Ist die Deutung korrekt, so ergibt sich aus der Hubble-Konstante von 10-18s-1 eine Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien von 55 km s-1 je 1 Million Lichtjahre Entfernung.
Bei sehr großen Entfernungen ergibt sich allerdings bedingt durch die nicht-konstante Ausdehnungsgeschwindigkeit des Raumes eine nicht-lineare Beziehung zwischen Relativgeschwindigkeit und Entfernung.


Mit der Entfernung kann auch das Alter einer Strahlenquelle bestimmt werden, da die Geschwindigkeit von Licht bekannt ist.
Als Anwendungsbeispiel kann ich Sternegeburten anführen, die nicht direkt optisch zu beobachten sind. Die hierbei abgegebene ultraviolette Licht wird von umgebenden Staub absorbiert und als Wärmestrahlung wieder abgegeben. Bei weit entfernten Galaxien werden diese in den Submillimeterbereich verschoben. Die Auswertung der Submillimeterquellen durch das neu errichtete Submillimeter-Teleskop Apex in den chilenischen Anden ergab, dass ein großer Teil der Sterne vier Milliarden Jahre nach dem Urknall entstanden.

5.b. Planetenbestimmung fremder Sonnensysteme mittels des Dopplereffektes

Nicht nur die Sonne, auch andere Sterne besitzen Planeten. Diese Erkenntnis klingt einfacher als sie ist, denn direkt Beobachten lassen sie sich nicht. Während der Planet seinen Stern umkreist, ziehen sich beide Körper mit ihrer Schwerkraft an: Der Stern pendelt mit der Umlaufperiode seines Trabanten um den gemeinsamen Schwerpunkt des Systems. Diese Bewegung verrät sich im Spektrum des Sterns durch eine periodische Verschiebung der Spektrallinien, bedingt durch den Dopplereffekt. Daraus lassen sich die Umlaufbahn sowie eine Untergrenze für die Masse des Planeten ableiten. Um dessen genaue Masse zu bestimmen, müsste man noch die Neigung seiner Bahnebene gegen die Sichtlinie zur Erde kennen ein kaum lösbares Problem, da man den Begleiter nicht direkt sieht. Weiterhin können nur sehr massenreiche Planeten entdeckt werden, die ihren Stern auf einer relativ engen Bahn umkreisen. Von außen könnten wir mit diesem Verfahren Jupiter als Planeten unserer Sonne erkennen und eventuell Saturn, doch terrestrische Planeten und andere kleinere Himmelskörper bleiben verborgen. Es gibt daher inzwischen genauere Verfahren. So beispielsweise die Untersuchung von Staubscheiben um einen Stern, die Hinweise auf Kollisionen von kleinen Himmelskörpern geben.
Auch die Neigung der Bahnebenen lässt sich berechnen, sobald ein Planet sich zwischen Erde und Stern schiebt, also eine Sternfinsternis verursacht, was durch kurzen und geringen Helligkeitsverlust des Sternes zu beobachten ist.