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Die '''Baade-Wesselink-Technik''' oder Baade-Wesselink-Methode ist ein Verfahren in der [[Astronomie]] um bei monoperiodisch radial [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsierenden Sternen]] den Radius und damit indirekt die Entfernung aus [[Spektroskopie|spektroskopischen]] und [[Photometrie|photometrischen]] Daten zu bestimmen | Die '''Baade-Wesselink-Technik''' oder '''Baade-Wesselink-Methode''' (nach den Astronomen [[Walter Baade]] und Adriaan Wesselink, welche die Methode in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts maßgeblich entwickelt haben) ist ein Verfahren in der [[Astronomie]], um bei monoperiodisch radial [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsierenden Sternen]] den Radius und damit indirekt die Entfernung aus [[Spektroskopie|spektroskopischen]] und [[Photometrie|photometrischen]] Daten zu bestimmen. Die Baade-Wesselink-Technik ist eine Methode, um die [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]] für [[Cepheiden]] und [[RR-Lyrae-Stern]]e zu [[Kalibrierung|kalibrieren]]. | ||
== | == Voraussetzungen == | ||
* Die [[Veränderlicher Stern|Veränderlichkeit des Sterns]] muss streng periodisch | * Die [[Veränderlicher Stern|Veränderlichkeit des Sterns]] bzgl. Radius und Helligkeit muss streng periodisch erfolgen | ||
* Die [[Photosphäre]] muss im Vergleich zum Radius des Sterns | * Die [[Photosphäre]] muss im Vergleich zum Radius des Sterns klein sein. Dieses Kriterium schließt alle Arten von [[Roter Riese|Roten Riesen]] wie z. B. [[Mira-Stern]] von der Analyse durch die Baade-Wesselink-Methode aus. | ||
== Ansatz == | == Ansatz == | ||
Wenn in zwei Phasen des Pulsationslichtwechsels die gleiche Temperatur gemessen wird, so ist die unterschiedliche Helligkeit eine direkte Folge der Änderung des Radius. Genauer ist der photometrisch gemessene Helligkeitsunterschied proportional zu den Quadraten der Radien zu den beiden Zeitpunkten. Die Radien können als der mittlere Radius des veränderlichen Sterns plus die jeweilige Änderung des Radius abgeleitet aus den spektrographisch gemessenen [[Radialgeschwindigkeit]]en | Wenn in zwei Phasen des Pulsationslichtwechsels die gleiche Temperatur gemessen wird, so ist die unterschiedliche Helligkeit eine direkte Folge der Änderung des Radius. Genauer ist der photometrisch gemessene Helligkeitsunterschied proportional zu den Quadraten der Radien zu den beiden Zeitpunkten. Die Radien können beschrieben werden als der mittlere Radius des veränderlichen Sterns plus die jeweilige Änderung des Radius, abgeleitet aus den spektrographisch gemessenen [[Radialgeschwindigkeit]]en. Aus dieser Formel kann der mittlere Radius abgeleitet werden, wenn die [[Geschwindigkeitsgradient|Geschwindigkeitsgradienten]] in der Atmosphäre und die [[Randverdunkelung]] entsprechend berücksichtigt werden. | ||
== Die Near-Infrared-Surface-Brightness-Methode == | == Die Near-Infrared-Surface-Brightness-Methode == | ||
Eine weitere Steigerung der Genauigkeit konnte durch die Near-Infrared-Surface-Brightness-Methode erreicht werden. Die Messung im [[Infrarotstrahlung|Nahen | Eine weitere Steigerung der Genauigkeit konnte durch die ''Near-Infrared-Surface-Brightness''-Methode erreicht werden. Die Messung im [[Infrarotstrahlung|Nahen Infrarot]] erlaubt eine Kalibrierung der Radien an der [[Flächenhelligkeit|Oberflächenhelligkeit]] nicht veränderlicher Riesensterne, die aufgrund [[Interferometrie|interferometrischer Messungen]] naher Sterne mit hoher Genauigkeit bekannt sind. Der Fehler dieser Methode in der Entfernungsbestimmung individueller Cepheiden liegt unter 6 Prozent. | ||
== Expandierende Photosphäre-Methode == | == Expandierende Photosphäre-Methode == | ||
Eine Variante der Baade-Wesselink-Methode kann auf die expandierende Hülle von [[Supernova]]e angewendet werden. In der expandierenden | Eine Variante der Baade-Wesselink-Methode kann auf die expandierende Hülle von [[Supernova]]e angewendet werden. In dieser Methode der expandierenden Photosphäre wird angenommen, dass in der Frühphase der Eruption die äußere Atmosphäre noch dicht genug ist, um in erster Näherung einem [[Schwarzer Körper|schwarzen Körper]] zu entsprechen. Aus der Radialgeschwindigkeit kann die Expansionsgeschwindigkeit der [[Sternatmosphäre]] abgeleitet und aus der Änderung der Helligkeit und der Farben die Entfernung zu dem [[Eruptiv veränderlicher Stern|eruptiven Veränderlichen]] berechnet werden. | ||
== Literatur == | == Literatur == | ||
* {{Literatur|Autor=W. Strohmeier|Titel=Veränderliche Sterne|Verlag=Treugesell-Verlag|Ort=Düsseldorf| | * {{Literatur |Autor=W. Strohmeier |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=Treugesell-Verlag |Ort=Düsseldorf |Datum=1974}} | ||
* {{Literatur|Autor=Wolfgang Gieren et al.|Titel=Cepheid distances from the Baade–Wesselink method | * {{Literatur |Autor=Wolfgang Gieren et al. |Titel=Cepheid distances from the Baade–Wesselink method |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1210.7150}} | ||
* {{Literatur|Autor=Richard de Grijs|Titel=An Introduction to Distance Measurement in Astronomy|Verlag=Wiley|Ort=Chicester| | * {{Literatur |Autor=Richard de Grijs |Titel=An Introduction to Distance Measurement in Astronomy |Verlag=Wiley |Ort=Chicester |Datum=2011 |ISBN=978-0-470-51180-0}} | ||
[[Kategorie:Beobachtende Astronomie]] | [[Kategorie:Beobachtende Astronomie]] | ||
[[Kategorie:Stellarphysik]] | [[Kategorie:Stellarphysik]] | ||
Die Baade-Wesselink-Technik oder Baade-Wesselink-Methode (nach den Astronomen Walter Baade und Adriaan Wesselink, welche die Methode in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts maßgeblich entwickelt haben) ist ein Verfahren in der Astronomie, um bei monoperiodisch radial pulsierenden Sternen den Radius und damit indirekt die Entfernung aus spektroskopischen und photometrischen Daten zu bestimmen. Die Baade-Wesselink-Technik ist eine Methode, um die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung für Cepheiden und RR-Lyrae-Sterne zu kalibrieren.
Wenn in zwei Phasen des Pulsationslichtwechsels die gleiche Temperatur gemessen wird, so ist die unterschiedliche Helligkeit eine direkte Folge der Änderung des Radius. Genauer ist der photometrisch gemessene Helligkeitsunterschied proportional zu den Quadraten der Radien zu den beiden Zeitpunkten. Die Radien können beschrieben werden als der mittlere Radius des veränderlichen Sterns plus die jeweilige Änderung des Radius, abgeleitet aus den spektrographisch gemessenen Radialgeschwindigkeiten. Aus dieser Formel kann der mittlere Radius abgeleitet werden, wenn die Geschwindigkeitsgradienten in der Atmosphäre und die Randverdunkelung entsprechend berücksichtigt werden.
Eine weitere Steigerung der Genauigkeit konnte durch die Near-Infrared-Surface-Brightness-Methode erreicht werden. Die Messung im Nahen Infrarot erlaubt eine Kalibrierung der Radien an der Oberflächenhelligkeit nicht veränderlicher Riesensterne, die aufgrund interferometrischer Messungen naher Sterne mit hoher Genauigkeit bekannt sind. Der Fehler dieser Methode in der Entfernungsbestimmung individueller Cepheiden liegt unter 6 Prozent.
Eine Variante der Baade-Wesselink-Methode kann auf die expandierende Hülle von Supernovae angewendet werden. In dieser Methode der expandierenden Photosphäre wird angenommen, dass in der Frühphase der Eruption die äußere Atmosphäre noch dicht genug ist, um in erster Näherung einem schwarzen Körper zu entsprechen. Aus der Radialgeschwindigkeit kann die Expansionsgeschwindigkeit der Sternatmosphäre abgeleitet und aus der Änderung der Helligkeit und der Farben die Entfernung zu dem eruptiven Veränderlichen berechnet werden.
