Glossar-Begriff: Astronomische Einheit
Beschreibung: Eine Astronomische Einheit (AE) ist eine Längeneinheit, die genau 149.597.870,7 Kilometer (km) entspricht. Eine AE ist in etwa der durchschnittlichen Entfernung zwischen Erde und Sonne - genau so war eine AE früher definiert. Als Längenmaß wird die AE häufig verwendet, um Entfernungen innerhalb unseres Sonnensystems oder in anderen Planeten- oder Sternsystemen anzugeben. Beispielsweise umrundet der Planet Neptun die Sonne in einer Entfernung von rund 30 AE.
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Begriffs- und Definitionsstatus Die Originaldefinition dieses Begriffes auf Englisch wurden von einem forschenden Astronom und einer Lehrkraft bestätigt Die Übersetzung dieses Begriffs und seiner Definition warten auf Prüfung und Bestätigung
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- Japanisch: 天文単位 (externer Link)
- Koreanisch: 천문단위
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- Brasilianisches Portugiesisch: Unidade astronômica
- Vereinfachtes Chinesisch: 天文单位
- Traditionelles Chinesisch: 天文單位
Ähnliche Diagramme
Astronomische Einheit
Unterschrift: Eine Astronomische Einheit (AE) ist eine praktische Längeneinheit, die genau 149.597.870,7 Kilometer (km) entspricht. Dies entspricht in etwa der durchschnittlichen Entfernung zwischen Erde und Sonne, was früher die Definition der AE war. Die AE wird häufig zur Messung von Entfernungen im Sonnensystem sowie in anderen Planeten- oder Sternensystemen verwendet.
Bild: Danielle Futselaar/IAU OAE
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Namensnennung 4.0 International (CC BY 4.0) Symbole
Jährliche Parallaxe
Unterschrift: Die Entfernungsbestimmung war in der Astronomie schon immer eine Herausforderung. Eine der wichtigsten Methoden zur Entfernungsmessung ist die jährliche Parallaxe. Die Erde umkreist die Sonne im Laufe eines Jahres, was bedeutet, dass sie sich innerhalb von sechs Monaten von einer Seite der Sonne (hier als Position A dargestellt) zur anderen Seite (Position B) bewegt. In den verbleibenden sechs Monaten kehrt sie dann wieder in ihre ursprüngliche Position zurück. Diese Bewegung verändert geringfügig die Perspektive, aus der ein Beobachter auf der Erde den Nachthimmel sieht. Dies ist vergleichbar mit der Veränderung der Blickperspektive, die man erlebt, wenn man eine Szene erst mit dem linken und dann mit dem rechten Auge betrachtet. Durch die veränderte Blickperspektive verschieben sich nahegelegene Objekte in Ihrem Blickfeld. Der jährliche Umlauf der Erde um die Sonne verändert die Perspektive des Beobachters so stark, dass sich die beobachteten Positionen von Himmelsobjekten verschieben. Wie groß dieser Effekt ist, hängt von der Entfernung zum Himmelsobjekt ab. Bei nahen Sternen sind die Verschiebungen der beobachteten Position größer als bei weiter entfernten Sternen.
Die Positionsverschiebung wird als trigonometrische oder jährliche Parallaxe (die wir hier mit α bezeichnen) genannt und ist definiert als die Positionsverschiebung eines Sterns im Vergleich zu dem, was ein Beobachter im Zentrum des Sonnensystems (der Sonne) sehen würde. In dieser Abbildung sehen wir den Stern aus zwei Perspektiven, die sechs Monate auseinanderliegen (Positionen A und B). Bei Beobachtung von Position A aus beträgt die Positionsverschiebung des Sterns α, bei Beobachtung von Position B aus hingegen –α. Somit beträgt die relative Differenz der Sternposition zwischen der Beobachtung von den Positionen A und B gerade 2α.
Die Größe der trigonometrischen oder jährlichen Parallaxe in Bogensekunden beträgt ungefähr 1 geteilt durch die Entfernung in Parsec. Eine Bogensekunde (oft mit dem Symbol ″ dargestellt) entspricht dem Winkeldurchmesser, den ein Stab von einem Meter Länge hätte, wenn man ihn aus einer Entfernung von 206 km betrachtet. Ein Parsec (oft mit „pc“ abgekürzt) entspricht 3,26 Lichtjahren oder 30,86 Billionen Kilometern. Das sind 206.265 astronomische Einheiten (der mittleren Entfernung zwischen Erde und Sonne). Kein anderer Stern ist näher als 1 pc an der Sonne, daher weisen alle Sterne am Himmel trigonometrische Parallaxen von weniger als einer Bogensekunde auf.
Während trigonometrische Parallaxen seit langem zur Messung der Entfernungen zu Objekten innerhalb unseres Sonnensystem oder zu nahen Sternen verwendet werden, haben jüngste Fortschritte die Grenzen dieser Entfernungsmessungen weiter verschoben. Der Gaia-Satellit hat die Grenzen der Parallaxenmessungen auf über tausend Parsec erweitert. Auch Radioteleskop-Arrays können die Positionen sehr weit entfernter Objekte und damit deren trigonometrische Parallaxe sehr genau bestimmen.
Zu beachten ist, dass Erde und Sonne hier nicht maßstabsgetreu dargestellt sind und die Neigung der Erdachse nicht genau wiedergegeben wird.
Bild: Aneta Margraf/IAU OAE
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Namensnennung 4.0 International (CC BY 4.0) Symbole
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