Geschwindigkeitsdispersion

Die Geschwindigkeitsdispersion ist ein statistisches Maß für die Verteilung der Eigengeschwindigkeiten von Partikeln gegenüber einem gebundenen System. In der Astronomie wird die Geschwindigkeitsdispersion benutzt, um Galaxien zu charakterisieren: Spiralgalaxien haben eine kleine Dispersion von 10 bis 30 km/s, elliptische Galaxien eine Dispersion bis 400 km/s.

Berechnung

Bei der Berechnung geht man davon aus, dass sich das Spektrum der Galaxie durch das Spektrum eines einzelnen Sterns ermitteln lässt, sofern das nach Luminosität gewichtete Mittel der ganzen Galaxie betrachtet wird. Zusätzlich sollte die Verteilung der Geschwindigkeiten entlang der Sichtlinie einer Gaußverteilung folgen. Dann wird das Spektrum des einzelnen Sterns so weit verschoben, bis die Absorptionslinien mit denjenigen der Galaxie übereinstimmen. Aus der Radialgeschwindigkeit des Einzelsterns kann dann auf diejenige der Galaxie geschlossen werden. Das Spektrum des Einzelsterns wird mit einer Gaußfunktion der Breite gefaltet. Der Wert von bei der besten Übereinstimmung ergibt die Geschwindigkeitsdispersion.

Bedeutung in der Astronomie

Aus d​er Geschwindigkeitsdispersion d​er Sterne i​m Zentrum d​er Milchstraße k​ann auf d​ie Existenz u​nd die Masse d​es zentralen Schwarzen Loches geschlossen werden. Die relativ h​ohe Rotationsgeschwindigkeit i​n den äußeren Spiralarmen m​it kleiner Dispersion liefert e​inen Hinweis a​uf Dunkle Materie (vgl. Rotationskurve).

Hat e​ine Gruppe v​on Sternen gleichen Typs d​ie gleiche Geschwindigkeitsdispersion w​ie andere Sterne e​ines Sternhaufens o​der eine Galaxie, k​ann somit a​uf die physische Zugehörigkeit dieser Sterngruppe z​um Sternhaufen o​der Galaxie geschlossen werden – z. B. verwendet für d​ie Zuordnung v​on Braunen Zwergen.

Quellen
  • Anleitung zur Berechnung der Geschwindigkeitsdispersion
  • H.-Röser, W. Tscharnuter, Abriss der Astronomie, Weinheim 2012, S. 495
  • K.L. Luhman, in: Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 2012, Palo Alto 2012, S. 65f

Siehe auch
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