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Entfernungsmessung im Weltall

 

Das Prinzip der Messungen beruht auf einem vielstufigen System, dessen einfachste Elemente bereits vor über 2000 Jahren Anwendung fanden. Diese Elemente bauen aufeinander auf und beziehen jeweils in den folgenden Stufen erweiterte und neue Erkenntnisse mit ein. Vielfach konnten auch verfeinerte Meßmethoden angewandt werden, teils durch die Entwicklungen der Elektronik als auch durch Messungen aus dem Erdorbit.

Einfachste Messungen im Bereich 'naher' Himmelskörper wurden schon früh mit der trigonometrischen Methode realisiert. Durch gleichzeitige Beobachtung von möglichst weit voneinander entfernten, geeigneten Punkten auf der Erde wird durch Winkelmessung die Parallaxe bestimmt und daraus mit Hilfe der trigonometrischen Formeln die Entfernung errechnet. So wurde z.B. die Entfernung zur Sonne mit rund 150 Millionen km bestimmt.

Dies ist eine geeignete Methode für Mond, Sonne und nahe Planeten.

Für eine messbare Parallaxe der weiter entfernten Fixsterne bedarf es größerer Entfernungen der Meßpunkte voneinander, als sie auf der Erde zur Verfügung stehen. Da die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne (mit einem Radius von 150 Millionen km, wie man nun wußte) sich im Abstand von je 1/2 Jahr an zwei 300 Millionen km voneinander entfernten Punkten im Weltraum befindet, ließen sich allerlei Sterne auf diese Art in ihrer Entfernung parallaktisch vermessen. Erstmals gelang die F.W. Bessel im Jahr 1838.

Auch mit modernen Meßmethoden war dieses Verfahren von der Erde aus bei etwa 100 Lj. am Ende angelangt. Mit dem Satelliten Hipparcos ging es aber nochmals wesentlich weiter.

Eine weiterführende Methode ist die Ermittlung der absoluten Helligkeit eines Sterns über seine Spektralklasse (Hertzsprung-Russell-Diagramm, Farben-Helligkeits-Diagramm). Aus seiner für uns sichtbaren (scheinbaren) Helligkeit und der Zusammenhänge der Lichtabnahme über die Entfernung konnte eine große Zahl weiterer Sterne entfernungsmäßig zugeordnet werden.

Ebenfalls auf dem Prinzip der Berechnung der Entfernung über die Differenz zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit beruht ein Verfahren, bei dem der Zusammenhang zwischen Helligkeitsschwankung und Schwankungsperiode eines Sterns genutzt wird. Die sogenannten 'Cepheidensterne' weisen Helligkeitsschwankungen auf, die in einem festen Verhältnis zu ihrer Hell-Dunkel-Periodenzeit stehen. Nachdem an nahestehenden Cepheiden mit den zuvor entwickelten Methoden dieses Verhältnis ausgiebig untersucht und geeicht worden war, gelang es , Cepheiden auch in der für uns nächsten Galaxis (Andromeda, M31) zu finden. Damit war es möglich, über die scheinbare Helligkeit dieser Cepheiden in M31 die Entfernung dorthin zu bestimmen.

Novae und Supernovae mit ebenfalls bekannten Helligkeitsgrößenordnungen schoben die Entfernungsskala weiter nach draußen in den Kosmos.

Schließlich ergab sich aus der Erkenntnis der Hubble-Konstanten - der Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien in Abhängigkeit von ihrer Entfernung - ein weiterer Baustein der Entfernungsmessung. Die Fluchtgeschwindigkeit einer Galaxis nimmt mit der Entfernung in bekanntem Maß zu, und damit zwangsläufig die Rotverschiebung ihres Spektrums. Umgekehrt läßt sich auch aus der (gut meßbaren) Rotverschiebung einer Galaxis auf ihre Entfernung schließen.



Zusammenstellung für den AKS-Kreis und den eigenen Gebrauch: Gottfried Reimann