Zur Entfernungsbestimmung im Weltall gibt es verschiedene Möglichkeiten:

· Radarmessung, Laserdistanzmessung
· Trigonometrische Parallaxenmessung
· Sternstromparallaxen
· Cepheiden (bis 2 Mpc)
· Novae (bis 4 Mpc)
· Kugelsternhaufen (bis 15 Mpc)
· H II-Regionen (bis 30 Mpc)
· Supernovaeexplosionen (bis 100 Mpc)
· Kosmologische Rotverschiebung

Radarmessung, Laserdistanzmessung Nahe Objekte (Satelliten in Erdumlaufbahnen, der Mond sowie die inneren Planeten) werden anvisiert und reflektieren die Radarwellen oder Laserstrahlen. Die Laufzeit wird sehr genau gemessen und daraus wird dann die Entfernung berechnet. Nach dem 3. Keplergesetz kann aus einer exakt bekannten Entfernung im Sonnensystem rechnerisch auf alle andere Entfernungen der Himmelskörper unseres Sonnensystemes geschlossen werden.

Schemazeichnung Radioping

Trigonometrische Parallaxenmessung Bei der trigonometrischen Parallaxenmessung wird die Position eines Sterns zweimal sehr genau vermessen. Dazu bedient man sich der Umlaufbahn der Erde um unsere Sonne als Basisstrecke (1 AE = 150 000 000 km) und mißt die Winkel alpha und beta, unter denen der Stern angepeilt wird. Der Winkel gamma wird anschließend berechnet. Gamma = 180° - alpha - beta (Winkelsumme im Dreieck = 180°). Mit 3 Angaben läßt sich ein Dreieck konkret beschreiben. Im Dreieck Erde-Sonne-Stern sind nun folgende Daten bekannt: alpha, d (=150 000 000 km) und gamma/2. Daraus läßt sich mit sina/sin(gamma/2) x d der Abstand Sonne - Stern berechnen. Allerdings muß dabei noch Aberration, Präzession, Nutation und Refraktion berücksichtigt werden.

Schematische Darstellung der Parallaxenmessung

Sternstromparallaxen Die Mitglieder eines offenen Sternhaufens bewegen sich von der Erde aus betrachtet scheinbar alle gleich schnell in Richtung eines Fluchtpunktes (Vertex). Bekannte Vertreter der Gattung „offene Haufen“ sind die Plejaden und die Hyaden im Sternbild Stier. Mißt man mittels Spektroskopie die Radialgeschwindigkeit (RG) der Sterne eines Haufens und ihre Eigenbewegung (EB), so kann man ihre Entfernung (Parallaxe) mittels der Formel pi = 4,74 x EB/RG x ctg alpha bestimmen.

Sternstromparallaxenmessung

Diese Methode stellt ein Bindeglied dar zwischen der Entfernungsbestimmung durch trigonometrischer Parallaxe (nur bei sonnennahen Sternen) und den photometrischen Parallaxen (für große Distanzen). Sie ist somit die „Eichmethode“ für die letztgenannten Entfernungsberechnungen.

Cepheiden

Cepheiden gehören zu den sogenannten pulsationsvariablen Sternen. Sie verändern ihre Leuchtkraft durch eine Veränderung der Oberflächentemperatur und dem Durchmesser des Sterns. Riesen und/oder Überriesen aller Spektraltypen können ein Cepheidenstadium durchlaufen. Die Frequenz der Pulsation ist für den jeweiligen Stern konstant und wird zur Berechnung der wahren Leuchtkraft herangezogen. Die scheinbare Leuchtkraft m wird gemessen, davon die wahre Leuchtkraft M abgezogen, und schon hat man die tatsächliche Entfernung. Deshalb werden sie auch als "Leuchttürme des Kosmos" bezeichnet.

Lichtkurve eines Cepheiden

Perioden-Leuchtkraft-Beziehung

Entdeckt wurde die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung 1912 durch Henrietta Swan Leavit und Harlow Shapley am Harvard Observatory bei Untersuchungen der Kleinen Magellanschen Wolke.

Es gibt 3 Arten von Cepheiden:

· Cephei-Sterne (hauptsächlich in Scheiben von Galaxien)
· W Virginis-Sterne (hauptsächlich in Halos von Galaxien)
· RR Lyrae-Sterne (hauptsächlich in Kugelsternhaufen, kurzperiodisch)

 

Novae Novae sind Sterne, die zu den sogenannten Kataklysmischen Variablen gehören. Sie sind weiße Zwege, die zusammen mit einem weiteren Stern (meist ein roter Riese) ein enges Doppelsternsystem bilden. Dabei sammeln die weißen Zwerge über längere Zeit Materie von ihren Partnersternen an, bis auf der Oberfläche genügend Druck und Temperatur vorhanden ist, um das Wasserstoffbrennen einzuleiten, welches normalerweise im Inneren eines Sterns abläuft.

Schemazeichnung Nova

Durch diese Thermonukleare Reaktion leuchtet der Stern plötzlich um vieles heller auf (7-16 mag) und wurde von den Astronomen Nova Stella (neuer Stern) genannt. Novaeausbrüche ereignen sich pro Galaxie und Jahrhundert des öfteren. Man nimmt an, daß sich alleine in unserer Milchstraße hunderte von Novae pro Jahrhundert ereignen. Verfolgt man den Verlauf der Lichtkurve, berechnet man daraus den Energieausstoß, so kann man daraus auf die wahre Leuchtkraft M des Sterns schließen und schließlich über das Entfernungsmodul m-M die Entfernung bestimmen.

Kugelsternhaufen Kugelsternhaufen sind gravitationsgebundene Ansammlungen von Sternen im Halo von Galaxien. Die Sterne innerhalb eines Kugelsternhaufens entstanden alle zur gleichen Zeit, als die Galaxien noch jung waren und ihr Gas noch ein sphärisches Volumen hatte. Außerdem sind die Mitgliedssterne eines Kugelsternhaufens alle etwa gleich weit von uns entfernt. Somit kann man aus ihrer scheinbaren Helligkeit und ihrer Farbe anhand von Vergleichssternen aus dem Hertzsprung-Russel-Diagramm die Entfernung zu diesem Kugelsternhaufen bestimmen.

Kugelsternhaufen M3

Es gibt jedoch 2 verschiedene Arten von Kugelsternhaufen. Die eine Sorte entstand vor ca. 10 Milliarden Jahren (Population II) und besitzt sogenannte „metallarme Sterne“, da zu dieser Zeit das interstellare Gas noch nicht mit Schweren Elementen aus Supernovaexplosionen angereichert war.

Kugelsternhaufen der Population I dagegen besitzen Sterne, die deutlich metallreicher sind. Die Entstehung dieser Kugelsternhaufen wird zur Zeit noch untersucht. Man geht davon aus, daß bei Kollisionen von Galaxien Schockwellen innerhalb des intergalaktischen Gases zu vermehrter Sternentstehung, sogenannten „Starbursts“ führten. Da das Gas durch Supernovaeexplosionen mit schweren Elementen angereichert wurde, sind die so entstandene Sterne metallreicher. In unserer Milchstraße wurden bislang keine derartigen Sternhaufen beobachtet.

H II-Regionen H II-Regionen sind Gebiete innerhalb von Galaxien, in denen Wasserstoffgas durch die intensive UV-Strahlung heißer, blauer Sterne (O- und B-Sterne) ionisiert wird und dadurch Strahlung im optischen Bereich sowie im Infraroten und Radiostrahlung emittiert.Durch Dichtewellen oder Jets werden sogenannte „Starbursts“ ausgelöst, viele neue Sterne werden innerhalb kurzer Zeit geboren.

H II-Region

Man nimmt an, daß diese H II-Regionen überall in etwa die selbe Leuchtkraft besitzen, und bestimmt über m-M die Entfernung. Dazu sucht man die 5 hellsten H II-Regionen innerhalb der zu beobachtenden Galaxie und mittelt ihre Helligkeit.

Supernovaeexplosionen

Am Ende ihes Sternenlebens explodieren massereiche Sterne und leuchten dabei für ca. eine Woche milliardenfach heller auf. Dabei können Supernovae in fernen Gala-xien das gesamte Licht dieser für uns nur schwach leuchtenden Gebilde überstrahlen. In der Vergangenheit wurden Supernovae in der Regel durch Vergleiche von Himmelsfotografien entdeckt. Zwischenzeitlich ist man auch in der Lage, den Neutrinopeak einer Supernovaexplosion zu registrieren. Ereignet sich eine solche Explosion in unserer Nachbarschaft und wird rechtzeitig entdeckt, so kann über Wochen oder Monate hinweg ein Spektrum gewonnen und ihre Leuchtkraft bestimmt werden.

Dabei hat sich herausgestellt, daß es auch hier 2 unterschiedliche Verlaufsmuster gibt.

Supernova Typ I		Supernova Typ II

Supernovae vom Typ II enthalten in ihrem Spektrum Wasserstofflinien und wurden bis heute nicht in elliptischen Galaxien beobachtet. Supernovae des Typ I enthalten keine Wasserstofflinien in ihrem Spektrum, wurden aber in allen Galaxietypen beobachtet. Daraus folgert man, daß Typ II aus Sternen mit mehr als 8-facher Sonnenmasse entstehen und zum Neutronenstern werden.

Typ I entwickeln sich aus einem Doppelsternsystem mit einem weißen Zwerg und einem Riesenstern, wenn beide Sterne sich annähern und schließlich kollabieren.

Aus der beobachteten scheinbaren Helligkeit und dem zeitlichen Profil des Helligkeitsabfalles schließt man auf die Masse des ursprünglichen Sterns, daraus leitet man die tatsächliche Helligkeit ab und bestimmt wiederum über das Helligkeitsmodul die Entfernung.

Kosmologische Rotverschiebung Fotografiert man die Spektren von Quasaren oder Galaxien, so entdeckt man Spektrallinien verschiedener Elemente, die für jedes Element einzigartig sind. Je weiter die Objekte von uns entfernt sind, um so weiter sind diese Spektrallinien in den roten Bereich verschoben. Aus der beobachteten Wellenlängenverschiebung z (z = Dl/l0 = l-l0/l0) läßt sich mit Hilfe der Dopplerformel z = v/c die Geschwindigkeit bestimmen, mit der sich das Objekt von uns entfernt. Diese einfache Formel gilt nur für nahe Galaxien. Bei Galaxien, die sehr weit von uns entfernt sind, muß der relativistische Einfluß in der Formel berücksichtigt werden.

Spektren, rotverschoben

 

Trägt man für alle bekannten Galaxien die Zahl z und ihre mit anderen Mitteln bestimmte Entfernung in ein Diagramm ein, so erhält man eine Gerade. Daraus läßt sich folgendes Gesetz ableiten: r = z x c/H, wobei r die Entfernung in Mpc, c die Lichtgeschwindigkeit und H der Hubbleparameter ist. Zur Zeit beträgt die Rotverschiebung z für die fernste Galaxie, deren Spektrum gewonnen werden konnte, einen Wert von z > 5. Über den Wert des Hubbleparameters H sind sich die Wissenschaftler noch nicht einig. Je nach Lager wird mit Werten zwischen 50 und 100 gerechnet, so daß sich für ein und dieselbe Galaxie unterschiedliche Entfernungsangaben in der Literatur finden.

Rotverschiebung

Noch Fragen oder Anregungen? Einfach eine Mail an: "astro@silvia-kowollik.de".

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