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  Allgemeine astronomie arbeit

Methoden zur Entfernungsmessungo:p   Da die kosmischen Entfernungen so gewaltig sind, dass es  unmöglich ist diese mit "üblichen" Mitteln zu bestimmen, etwa durch Anlegen eines herkömmlichen Masstabes - ein Fußgänger bräuchte dafür allein bis zu unserer Sonne ca. 4400 Jahre (vorausgesetzt er könnte überhaupt zu Fuß zur Sonne gelangen), mußten die Astronomen eine Reihe neuer Methoden entwickeln die es ermöglichen sowohl Abstände im Bereich von einigen wenigen bis etlichen hunderten Lichtjahre, aber auch Entfernungen von zig Millionen Lichtjahren zu ermitteln. D.h. es gibt keine universelle Methode, die über jede noch so große oder kleine Entfernung ein brauchbares Messergebnis liefert. Ebenso muss man sich vor Augen halten, dass nicht jede Messmethode gleich präzise Ergebnisse liefert.

In der Regel nimmt die Genauigkeit mit zunehmender Entfernung ab. Nachfolgend seien die geläufigsten Methoden zur astronomischen Entfernungsbestimmung kurz beschrieben.   1. Messung der Parallaxe Die Ermittlung der Entfernung mittels Messung der Parallaxe beruht auf geometrischen Grundlagen. Diese Messmethode kann sich jeder selbst veranschaulichen, da unser eigenes räumliches Sehvermögen auf diesem Prinzip beruht. Dazu strecke man den Arm aus und visiere einen entfernteren Gegenstand über einen Finger an, jedoch nur mit einem Auge.

Verdecken sie z.B. mit ihrem Zeigefinger ein Bild an der Wand, einen nahen Baum, was auch immer gerade zur Verfügung ist. Nun schließen sie das Auge und öffnen das Andere, versuchen sie aber dabei möglichst still zu halten. Was bemerken Sie? Richtig! Der nun anvisierte Punkt entspricht nicht mehr der Stelle, die sie mit dem anderen Auge gesehen haben. Da zwischen unseren Augen ein Abstand vorhanden ist, sehen diese auch etwas andere Bilder unserer Umgebung, erst unser Gehirn macht daraus ein Gesamtbild mit Tiefeneindruck, denn je entfernter das anvisierte Objekt ist, umso kleiner fällt die Verschiebung aus, wodurch wir in der Lage sind Entfernungen abzuschätzen.

Auch das können sie nach obigem Experiment leicht selbst feststellen.   Genau dieses Prinzip kann man auch zur Entfernungsbestimmung von nahen Fixsternen benutzen, dazu visiert man den Stern von zwei unterschiedlichen Umlauf-Positionen der Erde an, da der Effekt bei möglichst großem Abstand der Positionen maximal ist, wartet man 6 Monate bis zur zweiten Messung. Eine Skizze möge dies verdeutlichen. Beachten sie dabei die Analogie zum obigen Bild. (Abstände nicht maßstäblich!) v:shapetype id=_x0000_t75 stroked="f" filled="f" path="m@4@5l@4@11@9@11@9@5xe" o:preferrelative="t" o:spt="75" coordsize="21600,21600"     Feststellen läßt sich also, dass sich der Stern vor dem Hintergrund bewegt hat. Diese Verschiebung etwa auf Fotografien kann man mikroskopisch ausmessen und in den winzigen Winkel umrechnen, den die beiden Visierrichtungen zum Stern bilden.

Dabei wird der halbe Winkel als Parallaxe bezeichnet. Da nun die Winkel im Dreieck vorliegen, läßt sich bei bekanntem Abstand Erde-Sonne die Entfernung zum Stern bestimmen. Verständlicherweise sind die auftretenden Parallaxen so klein, dass es erst mit dem Einsatz entsprechend großer Teleskope möglich wurde diese winzigen Verschiebung zu bestimmen, so gelang es erstmals im Jahre 1838 dem deutschen Astronomen Friedrich Bessel die Entfernung zu einem benachbarten Fixstern mit Hilfe der Parallaxe zu bestimmen. Er wählte dazu den Stern 61 Cygni, und bestimmte eine parallaktische Verschiebung von 0,30 Bogensekunden, und erhielt damit die Entfernung von 11 Lichtjahren. Damit kam er dem heute gültigen Wert von 10,7 Lichtjahren bereits sehr nahe. Aufgrund der sehr geringen Verschiebungen - selbst der uns nächste Fixstern Proxima Centauri weist nur eine von 0,76'' auf - ist dieser Art der Entfernungsmessung eine Grenze gesetzt, das heißt sie funktioniert nur bis etwa 100 Parsec.

Zur Bestimmung größerer Entfernungen mußte man sich daher andere Möglichkeiten suchen.   2. Entfernungsbestimmung durch Delta-Cepheiden Bis in das 20. Jahrhundert kannte man nur Methoden die auf Geometrie beruhten, um Entfernungen im Weltraum ermitteln zu können. So konnte man die Abstände zu Sternen jenseits von etwa 300 Lichtjahren, geschweige denn die der noch viel tiefer im Raum befindlichen Galaxien (Millionen bis Milliarden Lichtjahre) nicht bestimmen. Dies änderte sich erst durch die Entdeckung von veränderlichen Sternen eines bestimmten Typs, die Delta-Cepheiden genannt werden.

Die Helligkeit solcher Sterne ist regelmäßigen Schwankungen unterworfen, wobei die Periodendauer der Pulsationen und die Leuchtkraft voneinander abhängen. Das heißt, je größer die absolute Helligkeit eines solcher Stern ist, um so länger dauert diese Helligkeitsschwankung. (Nähere Hintergründe sind im Thema veränderliche Sterne aufgeführt.) Durch Ermittlung der Periode eines solchen Cepheiden, kann man also Rückschlüsse auf seine absolute Helligkeit ziehen und diese mit der mittleren scheinbaren Helligkeit vergleichen, wodurch sich schließlich die Entfernung bestimmen läßt.     M: mittlere absolute Helligkeit p: Periodendauer in Tagen (1d = 1 Tag)     Mit diesen Kenntnissen war es also erstmals möglich viel größere Entfernung zu bestimmen als je zuvor, begünstig wird dies auch dadurch, dass Cepheiden ca. 10.






000 mal heller sind als unsere Sonne. Daher ist man auch in der Lage solche Sterne noch in anderen Galaxien auszumachen und ihre Entfernungen zu errechnen.     3. Entfernungsbestimmung durch Leuchtkraft 3.1 Entfernungsbestimmung durch Helligkeit eines Sterns Der erste, dem es gelang mit Hilfe der Cepheiden-Methode auch andere noch hellere Sterne als Maßstab zu verwenden, war Harlow Shapley (1885-1972). Shapley verglich hierzu die scheinbaren Helligkeiten der hellsten Sterne in Kugelsternhaufen mit Helligkeiten von ebenfalls vorhandenen Cepheiden.

Anstelle der Cepheiden konnte er nun hellere Riesensterne zur Entfernungsmessung nutzen und damit noch größere Abstände überbrücken als zuvor.   3.2 Entfernungsbestimmung durch Helligkeitsverteilung in  einer Galaxie Forscher fanden heraus, dass sich die Flächenhelligkeitsverteilung einer Galaxie zur Entfernungsermittlung nutzen läßt. Dies liegt darin begründet, weil man in nahen Galaxien einzelne Sterne noch relativ gut voneinander unterscheiden kann, mit zunehmender Entfernung wird dies jedoch immer schwieriger und die Flächenhelligkeit erscheint gleichmäßiger verteilt. Es läßt sich also die Entfernung der untersuchten Galaxie in Zusammenhang mit ihrern Helligkeitsunterschieden bringen. Eine weitere Methode, welche  die Galaxienhelligkeiten nutzt ist in Punkt 4 vorgestellt.

  3.3 Entfernungsbestimmung durch Helligkeit eines planetarischen Nebels Die Erkenntnis, dass die Leuchtkraft planetarische Nebel einen oberen Grenzwert nie übersteigt, führte zu einer weiteren Möglichkeit die Entfernung anderer Galaxien zu errechnen. Ermittelt man nämlich die scheinbaren Helligkeiten der hellsten planetarischen Nebel kann man aufgrund der Kenntnis der oberen Grenzhelligkeit auf die Entfernung zurückrechnen.     4. Entfernungsbestimmung durch Rotationsgeschwindigkeit Es wurde herausgefunden, dass es einen engen Zusammenhang zwischen der Helligkeit einer Galaxie und ihrer Rotationsgeschwindigkeit gibt. Verfügt eine Galaxie über mehr Masse als eine andere, so rotiert sie langsamer und weist logischerweise eine höhere Leuchtkraft auf, als die masseärmere Galaxie.

Diese Abhängigkeit wurde inzwischen eingehend untersucht und ist unter dem Namen Tully-Fisher-Relation bekannt. Die genauesten Ergebnisse sind zu erwarten, wenn hierzu die Helligkeit im Infraroten bestimmt wird, da diese Strahlung zum einen den größten Beitrag zur Gesamthelligkeit einer Galaxie darstellt und außerdem einen weiteren Vorteil aufweist: Strahlung im Infrarotbereich wird weniger gestreut als Strahlung größerer Frequenz. Angewandt werden kann die Tully-Fisher-Relation bis 300  Millionen Lichtjahre.     5. Entfernungsbestimmung durch Typ 1a-Supernovae Supernovae vom Typ 1a könnten es erlauben noch größere Entfernungen abzuschätzen. Man geht davon aus, das diese in Doppelsternsystemen auftreten, wovon eine Komponente ein weißer Zwerg ist.

Der Auslöser für die Supernova ist ein Massentransfer vom Begleitstern zum weißen Zwerg. Dieser spezielle Typ ist - so vermutet man - dadurch gekennzeichnet, dass er stets etwa über die selbe Leuchkraft verfügt, d.h. wenn man seine scheinbare Helligkeit mißt und zugleich weiß, welche tatsächliche Leuchtkraft die Supernovae aufweist, dann kann man auf die Entfernung schließen. Die geschätzte maximale Entfernung die mit Hilfe einer solchen Supernova ermittelt werden kann, liegt bei fünf Milliarden Lichtjahren. Das Problem ist jedoch, dass entsprechende Supernovae relativ selten beobachtet werden können, deshalb ist es schwierig diese Messmethode durch andere bekannten Verfahren zu kalibrieren.

 

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