Entfernungsmessung in der Astronomie

Die Bestimmung der Entfernung von Sternen gehörte und gehört auch heute noch zu den schwierigen Aufgaben in der Astronomie.

Bei der sogenannten kinematischen Messmethode handelt es sich um die Messung von Winkeln die grössenordnungsmässig bei hundertstel und tausendstel Bogensekunden liegen. Der erreichbare Betrag legt die Grenze dieser Methode fest, die auf dem Durchmesser der Erdbahn, und der daraus resultierenden jährlichen Bewegung naheliegender Fixsterne beruht. Wilhelm Bessel ist es als erstem gelungen, mit dieser Methode die Entfernung des Sterns 61 im Schwan zu bestimmen. Im Jahr 1839 stellte dann Henderson fest, dass der Stern Alpha Centauri noch näher liegt als 61 Cygni. Bis Ende des 19. Jahrhunderts wurden mit Hilfe dieser trigonometrischen Methode 55 Parallaxen gemessen.

Ein weiterer Fortschritt in der Bestimmung der Entfernung von Himmelskörpern war die Einführung der photographischen Methode im Jahr 1904. Erst in den letzten Jahren des 20. Jahrhunderts wurde die Methode mit der Satellitentechnik perfektioniert. Wenn man sich mit Entfernungen im Universum befasst, so ist es nicht sehr praktisch und daher auch nicht üblich, dies mit der uns vertrauten Maßeinheit, dem Meter, zu tun, obwohl man astronomische Masseinheiten natürlich auch in "m" ausdrücken kann. Dabei kommen aber Zahlen wie etwa 9,46*10¹⁵ m für 1 Lichtjahr zustande! Da die nächstliegenden Galaxien zu unserer Heimatgalaxie, der Milchstrasse, mehr als 2 Millionen Lichtjahre von uns entfernt sind, fördern Entfernungsangaben solcher kurzer Distanzen, selbst wenn man sie in km angeben würde, unser Vorstellungsvermögen nicht besonders. Die Masseinheit m ist ein praktisches, für das tägliche Leben des Menschen, auf seine Bedürfnisse und Aktivitäten, zugeschnittenes Maß. Diese Basis Längeneinheit (m), das sogenannte Urmeter , wurde als Eichmaß in Form eines Platin-Iridium Stabes seit 1889 in Paris aufbewahrt. Die Festlegung des Metermaßes erfolgte 1791 als der 10 millionsten Teil des Erdumfangs , bzw. was man damals für den Erdumfang gehalten hat. Seit 1960 verwendet man als Eichmaß das 1 650 763,73 fache der Vakumwellenlänge der orangefarbenen Spektrallinie des Krypton-Isotops (⁸⁶Kr) bei 6065 Å (Angström). 1  Å = 0,00000001 cm . Eine weitere Definition des "m" ist die Zeit die das Licht in 1 / 299792458 s zurücklegt. Die Lichtgeschwindigkeit ist heute eine der am genauesten bestimmten Naturkonstanten und ist gegeben als c = 299 792 458 Meter pro Sekunde.

Die astronomische Entfernungsskala basiert auf der mittleren Entfernung der Erde von der Sonne. Diese Basisstrecke wird Astronomische Einheit (AE) genannt. Die Distanz aus der man diese Basisstrecke von 1 AE unter einem Winkel von 1 Bogensekunde sieht, ist die Elle des Astronomen die "Parsec". Parsec ist ein Kunstwort und steht für 1 Parallaxensekunde. Diese Distanz entspricht dem 206 260 fachen der AE oder 3,26 Lichtjahren. 1 Lichtjahr entspricht der Distanz, die das Licht, wie der Name schon sagt, in 1 Jahr zurücklegt. (c = 299 792 458 km / s, 1 LJ = 9,46*10¹⁵ m ). Entfernungsangaben in Lichtjahren sind offensichtlich dann besonders praktisch, wenn man die Laufzeit des Lichts ausdrücken möchte, also den Zeitraum seit der Emission bis zur Wahrnehmung.

Zur Verdeutlichung der Distanzen im Universum einige Beispiele

Der nächste Stern zu unserer Sonne ist Alpha Centauri und seine Entfernung beträgt 4,3 LJ. Alle übrigen Sterne, die wir am Himmel beobachten, haben wesentlich größere Abstände von der Sonne. Die Sterne des großen Wagens z.B., die wohl am bekanntesten sind, haben eine Distanz von 80 - 120 LJ zur Sonne. Alpha UMa und Alpha Cyg sind 1 600 LJ entfernt. Alpha Cyg bzw. Deneb, wie dieser Stern auch genannt wird, hat also das Licht, das wir heute wahrnehmen, schon im Jahr 400 vor Chr.ausgesandt. Man kann diese Distanzen vielleicht in eine noch bessere Perspektive bringen , wenn wir sie mit unsererm Sonnensystem vergleichen. Die Sonne hat einen Durchmesser von nur 0,01 AE , sie ist also von ihrem nächsten Nachbarn um das 27 millionenfache ihres Durchmessers getrennt. Diese Distanz ist das 6 800 fache der Dimension des gesamten Planetensystems. Die Dichte des Universums ist also sehr gering. Man geht heute davon aus, dass innerhalb unserer lokalen Nachbarschaft der Raum nur mit 1 / 10²² mit Sternen besetzt ist. Zusammenstöße können bei solchen Dimensionen einfach nicht stattfinden. Weitere Entfernungsmaße sind: Kilo-Parsec = 1 000 Parsec, Mega-Parsec = 1 000 000 Parsec und Giga-Parsec = 1 000 000 000 pc.

Zur Beschreibung der entfernten Objekte des Universums

Würde man die Entfernung von 1 Mpc in m angeben so käme man auf eine Zahl, die nicht ganz 100x grösser ist ,als die Zahl, die man erhält, wenn man das Weltalter (mit 15 Milliarden Jahren angenommen) in Millisekunden ausdrücken würde. Um immer tiefer in den Raum vorzudringen, benötigt man immer neue Methoden der Entfernungsmessung, da jeder Methode physikalische Grenzen gesetzt sind. Die Intensität des Lichts nimmt umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung ab. Dies gilt für das gesamte elektromagnetische Strahlungsspektrum, ebenso wie für die Schallwellen und die Gravitation. Um diesem Gesetz Rechnung zu tragen muss man entweder die Messmethoden erheblich verbessern,oder man sucht sich hellere Objekte als Messobjekte aus. Da der Verbesserung der Messmethoden enge Grenzen gesetzt sind, liegt die Lösung meist in anderen Messmethoden, und anderen Messobjekten. Als Ergebnis dieses Tatbestandes gibt es heute

• Kinematische Messmethoden
  Geometrische Parallaxen-Messungen, die durch Satellitentechnik wesentlich verbessert wurden. Der Satellit Hipparchos hat Messungen von ca. 120 000 Sternen bis 1 000 pc geliefert, allerdings bei diesen Dimensionen mit reduzierter Genauigkeit.
• Spektroskopische Messmethoden
  Photometrische Messungen der Hauptreihensterne im HRD (Hertzsprung-Russel-Diagramm). Der Anwendungsbereich dieser Technik erstreckt sich auf ca. 10⁵ pc.
• Leuchtperioden von Veränderlichen Sternen
  Hier verwendet man haupsächlich sogenannte Cepheiden (Sterne die man zuerst im Sternbild Cepheus gefunden hat, und eine grosse Masse und demzufolge eine hohe Leuchtkraft haben) mit einer Reichweite von bis ca. 4*10⁶ pc.
• Novae und Kugelsternhaufen
  Hier werden Reichweiten bis zu 3*10⁷ pc erreicht.
• Leuchtkraft von Galaxien
  Diese Methode reicht bis ca. 10¹⁰ pc .

und weitere Methoden.

Die letzten 4 Methoden sind indirekt in dem Sinne, dass die absolute Leuchtkraft "L" (Helligkeit) einer Strahlungsquelle, durch die entsprechende astrophysikalische Methode geschätzt wird und die beobachtete Helligkeit "l" mit der Distanz "d" in folgendem Zusammenhang steht.

d = ( L / 4 pi l )^1/2 oder d² = const. * L / l

Die Hauptschwierigkeiten dieser Methoden liegen in den astrophysikalischen Methoden mit denen man die Leuchtkraft L des Objektes bestimmt. Diese astrophysikalischen Methoden sind : Analyse von Bewegung, Helligkeit, Spektrum, und Pulsation von Objekten.

Beispiele der Größenordnung astronomischer Entfernungen in "Meter" ausgedrückt

Zeitintervalle

10³ s = Laufzeit des Lichtes von der Sonne

10¹⁸ s = Vermutetes Alter des Universums.

Willy Mahl 22.10.2000