Letzte Aktualisierung: 7. Juni 2022

Wie misst man Entfernungen im Universum?

Die Parallaxenmethode

Die Messung von Entfernungen in unserem riesigen beobachtbaren Universum ist für die Astrophysik von grundlegender Bedeutung, da es dann möglich wird, die intrinsischen Eigenschaften des beobachteten Objekts abzuschätzen. Leider ist es sehr schwierig, eine hohe Präzision zu erreichen. Um die großen kosmischen Entfernungen des Universums zu messen, nutzen Astronomen mehrere Berechnungsmethoden für immer weiter entfernte Objekte. Die Messung eines nahegelegenen Objekts muss mit absoluter Sicherheit erfolgen, da die Methoden miteinander verknüpft sind und jede Messmethode die Kalibrierung der nächsten ermöglicht.
Das Bild der Welt um uns herum wird von unserem Gehirn in Echtzeit aus zwei Informationssätzen rekonstruiert.
Da unsere beiden Augen einige Zentimeter voneinander entfernt sind, unterscheidet sich das Bild, das jeder dieser Rezeptoren empfängt, geringfügig. Tatsächlich gibt jedes Auge für das beobachtete Objekt eine Position in Bezug auf einen weiter entfernten und unbeweglichen Hintergrund an. Ein Objekt, das im Verhältnis zum Hintergrund nicht die gleiche Position hat, verursacht einen optischen Effekt, der Parallaxeneffekt genannt wird. Dieser Effekt ermöglicht es unserem Gehirn, ein dreidimensionales Bild zu rekonstruieren, um die Entfernung des Objekts zu verstehen.
In der Astronomie ist die Parallaxe der Winkel, in dem das Objekt gesehen wird, das von zwei voneinander entfernten Punkten aus beobachtet wird (je weiter die Beobachtungspunkte voneinander entfernt sind, desto größer ist der Parallaxenwinkel und daher einfacher zu messen).
Für die Sterne des Sonnensystems wurde der Äquatorradius der Erde (6.378 km) gewählt. Die Äquatoriasparallaxe ist der Winkel, in dem ein Beobachter, der sich im Zentrum des beobachteten Objekts befindet, den Erdradius sieht.

Dieser Winkel gibt uns durch eine einfache trigonometrische Berechnung direkt die Entfernung des Objekts an. Beispielsweise beträgt bei einer durchschnittlichen Entfernung vom Mond von 384.400 km die Mondäquatoriasparallaxe ≈57' und der scheinbare Durchmesser des Mondes ≈31' oder ≈½ Grad.
Um die Entfernung der Sterne in unserer Galaxie zu messen, dient als Referenz die große Halbachse der Erdumlaufbahn (149.597.870.700 Meter oder 1 Astronomische Einheit). Um diese jährliche Parallaxe zu messen, beobachten Sie den Stern einfach zweimal im Abstand von sechs Monaten. Mit anderen Worten: Astronomen messen den jährlichen Parallaxenwinkel, indem sie zunächst die Position eines Sterns messen und dann sechs Monate später erneut messen, wenn sich die Erde auf der gegenüberliegenden Seite ihrer Umlaufbahn befindet. Allerdings ist die Messung nicht so einfach, denn je weiter der Stern von der Erde entfernt ist, desto schwächer ist die Parallaxe.
Für den der Sonne am nächsten gelegenen Stern Proxima Centauri (Alpha Centauri C), der 4.244 Lichtjahre entfernt liegt, beträgt die Parallaxe beispielsweise nur 0,7 Bogensekunden, was winzig ist, es gibt 360 Grad in einem Kreis, in jedem Grad gibt es 60 Bogenminuten und in jeder Minute gibt es 60 Bogensekunden. Doch die Präzision der Messung von der Erde aus erlaubt es uns nur, einige wenige Sterne zu vermessen, die sich einige Dutzend Lichtjahre entfernt befinden.
Aus dem Weltraum können wir dank des Hipparcos-Satelliten (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite) die Parallaxen von 120.000 Sternen mit einer Genauigkeit von 2 bis 4 Millibogensekunden messen. Im Jahr 2013 löste der Gaia-Satellit Hipparcos ab.
Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) hat einen Katalog von einer Milliarde Sternen mit einer Genauigkeit von bis zu 10 Mikrobogensekunden zusammengestellt.

Die Standard-Kerzenmethode

Um die Entfernung sehr weit entfernter Sterne zu messen, ist die Parallaxenmethode nicht mehr möglich, da sie ungenau ist. Astronomen verwenden eine andere Methode, die der „Standardkerzen“.
In den 1910er Jahren klassifizierte Henrietta Leavitt (1868-1921) an der Harvard University die Cepheiden der Magellanschen Wolken (zwei Zwerggalaxien, die zwischen 150 und 200 Lichtjahren benachbart zur Milchstraße liegen). Ein Cepheid ist ein Stern, dessen Helligkeit über einen genau definierten Zeitraum (zwischen 1 und 135 Tagen) variiert. Im Jahr 1908 wurde dank der Intuition von Henrietta Leavitt unerwartet die erste Standardkerze entdeckt. Sie bemerkt, dass die Perioden der Cepheiden umso größer sind, je heller sie sind. Die intrinsische Leuchtkraft klassischer Cepheiden nimmt also mit ihrer Periode zu. Mit anderen Worten: Je größer und heller eine Cepheide ist, desto langsamer ist ihre Pulsationsfrequenz. Sie findet einen Zusammenhang zwischen der Variationsperiode (Zeit zwischen zwei Maxima oder Minima) und der scheinbaren Leuchtkraft dieser Sterne.

Daher reicht es aus, die genaue Entfernung einer dieser Cepheiden mit der Parallaxenmethode zu messen, um eine allgemeine Beziehung zwischen den Perioden und der absoluten Leuchtkraft der Cepheiden zu erhalten.
Diese Messung wurde erstmals 1916 an der Harvard University von Harlow Shapley (1885-1972) durchgeführt, der die Entdeckung von Henrietta Leavitt vollendete. Ab diesem Datum werden Cepheiden, deren intrinsische Leuchtkraft bekannt ist, zu „Standardkerzen“ zur Messung der Entfernung entfernter Sterne und der nahegelegenen Galaxien.
Die scheinbare Helligkeit eines Objekts hängt also von seiner absoluten Helligkeit und seiner Entfernung ab. Durch die Beobachtung veränderlicher Sterne vom Typ Cepheid maß der Astronom Edwin Hubble (1889-1953) 1923 mit dem Teleskop am Mount Wilson Observatory in der Nähe von Pasadena in Kalifornien die Entfernung der Spiralgalaxie M31 (Andromeda, die der Milchstraße am nächsten liegt).

Die Supernova-Methode vom Typ 1a

Bei entfernten Galaxien können Teleskope ihre Sterne nicht mehr einzeln unterscheiden. Astronomen müssen sich auf extrem helle Objekte verlassen, die so hell wie eine Galaxie sind. Das verwendete Objekt ist eine Supernova vom Typ 1a.
Supernovae sind seltene Ereignisse in unserer Milchstraße, ein bis drei pro Jahrhundert, aber im Maßstab des Universums beobachten wir sie jeden Tag.
Eine Supernova vom Typ 1a entspricht der vollständigen Explosion eines Weißen Zwergs, der die Massengrenze von Chandrasekhar überschritten hat (wenn der Radius des Sterns abnimmt, tendiert die Masse in Richtung einer Grenze von 1,44 Sonnenmassen). Aufgrund ihrer physikalischen Eigenschaften können Weiße Zwerge, die von der Materie eines nahen Begleiters angetrieben werden, diese Grenze nicht überschreiten.
Die Typ-1a-Supernova SN 2014J befindet sich in der Zigarrengalaxie (Messier 82) bei 11,5 ± 0,8 Millionen Lichtjahren.

Diese Standardkerze der Kosmologie wird es ermöglichen, extragalaktische Entfernungen zu bestimmen.
Da Supernovae vom Typ 1a immer am selben Punkt (Grenzmasse) explodieren, haben sie nach Erreichen ihrer maximalen Leuchtkraft immer ungefähr die gleiche intrinsische Leuchtkraft. Supernovae vom Typ 1a sind sehr hell und in sehr großen Entfernungen sichtbar und dienen daher als Standardkerzen.
Um die Methode zu kalibrieren, müssen Supernovae vom Typ 1a nah genug herangezogen werden, um mit der Cepheid-Methode gemessen zu werden. Wissenschaftler kennen einige Dutzend Supernovae vom Typ 1a, die nahe genug sind.
Supernovae vom Typ 1a werden es ermöglichen, die Entfernung entfernter Galaxien in einer Entfernung von bis zu mehreren Milliarden Lichtjahren zu messen.

Die Rotverschiebungsmethode

Für noch weiter entfernte Galaxien nutzen Astronomen die Methode der Rotverschiebung der Absorptionslinien des elektromagnetischen Spektrums.
Diese Verschiebung in Richtung Rot oder Rotverschiebung wird verwendet, um die Dauer der Lichtreise zu messen. Je „älter“ das Licht, desto größer ist die Rotverschiebung.
Jedes chemische Element oder Molekül hinterlässt in diesem Spektrum unterschiedliche Spuren. Diese Spuren erscheinen bei ganz bestimmten Wellenlängen (Absorptionslinien). Wenn sich eine Galaxie jedoch von uns entfernt, dehnt sich ihr Licht aus und die Wellenlängen dieser chemischen Fingerabdrücke verschieben sich in Richtung Rot. Diese Verschiebung ist durch das Hubble-Gesetz mit der Entfernung von der Galaxie verknüpft. Dieses Gesetz besagt, dass sich eine Galaxie umso schneller von uns entfernt, je weiter sie entfernt ist, während sich das Universum ausdehnt. Durch die Messung der Rotverschiebung konnten Astronomen die ersten Galaxien in der Nähe des Urknalls entdecken.

Da uns Licht die Entfernung von nahen und entfernten kosmischen Objekten verrät, wissen Astronomen heute, wie man Entfernungen bis in die Tiefen des beobachtbaren Universums (rund 13 Milliarden Lichtjahre) berechnet.

Hinweis: Die Rotverschiebung ist eine Verschiebung der Spektrallinien und des gesamten Spektrums des sichtbaren Bereichs zu langen Wellenlängen. Es besteht ein Zusammenhang zwischen der Entfernung und der Rotverschiebung der optischen Spektren von Galaxien. Rotverschiebung ist die am weitesten verbreitete Methode zur Messung der Entfernung extragalaktischer Objekte. Dieses im Licht entfernter astronomischer Objekte beobachtete Phänomen ist ein Beweis für die Expansion des Universums (Weltraumausdehnung) und den Urknall.

Wie misst man Entfernungen im Universum?

Die Parallaxenmethode

Die Standard-Kerzenmethode

Die Supernova-Methode vom Typ 1a

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