Vom bloßen Auge zum Weltraumteleskop: Welche Methoden gibt es, um die Entfernung der Sterne zu bestimmen?

Warum die Entfernungen von Sternen messen?

Die Kenntnis der Entfernung zu Sternen ist in der Astrophysik von grundlegender Bedeutung. Es ermöglicht es, die Struktur des Universums und die Sternentwicklung (intrinsische Leuchtstärken, Größen, Massen, Alter usw.) zu verstehen, Messungen zu kalibrieren, um kosmologische Skalen festzulegen, physikalische Theorien zu testen, nach Exoplaneten und außerirdischem Leben zu suchen usw.

Um die Entfernungen von Sternen zu messen, müssen indirekte Methoden verwendet werden, die auf geometrischen, photometrischen oder spektroskopischen Prinzipien basieren.

Wichtige Messmethoden

• Trigonometrische Parallaxe für die Sterne unserer Galaxie, der Milchstraße (Durchmesser ~100.000 Lichtjahre).
• Cepheiden und Supernovae vom Typ Ia (für Galaxien).
• Rotverschiebung für sehr weit entfernte Objekte.

Die Stellar-Parallaxen-Methode: Geometrie im kosmischen Maßstab

Parallaxe basiert auf einem rein geometrischen Prinzip: Die Beobachtung eines Sterns aus zwei entgegengesetzten Positionen in der Erdumlaufbahn, die sechs Monate voneinander entfernt sind, zeigt eine leichte scheinbare Winkelverschiebung des Sterns im Verhältnis zum festen Himmelshintergrund. Dieser Winkel wird Jahresparallaxe \(p\) genannt und in Bogensekunden ausgedrückt.

Der Abstand \(d\) in Parsec ergibt sich dann einfach durch die Beziehung: \(d = \frac{1}{p}\)

wobei \(p\) in Bogensekunden angegeben ist. Beispielsweise befindet sich ein Stern mit einer Parallaxe von \(\text{0,1}''\) 10 Parsec entfernt, also etwa 32,6 Lichtjahre. SatellitenHipparcosDannGaiarevolutionierte diese Methode und ermöglichte die Messung von Parallaxen von nur wenigen Mikrobogensekunden und damit von Entfernungen von mehreren tausend Lichtjahren.

Hinweis: :
Mit einer Parallaxengenauigkeit von 10 μas,Gaiakann Entfernungen bis zu etwa 326.000 Lichtjahren messen – was die gesamte Milchstraße (Durchmesser ~100.000 Lichtjahre) und sogar einige Satellitengalaxien wie die Große Magellansche Wolke (~160.000 Lichtjahre) abdeckt.

Standardkerzen: Photometrie von Cepheiden und Supernovae

Wenn ein Himmelsobjekt eine bekannte intrinsische Leuchtkraft hat, kann es als „Standardkerze“ dienen. Durch Vergleich seiner absoluten Größe \(M\) mit seiner scheinbaren Größe \(m\) erhält man die Entfernung \(d\) in Parsec über die Entfernungsmodulformel: \(m - M = 5 \log_{10}(d) - 5\)

Veränderliche Sterne vom Typ Cepheid sind besonders wertvolle Kerzen: Ihre Variationsperiode steht in direktem Zusammenhang mit ihrer intrinsischen Leuchtkraft (Periode-Leuchtkraft-Beziehung). Indem wir ihre Periode und ihren empfangenen Fluss messen, leiten wir ihre Entfernung ab. Supernovae vom Typ Ia spielen eine ähnliche Rolle, allerdings in viel größeren Maßstäben (bis zu mehreren Milliarden Lichtjahren).

Hinweis: :
Im Jahr 1912Henrietta Swan Leavitt(1868–1921) ermittelte die Periode-Leuchtkraft-Beziehung veränderlicher Sterne der Cepheiden, indem er fotografische Daten der Kleinen Magellanschen Wolke untersuchte.

Die Rotverschiebung: Die Rotverschiebung des beobachtbaren Universums

Bei sehr weit entfernten Galaxien und Objekten ist die Beobachtung von Parallaxen oder gar Standardkerzen nicht mehr möglich. Wir verwenden dann die spektrale Rotverschiebung \(z\), eine Folge der Expansion des Universums. Je weiter eine Galaxie entfernt ist, desto stärker ist ihr Licht rotverschoben.

DortHubble-Lemaître-GesetzGibt eine Schätzung der kosmologischen Entfernung an und setzt diese Verschiebung auf die Entfernung in Beziehung: \(v = H_0 \cdot d\)

Dabei ist \(v\) die Rezessionsgeschwindigkeit (im Zusammenhang mit der Rotverschiebung), \(H_0\) die Hubble-Konstante und \(d\) der Abstand. Diese Art der Messung ermöglicht es, die Grenzen des beobachtbaren Universums zu erkunden.

Dank der Beobachtung entfernter Galaxien, Quasare und des kosmischen Mikrowellenhintergrunds erreichen wir Rotverschiebungen von bis zu:

• z ≈ 1 → ~8 Milliarden Lichtjahre
• z ≈ 6 → ~12,7 Milliarden Lichtjahre
• z ≈ 10 → ~13,2 Milliarden Lichtjahre
• z = 1100 → kosmischer Mikrowellenhintergrund, etwa 13,8 Milliarden Lichtjahre entfernt in der Lichtlaufzeit, aber etwa 46,5 Milliarden Lichtjahre entfernt in der mitlaufenden Entfernung (wobei die Expansion berücksichtigt wird)

Zusätzliche Methoden zur Verfeinerung der Sternentfernungen

Es werden auch andere Ansätze verwendet: Offene oder Kugelsternhaufen im Vergleich zu isochronen Modellen (Ansammlung gleichaltriger Sterne), Hauptreihensterne durch Multibandphotometrie (ultraviolettes (U), blaues (B), sichtbares (V), rotes (R), nahes Infrarot (I) usw.) oder sogar Astroseismologie (Analyse der inneren Schwingungen von Sternen). Diese Methoden werden häufig gekreuzt, um die Genauigkeit zu verbessern.

Zusammenfassung zur Skala kosmischer Entfernungen

Die Entfernung der Sterne lässt sich nicht messen, daraus wird abgeleitet. Dank einer Reihe ineinandergreifender Techniken haben Astronomen eine kosmische Skala erstellt, die von nahen Sternen bis zu Galaxien reicht, die mehr als 10 Milliarden Lichtjahre entfernt sind. Jede Methode baut auf der vorherigen auf, in einem hierarchischen Stapel, der manchmal als „Stack“ bezeichnet wirdDistanzleiter. Die Zukunft wird diese Architektur mit Instrumenten wie Gaia, JWST oder zukünftigen ELTs weiter verfeinern.