Wie misst man Entfernungen im Universum?

Vergleich der Methoden zur Berechnung von Entfernungen im Universum

Jede Methode deckt einen anderen Entfernungsbereich ab und dient zur Kalibrierung der nächsten, wodurch die kosmische Entfernungsleiter entsteht.

Die Parallaxenmethode

Das Prinzip der Parallaxe

Die Messung von Entfernungen in unserem weiten beobachtbaren Universum ist in der Astrophysik grundlegend, denn dadurch wird es möglich, die intrinsischen Eigenschaften des beobachteten Objekts abzuschätzen. Leider ist es sehr schwierig, eine hohe Genauigkeit zu erreichen. Um die großen kosmischen Entfernungen des Universums zu messen, verketten Astronomen mehrere Berechnungsmethoden an immer weiter entfernten Objekten. Die Messung eines nahen Objekts muss mit vollem Vertrauen erfolgen, denn die Methoden sind miteinander verbunden und jede Messmethode ermöglicht die Kalibrierung der nächsten.

Das Bild der Welt um uns herum wird von unserem Gehirn in Echtzeit aus zwei Informationsreihen rekonstruiert. Unsere beiden Augen sind einige Zentimeter voneinander entfernt, sodass das von jedem dieser Rezeptoren empfangene Bild leicht unterschiedlich ist. Tatsächlich liefert jedes Auge für das beobachtete Objekt eine Position relativ zu einem weiter entfernten und unbeweglichen Hintergrund. Ein Objekt, das nicht dieselbe Position relativ zum Hintergrund hat, erzeugt einen optischen Effekt, den man Parallaxeneffekt nennt. Dieser Effekt ermöglicht es unserem Gehirn, ein dreidimensionales Bild zu rekonstruieren, um die Entfernung des Objekts zu erfassen.

In der Astronomie ist die Parallaxe der Winkel, unter dem das beobachtete Objekt von zwei voneinander entfernten Punkten aus gesehen wird (je weiter die Beobachtungspunkte voneinander entfernt sind, desto größer ist der Parallaxenwinkel und desto leichter ist er zu messen).

Die äquatoriale Parallaxe

Für die Himmelskörper des Sonnensystems wurde der Äquatorradius der Erde (6 378 km) gewählt. Die äquatoriale Parallaxe ist der Winkel, unter dem ein Beobachter im Zentrum des beobachteten Objekts den Erdradius sieht.

Dieser Winkel liefert direkt die Entfernung des Objekts durch eine einfache trigonometrische Berechnung. Zum Beispiel beträgt für eine mittlere Entfernung des Mondes von 384 400 km die äquatoriale Mondparallaxe ≈57' und der scheinbare Durchmesser des Mondes ≈31', also ≈½ Grad.

Die jährliche Parallaxe

Um die Entfernung der Sterne unserer Galaxie zu messen, ist die Referenz die große Halbachse der Erdumlaufbahn (149 597 870 700 Meter oder 1 Astronomische Einheit). Um diese jährliche Parallaxe zu messen, genügt es, den Stern zweimal im Abstand von sechs Monaten zu beobachten. Mit anderen Worten, Astronomen messen den jährlichen Parallaxenwinkel, indem sie zunächst die Position eines Sterns messen und sie dann sechs Monate später erneut messen, wenn die Erde auf der gegenüberliegenden Seite ihrer Umlaufbahn steht. Dies ist jedoch nicht so einfach zu messen, denn je weiter der Stern von der Erde entfernt ist, desto schwächer ist die Parallaxe.

Zum Beispiel beträgt für den sonnennächsten Stern Proxima Centauri (Alpha Centauri C) in 4,244 Lichtjahren Entfernung die Parallaxe nur 0,7 Bogensekunden, was äußerst gering ist; ein Kreis hat 360 Grad, jedes Grad hat 60 Bogenminuten und jede Minute hat 60 Bogensekunden. Doch die Messgenauigkeit von der Erde aus erlaubt nur die Messung einiger Sterne in einigen Dutzend Lichtjahren Entfernung.

Die astrometrischen Satelliten Hipparcos und Gaia

Vom Weltraum aus können dank des Satelliten Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite) die Parallaxen von 120 000 Sternen mit einer Genauigkeit von 2 bis 4 Millibogensekunden gemessen werden. Im Jahr 2013 trat der Satellit Gaia die Nachfolge von Hipparcos an.

Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) erstellte einen Katalog von einer Milliarde Sterne mit einer Genauigkeit von bis zu 10 Mikrobogensekunden.

Die Methode der Standardkerzen

Die Entdeckung von Henrietta Leavitt

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 in der Nachbarschaft der Milchstraße in 150 bis 200 Lichtjahren Entfernung). Eine Cepheide ist ein Stern, dessen Helligkeit nach einer wohldefinierten Periode schwankt (zwischen 1 und 135 Tagen). Im Jahr 1908 wurde die erste Standardkerze unerwartet entdeckt, dank der Intuition von Henrietta Leavitt. Sie stellte fest, dass die Perioden der Cepheiden umso größer sind, je heller sie sind. Die intrinsische Leuchtkraft klassischer Cepheiden wächst somit mit ihrer Periode. Mit anderen Worten: Je größer und heller eine Cepheide ist, desto langsamer ist ihre Pulsationsfrequenz. Sie fand eine Beziehung zwischen der Variationsperiode (Zeit zwischen zwei Maxima oder Minima) und der scheinbaren Leuchtkraft dieser Sterne.

Von Cepheiden zu fernen Galaxien

Es genügt also, die genaue Entfernung einer dieser Cepheiden mit der Parallaxenmethode zu messen, um eine allgemeine Beziehung zwischen den Perioden und den absoluten Leuchtkräften 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 vervollständigte. Ab diesem Datum wurden Cepheiden, deren intrinsische Leuchtkraft bekannt ist, zu „Standardkerzen“, um die Entfernung entfernter Sterne und naher Galaxien zu messen.
Die scheinbare Leuchtkraft eines Objekts hängt also von seiner absoluten Leuchtkraft und seiner Entfernung ab. Durch die Beobachtung veränderlicher Sterne vom Typ Cepheide maß der Astronom Edwin Hubble (1889–1953) im Jahr 1923 die Entfernung der Spiralgalaxie M31 (Andromeda, die der Milchstraße am nächsten gelegene), mit Hilfe des Teleskops des Mount-Wilson-Observatoriums nahe Pasadena in Kalifornien.

Die Methode der Typ-1a-Supernovae

Die Explosion eines Weißen Zwergs

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

Eine Standardkerze der Kosmologie

Diese Standardkerze der Kosmologie wird es ermöglichen, die extragalaktischen Entfernungen zu bestimmen.
Da sie immer am selben Punkt explodieren (Massengrenze), haben Typ-1a-Supernovae nach Erreichen ihrer maximalen Leuchtkraft stets ungefähr dieselbe intrinsische Leuchtkraft. Typ-1a-Supernovae, die sehr hell und in sehr großen Entfernungen sichtbar sind, dienen daher als Standardkerzen.
Zur Kalibrierung der Methode müssen Typ-1a-Supernovae verwendet werden, die nahe genug sind, um mit der Cepheidenmethode gemessen zu werden. Wissenschaftler kennen einige Dutzend ausreichend nahe Typ-1a-Supernovae.
Typ-1a-Supernovae ermöglichen die Messung der Entfernung entfernter Galaxien bis zu mehreren Milliarden Lichtjahren.

Die Rotverschiebungsmethode

Die Rotverschiebung

Für noch weiter entfernte Galaxien verwenden Astronomen die Methode der Rotverschiebung der Absorptionslinien des elektromagnetischen Spektrums.
Diese Rotverschiebung oder Redshift dient zur Messung der Dauer der Lichtreise. Je „älter“ das Licht ist, desto größer ist die Rotverschiebung.
Jedes chemische Element oder Molekül hinterlässt unterschiedliche Spuren in diesem Spektrum. Diese Spuren erscheinen bei sehr spezifischen Wellenlängen (Absorptionslinien). Entfernt sich jedoch eine Galaxie von uns, so dehnt sich ihr Licht und die Wellenlängen dieser chemischen Fingerabdrücke verschieben sich ins Rote. Diese Verschiebung ist durch das Hubble-Gesetz mit der Entfernung der Galaxie verbunden. 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 ausfindig machen.

Das Hubble-Gesetz und die Expansion des Universums

So offenbart uns das Licht die Entfernung naher und ferner kosmischer Objekte; Astronomen können heute Entfernungen bis in die tiefsten Tiefen des beobachtbaren Universums berechnen (etwa 13 Milliarden Lichtjahre).
Das Hubble-Gesetz verbindet die scheinbare Fluchtgeschwindigkeit einer Galaxie mit ihrer Entfernung und bildet heute eine der Säulen der Expansion des Universums. Es ermöglicht, eine einfache Spektralverschiebung in eine in Megaparsec ausgedrückte Entfernung umzurechnen.

N.B.:
Die Rotverschiebung (Redshift) ist eine Verschiebung zu größeren Wellenlängen der Spektrallinien und des gesamten sichtbaren Spektrums. Es besteht eine Korrelation zwischen der Entfernung und der Rotverschiebung der optischen Spektren von Galaxien. Der Redshift ist die am häufigsten verwendete Methode zur Messung der Entfernung extragalaktischer Objekte. Dieses in der Licht von weit entfernten astronomischen Objekten beobachtete Phänomen ist der Beweis für die Expansion des Universums (Ausdehnung des Raums) und den Urknall.