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| Maßeinheiten | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Das Weltall ist gross und deshalb kommt ein Astronom mit den
gebräuchlichen Entfernungsangaben in Kilometern nicht sehr weit. Aus diesem
Grund gibt es in der Astronomie Maßeinheiten, die zur Beschreibung extrem
grosser Entfernungen sehr viel besser geeignet sind.
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| Messmethoden | ||
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| Wie werden die riesigen astronomischen Entfernungen gemessen? Man kann ja schlecht einen Zollstock anlegen. Deshalb dient bei den meisten Methoden das Licht als Maßband. | ||
| Bestimmung der Astronomischen Einheit (AE) | ||
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Um die Entfernung zur Sonne zu messen, muss man sich einer trigonometrischen
Methode bedienen. Dabei wird der gleiche Effekt genutzt, der eintritt, wenn man
einen Finger nahe vor das Gesicht hält und abwechselnd das linke und das rechte
Auge schliesst. Der Finger scheint sich hin und her zu bewegen, umso mehr, je
näher er sich vor den Augen befindet. Der Winkel, unter dem man den Finger
sieht, ist also ein Maß für seinen Abstand. Die Sonne ist natürlich viel zu weit
entfernt, um beim Blinzeln ihre Position zu verändern. Deshalb muss man eine
viel grössere Basislinie wählen, als nur den Abstand zwischen den Augen. Das
geschah im Jahr 1769, als auf Vorschlag des britischen Astronomen Edmund Halley
von zahlreichen Orten auf der Erde ein
Venus-Durchgang vor der
Sonne beobachtet
und vermessen wurde (siehe auch: Venus-Transit am
08.06.2004). Man musste auf dieses seltene Ereignis warten, um einerseits
sicherzustellen, dass die Messungen nicht durch zeitliche Differenzen zwischen
den Beobachtern verfälscht wurden und andererseits einen definierten Fixpunkt
zum Anpeilen zu haben. Aus den ermittelten Winkeln konnte schon damals ein sehr
genauer Wert für die Astronomische Einheit berechnet werden, der nur von
modernen Radarmessungen übertroffen wird.
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| Bestimmung von Sternparallaxen | ||
 Der Erdbahn-Durchmesser als Basislinie zur Messung von Sternparallaxen
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Die grösste Basislinie, die uns zur Verfügung steht, ist
der Durchmesser der Erdbahn, also 2 AE. Wenn man den Winkel zu einem
Stern im Abstand von einem halben Jahr misst, dann hat sich die
Erde um genau 2 AE
von ihrer Ausgangsposition entfernt, und der Winkel hat
sich entsprechend verändert. Aus den gemessenen Winkeln und der Länge der
Basislinie (2 AE) lässt sich mit etwas Schulmathematik leicht die Entfernung zum Stern berechnen. Diese Methode ist leider nur für die Sterne in unserer direkten Umgebung (einige Dutzend Lichtjahre) anwendbar, da die gemessenen Winkel mit Bruchteilen von Bogensekunden (1/3600 Grad) geradezu winzig sind. |
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| Sternstrom-Parallaxen | ||
 Berechnung von Sternstrom-Parallaxen
an Sternhaufen |
Ein weiteres trigonometrisches Verfahren ist die Messung von
Sternstrom-Parallaxen. Dabei werden Sternhaufen beobachtet, deren Mitglieder
sich alle auf einen gemeinsamen Fluchtpunkt (Konvergenzpunkt K) zubewegen.
Zusätzlich werden die Radialgeschwindigkeit
(Vr) und die Eigenbewegung
(Winkel Alpha) eines Sterns gemessen. Aus diesen Werten lässt sich in 3 Schritten die
Entfernung r berechnen:
Mit dieser Methode wurde die Entfernung zum Sternhaufen der Hyaden, dessen Mitglieder sich auf das Sternbild Orion zubewegen, sehr genau gemessen. |
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| Kosmische Standardkerzen | ||
| Wenn man erst einmal die Entfernung zu einigen Sternen kennt, kann man aus der relativen Helligkeit auch deren absolute Helligkeit berechnen. Je weiter ein Stern entfernt ist, desto dunkler erscheint er und desto geringer ist seine von der Erde aus beobachtete relative Helligkeit. Das Verhältnis von absoluter zu relativer Helligkeit ist also von der Entfernung abhängig. Wären alle Sterne vom gleichen Typ und somit von gleicher Leuchtkraft, dann wüsste man auf einen Schlag alle Entfernungen. Leider ist das nicht so und deshalb muss man Sterntypen finden, die leicht zu klassifizieren sind und innerhalb ihrer Klasse immer die gleiche absolute Helligkeit besitzen. Das Hertzsprung-Russell-Diagramm stellt eine solche Möglichkeit der Klassifizierung dar, indem es die Farben und die absolute Helligkeit von Sternen in einen Zusammenhang bringt (Spektroskopische Parallaxe). | ||
 Ein pulsierender Stern vom Cepheiden-Typ
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Auch bei der Sternklasse der Cepheiden kann eine leicht zu beobachtende
Eigenschaft zur Ermittlung der
absoluten Helligkeit
herangezogen werden. Dabei handelt es sich um pulsierende Riesensterne, die umso
stärker leuchten, je geringer ihre Pulsrate ist.
Diese Regel wurde 1917 von der Astronomin Henrietta Leavitt entdeckt
und daraufhin konnten mit Hilfe von Cepheiden Stern-Entfernungen von über 20 Millionen Lichtjahren bestimmt werden.
Das ist bereits weit ausserhalb unserer eigenen
Galaxie,
der Milchstrasse. RR-Lyrae-Sterne in Kugelsternhaufen besitzen eine ähnliche
Periode-Leuchtkraft-Beziehung und können ebenfalls als Standardkerzen dienen. Für noch grössere Entfernungen sind die veränderlichen Sterne jedoch zu leuchtschwach, als dass man sie noch erkennen könnte. Dann müssen Nova- und Supernova-Ausbrüche an ihre Stelle treten, die noch aus mehreren 100 Millionen Lichtjahren Abstand zu beobachten sind. |
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| Tully-Fisher-Relation | ||
 Der Doppler-Effekt verzerrt das Licht
einer rotierenden Galaxie |
Eine indirekte, aber elegante und exakte Methode zur Bestimmung sehr grosser Entfernungen wurde in den 1970er und 1980er Jahren von den beiden Astronomen Brent Tully und Richard Fisher entwickelt. Die Grundaussage ist einfach: je schneller eine Galaxie rotiert, desto grösser ist ihre absolute Helligkeit. Wenn man davon ausgeht, dass die absolute Helligkeit von der Anzahl der Sterne in der Galaxie abhängt, dann verfügt eine sehr helle Galaxie auch über eine grosse Masse und eine entsprechend starke Gravitations-Anziehung. Damit die Sterne nicht in das Zentrum der Galaxie stürzen, müssen sie es sehr schnell umkreisen, um die Anziehungskraft auszugleichen. Aber wie kann man die Rotationsgeschwindigkeit einer fernen Galaxie ermitteln? Dazu bedient man sich des Doppler-Effekts. Sternenlicht von der Seite der Galaxie, die sich von uns entfernt, ist leicht zu roten Wellenlängen auseinander gezogen, während Licht von der Seite, die auf uns zu kommt, zu blauen Wellenlängen gestaucht ist. Aus diesem Grund sind normalerweise scharfe Spektrallinien über einen breiten Wellenlängenbereich verschmiert. Aus der Breite der Spektrallinien ergibt sich die Rotationsgeschwindigkeit, daraus die absolute Helligkeit und durch Vergleich mit der relativen Helligkeit der Abstand. Auf diese Weise können Entfernungen bis zu 300 Millionen Lichtjahren ermittelt werden. | |
| Messung der Rotverschiebung | ||
 Die Spektren entfernter Galaxien
sind rotverschoben |
Das Universum dehnt sich seit dem Urknall aus und zwar in der Weise, dass sich die am weitesten entfernten Galaxien am schnellsten von uns weg bewegen. Dieses Phänomen wurde 1929 von dem amerikanischen Astronom Edwin Powell Hubble entdeckt. Dabei besteht eine lineare Beziehung zwischen Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit, die durch die Hubble-Konstante repräsentiert wird. Der messbare Effekt ist die Rotverschiebung in den Spektren von Sternen und ganzen Galaxien. Je schneller sich eine Galaxie von uns entfernt, desto weiter sind die Spektrallinien zu hohen Wellenlängen verschoben. Die Lichtwellen werden durch die Fluchtbewegung gleichsam auseinander gezogen (Doppler-Effekt). Kennt man die Hubble-Konstante, dann kann man aus der Rotverschiebung die Entfernung berechnen. Aber genau das ist das Problem! Mittlerweile befinden wir uns in Entfernungen von mehreren Milliarden Lichtjahren und die Eichmessungen mit Hilfe von Sternparallaxen und Standardkerzen sind bereits mit erheblichen Fehlern behaftet. Deshalb ist heute nur ein ungefährer Wert für die Hubble-Konstante bekannt und die Angaben für die Grenze des beobachtbaren Universums schwanken zwischen 13 und 20 Milliarden Lichtjahren. | |
| Die kosmische Entfernungsskala | |||||
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| Metrische Entfernung | Lichtjahre | Messmethode | Beispiel | ||
| 100 | 1 m | Mensch |
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| 101 | 10 m | Tiere | |||
| 102 | 100 m | Bäume | |||
| 103 | 1 km | Städte | |||
| 104 | 10 km | Berge | |||
| 105 | 100 km | Staaten | |||
| 106 | 1.000 km | Kontinente | |||
| 107 | 10.000 km | Trigonometrie, Keplersche Gesetze, Radar | Erde |
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| 108 | 100.000 km | 0,33 sec. | Erde-Mond | ||
| 109 | 1 Million km | 3 sec. | Sonne | ||
| 1010 | 10 Millionen km | 30 sec. | Nachbarplaneten | ||
| 1011 | 100 Millionen km | 5 min. | Erde-Sonne | ||
| 1012 | 1 Milliarde km | 50 min. | Erde-Pluto |
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| 1013 | 10 Milliarden km | 8,3 Std. | Kometenbahnen | ||
| 1014 | 100 Milliarden km | 3,5 Tage | Oortsche Wolke | ||
| 1015 | 1 Billion km | 35 Tage | |||
| 1016 | 10 Billionen km | 1 | Stern-Parallaxen, HRD | Nächster Stern |
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| 1017 | 100 Billionen km | 10 | Sirius | ||
| 1018 | 100 | Plejaden | |||
| 1019 | 1.000 | Cepheiden, Novae | Orion Nebel | ||
| 1020 | 10.000 | ||||
| 1021 | 100.000 | Milchstrasse |
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| 1022 | 1 Million | Andromeda-Galaxie | |||
| 1023 | 10 Millionen | Lokale Gruppe | |||
| 1024 | 100 Millionen | Tully-Fisher, Supernovae | Superhaufen |
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| 1025 | 1 Milliarde | Quasare | |||
| 1026 | 10 Milliarden | Hubble-Konstante | Beobachtbares Universum | ||
| Hinweis: Die angegebenen Beispiele sollen lediglich die Grössenordnung der jeweiligen Entfernung verdeutlichen. Es handelt sich um keine exakten Abmessungen bzw. Distanzen. | |||||
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URL: https://www.drfreund.net/astronomy_distances.htm | Zwischenablage |
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Letzte Aktualisierung: Montag, 24.05.2021, 00:18:06 Uhr | Technische Infos | ||
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