Entfernungsbestimmung

Die wichtigste Methode, Entfernungen zu bestimmen, ist die Parallaxe: Längen in der Astronomie. Auf ihr bauen alle weiteren Entfernungsmaße auf und ohne diese Methode hätten wir keine Möglichkeit, Entfernungen im All zu bestimmen. Die Parallaxenmessung wurde 1837 von Bessel zum ersten Mal erfolgreich durchgeführt.

Die besten derzeitigen Parallaxenmessungen wurden vom Hipparcos-Satelliten durchgeführt, der bis ca. 100pc (300LY) mit einer Genauigkeit von ca. 10% vermessen konnte. Das Winkelauflösungsvermögen betrug ca. 1 Millibogensekunde.

Will man weiter hinaus, so gibt es ein paar Methoden:

• Sternstromparallaxe: Diese Methode funktioniert nur für Sternhaufen, d.h. für Sterngruppen, in denen die Sterne alle eine gemeinsame Bewegungsrichtung im Raum besitzen. Wegen der Projektion der gemeinsamen Bewegungsrichtung auf unsere scheinbare Himmelssphäre scheinen die Sterne einen Kovergenzpunkt zu besitzen. Weiterhin kann man die Radialgeschwindigkeit der Sterne von uns weg bzw. auf uns zu messen. Beide Messungen zusammen liefern uns mit ein paar geometrischen Überlegungen die Entfernung zu dem Sternhaufen: d = vradial * tanθ/4,74μ wobei μ die Eigenbewegung in Bogensekunden pro Jahr ist und θ der Winkel zwischen Konvergenzpunkt und Stern(haufen) beschreibt. Es versteht sich, dass man bei dieser Methode +ber alle Sterne des Haufens geeignet mitteln muss. Diese Methode ist extrem wichtig in der kosmischen Entfernungsbestimmung, da an ihr auch viele andere Methoden geeicht werden und diese wiederum bspw. mittels der Hyaden an der Parallaxenmethode geeicht wird, teilweise auch die Methoden über veränderliche Sterne.
• Sekularparallaxe: Bewegung der Sterne über längere Zeiträume, wenn man als Basislänge diejenige annimmt, die die Sonne in diesem Zeitraum im lokalem Ruhestandard zurückgelegt hat. Der lokale Ruhestandard oder auch local standard of rest (LSR) ist dasjenige Bezugssystem, in dem der Schwerpunkt der nächsten ~400 Sterne, inklusive Sonne, ruht.
• Variable Sterne: Cepheiden (Periode-absolute Helligkeitsbeziehung), RR Lyrae (konst. absolute Helligkeit im Maximum) oder δ Scuti etc. Variable Sterne eröffnen uns die Möglichkeit, auch Entfernungen zu nahen Galaxien (M31,...) zu bestimmen. Die Methode reicht etwa 100 Mpc in den Raum hinein.
• Supernovae Typ Ia, die eine konstante, maximale absolute Helligkeit und charakteristische Lichtkurve besitzen. Sie entstehen, wenn durch Massenüberfluss von einem Begleiter ein Weißer Zwerg die kritische Chandrasekhar-Masse von ca. 1,4 Sonnenmassen überschreitet. Der Weiße Zwerg wird dabei vollständig ohne Rest zerstört.
• Hubble-Gesetz zur Entfernungsbestimmung über die Rotverschiebung
• Tully-Fisher über die den empirischen Zusammenhang zwischen Rotationsgeschwindigkeit einer Spiralgalaxie und deren (absoluter) Helligkeit ausnutzt: L ~ v_max^4
• Faber-Jackson, ebenso empirisch, stellt einen Zusammenhang zwischen Leuchtkraft einer Galxie und der Geschwindigkeitsdispersion her; diese Methode funktioniert für elliptische Galaxiene und ist im Prinzip Tully-Fisher nur in \\\"grün\\\".
• Gravitationslinsen erlauben eine Entfernungsmessung über eine Messung des Lichtlaufunterschieds (bspw. an Helligkeitsschwnakungen) verschiedener Bilder eines Hintergrundobjekts: Δt ~ d_L * d_S / (d_S - d_L), wobei d_L die Entfernung zur linsenden Galaxie und d_S die Entfernung zum Hintergrundobjekt ist. Letztere Entfernung muss man irgendwie anders bestimmen oder annehmen, dass d_S >> d_L.

Zusammenfassend: die Entfernungsbestimmungsmethoden bauen aufeinander auf:

• Parallaxe
• Sternstromparallaxe, Sekularparallaxe
• Cepheiden
• Supernovae Ia
• Rotverschiebung

Die oben genannten und hier nicht zitierten Methoden werden nur genutzt, wenn gar nichts anderes geht, da ungenauer als die hier genannten. Fehler liegen typischerweise bei größenordnungsmäßig 10%.