Entfernungsbestimmung in der Astronomie


Entfernungsbestimmung in der Astronomie
Entfernungsbestimmung in der Astronomie
 
Die Ausbreitung der Strahlung im Weltraum, durch die allein wir physikalische Informationen aus den Weiten jenseits des Planetensystems empfangen, hat keinen prinzipiellen Einfluss auf den Informationsgehalt bezüglich der Natur der Strahlungsquelle. Die aufgeprägte Information ist nahezu unabhängig von der zurückgelegten Entfernung und der dafür benötigten Zeit. Der Preis für den ungestörten Informationsfluss ist jedoch der Verlust einer unmittelbaren Information über den zurückgelegten Weg. Dieser wirkt sich nur insofern aus, als die Strahlung im Wesentlichen eine gleichmäßige »Verdünnung« — das heißt Intensitätsabnahme — erfährt, deren Ausmaß ohne zusätzliches Wissen unbestimmbar bleibt. Während wir die Richtung einer kosmischen Strahlungsquelle mit hoher Genauigkeit wahrnehmen, wissen wir über die Entfernung zunächst nur, dass die Himmelsobjekte weit außerhalb unserer dreidimensionalen Alltagswelt liegen müssen.
 
Diese Asymmetrie in der unmittelbaren Anschauung der räumlichen Organisation des Universums hat die Entwicklung der Weltbilder entscheidend geprägt. Schon im Altertum wurden Sternpositionen (also Richtungen von Strahlungsquellen) und deren im Tagesrhythmus vollführte Kreisbahnen mit hoher Genauigkeit beobachtet. Zur Dokumentation dienten Winkelkoordinaten in Polarkoordinatensystemen, die den Bezugspunkt der Richtungen — die Erde — als absoluten Beobachterstandort auszeichnen. Die nicht beobachtbare dritte (radiale) Dimension erfuhr im Bewusstsein der Menschen eine Reduktion zu flachen, konzentrischen Himmelssphären, die für die Kreisbewegungen verantwortlich gemacht wurden. So konnte sich zunächst nur ein anthropozentrisches und damit geozentrisches Weltbild etablieren.
 
Mit der Entdeckung der verschiedenen Methoden, aus Mehrfachinformationen über dieselbe Strahlungsquelle indirekt auf deren Entfernung zu schließen, enthüllte sich nach zögernden Anfängen erst im 20. Jahrhundert die Dreidimensionalität des kosmischen Raums in ihrem unerhörten Ausmaß. Die Entfaltung der dritten, radialen Raumkoordinate beseitigte auf kosmischer Ebene die Vorteile eines zentrumorientierten Koordinatensystems ebenso wie den Glauben an einen bevorzugten Standort des Menschen. Die heutige Weltsicht von unserem wie zufällig im Kosmos treibenden blauen Planeten war eine unaufhaltsame Konsequenz.
 
 Grundprinzipien
 
Vor dem Hintergrund der wichtigen Rolle der kosmischen Entfernungen in der Entwicklung naturwissenschaftlicher Weltanschauung wird der Aufwand begreifbar, den Astronomen seit dem Altertum betrieben, um die Entfernungen von Himmelsobjekten zu bestimmen. Die dabei entwickelten astronomischen Methoden sind ausnahmslos — meist unbewusst — Anleihen bei den Erfindungen der biologischen Evolution zur Eroberung der irdischen Dreidimensionalität, die wir daher als Ausgangspunkt nehmen wollen. Sämtliche indirekten Methoden der Entfernungsbestimmung, irdische wie kosmische, folgen einem einheitlichen Prinzip: Eine physikalische Größe am Ort eines Objekts, deren Beobachtungswert von der Entfernung des Beobachters abhängt, wird mit einem Referenzwert bei bekannter Entfernung verglichen.
 
Um unterschiedliche Umsetzungen dieses Prinzips zu illustrieren, betrachten wir zunächst die uns vertrauten Methoden des dreidimensionalen Sehens. Die wohl geläufigste ist die des binokularen Sehens, des räumlichen Sehens mithilfe zweier Augen. Die entfernungsabhängige Beobachtungsgröße ist dabei der Winkel, unter dem der Augenabstand von etwa 7 Zentimetern — die Basislänge — aus der Entfernung des betrachteten Objekts erscheinen würde. Gemessen wird dieser Winkel, indem das Gehirn in den Einzelbildern der beiden Augen die Objektpositionen relativ zum Hintergrund vergleicht. Zum Verständnis betrachte man ein nicht allzu fernes Objekt vor entferntem Hintergrund und schließe abwechselnd ein Auge: Das Objekt springt scheinbar hin und her. Der Winkelabstand der relativen Objektpositionen heißt Parallaxe (griechisch »Vertauschung«) und ist identisch mit dem gesuchten Winkel. Der zur Entfernungsbestimmung jetzt noch benötigte Referenzwert ist durch Erfahrung erlernt und in unserem Gehirn abgespeichert.
 
Diese »stereoskopische« Methode funktioniert allerdings nicht mehr jenseits einer Entfernung von etwa 100 Metern, weil der Winkel zwischen den relativen Objektpositionen dann das Auflösungsvermögen des Auges unterschreitet. Für größere Entfernungen bedienen wir uns daher statt des Augenabstands der Größe der Objekte als Basislänge. Als Referenz dienen hier Erfahrungswerte für die typische Größe zum Beispiel eines Menschen oder eines Baums, die wir ebenfalls in der erlernten »Datenbank« bereits zur Verfügung haben. Ebenso können Geschwindigkeiten als Basislängen verwendet werden: Wenn wir mit dem Zug durch einen lichten Wald fahren, wird der Tiefeneindruck hauptsächlich durch die mit zunehmendem Abstand geringere scheinbare Bewegung der Bäume erzeugt. Die Basislänge entspricht dann der Strecke, die der Beobachter in den Sekundenbruchteilen der mentalen Bildverarbeitung zurücklegt. Anderseits kann die Basislänge auch durch die Bewegung des Objekts selbst gegeben sein, so beispielsweise bei der Einschätzung der Flughöhe von Vögeln oder Flugzeugen, wobei aber auch deren Größe eine Rolle spielt.
 
Das Problem der Gewinnung eines Referenzwerts auf Objektseite zeigt sich besonders eindrucksvoll in der Reaktion des Informationsverarbeitungssystems unseres Gehirns beim Versuch, die einfachste der kosmischen Entfernungsbestimmungen, diejenige zum Mond, spontan zu bewältigen. Dem Vollmond als ausgedehntem und strukturiertem Himmelskörper ordnet unser Bewusstsein unwillkürlich eine subjektive Distanz zu. Da aber für die Referenz — die tatsächliche Größe der Mondscheibe — keinerlei Erfahrungswerte herangezogen werden können, dreht unser Gehirn den Spieß um. Es benutzt Informationen über die Mindestentfernung — gegeben einerseits durch die Höhe der Wolken, anderseits durch den Horizont —, um den subjektiven Eindruck über die Größe zu eichen. Nun sind Wolken im Zenit räumlich näher am Beobachter als solche am Horizont und das dahinter liegende fiktive Himmelsgewölbe erscheint deshalb subjektiv eher flach als kugelförmig. Also wird auch der Mond in einer Position hoch am Himmel näher vermutet, als wenn er am Horizont steht, und scheint folgerichtig im Zenit viel kleiner zu sein als in Horizontnähe. Tatsächlich ändert sich sein Winkeldurchmesser natürlich nicht mit der Position am Himmel.
 
Alle bisher genannten Methoden reduzieren das Problem letztendlich auf die Berechnung eines Dreiecks, dessen eine Seite die gesuchte Entfernung ist. Diese Verfahren der Entfernungsbestimmung werden deshalb unter dem Begriff der trigonometrischen Methoden zusammengefasst. Diesen stehen solche Verfahren gegenüber, denen als Beobachtungs- und Referenzgrößen keine raum-zeitlichen, sondern der Strahlungsphysik eigene Größen dienen. Diese physikalischen Methoden beziehen sich im Wesentlichen auf photometrische (die Helligkeit oder Zahl der Photonen betreffende) oder auf spektrale (die Farbe oder Frequenz der Photonen betreffende) Eigenschaften des von den beobachteten Objekten ausgesendeten Lichts. Irdische Beispiele dafür sind die Tiefenwahrnehmung weit entfernter Gebirgszüge durch die mit der Entfernung zunehmende Blaufärbung, die Entfernungsbestimmung durch den mit der Entfernung abnehmenden Farbkontrast bei Nebel und der Eindruck, dass — zumindest in sehr klaren Nächten — hellere Sterne näher zu sein scheinen als schwächere (was natürlich nur zum Teil der Realität entspricht).
 
Die für die photometrischen Methoden wesentliche physikalische Größe ist die Strahlungsintensität. Sie gibt die Energie an, die je Zeiteinheit durch eine Flächeneinheit tritt. Da sich die Strahlungsenergie bei geradliniger Ausbreitung im dreidimensionalen Raum auf eine Fläche verteilt, die proportional mit dem Quadrat des Abstands von der Quelle wächst, verringert sich die Strahlungsintensität mit zunehmendem Abstand entsprechend. Für einen Rückschluss auf die Entfernung einer gegebenen Strahlungsquelle, etwa eines Sterns, muss nun ein Referenzwert bestimmt werden. Diese schwierige Aufgabe kann nur gelingen, wenn ein physikalisches Modell verlässliche Aussagen über die Energieabstrahlung der Quelle erlaubt. Damit wurde die räumliche Ausweitung unseres Weltbilds über die der trigonometrischen Methode zugänglichen Distanzen hinaus nur durch den Übergang von der Astronomie zur Astrophysik möglich.
 
Der Vollständigkeit halber und wegen ihrer Bedeutung bei der Festlegung der für die gesamte Entfernungsskala sehr wichtigen Astronomischen Einheit sollen an dieser Stelle auch die »direkten« Methoden Erwähnung finden. Diese erschöpfen sich in der Zurücklegung (und dabei Messung) des Wegs durch den Beobachter selbst oder in der Messung der Laufzeit eines Signals bekannter Geschwindigkeit, das nach seiner Reflexion am Objekt den Weg ein zweites Mal durchläuft. Auch dieses Verfahren hat sich bereits vor der Erfindung des Radarechos beim Echolot der Fledermäuse oder bei der Einschätzung der Größe eines dunklen Raums (zum Beispiel eine Höhle) mittels seiner Akustik bewährt.
 
 Die astronomischen Referenzgrößen
 
Die Vielfalt der Methoden, die die biologische Evolution hervorgebracht hat, um das Entfernungsproblem zu lösen, zeigt bereits eine prinzipielle Schwierigkeit all dieser Lösungen: Da sie auf dem Vergleich einer Messgröße mit einer (festen) Referenz basieren, ist der Messbereich jeder Methode durch eine natürliche Obergrenze und eine untere Empfindlichkeitsschwelle beschränkt. Schon die etwa sechs Zehnerpotenzen umfassende Entfernungsskala unserer irdischen Umgebung lassen sich nicht mit einer einzigen Methode überbrücken. Dabei greifen die Methoden nahtlos ineinander — wie die stereoskopische (bis 100 Meter) und die der Objektgröße als Referenz (je nach Objekt ab dem Meterbereich) —, was unabdingbar ist, um die anschließende Methode durch die vorangehende eichen zu können.
 
Im Kosmos ist diese Problematik noch erheblich schwieriger, da wir zwischen der Entfernung des Monds als nächstem Himmelskörper und dem »Horizont« des Universums 18 Zehnerpotenzen zu überbrücken haben. Diese enorme Spannweite der Entfernungsskala bedingte, dass sich in der Astronomie, insbesondere seit der Mitte des 19. Jahrhunderts, eine ausgeprägte Differenzierung verschiedener Bestimmungsmethoden von Referenzgrößen herausbildete. Wir wollen im Folgenden eine Übersicht der wichtigsten dieser Größen sowie eine Zuordnung zu den vorangestellten methodischen Prinzipien anhand einiger Anwendungen geben. Neben den geometrischen Referenzgrößen, die enger mit der räumlichen Ordnung der kosmischen Objekte verknüpft sind, betrifft dies besonders die im engeren Sinn physikalischen Referenzgrößen.
 
Für bestimmte Klassen von Objekten folgen solche Referenzgrößen entweder direkt aus der Theorie, oder sie sind durch eine ausreichende Zahl von Beobachtungen gleichartiger Objekte als einheitlich oder einem einfachen Gesetz folgend bekannt. In jedem Fall liefert auch die Theorie nur einen Zusammenhang mit andern Beobachtungsgrößen oder theoretischen Parametern, sodass die Bestimmung der Referenzgrößen wiederum auf zwei einfachere Probleme zurückgeführt wird: erstens auf die zweifelsfreie Zuordnung eines Objekts zu einer bekannten Objektklasse (aufgrund der Morphologie oder durch Spektralanalyse), zweitens auf die Eichung der unbekannten Parameter in den theoretisch oder empirisch ermittelten Gesetzmäßigkeiten durch Anwendung verschiedener Referenzen auf dasselbe Objekt. Da sämtliche astronomischen Entfernungsbestimmungen auf beiden Prozessen beruhen, unterliegen sie neben direkten Beobachtungsfehlern und den Unsicherheiten der jeweiligen Theorie auch stets einem Eichfehler, der sich von Methode zu Methode fortpflanzt und bis an die Grenzen des Universums aufsummiert. In diesem Sinn hängt unsere Kenntnis von den räumlichen Dimensionen des Weltalls auf gleiche Weise an jeder einzelnen der folgenden Methoden bis herab zur vertrauten irdischen Trigonometrie.
 
 Basislängen
 
Die unterschiedlichen Basislängen, die in der astronomischen Entfernungsbestimmung verwendet werden, lassen sich wie im erdgebundenen Fall in vier Typen einteilen.
 
Strecken am Ort des Beobachters: Hierzu zählt neben der Verwendung des Erddurchmessers — bei gleichzeitiger Messung von verschiedenen Kontinenten aus — vor allem der mittlere Radius der Erdbahn um die Sonne. Er definiert die Astronomische Einheit und bildet gewissermaßen das »Urmeter« der gesamten kosmischen Entfernungsskala. Die Astronomische Einheit dient nämlich als Referenzgröße für die trigonometrische Entfernungsbestimmung mithilfe jährlicher Parallaxen. Diese erhält man als Hälfte des Winkels, um den sich die Position eines Sterns verändert, wenn man ihn von zwei entgegengesetzten Punkten der Erdbahn — also im Abstand eines halben Jahrs — beobachtet. Analog zum stereoskopischen Sehen lässt sich dann aus Parallaxe und Erdbahnradius die Entfernung berechnen.
 
Die Bestimmung der Astronomischen Einheit (Einheitenzeichen AE) selbst führt man heute mit direkten Methoden nach dem Echolotverfahren unter Verwendung von Radarstrahlen durch. Da die Sonne keine feste Oberfläche besitzt und daher auch kein auswertbares Echo liefert, wird stattdessen die Entfernung zur Venus mit hoher Genauigkeit gemessen. Vom Dreieck Erde —Sonne —Venus sind dann die Seitenlänge Erde —Venus und der Winkelabstand von Sonne und Venus bekannt. Mithilfe des dritten Kepler'schen Gesetzes lässt sich aus den bekannten Umlaufzeiten beider Planeten, die aus präzisen Beobachtungen der Sternpositionen am Himmel zur Verfügung stehen, das Verhältnis der Bahnradien von Erde und Venus berechnen. Da keine zweite Dreieckseite, sondern ein Seitenverhältnis als dritte Bestimmungsgröße gegeben ist, und sich Erde und Venus überdies auf Ellipsen bewegen, die nur näherungsweise in einer Ebene liegen, ist allerdings eine wesentlich aufwendigere als die übliche trigonometrische Berechnung notwendig. Die Astronomische Einheit ist heute auf 10 Meter genau bestimmt und beträgt
 
1 AE = 149 597 870 660 m,
 
also rund 150 Millionen Kilometer. Sie ist das Verbindungsglied zwischen irdischen und kosmischen Längenmaßstäben und — neben den ebenfalls direkt vermessenen Entfernungen von Erdmond und Mars — die mit Abstand am exaktesten bekannte kosmische Entfernung.
 
Für den Raum jenseits des Planetensystems ist selbst die für irdische Maßstäbe sehr große Astronomische Einheit eine unbrauchbar kleine Längeneinheit. Stattdessen wird als Einheit die Entfernung verwendet, aus welcher 1 AE, das heißt der mittlere Erdbahnradius, unter einem Winkel von einer Bogensekunde (1''; 3600ter Teil von 1º) erscheint. Da dies anders ausgedrückt einer Parallaxe von einer Bogensekunde entspricht, trägt diese Einheit den Namen »Parsec« (Einheitenzeichen pc). Eine alternative kosmische Längeneinheit, das »Lichtjahr« (Lj), wird von der Strecke abgeleitet, die das Licht in einem Jahr zurücklegt. Mit einer Vakuumlichtgeschwindigkeit von 299 792 458 m/s, also rund 300 000 km/s, durchmisst das Licht in einem Jahr eine Strecke von etwa 9,5 Billionen Kilometern. Für die Umrechnung zwischen den verschiedenen kosmischen Längeneinheiten ergeben sich folgende Beziehungen:
 
1 pc = 3,26163 Lj = 206 265 AE = 3,08567 · 1013 km
 
1 Lj = 63 239,7 AE = 9,46053 · 1012 km
 
Geschwindigkeiten am Ort des Beobachters: Zusammen mit ihrem Planetensystem bewegt sich auch die Sonne selbst innerhalb des Milchstraßensystems. Da dies bezüglich der nahen Sternumgebung praktisch geradlinig erfolgt (zumindest in historischen Zeitskalen), beobachten wir eine entgegengesetzte systematische Bewegung der uns benachbarten Sterne, obwohl auch sie individuelle Bewegungen vollführen. Dieses Phänomen entspricht der Beobachtung, dass im Schneetreiben vor der Windschutzscheibe eines fahrenden Autos alle Schneeflocken von einem Punkt etwas oberhalb der Straße zu kommen scheinen und sich ganz geordnet strahlenförmig am Auto vorbei bewegen, obwohl doch jede einzelne Schneeflocke recht ungeordnet umherwirbelt. Der scheinbare Ausgangspunkt der Bewegung, in der Astronomie als Apex bezeichnet, liegt in Richtung der Relativgeschwindigkeit der geordneten Bewegung: im Schneeflockenbeispiel durch das Zusammenwirken von Fahr- und Fallbewegung etwas oberhalb der Straße, im Fall der Sonne in Richtung der Relativbewegung der sie umgebenden Sterne. Die Richtung dieser solaren Pekuliargeschwindigkeit kann daher aus der Beobachtung vieler Sterne statistisch ermittelt und schließlich durch die Eigenbewegung einzelner Sterne mit bekannten jährlichen Parallaxen geeicht werden. Daraus ergibt sich eine Eigenbewegung der Sonne mit 20 km/s in Richtung des Sternbilds Herkules.
 
Die Länge der Basis, die durch diese Sonnenbewegung definiert wird, kann wiederum zur Berechnung säkularer Parallaxen herangezogen werden. Da die Sonne pro Jahr einige Astronomische Einheiten zurücklegt, steht nach Jahrzehnten von Positionsmessungen eine Basislänge von rund 100 AE zur Verfügung. Die säkularen Parallaxen reichen damit etwa hundert Mal weiter in den Raum hinein als die jährlichen Parallaxen. Da sie sich jedoch nur auf statistische Gesamtheiten von Objekten mit zufälliger Geschwindigkeitsverteilung anwenden lassen, sind sie eher von methodologischer Bedeutung.
 
Geschwindigkeiten am Ort des Objekts: Hier sind vor allem die Sternstromparallaxen von Bedeutung, bei denen das Prinzip der säkularen Parallaxen auf die systematische Bewegung von Sternassoziationen angewendet wird. Sie werden im Zusammenhang mit dem Aufbau unseres Milchstraßensystems genauer beschrieben.
 
Strecken am Ort des Objekts: Gewisse Klassen astronomischer Objekte zeigen eine einheitliche Obergrenze ihrer Ausdehnung, die durch statistische Auswertungen anhand einiger solcher Objekte hinreichend genau bekannt ist und als Basislänge verwendet werden kann. Dazu zählen insbesondere H II-Gebiete, die als leuchtende Wasserstoffwolken noch in fernen Galaxien zu sehen sind, Kugelsternhaufen mit ihrer nahezu einheitlichen Größe sowie die Galaxien selbst als die größten individuellen Objekte im Kosmos.
 
 Standardkerzen
 
Die wichtigste physikalische Bezugsgröße hinsichtlich der Entfernung astronomischer Objekte ist ihre Leuchtkraft, die als abgestrahlte Gesamtleistung direkt aus dem Energiehaushalt des jeweiligen Objekts folgt. Sie liefert unmittelbar die Strahlungsintensität der beobachteten Quelle in einer Referenzdistanz, sodass zusammen mit der auf der Erde gemessenen Strahlungsintensität die Entfernung berechnet werden kann.
 
In Anpassung an die menschliche Sinneswahrnehmung misst man die Strahlungsintensität in der Astronomie üblicherweise als scheinbare Helligkeit. Diese Helligkeit, mit der ein Himmelskörper einem irdischen Beobachter erscheint, wird in Größenklassen (Einheit Magnitudo, Abkürzung mag) angegeben. Sie hängt, wie weiter oben schon ausgeführt, logarithmisch von der Strahlungsintensität des beobachteten Himmelskörpers ab. Die mit m bezeichnete scheinbare Helligkeit eignet sich wegen der sehr unterschiedlichen Entfernungen astronomischer Objekte von der Erde jedoch nicht für direkte Vergleiche. Hierzu dient die absolute Helligkeit M, die sich auf eine einheitliche Referenzdistanz von 10 Parsec bezieht. Unsere Sonne zum Beispiel weist eine absolute Helligkeit von 4,9 mag auf. Weniger helle Sterne sind durch einen größeren, hellere Sterne durch einen niedrigeren Wert gekennzeichnet (der auch negativ sein kann).
 
Drückt man den mathematischen Zusammenhang zwischen Strahlungsintensitäten und Entfernungen durch scheinbare und absolute Helligkeiten aus (m beziehungsweise M), dann erhält man folgenden einfachen Ausdruck für die Entfernung r eines Sterns in Parsec:
 
mM = —5 + 5 lgr
 
Diese in der Praxis sehr wichtige Gleichung heißt der »Entfernungsmodul« und reduziert das Entfernungsproblem auf die Ermittlung der Leuchtkraft des betreffenden Objekts beziehungsweise seiner Zuordnung zu einer Objektklasse mit bekannter Leuchtkraft. Klassen von Objekten mit jeweils gleicher oder einem einfachen Gesetz folgender Leuchtkraft werden in diesem Zusammenhang oft »Standardkerzen« genannt. Die wichtigsten Standardkerzen in der Astronomie sind — in der ungefähren Reihenfolge zunehmender Helligkeit — Hauptreihensterne, pulsierende Sterne, Novae und Supernovae.
 
 Hauptreihensterne
 
Wie bereits erläutert, können Sterne näherungsweise als Schwarze Strahler aufgefasst werden, deren Gesamtstrahlung lediglich von der Temperatur und der Größe der sichtbaren Oberfläche abhängt. Die Temperatur bestimmt die Strahlungsleistung je Flächeneinheit ebenso wie die Farbe des vorwiegend abgestrahlten Lichts. Die Größe der stellaren Oberfläche steht wiederum mit Eigenschaften des Sterns wie seiner Masse, seiner Energieproduktion (Leuchtkraft) und seiner chemischen Zusammensetzung in Verbindung. Da sich diese Größen indirekt dem Spektrum des Sterns aufprägen, erlaubt eine Spektralanalyse die Bestimmung des Sternradius sowie eventueller Abweichungen vom Verhalten eines Schwarzen Strahlers. Die offenen Parameter in der Theorie wurden durch Eichung an vielen Sternen sowohl mit trigonometrisch vermessenen Entfernungen als auch mit Massewerten aus himmelsmechanischen Rechnungen festgelegt, sodass die spektroskopische Leuchtkraftbestimmung heute eine sehr einfache Standardmethode darstellt.
 
Die individuellen Abweichungen von der Theorie sind bei solchen Sternen am kleinsten, die wie unsere Sonne ihre Energieproduktion aus der Fusion von Wasserstoff beziehen. Diese Hauptreihensterne zeigen sogar eine sehr enge Beziehung zwischen Radius und Oberflächentemperatur, da sonst die Stabilitätsbedingung für das Gleichgewicht zwischen den anziehenden Gravitations- und abstoßenden Druckkräften verletzt würde. In solchen Fällen genügen daher allein die Feststellung der Farbe des Sterns und die Klassifikation als Hauptreihenstern für eine Ermittlung der absoluten Helligkeit und damit der Entfernung. Bei einer derartigen Entfernungsbestimmung spricht man auch von spektroskopischer Parallaxe.
 
 Pulsierende Sterne
 
Der stabile Gleichgewichtszustand zwischen Gravitations- und Druckkräften in einem Stern unterliegt im Lauf seiner Entwicklung einigen Veränderungen durch Umstellungen von Aufbau und Energiehaushalt des Sterninnern. Dadurch kommt es während der Existenz vieler Sterne zeitweilig zu einer Situation, die nicht mehr einen konstanten Gleichgewichtszustand, sondern ein periodisches Wechselspiel zwischen Expansion und Kontraktion zeigt. Dieses Verhalten ist nun einerseits mit auffälligen, sehr regelmäßigen Schwankungen von Radius und Helligkeit verbunden — der Stern wird zum »Pulsationsveränderlichen« —, anderseits mit wohl bestimmten physikalischen Bedingungen. So hat man schon vor der Bestätigung durch theoretische Simulationen erkannt, dass alle Sterne, die einen bestimmten Typ periodischen Helligkeitsverlaufs zeigen und die gleiche Periode besitzen, auch notwendigerweise gleiche Temperaturen und gleiche mittlere Radien aufweisen; der Stern wäre sonst nicht variabel oder müsste mit anderer Periode pulsieren. Daher lässt sich für jeden dieser Sterntypen eine mathematische Beziehung zwischen der direkt beobachtbaren Periode und der absoluten Helligkeit aufstellen, die unter Anwendung des Entfernungsmoduls wegen der sehr exakt messbaren Zeitverläufe der Helligkeitsveränderungen zu einer besonders zuverlässigen Entfernungsbestimmung führt. Von den drei verschiedenen als Standardkerzen verwendeten Typen pulsierender Sterne, die jeweils nach einem Prototyp benannt sind, sind die δ Cephei-Sterne die mit Abstand wichtigsten. Mit einer maximalen absoluten Helligkeit von —5 mag (das 10 000fache der Sonne) zählen sie zu den hellsten Sternen überhaupt.
 
 Novae
 
Auf der Oberfläche sehr kompakter alter Sterne, Weiße Zwerge genannt, verursachen gigantische Explosionen vorübergehend einen abrupten Anstieg der stellaren Helligkeit um das Millionenfache. Da die Zündung dieser nuklearen Explosionen sehr speziellen physikalischen Bedingungen unterliegt, wirken sich verschiedene Mengen explosiv freigesetzter Energie auch in unterschiedlichen Abklingzeiten der Lichtkurve aus. Folglich erlaubt eine solche »Nova« (Mehrzahl Novae; von lateinisch nova stella »neuer Stern«), aus dem Abklingverhalten direkt ihre maximale absolute Leuchtkraft zu bestimmen, die typischerweise bei —8 mag liegt. Durch die plötzliche Helligkeitsänderung sind sie zudem leicht zu entdecken und zu diagnostizieren.
 
 Supernovae
 
Standardkerzen von außerordentlicher Helligkeit stehen in den »Supernovae« zur Verfügung, in denen als finalem Ereignis der Sternentwicklung ein ganzer Stern in einer gigantischen Kernexplosion zerrissen wird. Der sehr ähnliche Energievorrat dieser kosmischen »Pulverkammern« bedingt ebenfalls eine gut reproduzierte maximale Helligkeit, wobei zwei prinzipiell verschiedene Explosionsmechanismen mit unterschiedlichem Wirkungsgrad unterschieden werden müssen. Die absolute Helligkeit einer Supernova übersteigt teilweise die einer ganzen Galaxie (bis zu —19,7 mag, entsprechend 10 Milliarden sonnenähnlicher Sterne), sodass sie bis an die Grenzen des Universums beobachtet werden können. Leider sind Supernovae sehr seltene Ereignisse, die nur ein bis fünf Mal je Jahrhundert und Galaxie auftreten und zu ihrer Entdeckung und Klassifikation eine systematische Überwachung erfordern. Außerdem ist die Theorie der Supernova-Explosionen und damit das Verständnis der Klassifikation noch sehr in der Entwicklung.
 
Prof. Dr. Erwin Sedlmayr; Dipl.-Phys. Karin Sedlmayr; Dr. Achim Goeres
 
Weiterführende Erläuterungen finden Sie auch unter:
 
Astronomie: Hierarchische Ordnung des Kosmos
 
 
Cambridge-Enzyklopädie der Astronomie, herausgegeben von Simon Mitton. Aus dem Englischen. Sonderausgabe München 1989.
 
Der große JRO-Atlas der Astronomie, herausgegeben von Jean Audouze u. a. Aus dem Französischen. München 21990.
 Henkel, Hans Rolf: Astronomie. Thun u. a. 41991.
 Herrmann, Joachim: dtv-Atlas zur Astronomie. Tafeln und Texte. Mit Sternatlas. München 111993.
 Herrmann, Joachim: Großes Lexikon der Astronomie. München 41986.
 Kaler, James B.: Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht. Aus dem Amerikanischen. Heidelberg u. a. 1994.
 
Lexikon der Astronomie, bearbeitet von Rolf Sauermost. 2 Bände Lizenzausgabe Heidelberg u. a. 1995.
 
Meyers Handbuch Weltall, Beiträge von Joachim Krautter u. a. Mannheim u. a. 71994.
 Smolin, Lee: Warum gibt es die Welt? Die Evolution des Kosmos. Aus dem Amerikanischen. München 1999.
 Unsöld, Albrecht / Baschek, Bodo: Der neue Kosmos. Berlin 51991.
 Voigt, Hans-Heinrich: Abriß der Astronomie. Mannheim u. a. 51991.
 Weigert, Alfred / Wendker, Heinrich J.: Astronomie und Astrophysik. Ein Grundkurs. Weinheim u. a. 31996.
 Zimmermann, Helmut / Weigert, Alfred: ABC-Lexikon Astronomie. Heidelberg u. a. 81995.

Universal-Lexikon. 2012.

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