Entfernungsmessung

Astronomische Einheit

Die astronomische Einheit ist die mittlere (durchschnittliche) Entfernung der Erde von der Sonne. Dies wissen wir recht genau. Die Keplerschen Gesetze geben die Verhältnisse der Entfernungen von Planeten an, und das Radar gibt die absolute Entfernung zu inneren Planeten und künstlichen Satelliten in einer Umlaufbahn um sie an.

Parallaxe

Parallaxe ist die Verwendung der Trigonometrie zur Ermittlung der Entfernungen von Objekten in der Nähe des Sonnensystems.

Während die Erde um die Sonne kreist, scheint sich die Position der nahen Sterne gegenüber dem weiter entfernten Hintergrund leicht zu verschieben. Diese Verschiebungen sind Winkel in einem rechtwinkligen Dreieck, wobei 2 AE den kurzen Schenkel des Dreiecks und die Entfernung zum Stern den langen Schenkel bilden. Der Betrag der Verschiebung ist recht gering, er beträgt 1 Bogensekunde für ein Objekt in einer Entfernung von 1 Parsec (3,26 Lichtjahre).

Diese Methode funktioniert für Entfernungen bis zu einigen hundert Parsecs.

Objekte mit bekannter Helligkeit werden als Standardkerzen bezeichnet. Die meisten physischen Abstandsindikatoren sind Standardkerzen. Dies sind Objekte, die zu einer Klasse mit bekannter Helligkeit gehören. Durch Vergleich der bekannten Helligkeit dieser letzteren mit ihrer beobachteten Helligkeit kann die Entfernung zum Objekt mit Hilfe des inversen Quadratgesetzes berechnet werden.

In der Astronomie wird die Helligkeit eines Objekts in Bezug auf seine absolute Helligkeit angegeben. Diese Größe ergibt sich aus dem Logarithmus seiner Leuchtkraft aus einer Entfernung von 10 Parsec. Die scheinbare Helligkeit ist die Helligkeit, wie sie vom Beobachter gesehen wird. Sie kann verwendet werden, um den Abstand D zum Objekt in Kiloparsec (Kiloparsec = 1.000 Parsecs) wie folgt zu bestimmen:

5 ⋅ log 10 D k p c = m - M - 10 , {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{{{10}{\frac {\d}{\mathrm {kpc} {\ m\ -\ M\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}}

wobei m die scheinbare Größenordnung und M die absolute Größenordnung ist. Damit dies genau ist, müssen beide Größen im gleichen Frequenzband liegen und es darf keine Relativbewegung in radialer Richtung geben.

Es wird auch ein Mittel benötigt, um die interstellare Auslöschung zu erklären, die auch Objekte schwächer und roter erscheinen lässt. Die Differenz zwischen absoluten und scheinbaren Helligkeiten wird als Entfernungsmodul bezeichnet, und astronomische Entfernungen, insbesondere intergalaktische, werden manchmal auf diese Weise tabellarisch dargestellt.

Probleme

Für jede Klasse von Standardkerzen gibt es zwei Probleme. Das Hauptproblem ist die Kalibrierung, bei der man genau herausfinden muss, wie groß die absolute Größe der Kerze ist.

Die zweite besteht in der Anerkennung der Mitglieder der Klasse. Die Standardkerzenkalibrierung funktioniert nur, wenn das Objekt zu der Klasse gehört. Bei extremen Entfernungen, wo man am liebsten einen Entfernungsindikator verwenden würde, kann dieses Erkennungsproblem recht ernst sein.

Ein wesentliches Problem bei Standardkerzen ist die Frage, wie Standard sie sind. Zum Beispiel scheinen alle Beobachtungen darauf hinzuweisen, dass Supernovae vom Typ Ia, deren Entfernung bekannt ist, die gleiche Helligkeit haben, aber es ist möglich, dass entfernte Supernovae vom Typ Ia andere Eigenschaften haben als nahegelegene Supernovae vom Typ Ia.

Mit wenigen Ausnahmen sind Entfernungen auf der Grundlage direkter Messungen nur bis zu etwa tausend Parsec verfügbar, was ein bescheidener Teil unserer eigenen Galaxie ist. Für Entfernungen darüber hinaus hängen die Messungen von physikalischen Annahmen ab, d.h. von der Behauptung, dass man das betreffende Objekt erkennt, und die Klasse der Objekte ist homogen genug, dass ihre Mitglieder für eine sinnvolle Abschätzung der Entfernung verwendet werden können.

Zu den physischen Entfernungsindikatoren, die auf immer größeren Entfernungsskalen verwendet werden, gehören

• Bedeckungsveränderliche - In den letzten zehn Jahren bietet die Messung von Bedeckungsveränderlichen eine Möglichkeit, die Entfernung zu Galaxien zu messen. Genauigkeit auf dem Niveau von 5% bis zu einer Entfernung von etwa 3 Millionen Parsecs.
• RR Lyrae-Variablen - sind periodische variable Sterne, die häufig in Kugelsternhaufen vorkommen und oft als Standardkerzen zur Messung galaktischer Entfernungen verwendet werden. Diese Roten Riesen werden zur Messung von Entfernungen innerhalb der Galaxie und in nahen Kugelsternhaufen verwendet.
• In der galaktischen Astronomie werden Röntgenausbrüche (thermonukleare Blitze auf der Oberfläche eines Neutronensterns) als Standardkerzen verwendet. Beobachtungen von Röntgenausbrüchen zeigen manchmal Röntgenspektren, die eine Radiusausdehnung anzeigen. Daher sollte der Röntgenfluss an der Spitze des Bursts der Eddington-Leuchtkraft entsprechen, die berechnet werden kann, sobald die Masse des Neutronensterns bekannt ist (1,5 Sonnenmassen sind eine häufig verwendete Annahme).
• Cepheid-Variablen und Novae
• Cepheiden sind eine Klasse von sehr leuchtenden variablen Sternen. Die starke direkte Beziehung zwischen der Leuchtkraft einer Cepheiden-Variablen und der Pulsationsperiode sichert den Cepheiden ihren Status als wichtige Standardkerzen zur Bestimmung der galaktischen und extragalaktischen Entfernungsskala.
• Novae haben einige Versprechungen für die Verwendung als Standardkerzen. Zum Beispiel ist die Verteilung ihrer absoluten Magnitude bimodal, mit einer Hauptspitze bei der Magnitude -8,8 und einer geringeren bei -7,5. Novae haben auch 15 Tage nach ihrem Höhepunkt (-5,5) ungefähr die gleiche absolute Magnitude. Diese Methode ist etwa so genau wie die Methode der variablen Sterne des Cepheiden.

• Weiße Zwerge. Da die Weißen Zwergsterne, die zu Supernovae werden, eine einheitliche Masse haben, erzeugen Supernovae vom Typ Ia eine konsistente Spitzenleuchtkraft. Die Stabilität dieses Wertes erlaubt es, diese Explosionen als Standardkerzen zu verwenden, um die Entfernung zu ihren Wirtsgalaxien zu messen, da die visuelle Helligkeit der Supernovae in erster Linie von der Entfernung abhängt.
• Rotverschiebungen und Hubble'sches Gesetz Mit Hilfe des Hubble'schen Gesetzes, das die Rotverschiebung mit der Entfernung in Beziehung setzt, kann man die Entfernung einer bestimmten Galaxie abschätzen.

Anpassung der Hauptreihe

In einem Hertzsprung-Russell-Diagramm wird die absolute Magnitude für eine Gruppe von Sternen gegen die spektrale Klassifikation der Sterne aufgetragen. Es werden Evolutionsmuster gefunden, die sich auf die Masse, das Alter und die Zusammensetzung des Sterns beziehen. Insbesondere liegen die Sterne während ihrer Wasserstoffbrenndauer entlang einer Kurve im Diagramm, die als Hauptreihenfolge bezeichnet wird.

Durch Messung der Eigenschaften aus dem Spektrum eines Sterns kann die Position eines Hauptreihensterns im H-R-Diagramm ermittelt werden. Daraus wird die absolute Helligkeit des Sterns geschätzt. Ein Vergleich dieses Wertes mit der scheinbaren Helligkeit erlaubt es, die ungefähre Entfernung zu bestimmen, nachdem die interstellare Extinktion der Leuchtkraft aufgrund von Gas und Staub korrigiert wurde.

In einem gravitativ gebundenen Sternhaufen wie den Hyaden bildeten sich die Sterne in etwa gleichem Alter und liegen in gleicher Entfernung. Dies ermöglicht eine relativ genaue Anpassung der Hauptreihenfolge, wodurch sowohl Alter als auch Entfernung bestimmt werden können.

Dies ist keine vollständige Liste von Methoden, aber sie zeigt, wie Astronomen die Entfernung astronomischer Objekte abschätzen.