Astronomie (Deutsch)

Astronomische Entfernungen bestimmen

Ein zentrales Unternehmen in der Astronomie ist die Bestimmung von Entfernungen. Ohne Kenntnis astronomischer Entfernungen würde die Größe eines beobachteten Objekts im Weltraum nichts anderes als ein Winkeldurchmesser bleiben und die Helligkeit eines Sterns könnte nicht in seine wahre Strahlkraft oder Leuchtkraft umgewandelt werden. Die astronomische Entfernungsmessung begann mit einer Kenntnis des Erddurchmessers, die eine Basis für die Triangulation bildete., Innerhalb des inneren Sonnensystems können nun einige Entfernungen besser durch den Zeitpunkt der Radarreflexionen oder im Falle des Mondes durch Laserreichweite bestimmt werden. Für die äußeren Planeten wird immer noch Triangulation verwendet. Jenseits des Sonnensystems werden Entfernungen zu den nächsten Sternen durch Triangulation bestimmt, bei der der Durchmesser der Erdumlaufbahn als Basis dient und Verschiebungen in der Sternparallaxe die gemessenen Größen sind. Stellare Entfernungen werden häufig von Astronomen in Parsecs (pc), Kiloparsecs oder Megaparsecs ausgedrückt. (1 stück = 3,086 × 1018 cm, oder über 3,26 licht-jahre .,) Distanzen können durch trigonometrische Parallaxe auf etwa ein Kiloparsec gemessen werden (siehe Stern: Bestimmung von Sternabständen). Die Genauigkeit der Messungen von der Erdoberfläche ist durch atmosphärische Effekte begrenzt, aber Messungen des Hipparcos-Satelliten in den 1990er Jahren erweiterten die Skala auf Sterne bis zu 650 Parsec mit einer Genauigkeit von etwa einem Tausendstel Bogensekunden. Es wird erwartet, dass der Gaia-Satellit Sterne bis zu 10 Kiloparsek mit einer Genauigkeit von 20 Prozent misst. Weniger direkte Messungen müssen für weiter entfernte Sterne und für Galaxien verwendet werden.,

Hier werden zwei allgemeine Methoden zur Bestimmung galaktischer Entfernungen beschrieben. Im ersten Fall wird ein klar identifizierbarer Sterntyp als Referenzstandard verwendet, da seine Leuchtkraft gut bestimmt wurde., Dies erfordert die Beobachtung solcher Sterne, die nahe genug an der Erde sind, dass ihre Entfernungen und Helligkeiten zuverlässig gemessen wurden. Ein solcher Stern wird als „Standardkerze“ bezeichnet.“Beispiele sind Cepheid-Variablen, deren Helligkeit periodisch in gut dokumentierter Weise variiert, und bestimmte Arten von Supernova-Explosionen, die eine enorme Brillanz aufweisen und somit aus sehr großen Entfernungen gesehen werden können. Sobald die Luminositäten solcher näherer Standardkerzen kalibriert wurden, kann der Abstand zu einer weiter entfernten Standardkerze aus ihrer kalibrierten Leuchtkraft und ihrer tatsächlich gemessenen Intensität berechnet werden., (Die gemessene Intensität hängt mit der Leuchtkraft und Entfernung durch die Formel I = L/4nd2 zusammen.) Eine Standardkerze kann anhand ihres Spektrums oder des Musters regelmäßiger Helligkeitsschwankungen identifiziert werden. (Möglicherweise müssen Korrekturen für die Absorption von Sternenlicht durch interstellares Gas und Staub über große Entfernungen vorgenommen werden.) Diese Methode bildet die Grundlage für Messungen von Entfernungen zu den nächsten Galaxien.,

Die zweite Methode für galaktische Entfernungsmessungen nutzt die Beobachtung, dass die Entfernungen zu Galaxien im Allgemeinen mit den Geschwindigkeiten korrelieren, mit denen diese Galaxien von der Erde zurückgehen (wie aus der Dopplerverschiebung der Wellenlängen ihres emittierten Lichts bestimmt)., Diese Korrelation wird im Hubble-Gesetz ausgedrückt: Geschwindigkeit = H × Entfernung, in der H die Hubble-Konstante bezeichnet, die aus Beobachtungen der Geschwindigkeit bestimmt werden muss, mit der die Galaxien zurückgehen. Einig ist man sich, dass die Geschwindigkeit zwischen 67 und 73 Stundenkilometern pro Megaparcours liegt. H wurde verwendet, um Entfernungen zu entfernten Galaxien zu bestimmen, in denen keine Standardkerzen gefunden wurden. (Weitere Diskussionen über die Rezession von Galaxien, das Hubble-Gesetz und die galaktische Entfernungsbestimmung finden Sie unter Physikalische Wissenschaft: Astronomie.,)