Wie messen Astronomen die Entfernung zu einem Stern oder einem anderen Himmelsobjekt?

Es gibt eine Vielzahl von Methoden zur Entfernungsmessung, die jeweils auf der vorherigen aufbauen und eine kosmische Entfernungsleiter bilden.

Die erste, die eigentlich nur innerhalb des Sonnensystems verwendbar ist, ist Basic Radar und LIDAR . LIDAR wird wirklich nur verwendet, um die Entfernung zum Mond zu messen. Dies geschieht, indem ein heller Laser durch ein großes Teleskop (wie das 3,5 m auf Apache Point in New Mexico (USA), siehe Apollo-Projekt ) blitzt und dann mit diesem Teleskop der schwache Rückimpuls von den verschiedenen dort platzierten Eckreflektoren gemessen wird durch die Apollo-Mondmissionen.

Dadurch können wir die Entfernung zum Mond sehr genau messen (bis auf Zentimeter, glaube ich). Radar wurde zumindest bis zum Saturn eingesetzt, indem die 305 m große Arecibo-Funkschüssel sowohl als Sender als auch als Empfänger verwendet wurde, um Funkwellen von den Saturnmonden abzuprallen. Die Funkzeit für die Hin- und Rückfahrt liegt in der Größenordnung von fast 3 Stunden.

Wenn Sie Entfernungen zu Dingen außerhalb unseres Sonnensystems erhalten möchten, ist die erste Sprosse auf der Entfernungsleiter, wie Wedge in seiner Antwort beschrieb, Triangulation oder, wie es in der Astronomie genannt wird, Parallaxe. Um die Entfernung auf diese Weise zu messen, nehmen Sie zwei Bilder eines Sternfelds auf, eines auf jeder Seite der Erdumlaufbahn, sodass Sie effektiv eine Basislinie von 300 Millionen Kilometern haben. Die näheren Sterne verschieben sich relativ zu den weiter entfernten Hintergrundsternen, und durch Messen der Größe der Verschiebung können Sie die Entfernung zu den Sternen bestimmen. Diese Methode funktioniert nur für die nächsten Sterne, für die Sie die Verschiebung messen können. Angesichts der heutigen Technologie sind das jedoch ziemlich viele Sterne. Der derzeit beste Parallaxenkatalog ist der Tycho-2-Katalog , der aus von der ESA Hipparcos beobachteten Daten erstellt wurdeSatelliten in den späten 1980er und frühen 1990er Jahren.

Parallaxe ist die einzige direkte Entfernungsmessung, die wir auf astronomischen Skalen haben. (Es gibt eine andere Methode, die Moving-Cluster-Methode , aber sie hat eine sehr begrenzte Anwendbarkeit.) Darüber hinaus basiert alles andere auf Daten, die mit Sternen kalibriert wurden, für die wir die Parallaxe bestimmen können. Und sie alle beruhen auf einer Anwendung der Entfernungs-Leuchtkraft-Beziehung

$m - M = 5log_{10}\left(\frac{d}{10pc}\right)$

wo

• m = scheinbare Helligkeit (Helligkeit) des Objekts
• M = Absolute Größe des Objekts (Helligkeit bei 10 Parsec)
• d = Abstand in Parsec

Wenn man zwei der drei gibt, kann man den dritten finden. Für die näheren Objekte, für die wir die Entfernung kennen, können wir die scheinbare Helligkeit messen und so die absolute Helligkeit berechnen. Sobald wir die absolute Helligkeit für einen bestimmten Objekttyp kennen, können wir die scheinbare Helligkeit dieser Objekte an weiter entfernten Orten messen, und da wir jetzt die scheinbare und die absolute Helligkeit haben, können wir die Entfernung zu diesen Objekten berechnen.

Es ist diese Beziehung, die es uns ermöglicht, eine Reihe von „Standardkerzen“ zu definieren, die als immer weiter entfernte Sprossen auf unserer Entfernungsleiter dienen, die sich bis zum Rand des sichtbaren Universums erstreckt.

Die nächsten dieser Standardkerzen sind die veränderlichen Sterne der Cepheiden . Bei diesen Sternen steht die Periode ihrer Variabilität in direktem Zusammenhang mit der absoluten Helligkeit. Je länger die Periode, desto heller der Stern. Diese Sterne sind sowohl in unserer Galaxie als auch in vielen der näheren Galaxien zu sehen. Tatsächlich war die Beobachtung veränderlicher Sterne der Cepheiden in fernen Galaxien eine der ursprünglichen Hauptmissionen des Hubble-Weltraumteleskops (benannt nach Edwin Hubble , der Cepheiden in M31 , der Andromeda-Galaxie, vermaß und damit bewies, dass es selbst ein „Inseluniversum“ war nicht Teil der Milchstraße).

Neben den Cepheiden-Variablen ermöglichen uns andere Standardkerzen, wie der planetarische Nebel, die Tully-Fisher-Beziehung und insbesondere die Supernova vom Typ 1a , die Entfernung zu noch weiter entfernten Galaxien und bis zum Rand des sichtbaren Universums zu messen. Alle diese späteren Methoden basieren auf Kalibrierungen von Entfernungen, die mit variablen Cepheidensternen durchgeführt wurden (daher die Bedeutung der Hubble-Mission, diese Beobachtungen wirklich festzunageln.

Triangulation. Die Erde ist nicht stationär, sie bewegt sich in einem Radius von 150 Millionen km (1 AE) um die Sonne. Wenn Sie die scheinbare Position eines Sterns an verschiedenen Punkten in dieser Umlaufbahn messen, scheint ein nahe genug liegendes Objekt um einen messbaren Betrag verschoben zu sein. Diese Verschiebung wird als Parallaxe bezeichnet, die normalerweise über eine Basislinie von 1 AE gemessen wird. Ein Parsec (3,26 Lichtjahre) ist die Entfernung, die einer Bogensekunde* der Parallaxe entspricht, und die Entfernung ist umgekehrt proportional zur Parallaxe (so dass die Parallaxe von Proxima Centauri von 0,7687 Bogensekunden einer Entfernung von 1,301 Parsec oder 4,243 Lichtjahren entspricht).

Je genauer Sie die scheinbare Position eines Sterns messen können, desto genauer können Sie seine Entfernung von der Erde messen. Auf dem neuesten Stand der Technik ist es notwendig, relativistische Effekte aus der Lichtbeugung aufgrund der Schwerkraft der Sonne zu berücksichtigen.

Bogensekunde : Ein Kreis hat 360 Grad, jeder Grad hat 60 Bogenminuten, jede Minute hat 60 Bogensekunden

Ein wenig bekanntes Verfahren ist das Konvergenzpunktverfahren (oder Moving-Cluster-Verfahren). Sterne in offenen Haufen bewegen sich parallel durch den Raum und aufgrund des perspektivischen Effekts scheinen sie sich auf einen gemeinsamen Punkt am Himmel zuzubewegen. Dieser Punkt hängt von der Entfernung ab und die Entfernung kann somit berechnet werden, wenn der Punkt am Himmel bestimmt werden kann. Ich habe diese Methode noch nie in einem Astronomiebuch erwähnt gesehen, aber sie war das Thema eines Astronomiekurses, an dem ich teilgenommen habe (in Heidelberg , aber das ist irrelevant).

Dieses Verfahren ist komplementär zum Triangulationsverfahren (Parallaxeverfahren), und diese beiden Verfahren validieren somit gegenseitig ihre Abstandsbestimmungen. Der Umfang ist jedoch begrenzter (nur für Cluster und nur, wenn sich der Cluster nicht direkt von uns weg oder auf uns zu bewegt). Allerdings sagt der Artikel,

Die Moving-Cluster-Methode war tatsächlich für einige Zeit im frühen 20. Jahrhundert die einzige Möglichkeit für Astronomen, die Entfernung zu diesen Clustern mit einiger Genauigkeit zu messen.

Die neueren (besseren) Eigenbewegungsbestimmungen von Hipparcos sollten eine Erweiterung dieser Methode nach außen ermöglichen (die Dopplerdaten sind bereits bekannt), zumindest als interne Kontrolle.

Eine gute Beschreibung dieser Methode mit guten Diagrammen zur Veranschaulichung finden Sie in The Distance to the Hyades Star Cluster (PDF).

Das ist eine meiner Lieblingsfragen in der Astronomie. Es ist wirklich extrem clever. Die Sonne sendet eine bestimmte Lichtfarbe aus, die analysiert werden kann. Abgesehen von bestimmten Frequenzen ist diese Farbe offensichtlich vollständig weiß. Zum Beispiel würde ein Objekt, das ein türkisfarbenes Licht aussendet, jede Farbfrequenz außer vielleicht Teilen von Rot aussenden (es gibt andere Möglichkeiten, wie zum Beispiel nur die Farbfrequenz von Türkis auszusenden). Alpha_Centauri hat eine gelbe Farbe, könnte also etwa wie das folgende Bild aussehen, wenn die Lichtfrequenz gestreut wird (was effektiv ein Regenbogen ist).

Verschiedene Materialien brennen einen "Barcode" des Bildes ein. Das könnte zum Beispiel Helium sein :

Sie können also das Linienmuster sehen, das anzeigt, dass es sich um Helium handelt. Es gibt jedoch einen Unterschied in der Platzierung dieser Linien. Das tatsächliche Helium befindet sich weiter rechts (es könnte direkt im tatsächlichen Spektrum liegen), sodass ein Effekt aufgetreten ist, der als Rotverschiebung bezeichnet wird. Dies geschieht, weil die Galaxien, wenn sie sich von uns entfernen (ein Effekt des Urknalls), die Lichtwellen anziehen und sie ausdehnen, wodurch ihre Frequenzen länger werden. Wir können dies also verwenden, um zu sagen, wie schnell sich die Galaxie von uns entfernt, und wir wissen auch, dass sich das Universum mit 72,4 km/s/Mpc ausdehnt (das heißt, für jedes Mpc [oder etwa 3 Millionen Lichtjahre] dehnt sich das Universum aus um 72,4 km pro Sekunde) und daraus können wir die genaue Entfernung von uns errechnen.