Moin Michael,
Seit wann und von wem wissen wir eigentlich, dass Sterne nur
weit entfernte Sonnen sind, bzw. dass die Sonne ein ziemlich
gewöhnlicher Stern ist? Und gleich noch dazu: Seit wann kennt
man die Entfernungen zu den nächsten Sternen?
Seit wann man Parallaxen messen kann wurde schon geschrieben, 1837 von Bessel. Zuvor gab es de facto KEINE Möglichkeit, Entfernungen im Universum über unser SoSy hinaus zu messen, höchstens abzuschätzen wie weit sie mindestens entfernt sein müssen (eben wegen der sehr geringen Parallaxe).
Die besten derzeitigen Parallaxenmessungen wurden vom Hipparcos-Satelliten durchgeführt, der bis ca. 100pc (300LY) mit einer Genauigkeit von ca. 10% durchgeführt; das Winkelauflösungsvermögen betrug ca. 1 Millibogensekunde.
Will man weiter hinaus, so gibt es ein paar Methoden:
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Es gibt zum einen die von Dir schon genannten Cepheiden, oder auch andere variable Sterne wie RR Lyrae (konst. absolute Helligkeit im Maximum) oder δ Scuti etc.
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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.
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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 über 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.
Ich habe bereits gehört, dass bereits Demokrit vermutet haben
soll, dass Sterne weit entfernte Sonnen sind, aber beweisen
konnte er es ja bestimmt noch nicht. Ich glaube zu wissen,
dass Kepler (oder Kopernikus) berechnet hat, dass Sterne sehr
viel weiter entfernt sein müssen, als Saturn (der damals am
weitesten entfernte bekannte Planet).
Nett wäre auch, wenn jemand etwas über die
Entfernungsbestimmung sagen könnte. Ich weiß, wie es bei nahen
Sternen geht (über die Paralaxe) bzw. wie man es bei weit
entfernten Glaxien macht (über absolute und relative
Helligkeit der Cepheiden).
Bei nahen Galaxienen kann man Cepheiden und andere Veränderliche noch nutzen - man muß sie ja immer noch auflösen können. Wenn man die intergalaktische Entfernungsleiter weiter gehen will, so kommt nach den variablen Sternen
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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.
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Hubble-Gesetz zur Entfernungsbestimmung über die Rotverschiebung
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Tully-Fisher über die den empirischen Zusammenhang zwischen Rotationsgeschwindigkeit einer Spiralgalaxie und deren (absoluter) Helligkeit ausnutzt: L ~ v_max^4
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Faber-Jackson, ebenso empirisch, stellt einen Zusammenhang zwischen Leuchtkraft einer Galxie und der Geschwindigkeits_dispersion_ her; diese Methode funktioniert für elliptische Galaxiene und ist im Prinzip Tully-Fisher nur in „grün“.
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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.
Allerdings weiß ich nicht, wie man
mittelgroße Entfernungen misst (z. B. Durchmesser der
Galaxis). Da dürfte der Paralaxwinkel doch kaum mehr messbar
sein?
Richtig. Siehe oben.
Zusammenfassend: die Entfernungsbestimmungsmethoden bauen aufeinander auf:
Parallaxe
Sternstromparallaxe, Sekularparallaxe
Cepheiden
Supernovae
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 typsicherweise bei größenordnungsmäßig 10%.
Viele Grüße,
Ingo
