Entfernungsmessung - Cepheiden, Fixsternparallaxe, Supernova Typ 1a, Lichtintensität, Rotverschiebung, Quasar, absolute, scheinbare Helligkeit

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Entfernungsmessung
Das Licht enfernter Objekte im All erreicht uns auf der Erde nur noch in abgeschwächter Form, nämlich der scheinbaren Helligkeit. Wenn es uns gelingt, die absolute Helligkeit zu ermitteln, also die Helligkeit, die ein Stern tatsächlich hat, lässt sich daraus schließen, wie weit dieser von uns entfernt ist. Hierbei gibt es Objekte im Universum, die unwiderruflich die gleiche absolute Helligkeit haben, wie in nachfolgenden Beispielen ersichtlich ist.
Änderung der Lichtintensität mir der Entfernung Die Lichtintensität einer beliebigen Lichtquelle ändert sich mit deren Entfernung. Je weiter die Lichtquelle entfernt ist, umso schwächer wird das Licht dem Beobachter erscheinen. Der mathematische Zusammenhang, der diese Tatsache beschreibt, besagt, dass die Lichtintensität mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt. Dies bedeutet, dass die Intensität beispielsweise bei doppelt so großer Enfernung um das Vierfache abnimmt, wie dies aus nebenstehender Grafik ersichtlich ist.
Fixsternparallaxe Zur Messung der Parallaxe eines Sterns beobachtet man den betreffenden Stern von zwei Punkten aus, die möglichst weit auseinander liegen sollen. Dazu bedient man sich der Umlaufbewegung der Erde um die Sonne. In sechs Monaten vollführt die Erde genau die Hälfte ihres Umlaufs um die Sonne, sodass man den betreffenden Stern im Abstand von sechs Monaten von zwei verschiedenen Punkten aus beobachten kann; diese liegen 300 Millionen km auseinander, was dem Durchmesser der Umlaufbahn enspricht. Wenn man den relativ nahen Stern auf den weit entfernten Fixsternhintergrund projiziert, so erscheint seine Position um einen bestimmten Winkel verändert. Da nun der Radius der Erdumlaufbahn bekannt ist, lässt sich so die Entfernung des Sterns ermitteln. Als Parallaxe bezeichnet man dabei jenen Winkel, unter dem der Erdbahnradius von dem Stern aus gesehen würde.
Die Cepheiden Cepheiden stellen eine Klasse von Sternen dar, die sich durch eine ganz besondere Eigenschaft auszeichnet: Ihre Leuchtkraft lässt eine äußerst regelmäßige periodische Veränderung erkennen. Für den Astronomen sind diese Sterne nicht zuletzt auch dadurch von Bedeutung, dass sie eine ausgezeichnete Grundlage zur Entfernungsbestimmung im Kosmos bieten. Anhand von Cepheiden lassen sich Entfernungen bis etwa 20 Megaparsec bestimmen.
Supernova Typ 1a Hierbei handelt es sich um einen ganz speziellen Typ von Sternenexplosion, dessen absolute Helligkeit in etwa immer gleich ist, wobei man ihn als "Standardkerze" zur Entfernungsbestimmung verwenden kann. Lt. gängigem Modell geht man davon aus, dass das Ursprungsobjekt dieser Sternexplosion ein Weißer Zwerg ist, der sich in einem Doppelsternsystem, zusammen mit einem Roten Riesen befindet. Beide Sterne sind also am Ende ihrer Entwicklungsphase angelangt, wobei sich die Hülle des Roten Riesen immer weiter ausdehnt und dabei in den gravitativen Einfluss des Weißen Zwerges gerät, der daraufhin beginnt, dessen Hülle zu akkreditieren - er nimmt also stetig an Masse zu. Nun ist es allerdings so, dass es eine Massenobergrenze für Weiße Zwerge gibt, genannt Chandrasekhar-Grenze, die sich bei 1,44 Sonnenmassen befindet. Überschreitet also der Weißer Zwerg aufgrund seiner immer größer werdenden Masse diese Grenze, so tritt ein völliger Kollaps der Materie ein - der Stern explodiert unter seiner eigenen Gravitation in einer Supernova, wobei deren Helligkeit in etwa immer gleich ist. Vergleicht man nun die scheinbare Helligkeit, die wir auf der Erde von dieser Explosion beobachten, mit der absoluten Helligkeit, von der wir also wissen, dass sie in etwa immer gleich ist, so lässt sich relativ genau die Entfernung des Objektes bestimmen. Ausführlichere Beschreibung siehe hier! Zum Aufspüren neuer Supernovae wurde eigens ein Teleskop namens SDSS-II SUPERNOVA SURVEY entwickelt. Seit Inbetriebnahme im Herbst 2005 konnten bis Januar 2006 bereits 139 neue Supernovae 1A lokalisiert und deren Entfernung bestimmt werden. http://www.pro-physik.de/Phy/leadArticle.do?laid=8350 Measuring the Curvature of the Universe by Measuring the Curvature of the Hubble Diagram	Supernova 2001el im September 2001, in Galaxie NGC 1448 Grafische Darstellung des Massetransfers vom Begleitstern auf den Weißen Zwerg.
Quasare Quasare sind die Zentralgebiete von Galaxien und zählen zu den hellsten beobachtbaren Objekten im Universum. Deren Entfernung kann über die Rotverschiebung ermittelt werden. Quasare können mittlerweile in Entfernungen über 13 Mrd. Lichtjahren beobachtet werden, was einer Rotverschiebung von 7 und einer relativen Fluchtgeschwindigkeit von 266.000 Km/s entspricht.
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