Wie ermittelt man die Entfernung von Sternen und Planeten zur Erde?

Answer 1

Hallo, im Prinzip wie auf der Erde, wenn man ein entferntes Objekt nicht mehr mit Maßstäben erreichen kann, also mit der Laufzeit eines Licht- oder Schallsignales. Aus der Laufzeit T und der Geschwindigkeit w des Signales lässt sich dann die Entfernung E leicht berechnen. Es gilt

E = w*T

Z. B. ein Gewitter. Du siehst einen Blitz und misst die Zeit mit einer Stoppuhr bis zum Eintreffen des Donners. In diesem Fall ist die Schallgeschwindigkeit von ca. 330 m/s maßgebend. Nehmen wir an, Du hörst den Donner nach 10 s. Dann ist

E = 330*10 = 3300 m = 3,3 km.

In dieser Entfernung ist der Blitz eingeschlagen. Diese Formel ist so einfach, weil die Ausbreitung des Lichtes mit 330.000 km/s erfolgt. Wenn es nicht so wäre, würde die Formel etwas komplizierter sein.

Im Weltall kann man wegen des hohen Vakuums keine Schallsignale verwenden, sondern nur die Ausbreitung elektromagnetischer Wellen, wie z.B. Licht aber auch Radiowellen . Diese breiten sich alle mit Lichtgeschwindigkeit aus.

Um Distanzen innerhalb unseres Sonnensystems zu bestimmen, nutzen Astronomen Radarwellen, die an der Oberfläche von Planeten oder auch der Sonne reflektiert werden. Auf diese Weise konnte das Sonnensystem sehr genau vermessen werden, wobei die gewonnen Daten durch die Flüge der Planetensonden Voyager und Pioneer in den siebziger Jahren bestätigt wurden.

Es folgt jetzt eine Aufzählung und Beschreibung der wichtigsten Methoden.

1. Die trigonometrische Parallaxe


Für die Bestimmung der Entfernung von Sternen haben Astronomen im Laufe der Zeit eine Reihe von Techniken entwickelt. Der «Klassiker» unter den Messverfahren ist die «trigonometrische Parallaxe», mit der im Jahre 1838 zum ersten Mal die Entfernung eines Sterns bestimmt werden konnte. Bei dieser Methode beobachtet man einen Stern von zwei unterschiedlichen Positionen aus. Üblicherweise wählt man dafür die entferntesten Standorte, die möglich sind – die entgegengesetzten Positionen der Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne.

Der Stern wird also im Abstand von sechs Monaten untersucht. Aus seiner scheinbaren Bewegung vor dem Hintergrund entfernterer Sterne können Astronomen dann seine Entfernung berechnen. Allerdings ist dieser Effekt nur bei relativ nahen Sternen überhaupt messbar. Etwa dreihundert Lichtjahre beträgt der Radius, der mit diesem Verfahren abgedeckt werden kann.

Ein schwieriges Problem der Astronomie ist die Messung von Distanzen im All. Im Laufe der Zeit wurden verschiedene Verfahren entwickelt, als Faustregel gilt dabei: Je näher ein Objekt, desto genauer die Messmethode.





2. Die Spektralanalyse.

Um auch die Distanzen zu entfernteren Sternen messen zu können, wird das Sternenlicht regelrecht auseinander genommen. Zerlegt man das Licht eines Sterns in sein Spektrum, erhält man ein charakteristisches Muster dunkler Linien, die das Spektrum zum Teil überlagern. Die Linien repräsentieren die chemischen Elemente des Sterns, aus ihrer Zahl und ihrem Umfang lässt sich die Größe des Sterns berechnen. Mit diesem Wissen ist die Entfernung leicht zu bestimmen, indem man die relative Helligkeit des Sterns – seine Leuchtkraft am irdischen Nachthimmel – mit der absoluten, auf seiner Größe beruhenden Helligkeit vergleicht.

3. Das Sternbild der Cepheiden als «Richtfeuer»

Über die Analyse einzelner Sterne lässt sich auch die Distanz größerer Objekte wie Galaxien oder Sternhaufen bestimmen. Als besonders nützliche «Richtfeuer» haben sich dabei veränderliche Sterne, so genannte «Cepheiden» erwiesen. Aus der Rate, mit der diese Sterne ihre Helligkeit ändern, kann man ihre Größe und Distanz relativ leicht berechnen – und damit auch die Entfernung der sie umgebenden Galaxie. Die Suche nach Cepheiden in fernen Galaxien ist denn auch eine der wichtigsten Aufgaben des Hubble-Weltraumteleskops.

4. Die Tully-Fisher-Relation

Über die Cepheiden-Methode können Entfernungen bis zu 100 Millionen Lichtjahre gemessen werden. Für größere Entfernungen haben die amerikanischen Astronomen R. Brent Tully und J. Richard Fisher ein Verfahren entwickelt, das auf der Rotationsgeschwindigkeit von Galaxien beruht. Über die Geschwindigkeit, mit der eine Galaxie rotiert, kann man ihre absolute Helligkeit ermitteln. Auch hier verrät der Vergleich der absoluten mit der relativen Helligkeit die Entfernung. Die Tully-Fisher-Relation wurde durch Tests mit der Cepheiden-Methode «geeicht» und gilt als sehr zuverlässig.

5. Supernovae als Entfernungsmesser

Eine andere Methode zur Messung entfernter Galaxien ist die Beobachtung eines bestimmten Typs stellarer Explosionen, den Supernovae des Typs Ia. Solche Explosionen ereignen sich in Doppelsternsystemen, wenn ein Stern Masse an einen kompakten Begleiter, einen so genannten Weißen Zwerg, verliert. Alle Supernovae des Typs Ia erreichen in etwa die gleiche Maximalhelligkeit. misst man ihre relative Helligkeit in diesem Moment, kann man daraus ihre Entfernung berechnen – und damit auch die der Galaxie, in der sich die Supernova ereignet.

Theoretisch besitzt eine solche Supernova genügend Leuchtkraft, um Entfernungsmessungen über Milliarden Lichtjahre hinweg zu ermöglichen. Mit dem Weltraumteleskop Hubble gelang es, einige Supernovae in Galaxien zu beobachten, in denen sich auch Cepheiden nachweisen lassen. Vergleiche der beiden Messmethoden haben gezeigt, dass die Supernovae sehr genaue Distanzberechnungen erlauben.

6. Die Rotverschiebung

Die entferntesten Objekte, ferne Galaxien und Quasare, messen Astronomen anhand der so genannten Rotverschiebung. Diese Verschiebung des Lichtes zum roten Rand des Spektrums hin ist ein Indiz für die Geschwindigkeit, mit der sich eine Lichtquelle von der Erde fort bewegt. Bei sehr entfernten Objekten ist diese Rotverschiebung aufgrund der Expansion des Universums besonders groß. Das ist das gleiche Phänomen, was wir beim Schall als Doppler-Effekt kennen. Ein Motorrad, das sich Dir mit hoher Geschwindigkeit nähert erzeugt einen hohen Ton und ändert diesen in tiefere Frequenzen, sobald es an Dir vorbei gefahren ist und sich von Dir entfernt. An jeder Autobahn kann man das beobachten.

Die entferntesten Galaxien, die mit dieser Methode untersucht wurden, liegen mehr als 12 Milliarden Lichtjahre entfernt. Solche extrem weit entfernten Regionen sind für die Astronomen besonders interessant. Denn das Licht, das uns aus solcher Ferne erreicht, stammt aus einer Zeit, als das Universum nur einen Bruchteil seiner heutigen Ausdehnung hatte. Jeder Blick in die Tiefe des Alls ist so auch ein Blick zurück in die Anfänge des Universums.

Als Faustregel gilt dabei: Je näher ein Objekt, desto genauer die Messmethode.

(ergänzter Beitrag Von Thomas Trösch)

siehe unten stehende Adresse

Answer 2

Mittels der sogenannten Paralaxenberechnung, eine Art der Trigonometrie. Sören hat es schon angedeutet. Hier eine einfache Erklärung: wenn du deinen Finger 10 cm vor der Nase hältst und abwechselnd das linke und dann das rechte Auge aufmachst siehst du wie der Finger stark umherspringt. Wenn du nun den Finger weiterweg vor deiner Nase hältst und das ganze wiederholst wirst du feststellen daß er weniger "springt". Je weiter der Finger weg ist umso weniger springt er.
Nun stelle dir vor die Erde ist dein Auge. Im Winter beobachtest du einen Stern und im Sommer wieder den selben. Er hat nun einen "Sprung" gemacht weil die beiden Beobachtungspunkte 300 Mio km voneinander entfernt sind (der Augenabstand beim Menschen beträgt etwa 6,5 cm). Dieser Sprung entspricht einem bestimmten Winkel, mittels der Winkelfunktionen kann man jetzt seine Entfernung berechnen.

Answer 3

Sehr gute Frage!!! Es gibt keine direkte Methode die Entfernung zu messen. (Gibt schliesslich keinen Meterstab der lang genug ist *ggg*) Das geht nur indirekt. Von bestimmten Sternenklassen ist bekannt wie hell sie sind. Von einem Stern wird also zunächst die Einordnung in eine dieser Gruppen (roter Riese, weisser Zwerg ...) vorgenommen. Aufgrund dessen ist dann bekannt wie hell dieser Stern bei einer bestimmten Entfernung sein müsste. Je weiter er weg ist desto weniger licht kommt auf der Erde an. Somit ist die Helligkeit ein direktes Maß der Entfernung. Die Verschiebung des Spektrums nach rot oder blau wiederum gibt an ob der Stern sich auf die Erde zu oder von ihr weg bewegt. Die Richtwerte für die Bestimmung sind tatsächlich anfangs nur shcätzwerte gewesen. Aber ich denke gerade mit Hubble ind er messbaren paralaxe durch die Erdbahn werrden diese Werte verfeinert worden sein. d.h. Stell dir einen Kirchturm vor, dem du mit einige 100 m Entfernung stehst. So misst du den Winkel zur Spitze. Nun entfernst du dich nochmal 10m und misst den Winkel zur Spitze erneut allein der Winkelunterschied ermöglicht dir nun die Höhe des Kichturms zu berechnen. Ähnlich wird das auch bei Sternen gemacht. Dabei müssen aber verschiedene Faktoren berücksichtigt werden:
1. Rotation der Erde.
2. Rotation der Erde um die Sonne
3. Rotation unseres Sonnensystems um das zentrum unserer Galaxie.

Answer 4

Ich kann mich den bereits angesprochenen Methoden Parallaxe und optischer Dopplereffekt (Rotverschiebung) nur anschließen.
Nur zur Rotverschiebung noch eine kleine Anmerkung, Sterne bestehen großteils aus Wasserstoff, Das Licht dieser Sterne weist für Wasserstoff typische Absorptionslinien auf. Bei einer Rotverschiebung werden diese auch verschoben. Die Frequenzdifferenz istg die gesuchte Verschiebung.

Eine weitere Methode den Abstand zu bestimmen passiert über die Helligkeit von Objekten, bestimmte Objekte können auch auf große Distanzen soweit Charakterisiert werden, das man die Abgestrahlte Menge der Elektromagnetischen Strahlung definieren kann. Der Vergleich zwischen abgestrahlter und empfangener Menge der Strahlung lässt sich unmittelbar zum Abstand in Bezug setzen. Der Abstand lässt sich direkt daraus ermitteln.

Answer 5

Nahegelegene Objekte werden zu unterchiedlichen Jahrenszeiten beobachtet. Dann hat die Erde unterschiedliche Positionen inne. Durch die unterschiedlichen Winkel, die dann die verschiedenen Objekte zueinander haben, kann man die Entfernung berechnen.

Bei fernen Objekten wird die Rotverschiebung genutzt. Dann braucht das Licht so lange bis zur Erde, daß sich die Ausdehnung des Weltalles bemerkbar macht. Auch die Wellenlängen dehnen sich dann entsprechend aus. Diese Methode hat jedoch eine Schwäche. Bewegt sich das Objekt, nachdem die Rotverschiebung herausgerechnet wurde, relativ zur Erde, wird das Ergebnis verfälscht. Dadurch kann man bei der Entfernung schon einmal etwas daneben liegen.

Answer 6

Mit der Rotverschiebung!

Answer 7

Die Beantwortung dieser Frage findest Du in "Eine kleine Geschichte der Zeit" von Stephen Hawking. Ein sehr interessantes und spannendes Buch, dass auf verständliche Weise die Grundzüge der Astronomie erläutert.

Allerdings muss ich eingestehen, dass ich nicht mehr genau weiß, wie die Entfernung bestimmt wird. Ich glaube es hatte etwas mit der Frequenz der Lichtstrahlen zu tun, die die Planeten zur Erde reflektieren...