Bestimmung der Entfernung von Sternen


Bei relativ nahen Sternen wird die Entfernung mit Hilfe eines von der Erde aus messbaren Winkels, der Parallaxe p des Sterns ermittelt.


Man beobachtet den Stern von zwei einander gegenüberliegenden Punkten der Erdbahn aus (z.B. im Sommer und im Winter). Dabei schließen die Blickrichtungen zum Stern ein Winkel ein, der umso kleiner ist, je weiter der Stern von der Erde entfernt ist.


Durch die Bewegung der Erde längs ihrer Bahn verändert sich ständig die Stellung der Erde im Raum. Dadurch unterliegt auch die Blickrichtung von der Erde zu Sternen einer geringfügigen jährlichen Veränderung. Es kommt zu einer Verschiebung des Sterns an der scheinbaren Himmelskugel ). Den betreffenden Winkel kann man messen. Er wird als trigonometrische Parallaxe oder kurz als Parallaxe bezeichnet.

Die trigonometrische Parallaxe p ist der halbe Winkel zwischen den Sehstrahlen von zwei gegenüberliegenden Punkten der Erdbahn zum Stern.



Die Parallaxen von Sternen sind aufgrund der riesigen Entfernung der Sterne immer kleiner als eine Bogensekunde. Das ist auch der Grund dafür, dass man zwar lange die Existenz einer Parallaxe vermutet hat, sie aber erst relativ spät messen konnte. Die Ersten, denen das gelang, waren unabhängig voneinander um das Jahr 1838 herum die Astronomen FRIEDRICH WILHELM BESSEL (1784-1846), FRIEDRICH GEORG WILHELM STRUVE (1793-1864) und THOMAS HENDERSON (1798-1844). Welche Genauigkeit für diese Messungen erforderlich war, kann man sich an folgendem Beispiel verdeutlichen: Man hat die Genauigkeit der Messungen aus dem 19. Jahrhundert etwa erreicht, wenn man die beiden Enden eines 1 m langen Lineals in einer Entfernung von 200 km noch getrennt wahrnehmen könnte.


Trigonometrische Parallaxe und Entfernungseinheit Parsec

Sterne sind sehr weit von der Erde entfernt. Aus diesem Grunde ist eine Einheit eingeführt worden, die mit der Parallaxe und der Art ihrer Messung verbunden ist und für die Entfernung von Sternen relativ kleine Zahlen ergibt - das Parsec (Abkürzung pc). Die Bezeichnung ist eine Wortzusammensetzung aus Parallaxe und Secunde in alter Schreibweise.

Ein Parsec (1 pc) ist die Entfernung, aus welcher der mittlere Abstand Erde-Sonne unter einem Winkel p von einer Bogensekunde erscheint

Trigonometrische Parallaxe und Entfernungsbestimmung

Zwischen der trigonometrischen Parallaxe eines Sterns und seiner Entfernung gibt es eine einfache Beziehung: Je größer die Entfernung eines Sterns ist, umso kleiner ist seine trigonometrische Parallaxe.

Kennt man die trigonometrische Parallaxe, so kann man seine Entfernung berechnen. Die Entfernung eines Sterns kann berechnet werden mit der Gleichung


Für den uns nächsten Stern Proxima Centauri wurde eine Parallaxe von p = 0,769'' gemessen. Daraus ergibt sich eine Entfernung von 1,3 pc. Dieser Wert entspricht der Entfernung von 4,22 Lj.


Die Parallax-Methode ist für Sternentfernungen bis zu 100pc geignet.

Alle früheren Sternentfernungen sind in unseren Tagen nur noch bedingt zu verwenden, seit der Astrometriesatellit HIPPARCOS (=High Precision Parallax Collecting Satellite) nach einem vierjährigen Messprogramm eine wahre Revolution in der Kenntnis von Sternpositionen und Parallaxen aus Winkelmessungen herbeigefügt hat. Der Katalog des von der ESA betriebenen Satelliten umfasst 118.000 Parallaxen - 15-mal so viele, wie bis dahin bekannt waren.


Für weiter entfernte Sterne wird die Entfernung aus den Leuchtkräften und den scheinbaren Helligkeiten dieser Sterne ermittelt.

Die Helligkeit eines Sterns kann uns unter béstimmten Voraussetzungen die Distanzen von Sternen verraten. Mit diesem Verfahren sind wahrhaft bahnbrechende Erkenntnisse gewonnen worden; auch ohne eine einzige Winkelmessung.


Kennt man die scheinbare Helligkeit eines Sterns und seine Entfernung, so kann man auch seine absolute Helligkeit auf einfache Weise berechnen. Die absolute Helligkeit ist nichts anders als die scheinbare Helligkeit in einer Einheitsentfernung (10PC). Umgekehrt gilt natürlich ebenso: Kennt man zum Beispiel aus den Besonderheiten des Spektrums (siehe dort) die absolute Helligkeit eines Sterns (das heißt seine Helligkeit in der Einheitsentfernung) und seine scheinbare Helligkeit, die sich ja leicht messen läßt, dann kann man die Entfernung des Sterns berechnen. Da in diesem Falle die Entfernungen nicht durch Winkelmessungen, sondern durch Helligkeitsbestimmungen (fotometrische Verfahren) ermittelt werden, so spricht man von fotometrischen Parallaxen der Entfernungsbestimmung.


Alle Hinweise, die wir auf irgendeine Weise über die Leuchtkräfte oder absoluten Helligkeiten der Sterne erhalten können, liefern uns also auch Sternentfernungen. Natürlich benötigen wir zu diesem Zweck eine genügend große Anzahl möglichst genau bestimmter Parallaxen aus Winkelmessungen, um definitive Leuchtkräfte zur Verfügung haben und zu testen, durch welche Merkmale (zum Beispiel im Sternspektrum) sich diese Leuchtkraft ermitteln läßt. So fand man zum Beispiel heraus, dass die Linienstärke in den Sternspektren recht zuverlässige Aussagen über die Leuchtkraft eines Sterns gestattet.

Entfernungsbestimmung durch Veränderliche Sterne vom Typ Delta Cephei

siehe Kapitel "Cepheiden"



Quellen:
Basiswissen Schule Astronomie
Die große Kosmos Himmelskunde