2000_2   Ermittlung von Entfernung und Bewegung

A) Der Doppler-Effekt: Dieser Effekt wurde erstmals an Schallwellen entdeckt und erklärt. Er beschreibt den Einfluß der Geschwindigkeit einer sich bewegenden Schallquelle auf die Tonhöhe gegenüber dem Hörer. Nähert sich ein Fahrzeug dem Hörer, so überlagern sich Fahrgeschwindigkeit und die vom Fahrzeug ausgehenden Schallwellen derart, daß die Frequenz (und damit der Ton) höher wird. Entfernt sich das Fahrzeug vom Hörer, so bewirkt die zunehmende Distanz der Schallquelle eine Verringerung der Frequenz (und damit eine Erniedrigung des Tones).

B) Voraussetzungen: Ständig treffen unmittelbare Informationen über das Universum ein. Es sind dies die elektromagnetischen Signale, in allen Wellenlängen des Spektrums. Eine sehr wichtige kosmologische Frage ist: Wie weit sind die Objekte in Sichtlinie entfernt und in welcher Richtung bewegen sie sich mit welcher Geschwindigkeit?

Um diese Frage zu beantworten, muß es Einigkeit über einige grundsätzliche Benennungen und Annahmen geben:

1) Der Raum, den wir beobachten ist typisch für das ganze Universum.

2) Im ganzen Weltall gelten dieselben Gesetze. Ausgenommen Singularitäten.

Diese beiden Annahmen sind nicht unbestritten, da sich Verdachtsmomente häufen, daß z.B. die Feinstrukturkonstante im jungen Universum einen anderen Wert hatte. Eine Konstante die einen Zeitpfeil hat (deren Wert sich also mit der Zeit ändert) kann per Definition natürlich keine Konstante sein. Das wird demnächst ein Thema werden.

3) Die Radialgeschwindigkeit ist die in Sichtlinie liegende (= radiale)Komponente der Geschwindigkeit eines Objektes in Bezug auf den Beobachter.

4) Die Radialgeschwindigkeit läßt sich gut durch die Rotverschiebung ermitteln.

5) Die Radialgeschwindigkeit setzt sich u.a. zusammen aus dem Anteil der Bewegung des Beobachters und dem Anteil der Bewegung des Objektes.

C) “Nahe Distanzen”: In der nächsten kosmischen Umgebung hilft die Trigonometrie. Als Grundlage dient die mittlere Entfernung Sonne-Erde. Da die Erdbahn nicht konstant ist, wird die Entfernung als Astronomische Einheit (AE) im Mittel festgelegt: 1 AE = 149,6*10⁶ Kilometer (rund 150 Millionen Kilometer).

Die Hälfte des Winkels gegenüber der Grundlinie wird als Parallaxe definiert. Auf die AE bezogen bedeutet 1 pc (Parallaxensekunde) die Entfernung eines Objektes, dessen Parallaxe eine Bogensekunde beträgt: 3,26 Lichtjahre. Ein Lichtjahr ist die Strecke, die das Licht im Vakuum zurücklegt: 9.460.000.000.000 Kilometer = 9,46*10¹² km (rund 9,5 Billionen Kilometer).

Es kann jedoch nicht in die kleinsten Bereiche der Bogensekunde gemessen werden und so endet diese Methode der Entfernungsbestimmung bei cirka 500 pc (entsprechend rund 1600 Lichtjahre oder 15.428*10¹² km). Für weiter entfernte Objekte gibt es nur indirekte Methoden (Helligkeit von Einzelobjekten) mit denen Entfernungen bis cirka 16 Mpc (das     Hubble-Space-Teleskop beobachtet z.B. Cepheiden in der Virgo-Galaxie) berechnet werden. Cepheiden mit gleicher Helligkeitsperiode haben eine gleiche physikalische Entwicklung und damit die gleiche Leuchtkraft.

Vorgehen: Ein Cepheide in den Hyaden wird trigonometrisch vermessen und daraufhin wird seine Leuchtkraft berechnet. Die Distanz zu viel weiter entfernteren Cepheiden (z.B. mit gerade noch meßbarer Leuchtkraft) kann nun errechnet werden.

Bei noch weiter entfernten Objekten ist eine solche Auflösung von Einzelobjekten nicht möglich. Als Maßstab wird die Gesamthelligkeit einer ganzen Galaxie (Grundlage ist der Holmberg-Radius) genommen. Für noch weiter entfernte Objekte (bei denen selbst die Helligkeit einer Galaxie keine verläßlichen Angaben mehr liefert) kann nur noch die Spektroskopie helfen.

D) “Weite Distanzen”: Bei sehr weit entfernten Objekten ist eine zumindest grobe Ermittlung nur noch mittels Proportionalität und Extrapolation möglich.

Wenn die Distanz so groß ist, daß ganze Galaxien wie ein kleiner Punkt erscheinen, ist keine verläßliche Angabe über ihre Gesamthelligkeit mehr möglich. Dann müssen Astronomen nach sogenannten Standardkerzen suchen

Eine Zeitlang dachte man sie in den Quasaren gefunden zu haben. Diese treten häufig in Entfernungen von 1 bis 10 Milliarden Lichtjahren auf. Ihre Häufigkeit wächst mit der Entfernung. Das Maximum ihres Auftretens liegt bei cirka 3 bis 4 Milliarden Lichtjahren nach dem Urknall. Laut Theorie haben Quasare eine Lebensdauer von 10 bis 100 Millionen Jahre. Doch mit der steigenden Qualität der Beobachtungen wurde entdeckt, daß Quasare noch vielfältiger als Galaxien sind. Damit scheiden sie als Standardkerzen aus.

Heute wird der Supernova-Typ Ia (der stets in Doppelsternen zu finden ist) als die geeignete Standardkerze angesehen. Dabei gibt es ein Problem: die Ergebnisse weisen darauf hin, daß diese weit entfernten Supernovae weniger hell sind, als zu erwarten wäre. Dafür kann es zwei Gründe geben. Erstens können ältere Supernovae (also die relativ kurz nach dem Urknall entstanden) anders sein. Zweitens kann die Struktur der Raumzeit in diesen Zeiten anders gewesen sein.