Die Entfernung der Fixsterne Entfernungsbestimmung in der Astronomie Ulrich Bastian Landesakademie...

Die Entfernung derFixsterne

Entfernungsbestimmung in der Astronomie

Ulrich Bastian

Landesakademie Donaueschingen, 10.6.2005

Landesakademie Donaueschingen, 10.6.2005 2Entfernungsbestimmung


Einleitung

• Die Astronomie ist die Naturwissenschaft vom Universum

• Sie kann ihre Forschungsobjekte nicht anfassen

• Sie hat nur Strahlung als Informationsquelle


Richtung :

Menge :

Art :

Die Astronomie analysiert Strahlung:

Astrometrie

Photometrie

Spektroskopie


Einleitung

• Die Astronomie ist die Naturwissenschaft vom Universum

• Sie kann ihre Forschungsobjekte nicht anfassen

• Sie hat nur Strahlung als Informationsquelle

• Sie ist eine sehr statistische Wissenschaft• Ein Hauptproblem: Entfernung der Objekte


Historische Beispiele


Friedrich Wilhelm Bessel 1838: Die erste Parallaxe eines Sterns.


NGC 2997

ca. 1800 – 1924: Die große Debatte um die Natur der Galaxien


Nur zwei unvoreingenommene Methoden zur

Entfernungsmessung:



Entfernungsmessung:

• Radarechos (Signallaufzeit mit Lichtgeschwindigkeit)


Entfernungsmessung mittels Radarlaufzeiten



Entfernungsmessung:

• Radarechos (Signallaufzeit mit Lichtgeschwindigkeit)

• Parallaxenmessung (Triangulation)


Parallaxen sind winzig!


Hertzsprung-Russell-Diagramm

Henry Noris Russell, 1919


1

100

10000

0.01

0.00012800 K400049006000

10000

7400

40000 K

Hertzsprung-Russell-Diagramm

HIPPARCOS,1989-1993


Zensiert !

Geschichte derastrometrischenMessgenauigkeit


Probleme erdgebundener Parallaxenmessung:

- Refraktion

- Szintillation

- Mechanische Biegung

- Thermische Biegung

- Erdrotation, Nutation, Polschwankungen

- Horizont

Die Lösung:

Man gehe in den Weltraum !

Landesakademie Donaueschingen, 10.6.2005 42Entfernungsbestimmung HIPPARCOSHIPPARCOS 1989-1993 1989-1993


Gaia 2011-2016Gaia 2011-2016


1

100

10000

0.01

0.00012800 K400049006000

10000

7400

40000 K


1

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10000

0.01

0.00012800 K400049006000

10000

7400

40000 K

107

12

3.9

1.0

0.270.01


Parallaxenmessung ist nur in unserer unmittelbaren Nähemöglich. Nur wenige, ganz sonnennahe Sterne sind erreichbar.

Deshalb haben die Astronomen einen riesigen Zoo von indirektenMethoden zur Entfernungsbestimmung entwickelt.

Deshalb wird die sogenannte kosmische Entfernungsleiterbenötigt, um die Tiefen des Universums auszuloten.

Das Problem der Reichweite


Die kosmische “Entfernungsleiter”

1) Messe direkt die Entfernung einiger sonnennaher Sterne

2) Suche den Himmel nach “gleichartigen” Sternen ab(was immer das im Detail bedeuten möge)

3) Vergleiche die auf der Erde gemessenen Helligkeiten der sonnennahen und der “gleichartigen” Sterne:

Helligkeit ~ 1 / (Entfernung)2

4) Suche “gleich weit entfernte” absolut hellere Sterne (was immer das im Detail bedeuten möge), die es in der Sonnenumgebung nicht gibt.

5) Wiederhole Schritt 3 mit diesen helleren Sternen

6) Wiederhole Schritt 4

usw.


Beispiel: Hauptreihenanpassung


Die Entfernung des Andromedanebels


Welches der beiden Autos ist näher am Betrachter?


Deutschsprachiger Lesestoff:

Spektrum der Wissenschaft 2/2000, S. 50 Eine kleine Geschichte der Astrometrie

Spektrum der Wissenschaft 2/2000, S. 42 Ergebnisse der Hipparcos-Mission

Sterne und Weltraum 10/1986, S. 524 Funktionsweise von Hipparcos

Gaia, deutsche Informationen:http: // www.ari.uni-heidelberg.de / gaia

Gaia-Homepage:http: // www.rssd.esa.int / GAIA

Astronomy & Astrophysics 369, S. 339 Gaia Science Overview


Anhang: Weitere Methoden zur Entfernungs-bestimmung

(zufällig ausgewählte, sehr aktuelle Beispiele)


ErdeDoppelstern

“Dynamische Parallaxe” eines Doppelsterns

(Brachte gewichtige Argumente in die derzeitig laufende Debatte um das“Plejaden-Problem” von Hipparcos ein)


Entfernung von V838 Mon aus dem Lichtecho


Astronomy picture of the day, 02-04-2003


SS433 Oktober 2004, VLA

Blundell & Bowler, www.nrao.edu/pr/2004/ss433corkscrew/

Entfernung von SS433 aus der Jetgeometrie


SS433, Modell mit konstanter Geschwindigkeit


SS433, Modell mit variabler Geschwindigkeit


Entfernung von Galaxienhaufen aus Röntgenhalo und Sunyayev-Zeldovich-Effekt

(WMAP Mikrowellenhintergrundstrahlung)(Abell 2142 Chandra-Röntgenbild)


Entfernung von Galaxienhaufen aus Röntgenhalo und Sunyayev-Zeldovich-Effekt

(WMAP Mikrowellenhintergrundstrahlung)(Abell 2142 Chandra-Röntgenbild)

Sei N=Gesamtzahl der Elektronen, L die Größe des Haufens:

(1): SZE = Integral (Dichte) dx ~ N/L3 mal L = N / L2

(2): XRAY = Integral (Dichte2) dx ~ N/L6 mal L = N2 / L5

Aus (3): N = SZE mal L2

Das in (2): XRAY = SZE2 mal L4 / L5 = SZE2 / L

Daraus: L = SZE2 / XRAY

Entfernung: Aus Vergleich dieser linearen Größe mit dem direkt beobachteten Winkeldurchmesser

(Umgeht die kosmische Entfernungsleiter, ebenso die nächste Methode)


Entfernung von Galaxienhaufen aus Gravitationslinse mit Lichtlaufzeitdifferenz

QuelleLinse

Beobachter

Bei gemessenen Winkelabständen:Die Lichtlaufzeitdifferenz ist einbestimmter Bruchteil der gesamtenLichtlaufzeit.

Vergleich mit der gemessenen Licht-laufzeitdifferenz ergibt die Entfernung

Bild 1

Bild 2

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