Kosmologie für Fußgänger

völlig neues Werkzeug zur Verfügung. Wenn man also von einem Planeten im Sonnensystem seinen Abstand zur Sonne und seine Umlaufzeit kennt, wie es ja zum Beispiel für unsere Erde der Fall ist, dann muss man nur noch messen, wie lange einer der anderen Planeten für einen vollen Umlauf um die Sonne braucht, um aus dem dritten Kepler’schen Gesetz auch dessen Distanz zur Sonne ermitteln zu können.

Stromparallaxen
    Sterne kommen nicht nur einzeln vor, sondern gruppieren sich oft zu so genannten Sternhaufen. Derartige Ansammlungen sind in großer Zahl auch in anderen Galaxien zu finden. Einer der uns am nächsten liegenden Sternhaufen sind die Hyaden. Beobachtet man die Hyaden über mehrere Jahre hinweg, so fällt auf, dass sich alle Sterne dieser Gruppierung auf einen Punkt hin zu bewegen scheinen. Diese Wanderung bezeichnet man als Eigenbewegung, und erfasst wird sie in Bogensekunden pro Jahr. Der Winkel zwischen dem augenblicklichen Ort des Sternhaufens und dem Punkt, auf den alle Sterne zulaufen, ist leicht zu messen.
    Um die Entfernung des Haufens zu bestimmen, pickt man sich einen Stern aus der Ansammlung heraus. Als Teil des betrachteten Sternhaufens macht dieser Stern natürlich auch die Eigenbewegung des Haufens mit. Jetzt brauchen wir nur noch die so genannte Radialgeschwindigkeit des Sterns, also die Geschwindigkeit, mit der sich der Stern direkt auf und zuoder von uns wegbewegt. Mit Hilfe des Dopplereffekts lässt sie sich leicht bestimmen. Aus den gemessenen Werten für Eigenbewegung und Radialgeschwindigkeit lässt sich nun die Parallaxe des Sterns, ausgedrückt in Bogensekunden, berechnen. Der Kehrwert der Parallaxe liefert uns dann die Entfernung des Sterns in Parsec und damit auch den Abstand zum gesamten Sternhaufen.
    Der Witz dieser Methode liegt nun nicht darin, auf diese Weise die Entfernung der Hyaden bestimmt zu haben, denn das ließe sich mit der Parallaxenmethode viel einfacher bewältigen, sondern darin, die Entfernung zu anderen Sternhaufen außerhalb der Reichweite der Parallaxenmethode zu ermitteln und damit in diesem Haufen enthaltene, sehr leuchtkräftige Sterne hinsichtlich ihrer Entfernung zu eichen. Um zu verstehen, wie das funktioniert und wozu das gut sein soll, müssen wir zunächst noch etwas über die Helligkeiten der Sterne erfahren.

Sternhelligkeiten
    Die Messung der Helligkeit beziehungsweise die Klassifikation der Sterne nach ihrer Helligkeit geht zurück auf den griechischen Astronomen Hipparchos. Er bezeichnete die hellsten Sterne (etwa Sirius, Wege, Altair) als Sterne erster Größe und Himmelskörper, die mit freiem Auge gerade noch sichtbar sind, als Sterne sechster Größe. Eine größere Zahl bedeutet eine geringere Helligkeit. Nun ist es natürlich nicht so, dass alle Sterne gleich weit von uns entfernt sind. Je größer die Entfernung zu einem Stern ist, desto schwächer scheint er zu leuchten. Könnte man einen Stern in die doppelte Entfernung verschieben, so würde sich seine Helligkeit auf ein Viertel verringern. Die Helligkeit nimmt also umgekehrt zur Entfernung im Quadrat ab. Es kann also durchaus sein, dass ein sehr heller, aber sehr weit entfernter Stern uns schwächer erscheint als ein von Natur aus schon sehr leuchtschwacher, dafür aber sehr naher Stern. Wenn man die Entfernung der Sterne nicht kennt, hat man keine Möglichkeit zu entscheiden, welcher von beiden nun wirklich heller, also größer oder heißer ist.
    In der Astronomie unterscheidet man daher zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit. Die scheinbare Helligkeit ist die, die man auf der Erde von einem Stern misst. Die absolute Helligkeit ist eher ein Kunstprodukt der Astronomen. Sie gibt die Helligkeit an, die man auf der Erde messen würde, wenn sich der Stern in einer Entfernung von zehn Parsec befände. Noch einmal zur Erinnerung: Ein Parsec entspricht 3,26 Lichtjahren. Das Schöne an dieser Geschichte ist nun, dass es eine Gleichung gibt, welche die scheinbare und die absolute Helligkeit über die wahre Entfernung des Sterns miteinander verknüpft. Kennt man also scheinbare und absolute Helligkeit eines Sterns, so kann man die wahre Entfernung zum Stern berechnen. Umgekehrt erhält man aus der wahren Sternentfernung und der scheinbaren Helligkeit sofort die absolute Sternhelligkeit. Anhand ihrer absoluten Helligkeiten lassen sich nun die Sterne miteinander vergleichen. Sehr helle Sterne sind größer und heißer als solche mit kleiner, absoluter Helligkeit.
    Die moderne Astronomie hat