Kosmologie für Fußgänger

frei bewegen kann. Der Wasserstoff, der ja nur ein Elektron besitzt, ist damit bereits völlig ionisiert. Nicht so das Helium. Dieses Element hat zwei Elektronen, sodass noch immer eines an den Atomkern gebunden ist. Und auf dieses eine Elektron kommt es an!
    Wenn der Stern sich gerade im Schrumpfen befindet, dann ändern sich in der Heliumschicht auch der Druck und die Temperatur: Beide steigen. Die Durchlässigkeit dieser Schicht für die Photonen, die im Zentrum des Sterns bei den Kernreaktionen zur Erzeugung von Kohlenstoff und Sauerstoff frei werden, nimmt mit wachsendem Druck ab. Dadurch wird in der Schrumpfungsphase mehr Energie im Stern absorbiert als in der »Mittellage«. Diese Energie dient hauptsächlich dazu, den Atomen in der Heliumschicht auch das zweite Elektron zu entreißen. Da die Energie auf diese Weise im Stern gespeichert wird und nicht wie gewöhnlich an die Sternoberfläche gelangen kann, um dort den Stern zu verlassen, entsteht im Sterninneren ein Überdruck, der nun den Stern wieder zum vollen Durchmesser der ungedämpften Schwingung aufbläht.
    Während sich der Stern ausdehnt, nehmen aber Druck und Temperatur in seinem Inneren wieder ab. Nun kehren sich die Verhältnisse um. In der Expansionsphase ist wegen des niedrigen Druckes die Durchlässigkeit der Heliumschicht für Photonen besonders groß. Jetzt verbinden sich die in der Kompressionsphase befreiten Elektronen wieder mit den Heliumkernen, und die dabei frei werdende Strahlungsenergie kann zusammen mit den Photonen aus dem Sterninneren den Stern relativ ungehindert verlassen. Das ist der Augenblick, in dem der Stern sein Helligkeitsmaximum erreicht. Der in dieser Phase nahezu ungehinderte Abfluss von Energie aus dem Stern führt nun zu einer raschen Abkühlung, aufgrund deren der Stern wieder anfängt zu schrumpfen. Damit ist der Kreislauf geschlossen, und das Spiel kann von neuem beginnen.
    Überraschenderweise ist der Stern im Helligkeitsmaximum gerade genauso groß wie im Helligkeitsminimum. Das bedeutet, dass der Helligkeitsunterschied durch eine verschieden helle Sternoberfläche und somit durch eine verschiedenartige Temperatur des Sterns zustande kommt. Bei den Cepheiden liegt die Sterntemperatur im Helligkeitsmaximum bei etwa 6100 Grad und sinkt im Helligkeitsminimum auf etwa 5300 Grad ab.
    Nach diesem hoffentlich nicht zu trockenen Ausflug nun aber wieder zurück zu Miss Leavitt. 1912 veröffentlichte sie eine Arbeit, die ein neues Tor zur Entfernungsbestimmung im Universum aufstieß. Aus einer Liste von über 1000 Cepheiden hatte sie bei einigen sehr genaue Periodenbestimmungen vornehmen können und war dabei auf einen bemerkenswerten Zusammenhang zwischen der Leuchtkraft des Sterns und seiner Periode gestoßen, nämlich: Je größer die Periodenlänge, desto größer ist auch die scheinbare Helligkeit. Zu jeder Periodenlänge gehört also eine ganz bestimmte scheinbare Helligkeit des Sterns. Damit war jedoch noch nicht sehr viel gewonnen. Entscheidend ist nämlich der Zusammenhang zwischen der Periodenlänge und der absoluten Helligkeit, nicht der scheinbaren. Denn wenn man die absolute Helligkeit kennt und die scheinbare zu messen imstande ist, dann kann man darauf wieder die bereits erwähnte Formel anwenden und die Entfernung des Sterns berechnen. Um aber auf die absolute Helligkeit zu kommen, musste die Perioden-Helligkeits-Beziehung erst noch an einem Cepheiden bekannter Entfernung geeicht werden. In den Hyaden, deren Entfernung man ja kannte, gibt es leider keine Cepheiden. Also musste man in einem anderen Sternhaufen suchen. Wie man die Entfernung anderer Sternhaufen aus der Entfernung der Hyaden ableitet und daraus dann die absolute Helligkeit der Sterne in diesem Haufen, also auch der darin vorkommenden Cepheiden, bestimmt, haben wir weiter oben ja schon kennen gelernt.
    Miss Leavitt hat diese vergleichenden Messungen durchgeführt und somit eine eindeutige Beziehung zwischen der absoluten Helligkeit eines Cepheiden und seiner Periodenlänge herstellen können. Damit war ein neuer Typ von Standardkerzen gefunden. Fortan war es möglich, von allen Cepheiden, wo immer man sie auch finden mochte, deren absolute Helligkeit zu ermitteln, wenn es nur gelang, die Periode ihrer Helligkeitsschwankungen zu messen. Aus dem Unterschied zwischen so bekannter absoluter und gemessener scheinbarer Helligkeit lässt sich die Entfernung des Cepheiden und somit aller Sterne, die demselben Sternverband angehören, berechnen.
    Die