Standardkerzen im All

Der Sternenhimmel im Februar 2018

Das Weltall erscheint uns unermesslich. Dennoch haben Astronomen verschiedene Tricks zur Hand, mit denen sie die Entfernung der Sterne in unserer Milchstraße, aber auch von anderen Galaxien oder sogar weit entfernten Quasaren bestimmen können. In unserer kosmischen Nachbarschaft ist das noch relativ leicht. Dort verwenden Astronomen eine Methode, die sich auch auf der Erde gut nachvollziehen lässt. Peilt man bei ausgestrecktem Arm erst mit dem linken, dann mit dem rechten Auge den Daumen an, so erscheint dieser bezüglich einer Landschaft im Hintergrund vom einen zum anderen Mal versetzt. Diese so genannte Parallaxenmethode machen sich auch die Astronomen zu nutze. Statt des Abstands zwischen linkem und rechtem Auge verwenden sie als Basislinie den Durchmesser der Erdbahn um die Sonne. Beobachten sie einen Stern um ein halbes Jahr versetzt, erscheint dieser mit Bezug auf Hintergrundsterne jeweils an einem etwas anderen Ort am Himmel. Je weiter ein Stern entfernt ist, desto enger liegen die beiden scheinbaren Sternörter am Himmelsgewölbe beieinander. Auf diese Weise ließen sich bisher Sternentfernungen bis etwa 3000 Lichtjahre messen. Mit dem Satelliten Gaia, der wesentlich genauer messen kann, verzehnfacht sich dieser Radius derzeit.

Für größere Entfernungen greifen die Astronomen auf eine andere Technik zurück: Nicht weit vom Himmelspol entfernt befindet sich das unscheinbare Sternbild des Kepheus. Der vierthellste Stern dieser Konstellation, Delta Cephei, ändert regelmäßig seine Helligkeit mit einer Periode von nur 5,3 Tagen. Der Unterschied zwischen minimaler und maximaler Helligkeit ist mit rund einer Größenklasse so groß, dass sich die Schwankung auch gut mit bloßem Auge verfolgen lässt.

Als die Astronomin Henrietta Swan Leavitt am Harvard College Observatory Anfang des 20. Jahrhunderts Fotoplatten mit Sternaufnahmen auswertete, stieß sie in den Magellanschen Wolken auf 1777 Sterne, deren Helligkeit nach jenem Muster von Delta Cephei variierte. Dabei fand Leavitt heraus, dass die Schwankungsperiode umso länger war, je heller die Sterne strahlten, und entdeckte die Periode-Helligkeits-Beziehung für diesen Sternentyp.

Wenig später gelang es den Forschern, die Entfernung ähnlicher Cepheidensterne innerhalb der Milchstraße zu bestimmen und ihre Helligkeit mittels der Parallaxenmethode zu eichen. (Die Entfernung der Magellanschen Wolken war damals nämlich noch nicht bekannt.) Damit wurde klar: Die Cepheiden gehorchen einer einfachen Periode-Leuchtkraft-Beziehung. Seither steht den Astronomen ein wichtiges Werkzeug zur Entfernungsbestimmung auch für Objekte außerhalb unserer Galaxis zur Verfügung.

Denn kennt man die Periode eines Cepheiden-Veränderlichen, lässt sich auf seine Leuchtkraft schließen und aus ihr und der beobachteten Helligkeit wiederum seine Entfernung ermitteln. Mit heutigen Teleskopen wie dem Hubble-Weltraumobservatorium funktioniert diese Methode selbst für ferne Galaxien bis zu Distanzen von 60 Millionen Lichtjahren. Somit spielen Cepheiden eine Schlüsselrolle bei der Festlegung der kosmischen Entfernungsskala. Für noch größere Distanzen müssen die Astronomen allerdings auf noch weiter ausgeklügelte Methoden zurückgreifen. Aber das ist eine andere Geschichte.

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