Woher wir die Entfernung zu den Sternen kennen und wie sie gemessen werden

Woher wir die Entfernung zu den Sternen kennen und wie sie gemessen werden

Wir wissen, dass der der Erde am nächsten liegende Stern die Sonne ist. Wenn wir über Objekte außerhalb des Sonnensystems sprechen, dann ist Proxima Centauri und das Alpha Centauri-System an erster Stelle in der Nähe der Sterne. Aber woher wissen wir das?

Die ersten Menschen interessierten sich nicht besonders für die Sterne, da sie den Weltraum als statische Kuppel betrachteten, in der Himmelskörper fest über der Erde angebracht sind. Aber dann vermuteten die alten Weisen, dass die Welt viel komplizierter ist, als es anfangs schien.

Zum Beispiel der Astronom aus dem antiken Griechenland Aristarchos von Samos im III Jahrhundert vor Christus. äh Ich versuchte den Abstand der Sonne zu bestimmen. Er war der Ansicht, dass der Stern 20-mal weiter vom Mond entfernt sein sollte (die aktuelle Zahl ist 20-mal höher). Der Astronom Jacques Dominique Cassini stellte 1672 modernere Figuren zur Verfügung, die den Moment der Konfrontation des Mars (140 Millionen km) nutzten.

Woher wir die Entfernung zu den Sternen kennen und wie sie gemessen werden

Visualisierung der Parallaxenmethode

Lange Zeit mussten Wissenschaftler die Bewegung der Venus nutzen, um die Parameter des Sonnensystems zu verstehen. So entstanden große internationale Projekte, in denen Wissenschaftler aus aller Welt Beobachtungen und abgeleitete Entfernungen zu Weltraumobjekten kombinierten. Aber wie messen Forscher diese Abstände?

Die einfachste und erste Methode war die Parallaxe (Triangulation). Sie wissen es vielleicht nicht, aber Sie beobachten ständig die Auswirkungen im gewöhnlichen Leben. Denken Sie daran, wie Sie mit dem Auto, dem Zug oder dem Kleinbus gefahren sind. Möglicherweise haben Sie bemerkt, wie schnell die nahen Objekte (wie Pfosten und Personen) vor dem Hintergrund weiter entfernter Objekte (Berge, Wolken usw.) blinken. Die Schlussfolgerung ist einfach: Der Parallaxenversatz für nahe Objekte ist bedeutend und bemerkenswert.

Woher wir die Entfernung zu den Sternen kennen und wie sie gemessen werden

Parallaxeneffekt

Die Parallaxe wird als Gleichung berechnet. Sie benötigen eine Basis (Messung von zwei Winkeln und einer Entfernung) und Kenntnisse der Trigonometrie, um die Länge eines der Beine in einem rechtwinkligen Dreieck zu berechnen. Je länger die Basis ist, desto bedeutsamer werden die parallaktischen Verschiebungen und Winkel.

Wenn Sie sich von einem Ende der Basis zum anderen bewegen, ändert sich die sichtbare Richtung in einen Punkt. Die Verschiebung eines Objekts vor dem Hintergrund ferner Himmelskörper wird als Parallaxenverschiebung bezeichnet. Was wird der Erdbeobachter als Basis nehmen? Dies ist der Durchmesser der Erdumlaufbahn um die Sonne.

Das Schwierigste war, weiter entfernte Sterne mit Parallaxe zu versehen. Der Durchbruch geschah erst im 19. Jahrhundert, als die goniometrischen Geräte recht genau wurden. Das Glück lächelte Vasily Struve zu, die 1837 erstmals den Wert der Parallaxe des Vega-Sterns veröffentlichte - 0,12 Winkelsekunden. Weitere Beobachtungen von Friedrich Bessel folgten für den 61 Cygnus Stern - 0,3 ''.

Abstände in der Parallaxenmethode für andere Sterne begannen, in Parsec (1 Parsec = 3,26 Lichtjahre) gemessen zu werden. Dies ist der Ausgangspunkt, von dem aus genau der Radius der Umlaufbahn unseres Planeten in einem Winkel von 1 Sekunde betrachtet wird. Wenn Sie die Entfernung zum Stern in den Parsec berechnen möchten, verwenden Sie eine einfache Formel, in der 1 durch die Sternparallaxe in Sekunden geteilt wird.

Die Methode funktioniert einwandfrei, wenn Sie Entfernungen von nicht mehr als 100 Parsec messen (die Parallaxenmethode stößt mit einer Barriere in Form der Erdatmosphäre zusammen). Aber das Universum ist unendlich. Wie kann man weiter entfernte Objekte sehen? Hier helfen photometrische Methoden, die mit der Entwicklung der Fotografie und der variablen Sterne (Cepheiden) entstanden sind. Der erste Erfolg war die Astronomin Henriette Levitt. Sie untersuchte den Sternschein auf photometrischen Platten mit Cepheiden auf dem Territorium der kleinen Magellanschen Wolke. Es gelang ihr zu verstehen, dass mit zunehmender Helligkeit des Sterns auch die Schwingungsdauer der Helligkeit zunimmt.

Woher wir die Entfernung zu den Sternen kennen und wie sie gemessen werden

Dank der Helligkeit und Sichtbarkeit der Cepheiden können Objekte in ihrer Nähe verfolgt werden. Wenn wir uns an den Zusammenhang zwischen Periodizität und Helligkeit erinnern, erhalten wir in Form von Cepheiden ein nützliches Werkzeug zur Berechnung der Skalen des Universums.

Es ist jedoch schwierig, die Entfernung zum nächsten Cepheid zu messen, da dieser 130 Parsec entfernt ist. Daher entstand ein "Treppenabstand" -Schema, bei dem dispergierte Sternhaufen zu einer Zwischenstufe wurden, in der stellare Objekte durch eine Gesamtbildungszeit charakterisiert sind. Die Erstellung eines Diagramms mit einem Indikator für Temperatur und Helligkeit führte zur Ableitung der Hauptreihenfolge. Alle Sterne des Haufens sind fast um eine Entfernung von der Erde entfernt, sodass aufgrund ihrer scheinbaren Brillanz das Maß für die Leuchtkraft berechnet werden konnte.

Es war notwendig, den genauen Abstand zu mindestens einem Cluster zu bestimmen, um eine "Anpassung der Hauptsequenz" zu erreichen. Dies half den Plejaden und Hyaden. Danach hatten wir bereits eine Treppe zu den nächsten Cepheiden.

Woher wir die Entfernung zu den Sternen kennen und wie sie gemessen werden

Die Plejaden sind ein offener Haufen, der 3000 Sterne fassen kann und 400 Lichtjahre entfernt ist (120 Parsec). Unter den Namen sind: Seven Sisters, NGC 1432/35 und M45.

Die Genauigkeit der Messung erhöht sich, wenn Sie die Sterne nicht von der Erde aus, sondern zumindest im Orbit beobachten. 1989 wurde daher der Hipparcos-Satellit gestartet, mit dessen Hilfe ein astronomischer Katalog von 120 Sternen mit jährlichen Parallaxen präsentiert werden konnte.

Wenn Sie noch weiter gehen wollen, können Sie nicht auf eine Rotverschiebung verzichten. Die Entstehung der Methode geht auf den Astronomen Vesto Slifer zurück, der bei der Untersuchung der galaktischen Spektren feststellte, dass viele Linien im Verhältnis zum Beobachter rot verschoben sind. Dann übernahm Edwin Hubble die Entwicklung des Themas, der die Hubble-Konstante ableitete und feststellte, dass die Galaxien entfernt werden (die Entfernungsrate ist proportional zur Entfernung zur Galaxie) und das Universum expandiert. In der modernen Welt ist es die Rotverschiebungsmethode, die es ermöglicht, Entfernungen zu fernen Galaxien zu bestimmen. Vergessen wir natürlich nicht, dass die Wissenschaftler jetzt fortschrittlichere Beobachtungstechnologien und Satelliten im Orbit haben, sodass die Abstände zu den Sternen ständig verfeinert werden. Zum Beispiel besteht die letzte Gaia-Mission darin, die Parallaxe, die innere und die radiale Geschwindigkeit für 1 Milliarde Sterne genau zu messen.

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