Das Universum ist groß – verdammt groß! Doch wie groß ist „verdammt groß“? Um eine Vorstellung davon zu bekommen, ist es sinnvoll, die Entfernungen der Sterne und Galaxien zu betrachten. Die Abstände der nahen Sterne lassen sich am genausten messen. Mit „nah“ sind in diesem Fall Sterne gemeint, die sich in Bezug auf die Erde in einem Umkreis von etwa 300 Lichtjahren befinden. (Ein Lichtjahr entspricht der Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt. Dies sind rund 9,5 Billionen Kilometer. Eine Billion ist eine Zahl mit zwölf Nullen!) Ihre Distanzen können absolut mit Hilfe einfacher Winkelmessungen und Dreiecksberechnungen bestimmt werden. Folgendes Prinzip steckt dahinter: Wenn man im Lauf eines Jahres die Position von Sternen immer wieder misst, stellt man fest, dass sie sich am Himmel auf unterschiedlich großen elliptischen Bahn zu bewegen scheinen. Dieser Effekt wird durch den Umlauf der Erde um die Sonne hervorgerufen. Er lässt sich auch beobachten, wenn man den Arm ausstreckt, den Daumen aufrichtet und diesen dann abwechselnd mit dem linken und dem rechten Auge betrachtet. Der Daumen scheint regelrecht hin- und herzuspringen. Wenn man nun auf dieselbe Weise immer weiter entfernte Gegenstände anschaut, stellt man fest, dass die Strecke zwischen den beiden scheinbaren Positionen immer kleiner wird. Dem entspricht eine immer kleinere Ellipse, die immer weiter entfernte nahe Sterne scheinbar am Himmel beschreiben. Da man den Durchmesser dieser Ellipsen messen kann und weiß, wie groß die Erdumlaufbahn ist, kann man die Entfernung des Gestirns berechnen.
Sterne, die weiter als etwa 300 Lichtjahre entfernt sind, scheinen am Himmel still zu stehen. Die scheinbare Ellipse, die sie am Himmel beschreiben, ist so klein geworden, dass man sie von der Erde aus nicht mehr beobachten kann. Ihre Abstände zur Erde müssen daher mit anderen, relativen Methoden bestimmt werden. Dazu muss man die Entfernung mindestens eines anderen Sterns kennen. Jeder Stern hat eine bestimmte Masse, die seine physikalischen Eigenschaften wie Temperatur oder Leuchtkraft bestimmt. Sie ist auch dafür verantwortlich, dass man einem Stern einen bestimmten Spektraltyp zuordnen kann. Wenn man die Entfernung eines Sterns kennt und seine absolute Helligkeit berechnet hat, kann man prinzipiell die Entfernungen aller Sterne bestimmen, die denselben Spektraltyp aufweisen. (Die absolute Helligkeit eines Sterns entspricht der Helligkeit, die man messen würde, wenn der Stern 32,6 Lichtjahre von uns entfernt wäre.) Dies geschieht mit Hilfe eines Vergleichs der berechneten absoluten Helligkeit des bekannten Sterns mit der gemessenen scheinbaren Helligkeit des Sterns, dessen Distanz zur Erde bestimmt werden soll. Wenn beide Sterne den gleichen Spektraltyp haben, müssen sie auch gleich hell strahlen. Da man weiß, wie hell so ein Stern in einer festgelegten Distanz von 32,6 Lichtjahren leuchtet, kann man ausrechnen, wie weit entfernt er sein muss, um so hell zu leuchten wie der Stern, dessen scheinbare Helligkeit man gemessen hat. Der ermittelte Abstand ist die gesuchte Entfernung des betreffenden Sterns. Mit dieser Methode kann man die Entfernungen der Sterne in der Milchstraße bestimmen.
Um die Entfernungen von Galaxien zu ermitteln, muss man sich wieder etwas Neues ausdenken. Das Licht extragalaktischer Sterne reicht in der Regel nicht aus, um einen Vergleich, wie oben beschrieben, durchzuführen. Man greift daher auf ganz bestimmte Sterntypen zurück, die sich nach einem eindeutigen Schema aufblähen und wieder zusammenziehen. Dadurch senden sie einmal mehr und einmal weniger Licht aus. Der Lichtwechsel dieser pulsierenden Sterne ist charakteristisch. Da solche Sterne auch in der Milchstraße vorkommen und gut untersucht sind, kann man sie für Vergleiche mit pulsierenden Sternen in anderen Galaxien heranziehen, um so die Entfernungen der Galaxien abzuleiten. Damit kann man Distanzen von Galaxien bestimmen, die bis zu 100 Millionen Lichtjahre weit weg sind.
Um noch größere Distanzen zu messen, benutzt man die Rotverschiebung, die im Licht extrem weit entfernter Galaxien sichtbar wird. Die Rotverschiebung entsteht dadurch, dass sich die Galaxien von uns wegbewegen. Denselben Effekt können wir beobachten, wenn ein Krankenwagen mit Blaulicht an uns vorbeirast. Wenn er auf uns zufährt, hört sich der Ton der Sirene sehr hoch an. Kommt er näher, wird der Ton tiefer. Wenn er an uns vorbeigefahren ist und in die entgegengesetzte Richtung davonbraust, wird der Ton noch tiefer. Wie hoch oder tief uns der Ton erscheint, hängt also vom Bewegungszustand der Sirene ab, die den Ton stets mit der gleichen Frequenz aussendet. Übertragen auf das Licht bedeutet das, dass wir das von einer Galaxie kommende blaue Licht mit einer Messaparatur an der Stelle beobachten, wo wir erwarten würden, das von der Galaxie ausgesandte rote Licht zu sehen. Da sich die Galaxie von uns wegbewegt, ist ihr gesamtes Licht aber rotverschoben. Daher sehen wir das blaue Licht in dem Bereich, der normalerweise für rotes Licht reserviert ist. Analog wird das von der Galaxie kommende rote Licht, das natürlich auch rotverschoben ist, erst im Infraroten „sichtbar“ und ist damit für die Messaparatur gar nicht mehr wahrnehmbar. Wenn man die Geschwindigkeit kennt, mit der sich das Universum ausdehnt, also die Hubble-Konstante, kann man eine mathematische Beziehung herleiten. Diese sagt uns, wie weit eine Galaxie entfernt ist, wenn sich ihr Licht so und so weit in Bezug auf seine eigentliche Farbe verschoben hat. Mit dieser Methode lassen sich die Distanzen der am weitesten entfernten Objekte ermitteln. Sie befinden sich in Entfernungen von knapp 14 Milliarden Lichtjahren. Wenn man bedenkt, dass ein Lichtjahr einer Strecke von etwa 9,5 Billionen Kilometern entspricht, merkt man, dass das Universum wirklich verdammt groß sein muss!!!
Himmelsobjekt |
Entfernung zur Erde |
Entfernung in Lichtjahren |
Mond |
1,4 Lichtsekunden |
0 , 000 000 04 |
Sonne |
8 Lichtminuten |
0 , 000 020 00 |
Pluto |
5,3 Lichtstunden |
0 , 000 600 00 |
Nächster Stern (Alpha Centauri) |
4,3 Lichtjahre |
4 , 300 000 00 |
Zentrum der Milchstraße |
30 000 Lichtjahre |
30 000 , 000 000 00 |
Nächste große Galaxie (Andromedanebel) |
2,3 Millionen Lichtjahre |
2 300 000 , 000 000 00 |
Zentrum des nächsten Galaxienhaufens (Virgo-Haufen) |
65 Millionen Lichtjahre |
65 000 000 , 000 000 00 |
Ende des sichtbaren Universums |
13,7 Milliarden Lichtjahre |
13 700 000 000 , 000 000 00 |
(MM)
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