Gerade erst wurde bei Ludmila darüber diskutiert, ob die Begutachtungsmethoden wissenschaftlicher Artikel geändert werden und vielleicht direkt durch die Leser durchgeführt werden sollten.

Und da dachte ich mir, ich probiere das hier gleich mal aus und lasse meine Leserinnen und Leser eine meiner Arbeiten begutachten. Es handelt sich allerdings nicht um eine wissenschaftliche Arbeit, sondern um eines der Projekte, die ich im Rahmen meiner Tätigkeit für das europäische virtuelle Observatorium EURO-VO durchführe. Wie ich schon mal beschrieben habe, geht es dabei darum, astronomische Daten für Forscher und Öffentlichkeit zugänglich zu machen. Ich möchte nun probieren, Lehrer davon zu überzeugen, dass es durchaus sinnvoll und lehrreich sein kann, die astronomischen Daten aus den virtuellen Observatorien direkt im Schulunterricht einzusetzen. Dabei lassen sich einerseits grundlegende physikalisch-astronomische Konzepte vermitteln und andererseits lernen die Schüler den Umgang mit echten wissenschaftlichen Daten.

Ich bastel nun gerade also an verschiedenen Projekten, bei denen man die Daten und Methoden der virtuellen Observatorien einsetzen kann. Eines davon ist mehr oder fertig, und das will ich hier jetzt präsentieren: Wie kann man die in den Datenbanken vorhandenen astronomischen Aufnahmen und Messungen benutzen, um die Entfernung zur Andromedagalaxie zu bestimmen?

Vielleicht hat ja jemand Lust, und möchte das mal selbst ausprobieren? Das Projekt sollte eigentlich so aufgebaut sein, dass man es ohne Erfahrungen in Sachen virtueller Observatorien bearbeiten kann. Ansonsten würde ich mich auch über alle anderen Anregungen oder Verbesserungsvorschläge freuen (Das ganze Projekt kann man auch als pdf-Datei hier runterladen: Projekt M31.pdf)


Wie
weit ist die Andromeda-Galaxie entfernt?
Ein Beispiel für die Benutzung virtueller Observatorien

i-6d7ecbd2bd2c6cb02c0bd5d3b6713b32-m31-thumb-500x461.jpg

1) Überblick zur Entfernungsbestimmung

Die Entfernung zu anderen Himmelskörpern zu bestimmen, ist keine leichte Aufgabe. Bei sehr nahen Objekten wie dem Mond oder einigen Planeten ist es noch relativ einfach. Dorthin kann man Radarsignale senden und messen, wie lange es dauert, bis sie vom Planeten abprallen und wieder zurück zur Erde reflektiert werden. Aus dieser Zeit kann man dann leicht den Abstand berechnen. Auch bei nahen Sternen lässt sich der Abstand mittlerweile recht gut bestimmen: Dazu benutzt man die Parallaxenmethoden. Da sich die Erde im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne bewegt, befindet sie sich zu verschiedenen Zeiten im Jahr an verschiedenen Stellen ihrer Umlaufbahn. Wird nun von der Erde aus ein naher Stern beobachtet, dann scheint er sich, je nach Position der Erde, an einem geringfügig anderen Ort am Himmel zu befinden (Den gleichen Effekt erhält man, wenn man den Daumen der ausgestreckten Hand mal mit dem einem, mal mit dem anderen Auge ansieht. Der Daumen scheint vor dem Hintergrund hin und her zu springen). Aus dieser Positionsverschiebung lässt sich mit ein wenig Trigonometrie leicht die Entfernung des Sterns bestimmen.

Doch bei fernen Objekten wird die Entfernungsbestimmung ungleich schwieriger. Wir können ja von der Erde aus nur die scheinbare Helligkeit der Sterne bestimmen – wie hell sie wirklich sind, lässt sich auf den ersten Blick nicht sehen. Ein kleiner, eigentlich schwach leuchtender Stern der sich in der Nähe der Erde befindet kann für uns am Himmel genauso aussehen wie ein großer, stark leuchtender Stern, der weit entfernt ist.

Dieses Problem der Entfernungsbestimmung hatte man zu Beginn des 20. Jahrhunderts immer noch nicht gelöst. Damals war man besonders daran interessiert, herauszufinden, wie weit die so genannten “Nebel” entfernt waren. Man hatte in den Jahrzehnten davor festgestellt, dass sich überall am Himmel schwach leuchtende, verschwommen aussehende, nebelförmige Objekte befanden. Manche Astronomen waren der Meinung, dass es sich dabei um Gaswolken handelt, die sich innerhalb unserer Milchstraße befinden. Diese Astronomen glaubten auch, dass sich alle Himmelskörper innerhalb der Milchstraßen-Galaxie befinden und diese unser ganzes Universum darstellt. Andere Astronomen waren der Ansicht, bei den Nebelflecken handelt es sich um enorm weit entfernte, eigenständige Galaxien. Demnach wäre das Universum sehr viel größer als unsere Milchstraße und wäre von unzähligen anderen Galaxien bevölkert.

Ohne die Entfernung zu diesen Nebeln bestimmen zu können, war es allerdings nicht möglich, diese Frage zu beantworten. Das änderte sich, als die Astronomin Henrietta Swan Leavitt 1912 eine spezielle Gruppe von Sternen untersuchte: die Cepheiden. Das sind Sterne, deren Helligkeit sich periodisch im Verlauf einiger Tage ändert. Leavitt fand heraus, dass die Periode der Helligkeitsschwankungen mit der wirklichen Helligkeit (nicht der scheinbaren, die wir von der Erde aus sehen können) zusammenhängt. Kennt man also die Periode der Helligkeitsänderung P (und die lässt sich leicht beobachten), kann man die wahre Helligkeit M nach folgender Formel bestimmen:

M = -1,43 – 2,81 * log (P)

Hier wird die Periode P in Tagen gemessen und die Helligkeit M in Magnituden.
Nun weiß man, wie hell der Stern wirklich ist und man kann beobachten kann, wie hell der Stern uns von der Erde aus gesehen erscheint (das ist seine scheinbare Helligkeit m). Jetzt lässt sich daraus leicht bestimmen, wie weit er entfernt sein muss.
Die Formel dafür nennt man Entfernungsmodul und sie lautet:

m – M = -5 + 5 log r

m und M werden hier wieder in Magnituden angegeben und die Entfernung r in Parsec. Ein Parsec entspricht einer Entfernung von 3,262 Lichtjahren bzw. circa 31 Billiarden Kilometern.
1923 schaffte es der Astronom Edwin Hubble dann, Cepheiden im Andromedanebel zu beobachten. Mit der Beziehung zwischen Periode und Helligkeit war er imstande, die Entfernung zu berechnen. Es stellte sich heraus, dass es sich dabei tatsächlich um ein Objekt handelt, dass sich außerhalb der Milchstraße befindet und eine eigenständige Galaxie darstellt!

2) Berechnung der Entfernung zur Andromeda-Galaxie mit Aladin

Um die Entfernung der Andromeda-Galaxie mit dem Program Aladin (kann hier runtergeladen bzw. online benutzt werden) zu bestimmen, muss zuerst nach entsprechenden Beobachtungsdaten gesucht werden. Um die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung auszunutzen, werden Daten für die Perioden von Cepheiden in der Andromedagalaxie benötigt. Um diese zu finden, wird eine Suche in den vorhandenen Katalogen gestartet:
 
Datei -> Öffnen -> rechts unter “Katalogserver”, “All ViZier” wählen.

Als “Ziel” gibt man hier natürlich “Andromeda” ein (oder die zugehörige Messier-Nummer “M31“). Da wir noch nicht wissen, in welchen Katalog die gesuchten Daten zu finden sind, ist es am besten, über die Schlagwort-Suche nach allen Katalogen zu suchen, die Daten über Cepheiden enthalten. Dazu gibt man im entsprechenden Feld das Suchwort “Cepheid” ein. Mit einem Klick auf “Absenden” wird die Suche gestartet:

i-40a80a30ca091e922db7bab0aa409f33-bild1-thumb-500x351.jpg

Als Resultat erhalten wir drei Kataloge:

i-51faed133e43be749f17bedd727120b0-bild2-thumb-500x412.jpg

Im Feld “Description” sind weitere Informationen zu den Katalogen enthalten.

Wir wählen den aktuellsten Katalog aus dem Jahr 2003 aus. Im Hauptfenster von Aladin sehen wir nur die Position der im Katalog enthaltenen Objekte; rechts im “Stapel” von Aladin erkennt man das zugehörige Symbol des Katalogs „J.A+A.402.113″.

i-f259df275cd89182bdde2b03c847bc94-bild3-thumb-500x360.jpg

Im nächsten Schritt wollen wir die Katalogdaten genauer betrachten. Dazu wählen wir aus der Werkzeugleiste (links neben dem Stapel) das Werkzeug “wahl” und markieren alle Cepheiden. Im Meßfenster (unter dem Hauptfenster) erscheinen nun die einzelnen Katalogeinträge.

i-68d850474b025d13408c0ab17f0097e1-bild4-thumb-500x363.jpg

ID” ist die Bezeichnung des Sterns; “RAJ2000” und “DEJ2000” geben die Rektaszension und Deklination der Cepheiden an, also deren Position am Himmel. “Rcmag” und “Icmag” sind die scheinbaren Helligkeiten der Sterne, gemessen mit verschiedenen Filtern. Mit “DeltaRc” wird die Fehlergrenzen der Helligkeitsmessung angegeben. “Age” ist das Alter der Sterne und unter “IcFile” und “RcFile” sind die detaillierten Messkurven für die Helligkeiten verlinkt. Die Spalte, die uns hier besonders interessiert, ist mit “Per” überschrieben und gibt die Periode der Helligkeitsänderung an.

Betrachtet man die komplette Liste, dann sieht man, dass die Periode nicht für alle Sterne gemessen werden konnte. Um die Daten übersichtlicher zu gestalten, wollen wir nun einen Filter definieren, der nur diejenigen Cepheiden anzeigt, für die Periodenmessungen vorliegen.

Dazu öffnet man das Aladin-Modul, mit dem sich neue Filter definieren lassen:

Katalog -> Einen neuen Filter erzeugen

Wir wechseln in den “Modus für Fortgeschrittene” und wählen unter “Spalten” die entsprechende Spalte “Per” aus unsere Katalog aus. Die Bezeichnung ${Per} wird im Filter-Fenster angezeigt. Wir wollen nur die Einträge sehen, die einen Wert enthalten und nicht leer sind. Also spezifizieren wir: ${Per} > 0. Um die so gefilterten Einträge auch wieder anzuzeigen, modifizieren wir den Filter noch wie folgt: ${Per} > 0 {draw}.

i-cbf082715765caf4e30230c4ba1b3eeb-bild5-thumb-500x460.jpg

Mit “Übernehmen” wird der Filter aktiviert und im Stapel als neues Symbol angezeigt.

Es werden nun nur noch die Cepheiden angezeigt, für die Perioden im Katalog vorhanden sind. Für diese 25 Sterne kann nun mit der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung zuerst die absolute Helligkeit M berechnet werden und in Folge ihre Entfernung. Zur Berechnung der absoluten Helligkeit erstellt man eine neue Katalogspalte:

Katalog -> Eine neue Spalte hinzufügen

Im Spaltenrechner geben wir nun zuerst einen Namen für die neue Spalte an. Da die absolute Helligkeit traditionell mit dem Buchstaben “M” bezeichnet wird, bietet es sich an, auch die Spalte “M” zu nennen. UCD und Einheit können, müssen aber nicht spezifiziert werden (M wird in Magnituden bzw. mag gemessen). Nun muss noch spezifiziert werden, wie die neue Spalte berechnet wird. Im Feld “Ausdruck” geben wir daher nun die Formel für die Perioden-Leuchtkraftbeziehung ein.

i-67e5158b493b3a9bb5cb3b4a5c3ce3ac-bild6.jpg

Die Namen der einzelnen Spalten können hier direkt aus dem Menü unter dem Feld übernommen werden; ebenso Rechenoperatoren und mathematische Funktionen. Der korrekte Ausdruck lautet:

-1.43 – 2.81 * log(${Per})

Mit einem Klick auf “Neue Spalte hinzufügen” werden die Werte berechnet und im Meßfenster angezeigt. Aus diesen Werten für die absolute Helligkeit lässt sich nun die Entfernung der Cepheiden bestimmen. Dazu erzeugt man wieder eine neue Spalte, diesmal mit der Formel für den Entfernungsmodul. Die Entfernung r (in Parsec) ist gegeben durch

r = 10^((m-M+5)/5)

Für die scheinbare Helligkeit m wählt man am besten die Spalte Icmag aus dem Katalog. Der Ausdruck für den Spaltenrechner lautet dann

10^((${Icmag} – ${M} + 5)/5)

Will man die Entfernung nicht in Parsec sondern in Lichtjahren haben, dann muss der obige Ausdruck noch mit 3,26 multiplizieren:

(10^((${Icmag} – ${M} + 5)/5))*3.26

Wir erhalten für die Entfernung Werte zwischen 1.7 und 3.8 Millionen Lichtjahren.
 
Natürlich ist so eine simple Analyse recht ungenau. Um exakte Werte zu erhalten, müssen auch die Konstanten in der Formel für die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung exakt auf die ausgewählten Filter, die für die Helligkeitsmessung verwendet wurden, abgestimmt werden.
Berechnet man allerdings einen Mittelwert der Entfernungen, erhält man ein sehr realistisches Ergebnis: Die Andromedagalaxie ist etwa 2.5 Millionen Lichtjahre entfernt. Der wahre Wert beträgt 2.52 +/- 0.14 Millionen Lichtjahre.

3) Berechnung der Entfernung zur Andromedagalaxie mit ViZieR

Aladin ist ein Programm, dass den Zugriff auf verschiedenste Kataloge und Beobachtungsdaten ermöglicht. Zusätzlich stellt es Werkzeuge zur Verfügung, um diese Daten zu bearbeiten und zu analysieren. Es ist aber auch möglich, direkt auf die Originalquellen der Daten zuzugreifen.

Dazu kann man z.B. ViZieR benutzen – eine Online-Datenbank des Centre de Données astronomiques de Strasbourg: https://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR

Das Eingabeformular ähnelt dem von Aladin. Auch hier gibt man im Feld „Target Name” Andromeda ein und im Feld für die Schlagwörter “Cepheid“. Bei diesem Formular ist außerdem darauf zu achten, den Suchradius („Target Radius”) groß genug zu wählen, um ausreichend Cepheiden in der Andromedagalaxie zu erfassen (20 Bogenminuten ist ein vernünftiger Wert). Mit einem Klick auf „Find Data” wird die Suche gestartet:

i-f040b46b67acefd73a96639a22d6a6d6-viz1-thumb-500x266.jpg

Es werden nun alle gefundenen Kataloge mit Cepheiden in der Andromedagalaxie angezeigt; gleich als erstes der schon bekannte Katalog aus dem Jahr 2003.

i-2ab91d94b85e8d6f98b7546210ac1f25-viz2-thumb-500x419.jpg

Mit einem Klick auf die zugehörige Schaltfläche „J/A+A/402/113/table4″ können wir diesen Datensatz weiter bearbeiten.

Im nun angezeigten Menü können wir auswählen, welche Daten des Katalogs angezeigt werden sollen. Für die Entfernungsbestimmung benötigen wir nur die Helligkeiten und Perioden der Cepheiden. Wir entfernen also die Häkchen im Bereich „Output preferences for Position” bei „r” und „Position“. Außerdem werden die Häkchen bei „RAJ2000″, „DEJ2000″, „DeltaRc”, „Age”, „IcFile” und „RcFile” entfernt.

i-78e37aaaf9314d62ee0f463f6095c902-viz3-thumb-500x530.jpg

Ein Klick auf „Submit Query” startet die Bearbeitung.

Nun wird die bereinigte Tabelle angezeigt, die nur noch die Spalten für die Helligkeiten und Perioden der Cepheiden enthält. Im Menü „Output Layout” kann nun die Darstellung der Daten an die gewünschte Weiterverarbeitung ausgewählt werden.

i-515ffd3ceecf34fa91a97685ea4459db-viz4-thumb-500x538.jpg

In diesem Fall bietet es sich an, den Punkt „Tab seperated values” zu wählen. In diesem Format kann die Tabelle direkt in Kalkulationsprogramme wie Excel übernommen werden. Dort können dann die entsprechenden Berechnungen zur Entfernungsbestimmung (so wie im letzten Abschnitt beschrieben) durchgeführt werden.

4) Ein Bild der Andromedagalaxie

Auch wenn es für die Entfernungsbestimmung nicht nötig war, eine Aufnahme der Andromedagalaxie zu betrachten, ist dies mit virtuellen Observatorien natürlich möglich.

Dazu öffnen wir in Aladin die Suchmaske für die Bilderdatenbank:

Datei -> Öffnen…

Unter Ziel wird wieder „Andromeda” eingeben; ein Klick auf „Absenden” startet die Suche. Es werden nun alle in der Datenbank enthaltenen Aufnahmen angezeigt, auf denen die Andromedagalaxie zu sehen ist.

i-a41a9e65d383793012ddca988faa2446-ala1-thumb-500x561.jpg

Ein Klick auf einen Eintrag zeigt detaillierte Informationen zur jeweiligen Aufnahme.

Es können nun beliebig viele Bilder ausgewählt werden. Ein Klick auf „Absenden” lädt die Bilder in den Stapel von Aladin, wo sie angezeigt werden.

Allerdings sind diese Bilder nur in Schwarz-Weiß. Da die astronomischen Aufnahmen immer  nur in einem bestimmten Wellenlängenbereich gemacht werden, fehlt vorerst die Farbinformation. Um ein farbiges Bild der Andromedagalaxie zu erhalten, müssen erst Aufnahmen aus verschiedenen Wellenlängenbereichen rechnerisch kombiniert werden. Das funktioniert mit der Schaltfläche „rgb” in der Werkzeugleiste. Im folgenden Menü gibt man drei bzw. zwei Bilder an, die mit einem Rot- bzw. Grün- oder Blau-Filter aufgenommen werden. Aladin berechnet daraus dann automatisch ein Farbbild.

Am einfachsten findet man Aufnahmen im passenden Wellenlängenbereich im DSS-Katalog (Digital Sky Survey). Dazu wird wieder die Bilderdatenbank geöffnet:

Datei -> Öffnen…

Diesmal wählen wir aus der Liste der Bilderserver (rechts) den Eintrag „DSS” aus (und dann einen der dort angezeigten Server). In der Suchmaske wird bei Ziel wieder „Andromeda” eingegeben. Unter dem Punkt „Sky Survey” kann nun der Wellenlängenbereich („DSS2-red” oder „DSS2-blue“) gewählt werden.

i-723ff2b75da8f974810ae3c3816aa1e9-ala2-thumb-500x434.jpg

Um einen ausreichend großen Ausschnitt der Galaxie zu sehen, sollten für den Bildausschnitt („Height”, „Width”) mindestens 50 Bogenminuten gewählt werden.  Sobald die Bilder in den Stapel geladen wurden, kann mit einem Klick auf die „rgb“-Schaltfläche das Farbbild erstellt werden.

Bei „Rot” wird hier das rote DSS-Bild ausgewählt, bei „Blau” das blaue (ein grünes Bild wird weggelassen). Ein Klick auf „Erstellen” erzeugt das Farbbild.

i-f9a2098f3ef6fca87a07aae1b2a2d8ea-ala3.jpg

Im Stapel von Aladin wird nun ein Farbbild der Andromedagalaxie angezeigt.

5) Anregungen für weitere Untersuchungen

Für die Berechnung der Entfernung der Andromedagalaxie war die Formel für die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung von zentraler Bedeutung. Die hier angegebene Formel ist allerdings nur eine von vielen Versionen. Der Zusammenhang zwischen Periode und Leuchtkraft bei Cepheiden basiert auf dem sg. Kappa-Mechanismus der wiederum von der Metallizität der Sterne abhängt. Die Metallizität gibt an, wie viel Prozent eines Sterns nicht aus Wasserstoff und Helium bestehen. Da nun jeder Stern eine andere Metallizität hat (und bei Sternen verschiedenen Alters und Populationen können sich die Werte deutlich unterscheiden) ist auch der Zusammenhang zwischen Periode und Leuchtkraft nicht für alle Sterne identisch. Zusätzlich hängt die Beziehung auch immer davon ab, in welchen Wellenlängenbereich man die Helligkeit der Sterne misst.

In Lehrbücher oder Online (z.B. bei der Literaturdatenbank ADS, erreichbar unter   https://adsabs.harvard.edu/, kann recherchiert werden, welche Formeln in der Literatur existieren, und wie sie sich unterscheiden. Wie wirken sich die unterschiedlichen Formeln auf das Ergebnis aus? 


Das ganze Projekt kann man auch als pdf-Datei hier runterladen:

Projekt M31.pdf

Kommentare (8)

  1. #1 Gluecypher
    26. Februar 2009

    Wow, langer, sehr interessanter Post. Aber was mich ja immer ein wenig stört ist folgendes: diese Enfernungsbestimmungen sind mit enormen Fehlern behaftet, im obigen Fall 5,5%. Wenn man jetzt annimmt, dass dieser Fehler für Objekte mit zunehmender Entfernung mit Sicherheit nicht geringer wird (egal, welche Methode man jetzt für wirklich große Enfernungen benutzt i.e. Rotverschiebung etc) und andererseits aber die Helligkeit von Typ 1 Supernovae dazu verwendet, die Ausdehnungsgeschwindigkeit des Universums zu messen, wie sicher ist man, dass das keine Artefarkte aus der Messung selbst sind i.e. “Rauschen”? Denn die Kurve, die ich von der Messung gesehen habe war mit Error-Bars versehen, in die man ziemlich viele Kurven hätte fitten können, unter anderem auch jene, welche die Authoren reingelegt haben. Und welche anderen Hinweise hat man, um diese Messungen zu verifizieren? Hast Du da mal ein paar links oder weiterführende Literatur?

  2. #2 florian
    26. Februar 2009

    @Gluecypher: Also den Fehler in dieser Arbeit darf man nicht so tragisch nehmen. Hier wurde ja wirklich mit den simpelsten Methoden gearbeitet. In der “echten” Forschung geht das schon noch genauer.

    Zu den Methoden der Beobachter, ihre Kurven zu fitten, kann ich als Theoretiker im Moment nicht viel sagen. Aber erfahrungsgemäß wissen die, was sie tun und können aus den Daten ziemlich viel rausholen, auch wenns auf den ersten Blick nicht so aussieht. (Beobachtende) Astronomie ist ja im Prinzip nichts anderes, als herauszufinden, wie man aus tendentiell miesen Daten trotzdem noch was vernünftiges rausholen kann 😉

    Ich schau aber mal, vielleicht finde ich noch was. Wenn du es ganz genau wissen willst, dann findest du aber sicher bei ADS haufenweise Facharbeiten zum Thema.

  3. #3 Ret
    16. April 2013

    was mich wahnsinnig fasziniert, sind die formeln. woher hat man die u weiß, dass sie stimmen? zb. das verhältnis zwischen wahrer magnitude u periode. ist ja nicht so, dass man schnell hinfliegen ksnn u mal nachschaun.

  4. #4 Florian Freistetter
    16. April 2013

    @rEt naja das ist halt eine empirische Formel. Wenn man sich die Perioden und die Helligkeiten anschaut dann sieht man genau diesen Zusammenhang. Denn man mittlerweile auch durch theoretische Überlegungen begründen kann weil man weiß wie veranderliche Sterne funktionieren.

  5. #5 Alderamin
    16. April 2013

    @Ret

    Man hat sich langsam die Entfernungsleiter hochgearbeitet. Für die nächsten Sterne kann man die Entfernung per Parallaxe messen (der Stern wackelt vor dem Hintergrund hin- und her, wenn die Erde sich von einer Seite der Sonne zur gegenüberliegenden bewegt).

    Auf größere Entferung konnten dann z.B. die Bewegungen von Sternen in offenen Sternhaufen benutzt werden, um deren Entfernung zu bestimmen. Daran und an beobachteten Doppelsternen, deren Entfernung gemessen wurde, konnte man wiederum die Helligkeit von Sternen je nach Spektralklasse kalibrieren.

    Dies führt dann in die Entfernung von periodischen Veränderlichen (Cepheiden). Davon hat Henrietta Leavitt eine Reihe in der Großen Magellanschen Wolke beobachtet, die in etwa alle gleich entfernt sind. Mit der Entfernung der Magellanschen Wolke folgt dann die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, die bis in den Andromeda-Nebel reicht (und heute noch weiter).

    Seit dem Astrometrie-Satelliten Hipparcos gelang es, die Entfernung von Cepheiden direkt per Parallaxe zu messen und damit wurde diese Skala sehr viel genauer. An der Cepheiden-Skala konnte mit dem Hubble-Teleskop wiederum die Skala eines bestimmten Supernova-Typs (Ia) kalibriert werden, mit dem man schließlich die Rotverschiebung der Galaxien kalbrieren konnte. Und somit kann man heute Entfernungen bis an den Rand des sichtbaren Universum bestimmen.

    Siehe auch https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder

  6. #6 Von Miller
    22. November 2016

    Was mich interessieren würde, ist, wie denn die gute Frau Leavitt herausfand, dass die Periode der Helligkeitsschwankungen mit der wirklichen Helligkeit zusammenhängt.

  7. #7 klauszwingenberger
    22. November 2016

    @ Von Miller:

    Indem sie eine Stufe auf der Entfernungsleiter herunterstieg.

    Die hellsten Cepheiden lagen schon zur Zeit von Frau Leavitt gerade so im Bereich der Parallaxen-Methode. Die liefert über geometrisch messbare Winkel, die optisch messbaren scheinbaren Helligkeiten und den (das?) Entfernungsmodul absolute Leuchtkraftdaten (die “wirkliche Helligkeit”).

  8. #8 Alderamin
    22. November 2016

    @Von Miller

    Streng genommen hat Frau Leavitt zunächst nur eine Beziehung der Entfernung der Kleinen Magellanschen Wolke zu anderen Cepheiden aufgestellt. Aus dem englischen Wikipedia-Artikel:

    In 1908, the results of her study were published, which showed that a type of variable star called a “cluster variable”, later called a Cepheid variable after the prototype star Delta Cephei, showed a definite relationship between the variability period and the star’s luminosity. This important period-luminosity relation allowed the distance to any other cepheid variable to be estimated in terms of the distance to the SMC. Hence, once the distance to the SMC was known with greater accuracy, Cepheid variables could be used as a standard candle for measuring the distances to other galaxies.

    Wie weiter im Text zu lesen ist, ermittelte Ejnar Hertzsprung die Entfernung einiger näherer Cepheiden und ermöglichte so die absolute Kalibrierung von Leavitts Perioden-Leuchtkraftbeziehung. Ich nehme an, Hertzsprung nutzte dabei Cepheiden in Sternhaufen oder Mehrfach-Systemen, deren Entfernung anhand der Spektralklasse von dort enthaltenen Hauptreihensternen abgeschätzt werden konnte. So viel ich weiß, gibt es keinen Cepheiden, der im Bereich damals schon bestimmbarer trigonometrischer Parallaxenmessungen liegt.

    Die Cepheidenskala war lange Zeit um den Faktor 2 unsicher, die Andromeda-Galaxie machte noch in den 70-Jahren einen großen Satz von 1,7 Millionen auf 2,5 Millionen Lichtjahre Entfernung, als man entdeckte, dass es 2 Klassen von Cepheiden mit einer Größenklasse Helligkeitsunterschied gibt.

    Mittlerweile basiert die Cepheidenskala auf Messungen trigonometrischer Parallaxen naher Cepheiden durch den Astrometrie-Satelliten HIPPARCOS und sie ist sehr gut kalibriert.