Mit dem Vergleich der ausgesandten (absolute Helligkeit M) zu ankommenden (scheinbare Helligkeit m) haben wir ein grundlegendes Verfahren kennengelernt.
Bevor wir in die Tiefen des Universums aufbrechen und ganz andere Problm kennenlernen möchte ich andere Methoden zusammenstellen, mit denen man Entfernungen innerhalb der Galaxis vermessen kann:
- RR - Lyr -Sterne (siehe früherer Plot)
- Sterndigramme: trägt man für die Sterne eines Sternhaufens die scheinbare Helligkeit der Sterne gegen die Farbe oder Temperatur auf, so liegen die meisten Sterne auf einer Linie, der Hauptreihe, deren absolute Lage man kennt. Aus dem Vergleich zwischen dieser theoretischen Hauptreihe und der beobachteten kann man die Entfenrung des Sternhaufens bestimmen.
- Spektroskopische Parallaxe: Aus dem Spektrum bestimmt man Temperatur und Leuchtkraft (absolute Helligkeit) des Sternes. Durch den Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit erhält man den Abstand.
- Sternstromparallaxe: Annahme, die Sterne eines Haufens bewegen sich schräg zu uns gemeinsam in eine Richtung. Aus der Verschiebung am Himmel (Eigenbewegung) und der Bewegung von uns weg (Radialbewegung, Dopplereffekt) kann man die Entfernung berechnen, wenn man die Richtung der Bewgung kennt. Da die parallelen Sternbahnen wie Eisenbahnschienen scheinbar zusammenlaufen, ist die Bestimmung dieses Konvergenzpunktes durchaus möglich.
Im nächsten Plot kommt der große Schritt über die Galaxis hinaus.
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