<sect1 id="ai-cosmicdist">
<sect1info>
<author
><firstname
>Akarsh</firstname
> <surname
>Simha</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Kosmische Entfernungsleiter</title>
<indexterm
><primary
>Kosmische Entfernungsleiter</primary
></indexterm>
<para
>Die kosmische Entfernungsleiter beschreibt die Abfolge der verschiedenen Methoden, die Astronomen zur Messung von Entfernungen der Objekte im Himmel verwenden. Einige Methoden wie die <link linkend="ai-parallax"
>Parallaxe</link
> funktionieren nur für nahe Objekte, andere Methoden wie die <firstterm
>Kosmologische Rotverschiebung</firstterm
> nur für weit entfernte Galaxien. So werden verschiedene Methoden angewendet, jede für einen bestimmten Gültigkeitsbereich. Daher entstand der Begriff der Himmelsleiter. </para>
<sect2>
<title
>Direkte Messungen</title>
<para
>Die erste Stufe auf dieser Leiter besteht aus Objekten, deren Entfernungen direkt gemessen werden können, wie zum Beispiel der Mond, siehe <ulink url="http://de.wikipedia.org/wiki/LLR"
>Lunar Laser Ranging</ulink
>. Die gleiche Technik wird mit Radiowellen für die Entfernungsmessung von Planeten benutzt. </para>

<para
>Für nahe Sterne kann die <link linkend="ai-parallax"
>Parallaxe</link
> gemessen und zur Berechnung der Entfernung zum Stern verwendet werden. </para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Standardkerzen</title>
<para
>„Standardkerzen“ sind Objekte, deren wahre Helligkeiten genau bekannt sind. Die leicht zu messende scheinbare <link linkend="ai-magnitude"
>Magnitude</link
> gibt an, wie hell ein Objekt erscheint, nicht wie hell es tatsächlich leuchtet. Entfernte Objekte erscheinen weniger hell, da Ihr Licht über einen größeren Bereich verteilt wird. </para
><para
>In Einklang mit dem <firstterm
>Invers-Quadratischen-Gesetz</firstterm
> der Lichtintensität nimmt die Menge des Lichts, das von einem Objekt ausgesendet wird, mit dem Quadrat der Entfernung ab. Daher kann die Entfernung eines Objekts berechnet werden, wenn sowohl die tatsächliche Helligkeit (absolute Magnitude „M“) wie auch die scheinbare Helligkeit (scheinbare Magnitude „m“) hier auf der Erde bekannt sind. Dann kann das <firstterm
>Entfernungs-Modul</firstterm
> wie folgt definiert werden: </para
><para
>Entfernungs-Modul = M - m = 5 log<subscript
>10</subscript
> d - 5 </para
><para
>Hier ist „d“ die Entfernung gemessen in <link linkend="ai-parallax"
>Parsec</link
>. </para>
<para
>Für diese besonderen „Standardkerzen“-Objekte gibt es andere Möglichkeiten, Ihre tatsächliche Helligkeit zu ermitteln und dadurch deren Entfernung zu berechnen. </para>
<para
>In der Astronomie werden häufig folgende „Standardkerzen“ verwendet: <itemizedlist>

<listitem
><para
>Cepheiden: Eine Gruppe von periodischen veränderlichen Sternen, deren periodische Pulsation mit der Leuchtkraft zusammenhängt.</para
></listitem>

<listitem
><para
>RR-Lyrae-Sterne: Eine weitere Art pulsationsveränderlicher Sterne mit einer bekannten Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft.</para
></listitem>

<listitem
><para
>Supernovae vom Typ Ia: Diese Supernovae haben eine gut definierte Leuchtkraft als Ergebnis der physikalischen Vorgänge in ihren Inneren und können daher als „Standardkerzen“ benutzt werden.</para
></listitem>

</itemizedlist>
</para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Andere Methoden</title>
<para
>Es gibt noch viele andere Methoden zur Berechnung der Entfernungen. Einige beruhen auf den physikalischen Vorgängen in Sternen, wie zum Beispiel der Beziehung zwischen Leuchtkraft und Farbe für verschiedene Arten von Sternen. Sie wird üblicherweise in einem <firstterm
>Hertzsprung-Russel-Diagramm</firstterm
> dargestellt. Für Sternhaufen gibt es Verfahren wie die <firstterm
>Bewegungssternhaufenmethode (Sternstromparallaxe)</firstterm
> und die <firstterm
>Hauptsequenz-Methode mit dem Hertzsprung-Russell-Diagramm</firstterm
>. Die <firstterm
>Tully-Fisher-Beziehung</firstterm
> beschreibt einen Zusammenhang der Rotationsgeschwindigkeit von Spiralgalaxien mit ihrer Leuchtkraft und kann zur Entfernungsberechnung benutzt werden, da die Rotation einer Galaxie mit der <firstterm
>Doppler-Verschiebung</firstterm
> leicht gemessen werden kann. Der Abstand zu weit entfernten Galaxien kann durch die Messung der <firstterm
>kosmischen Rotverschiebung</firstterm
> bestimmt werden. Dies ist die Rotverschiebung des Lichts von weit entfernten Galaxien, die auf Grund der Ausdehnung des Universums entsteht. </para>
<para
>Weitere Informationen finden Sie in der englischen Wikipidia im Artikel <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder"
>Cosmic Distance Ladder (Kosmische Entfernungsleiter)</ulink
>. </para>
</sect2>
</sect1>
