Vom Sonnensystem zu den Quasaren - UrsusMajor

Vom Sonnensystem zu den Quasaren
4 Fachbegriffe und Theorie
Hier folgt ein kurzer Theorieblock mit einigen Erläuterungen zu den im Text verwendeten,
und dort nicht näher erklärten Begriffen. Für weiterführende Informationen verweise ich
auf einschlägige Fachbücher, sowie das Internet (siehe Literaturverzeichnis).
4.1 Distanzen
Distanzen werden in der Astronomie meist in Lichtjahren [Lj] angegeben. Dies ist die unvorstellbar
lange Strecke, welche das Licht mit einer Geschwindigkeit von 300'000 km/s in
einem Jahr zurücklegt. Kleinere Distanzen werden oft auch in Lichtminuten und Lichtsekunden
angegeben. Oft sieht man Entfernungsangaben in Astronomischen Einheiten [AU].
Eine AU entspricht der mittleren Entfernung Erde-Sonne (ca. 150 Mio. km).
Eine weitere gebräuchliche Entfernungseinheit ist die Parallaxensekunde (parsec oder pc).
Ein parsec ist die Distanz, in welcher der Radius der Erdbahn um die Sonne unter dem Winkel
von einer Bogensekunde erscheint. 1 pc = 3,26 Lj.
Innerhalb unseres Sonnensystems sind die meisten Distanzen mit sehr hoher Genauigkeit
bekannt. Ausserhalb jedoch, ab ca. 20 Lj, waren bis vor kurzem Differenzen von 20 - 30%
normal. Auffällig ist dies auch in verschiedenen Publikationen über den intergalaktischen
Raum, wo z.B. für die gleiche Galaxie Distanzen zwischen 25 – 40 Millionen Lj zu finden
sind. Mit Hilfe des Astrometriesatelliten Hipparchos konnte hier Ende der 90er Jahre, vorwiegend
für Distanzen bis zu einigen hundert Lj, die Genauigkeit erhöht werden. Tendenziell
mussten die Distanzwerte nach oben korrigiert werden. Diese Ergebnisse sind jedoch
noch umstritten. Trotzdem habe ich für die vorgestellten Objekte die Distanzen aus dem
Karkoschka Himmelsatlas übertragen, welcher die neuesten Hipparchos Daten enthält
(siehe Literaturverzeichnis).
4.2 Scheinbare und absolute Helligkeit der Objekte
Die scheinbare Helligkeit astronomischer Objekte wird in Grössenklassen angegeben, welche
mit einem hochgestellten kleinen m oder mit mag (lateinisch magnitudo) bezeichnet
wird. Die Skala beginnt bei der 0. Grössenklasse mit dem Referenzstern Wega im Sternbild
Leier (0.0 m ). Mit zunehmender Grössenklasse nehmen die Helligkeiten im logarithmischen
Massstab ab, angepasst an das Helligkeitsempfinden des Auges. Ohne Hilfsmittel und mit
gesundem Auge können bei guten Bedingungen noch Objekte 6. Grösse gesehen werden.
Für das 8 Zoll Teleskop liegt die Grenze bei ungefähr der 14. Grössenklasse. Da es auch einige
hellere Sterne und Planeten als 0. Grössenklasse gibt, werden diese mit negativem
Vorzeichen versehen. Sirius hat z.B. die Helligkeit -1.6 m .
Bei bekannter Distanz von der Erde ist es nun möglich, die absolute Leuchtkraft (Strahlungsleistung)
der Sterne zu bestimmen und mit derjenigen der Sonne zu vergleichen. Diese
sog. Absolute Helligkeit ist die Grössenklasse, mit welcher ein Stern im Abstand von
10 parsec oder ca. 32 Lj, dem Beobachter erscheinen würde. Dieser Wert wird mit einem
hochgestellten grossen M gekennzeichnet. Die Sonne wäre aus dieser Distanz nur noch ein
Stern 5. Grösse (genauer 4.83 M ), d.h. knapp über der Sichtbarkeitsgrenze mit blossem Auge
bei „mittelprächtigen“ Sichtbedingungen auf der Erde. Wenn die absolute Helligkeit eines
Sternes bekannt ist (z.B. durch Bestimmung der Spektralklasse, siehe 4.8), kann durch
Vergleich mit seiner scheinbaren Helligkeit dessen Entfernung abgeschätzt werden.
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