Messung der Entfernung von Sternen

halbwissen

Aktives Mitglied
Hallo zusammen,

ich habe da mal wieder eine bescheidene Frage:
In einem Buch zweier sehr bekannter Autoren heisst es:
Hubble wusste, wie heiss ein Stern vor Ort strahlt (woher?)
Das hat er verglichen mit der Strahlung, die auf der Erde ankommt.
Aus diesem Verhältnis konnte er die Entfernung bestimmen.
In 2facher Entfernung kommt nur noch 1/4 der Strahlung an etc.
Die Intensität fällt mit dem Quadrat des Abstands. So weit so gut.

Meine Fragen hierzu:
1. welcher Abstand ? 10 mm von der Sonne weg gleich 1/100 der Strahlung ?
Ist natuerlich Bloedsinn, aber ich hoffe meine Frage wird hiermit klar.
2. woher weiss man das eigentlich so genau (Intensität fällt mit Quadrat des Abstands) ?

Danke vorab fuer erhellende Antworten.
 

Bernd Limburg

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Hallo halbwissen,

zu deiner ersten Frage: Der Abstand muss vom Zentrum der Strahlungsquelle gemessen werden. Dh. wenn du 1 mm über der Sonnenoberfläche und 10 mm über der Sonnenoberfläche vergleichst, kommt dazu noch der Radius der Sonne, also 696 340 000 000 mm. Also musst du die Quadrate von 696340000001 und 696340000010 vergleichen. Und die unterscheiden sich nur um knapp 3*10^-11.

Zweite Frage: Die in den gesamten Raum abgestrahlte Leistung bleibt gleich (lassen wir Absorption durch Materie mal weg). Als Intensität bezeichnet man üblicherweise die Leistung pro Fläche, also sowas wie Watt pro Quadratmeter. Nehmen wir einen Abstand r und eine Leistung der Sonne von P. Diese Leistung P strahlt durch die gesamte gedachte Kugelfläche mit Radius r. Die Kugelfläche A(r) = pi*r^2, damit die Intensität I = P/A = P/(pi*r^2). Lassen wir die konstanten Faktoren P und pi weg, so bleibt: I ist proportional zu 1/r^2.

CS, Bernd
 

h_c_greier

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Hallo Bernd,

ist die Kugeloberfläche nicht A = 4 · π · r²?
Der Faktor macht ja nix bezüglich der 1/r² Abnahme, aber der Korrektheit halber...

cs,
harald
 

halbwissen

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danke, das hilft mir doch schon weiter. ist aber auch alles nicht so trivial ....
naja, sonst koennte ja auch jeder Astrophysiker werden .... :cool:
 

P_E_T_E_R

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Hubble wusste, wie heiss ein Stern vor Ort strahlt (woher?)
Naja, das betraf aber nicht jeden beliebigen Stern, sondern nur eine ganz bestimmte Sorte von Sternen:

Cepheiden

Diese Sterne haben eine regelmäßig pulsierende Helligkeit, wobei die Periode von der absoluten Helligkeit vor Ort abhängt. Solche Sterne stellen deshalb "Standardkerzen" zur Kalibrierung der Entfernung dar. Mit dem Nachweis solcher Cepheiden in M31 und M33 konnte Edwin Hubble 1924 erstmals nachweisen, dass diese Sternsysteme weit außerhalb unserer Milchstraße liegen.

Die Geschichte mit der Entfernung der Cepheiden bekam dann 1952 aber nochmal einen gewaltigen Schub, als Walter Baade zeigte, dass es zwei Populationen von Cepheiden gibt, was die zunächst von Hubble bestimmten Entfernungen sogar verdoppelte:

The same observations led him to discover that there are two types of Cepheid variable stars. Using this discovery he recalculated the size of the known universe, doubling the previous calculation made by Edwin Hubble in 1929. He announced this finding to considerable astonishment at the 1952 meeting of the International Astronomical Union in Rome.

E. Hubble: A SPIRAL NEBULA AS A STELLAR SYSTEM, MESSIER 31

W. Baade: THE PERIOD-LUMINOSITY RELATION OF THE CEPHEIDS

Gruß, Peter
 
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Nik Skysurfer

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Hi,
ja, das sind Fragen, auf die man natürlich kommt, wenn man etwas nicht einfach nur akzeptiert, sondern sich selber durchdenkt. Und wurde ja schon beantwortet, nur noch zwei Kommentare:
Die 1/r^2 Abnahme kommt direkt aus der Energieerhaltung für die abgestrahlte Energie. Und wie auch schon gesagt wurde, gilt das so nur für punktförmig kleine Quellen im Verhältnis zur Entfernung. Und richtig, direkt über einer unendlich ausgedehnten, ebenen strahlenden Fläche findet gar keine Abnahme der Intensität mit der Entfernung statt!
Und die Formulierung "wie heiss ein Stern strahlt" ist etwas irreführend, denn die Temperatur jedes Sterns kennt man ja sehr wohl aus dessen Farbe, je bläuer, desto heisser, je röter, desto kälter seine "Oberfläche". So einfach ist das manchmal... Aber was wir nicht wissen, ist die Größe des Sterns, die quasi eine geringere Entfernung vortäuscht.
Lg nik
 

alzheimer

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ich verstehe nicht, wie hubble die tatsächliche leuchtkraft von cepheiden, also die "wahre helligkeit vor ort" ermitteln konnte. in den 1920er jahren war es doch noch nicht möglich fusionsprozesse, sternmassen, sternalter usw. in beziehung zu setzen und daraus die helligkeit zu berechnen. wie konnte er also wissen, wie hell eine "standardkerze" ist.?

horst
 

AstroPZ

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ich verstehe nicht, wie hubble die tatsächliche leuchtkraft von cepheiden, also die "wahre helligkeit vor ort" ermitteln konnte. in den 1920er jahren war es doch noch nicht möglich fusionsprozesse, sternmassen, sternalter usw. in beziehung zu setzen und daraus die helligkeit zu berechnen. wie konnte er also wissen, wie hell eine "standardkerze" ist.?
du brauchst nur Cepheiden bei denen du mit anderen Methoden, zB Parallaxenmessung ihre Entfernung bestimmen kannst.
Dann kannst du die Kurve ganz einfach kallibrieren, ohne etwas von Fusionsprozessen zu verstehen.
Das hat Henrietta Swan Leavitt gemacht. Sie hat die grundlegende Arbeit gelegt.

Gruß
Peter
 
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alzheimer

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danke, aber die parallaxenmethode funktioniert doch nur bis ca. 10 parsec noch rel. genau. müsste man also cepheiden in diesem radius finden...
 

P_E_T_E_R

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aber die parallaxenmethode funktioniert doch nur bis ca. 10 parsec noch rel. genau
Das stimmt zwar grundsätzlich, aber da konnte man sich schon zu Beginn des vorigen Jahrhunderts mit der Methode der Haufenparallaxe (Moving Cluster) helfen. Damit konnte man z.B. die Entfernung der Hyaden (47 pc) und der Plejaden (130 pc) fixieren, deren geometrische Parallaxen erst viel später mit Hipparcos und Gaia messbar wurden.

So konnte man dann auch schon relativ früh den zunächst noch unbestimmten Skalenfaktor in der Perioden-Leuchtkraftbeziehung von Henrietta Swan Leavitt kalibrieren.

In moderner Form liest sich diese Beziehung für klassische (Population I) Cepheiden:

M_v = (-2.43 +- 0.12) (log_10 P - 1) - (4.05 +- 0.02)

dabei ist M_v die Absolte Magnitude und P ist die in Tagen gemessene Periode


Period-Luminosity-Relation.jpg

Credit: Wikipedia

Siehe auch: THE PERIOD-LUMINOSITY RELATION: A HISTORICAL REVIEW
 

P_E_T_E_R

Aktives Mitglied
Gaia misst Parallaxen bis zu 30000Lj, das sind 9000parsec.
Hier ging es aber um die Frage, wie die Entfernung der Cepheiden vor hundert Jahren, also lange vor Hipparcos und Gaia, bestimmt wurde - siehe Post #14.
ich verstehe nicht, wie hubble die tatsächliche leuchtkraft von cepheiden, also die "wahre helligkeit vor ort" ermitteln konnte. in den 1920er jahren war es doch noch nicht möglich fusionsprozesse, sternmassen, sternalter usw. in beziehung zu setzen und daraus die helligkeit zu berechnen. wie konnte er also wissen, wie hell eine "standardkerze" ist.?
 
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