Technikatörténeti szemle 9. (1977)

A MÉRÉS ÉS A MÉRTÉK AZ EMBERI MŰVELŐDÉSBEN című konferencián Budapesten 1976. április 27–30-án elhangzott előadások I. rész - Hermann, D. B.: A métertől a kozmikus dimenziókig

heliozentrische System des Kopernikus. Per definitionem gab es im geozentrischen Weltsystem keine jährlichen Fixstern-parallaxen, da diese eine Wiederspiegelung des Erdumlaufs um die Sonne darstellen. Andererseits ist die Entdeckung der Keplerschen Gesetze ebenfalls als ein inhärenter Bestandteil der Kopernikanischen Revolution anzusehen und somit auch die präzisen Maßbestimmungen innerhalb des Planetensystems, die sich aus dem mathematischen Zusammenhang zwischen den relativ leicht meßbaren (siderischen) Umlaufzeiten der Planeten und den großen Halbachsen ihrer Bahnen ergeben. Sowohl die Fixsternentfernungen auf der Grundlage jährlicher Parallaxen als auch die großen Halbachsen der Planetenbahnen ergeben sich jeweils in Einheiten des Abstandes Erde—Sonne (Astronomische Einheit). Somit bietet sich die Dimension der Erdbahn als eine natürliche Einheit für Distanzangaben astronomischer Objekte an. Der Brückenschlag zum irdischen Maßstab (z. B. zum Meter) muß dann dadurch erfolgen, daß die Astronomische Einheit durch Winkelmessung in Einheiten des Erdradius bestimmt und dieser dann — im Prinzip nach der Methode des Eratosthenes — in irdischen Einheiten (z. B. Metern) ausgedrückt wird. Aus dieser historischen Situation ergaben sich nach Kopernikus zwei scheinbar unabhängige, aber für die Übertragung der irdischen Längenskala auf den Kosmos unabdingbar zusammengehörige langfristige Programme: die genaue Bestimmung der AE und die Relativbestimmungen immer weiter entfernter Objekte. Eine hinreichend zutreffende Vorstellung von der Größe der Astronomischen Einheit in Metern ist erst durch die gegenüber Eratosthenes genauere Erdmessung von Picard (1671) in Verbindung mit der Anwendung der Keplerschen Gesetze möglich geworden. Aus der Marsopposition von 1672 wurde die Sonnenparallaxe erstmals annähernd richtig abgeleitet (9",5). Später sind dann aus Venusdurchgängen (1761 und 1769) bessere Werte gemessen worden, die schließlich unter Benutzung von Oppositionen kleiner Planeten (Eros) und Radarechomessungen weiter präzisiert wurden. (Gegenwärtig bester Wert in metrischen Einheiten: 1 AE = 149 598 000 +300 km. Die Messung der ersten Fixsternparallaxen (Bessel, Struve, Henderson 1837 bis 1840) wies jedoch schon unübersehbar auf eine Schranke der Direktbestimmung von individuellen Fixsternentfernungen durch Winkelmessung hin: selbst die uns benachbarten Fixsterne weisen nur jährliche parallaktische Verschiebugen ihrer örter von Bruchteilen einer Bogensekunde auf. Deshalb machte C. A. F. Peters bereits 1865 — man kannte damals erst 10 Fixsternentfernungen — darauf aufmerksam, daß es ein nicht zu erreichendes Ziel sei, die Parallaxen von Sternen geringer Helligkeiten als 3

m durch Direktbeobachtungen zu bestimmen, weil „die Anzahl der lichtschwächeren Sterne so sehr groß ist, als auch weil der Betrag der Parallaxen für direkte Beobachtungen zu klein sein wird".

2 Er schlußfolgerte daraus, daß man nur dann zu einer „allgemeinen Bestimmung der Entfernungen für alle Größenklassen" gelangen könne, wenn man grundsätzlich andere Methoden anwende. Abgesehen davon, daß der Einsatz der fotografischen Methode in Verbindung mit langbrennweitigen Refraktoren

3 und neuerdings auch der Einsatz von Reflektoren großer Öffnungen'

1 die Absolutheit der Aussage von Peters erschüttert haben, ist es prinzipiell trotzdem mittels Direktmessungen nicht möglich, beliebig weit entfernte Objekte auszumessen. Für Distanzen