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

von 25 pc bis 50 pc (Parallaxen von 0,"04 bis 0,"02) hat man bereits mit Unsicherheiten der Ergebnisse von 50% zu rechnen. Für Distanzen r > 100 pc werden die parallaktischen Verschiebungen unmeßbar klein. Unabhängig von dem Bemühen um den Nachweis trigonometrischer Parallaxen hatte man jedoch bereits seit dem Ende des 17. Jhs. versucht, Informationen über Fixsternentfernungen aus Helligkeitsangaben der Gestirne abzuleiten. Diese fotometrischen Parallaxen beruhen auf dem Gesetz, daß die Intensität einer Lichtquelle umgekehrt proportional mit dem Quadrat des Abstandes abnimmt, so daß sich ihre Distanz vom Beobachter bestimmen läßt, wenn man sowohl die tatsächliche Helligkeit (absolute Helligkeit) als auch die scheinbare Helligkeit der Quelle kennt. Da man die scheinbaren Helligkeiten der Fixsterne messen kann, sind die absoluten Helligkeiten (scheinbare Helligkeit bezogen auf eine Einheitsentfernung von 10 pc) der Schlüssel zur Kenntnis der Entfernungen, sofern das Fehlen von interstellarer Absorption vorausgesetzt werden darf. Zur Bestimmung der absoluten Helligkeiten (Leuchtkräfte) der Sterne ist besonders in den ersten Jahrzehnten des 20. Jhs. eine größere Anzahl von Verfahren entwickelt worden, die verschiedene Anwendungsbereiche und Reichweiten besitzen. Sie beruhen vornehmlich auf gesetzmäßigen Zusammenhängen der Leuchtkräfte der Sterne mit anderer physikalischen Charakteristika, wie z. B. Periode des Lichtwechsels bei bestimmten Typen von Sternen mit veränderlicher Heilligkeit, Temperaturen, Linienintensitäten in den Spektren u. a. Die empirische Entdeckung dieser gesetzmäßigen Beziehungen, der die theoretische Begründung z. T. erst wesentlich später nachfolgte, ist aber nur auf der Grundlage gut bekannter trigonometrischer Parallaxen möglich gewesen. So dienen die trigonometrisch bestimmten Parallaxen letztlich als Anschluß für die weiter in den Kosmos hinausreichenden Verfahren. Verständlicherweise benötigt man für die Ableitung fotometrischer Parallaxen eine breite Palette physikalisch sehr verschiedenartiger Objekte, deren Leuchtkraftkriterien mittels trigonometrisch erhaltener Entfernungen bestimmt werden. Insbesondere spielen die absolut hellsten Sterne hierbei eine wesentliche Rolle, da sie am weitesten in das Weltall hinaus verfolgt werden können. An den Leuchtkraftkriterien dieser Sterne besteht daher ein besonders starkes Interesse. Unter den trigonometrisch bestimmten Fixsternparallaxen sind diese Objekte bedauerlicherweise nur sehr spärlich vertreten. Dies ist einer der Gründe dafür, daß gegenwärtig und zukünftig als die eigentliche Basis der gesamten kosmischen Entfernungsskala der Bewegungssternhaufen der Hyaden gilt. Die Entfernung der Mitglieder dieses Haufens, unter denen sich physikalisch die verschiedenartigsten Objekte befinden, kann als sog. „Stromparallaxe" mit sehr großer Genauigkeit bestimmt werden und wird dann zum Anschluß der anderen Methoden benutzt. Somit dient die Parallaxe der Hyaden auch zur Auswertung der Meßbarkeit von Entfernungen in den Bereich der Objekte außerhalb unseres Sternsystems. Solange diese in Einzelsterne aufgelöst werden können (beim gegenwärtigen Stand der Technik etwa bis in Entfernungen von 15 Mpc), werden dieselben fotometrischen Verfahren angewendet, die sich innerhalb unseres Sternsystems bewährt haben. Für noch größere Entfernungen finden zusätzliche Verfahren Anwendung, die allerdings z. T. mit erheblichen Unsicherheiten behaftet sind.