In der Astronomie wurden mehrere Methoden identifiziert, um die Entfernungen zu messen . Jede Methode ist nur für einen bestimmten Maßstab anwendbar. Die gegenseitige Überprüfung der Methoden ermöglicht es, Schritt für Schritt die Entfernung der am weitesten entfernten Objekte des beobachtbaren Universums zu messen .
Die erste Messung in der Astronomie entwickelt getan III ten Jahrhundert vor Christus. AD von Eratosthenes .
Seine Rechnung ist einfach: Die Sonne ist so weit entfernt, dass ihre Strahlen an jedem Punkt der Erde parallel eintreffen .
Eratosthenes las, dass bei Syene in Oberägypten (heute Assuan ) die Strahlen am Mittag (Sonnenwende), dem Tag der Sommersonnenwende, senkrecht in einen Brunnen fallen . Das bedeutet, dass die Sonne den Zenit durchläuft , es also keinen Schatten gibt . Weiter nördlich erreichen die Strahlen zur gleichen Zeit Alexandria in einem Winkel ungleich Null, den er maß.
Der Winkel gemessen ist 1 / 50 th eines Kreises.
Dies bedeutet, dass der Umfang der Erde fünfzigmal größer ist als die Entfernung Syene-Alexandria.
Eratosthenes hatte auch gelesen, dass die von Syene ausgehenden Kamelkarawanen fünfzig Tage brauchten, um Alexandria zu erreichen, wobei sie täglich hundert Stadien durchquerten . Er berechnete, dass die Entfernung zwischen den beiden Städten im Niltal 5000 Stadien betrug. Das Stadion ist 158 m äquivalent .
Durch Messung des Schattenwurfs dieser Objekte bekannter Höhe, die sich an zwei Punkten unterschiedlicher Breite befinden, findet er den Wert von 250.000 Stadien (oder 39.500 km ) für die Länge des Meridians , also den Erdumfang . Diese Messung ist auf 2 % genau. Er leitete den Radius der Erde ab .
Die erste Messung der Größe des Mondes und des Erde-Mond-Abstandes erfolgte in der Antike durch Beobachtung von Finsternisse . Die Beobachtung von Mondfinsternissen zeigt die Breite des Erdschattens auf dem Mond und wir sehen, dass der Durchmesser des Erdschattens 2,5 Monddurchmesser auf der Ebene des Mondes beträgt . Während einer Sonnenfinsternis befindet sich die Erdoberfläche jedoch an der Spitze des Schattenkegels, da die Fläche der Erde im Schatten klein ist (die scheinbaren Durchmesser von Mond und Sonne sind fast identisch). Der Schatten des Mondes hat sich daher nach der Erde-Mond-Distanz um einen Monddurchmesser verengt.
Das gleiche muss für den Schatten der Erde auf dem Mond gelten. Die Erde hat also ungefähr 2,5 + 1 = 3,5 Monddurchmesser (genau 3,663). Da wir den Erddurchmesser kennen, leiten wir den Monddurchmesser in Kilometern ab. Der Winkel , in dem wir den Mond ist ein halbes siehe Grad ( 1 / 110 - ten eines radian ), der Abstand Erde-Mond ist daher 110 Monddurchmessern oder 60 terrestrisches Radien oder 384.000 km .
Ab 1969 führten das Apollo-Programm der Amerikaner und das Luna-Programm der Sowjets zur Installation von Reflektoren auf Mondboden. Durch die Messung der Zeit, die ein von der Erde emittierter Laserstrahl nach seiner Reflexion am Mond benötigt, um zurückzukommen, können wir mit sehr hoher Genauigkeit (in der Größenordnung eines Zentimeters) auf die Entfernung Erde-Mond schließen . Die durchschnittliche Entfernung, die in dem als Laser-Mond-Telemetrie bekannten Experiment berechnet wurde, beträgt 384.466.999 9 km .
Zur Messung des Abstands Erde-Sonne werden verschiedene Methoden verwendet. Das erste Verfahren nicht unterliegt großen Unsicherheiten wurde durch Umsetzung Jean Picard , Jean-Dominique Cassini und Jean Richer in 1672 . Jean Richer, der nach Cayenne gegangen ist , und Jean Dominique Cassini, der in Paris geblieben ist, nutzen den Durchgang des Mars , der der Erde am nächsten ist, um seine Parallaxe zu messen . Diese gleichzeitigen Beobachtungen ermöglichen es ihnen, die Dimensionen des Sonnensystems und insbesondere den Abstand zwischen Erde und Sonne mit guter Näherung zu bestimmen (130 Millionen Kilometer gegenüber fast 149,6 Millionen Kilometern für den aktuellen Durchschnittswert). Diese Messung nutzt das dritte Gesetz von Kepler, das auf den Umlauf von Erde und Mars um die Sonne angewendet wird.
Immer genauere Schätzungen wurden auch durch die Untersuchung der Venustransite möglich, die etwas weniger als einmal im Jahrhundert paarweise auftreten: 95,6 Millionen Kilometer bei der Untersuchung von 1639 , 153 Millionen Kilometer nach denen von 1761 und 1769 , und schließlich 149,9 Millionen Kilometer nach denen von 1874 und 1882 . Dieser letztgenannte Wert liegt nur 0,2% über dem derzeit geschätzten Durchschnittswert (149,6 Mio. Kilometer).
Derzeit wird der Abstand Erde-Sonne dank des Einsatzes von Raumsonden und Radartelemetrie mit einer Genauigkeit von rund zehn Metern gemessen. Die Transite 2004 und 2012 waren daher nicht notwendig, um die in der Vergangenheit erhaltenen Werte zu verfeinern.
Die Entfernung der nächsten Sterne kann leicht mit der Parallaxenmethode ermittelt werden , insbesondere die Jahresparallaxe (die Tagesparallaxe ist für diesen Fall nicht empfindlich genug). Das Prinzip besteht darin, in Bezug auf entfernte Sterne die Abweichung der nächsten Sterne im Abstand von 6 Monaten zu messen, wenn sich die Erde zweimal um 150 Millionen Kilometer bewegt hat (zweimal die Entfernung Erde-Sonne). Gute Ergebnisse werden für Sterne erhalten, die sich in einer Entfernung von einigen hundert Lichtjahren befinden. Darüber hinaus ist diese Methode nicht mehr geeignet, da der erhaltene Winkel zu klein ist, um genau gemessen werden zu können.
Die Cepheid sind variable Sternen , deren leuchtende Helligkeit ändert sich periodisch mit einer Periode P (ausgedrückt in Tagen) direkt korreliert mit ihrer absoluten Größe durchschnittlichen M V in sichtbares Licht entsprechend einer Perioden Leuchtkraft - Beziehung der Form:
M V = –2,43 ± 0,12 × ( log 10 P – 1) – (4,04 ± 0,02).Der Vergleich der absoluten Helligkeit mit der scheinbaren Helligkeit ermöglicht es, auf den Entfernungsmodul des Sterns und damit auf seine Entfernung von der Erde zu schließen .
Die Distanz d der klassischen Cepheiden, ausgedrückt in Parsec, kann aus ihrer Periode P, ausgedrückt in Tagen, und ihren scheinbaren Helligkeiten M I im nahen Infrarot und M V im sichtbaren Licht berechnet werden :
5 × log 10 d = M V + 3,34 × log 10 P - 2,58 × ( M V - M I ) + 7,50.Diese Methode ist von der Arbeit von Henrieta Levitt geerbt .
Die nächsten Galaxien können mit der Cepheiden- Methode gemessen werden, wenn sie einen so sehr hellen Stern enthalten.
Die Helligkeit Infrarot die Sternpopulation II an die Spitze des roten Riesen-Zweiges ist ein weiterer Abstand Indikator verwendet , um die Entfernung von Galaxien zu messen, da es nicht auf der Masse abhängt oder die metallicity des Sterns in Frage; Da Sterne der Population II sowohl in Kugelsternhaufen als auch in Galaxien gefunden werden, wird diese Methode erfolgreich auf eine große Anzahl von Objekten innerhalb der Lokalen Gruppe angewendet .
Für weiter entfernte Objekte verwenden wir die Rotverschiebungsmethode . Sie ermöglicht es, aus der Beobachtung der aus der Beobachtung der Spektren resultierenden Absorptions- oder Emissionslinien auf die Geschwindigkeit zu schließen.
Diese Methode, kombiniert mit dem Hubble-Gesetz , ermöglicht theoretisch die Messung der Entfernungen von Objekten (sofern sie leuchtend sind), die sich in den Tiefen des beobachtbaren Universums befinden .
Es gibt Maßeinheiten der Länge speziell in der Astronomie: