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Abb.: 3.1.2.1.A M31 - Andromedanebel Entfernung: 2.2 Millionen Lj |
Abb.: 3.1.2.1.B M33 – Wagenradnebel Entfernung: 2.3 Millionen Lj |
3.1.2.1. Cepheiden
Cepheiden sind eine spezielle Art von veränderlichen Sternen (sie machen ungefähr 5% aller veränderlichen aus). Das heißt, ihre Leuchtkraft verändert sich in einem ganz regelmäßigem Intervall. Es handelt sich dabei oft um Riesen und Überriesen, deren Periode in einem Zeitraum von einem bis hin zu fünfzig Tagen schwankt. Es gibt keine einheitlichen Lichtkurven, diese sind meist asymmetrisch, bei ein und demselben Stern bleiben sie jedoch immer gleich. Im Laufe der Sternentwicklung verändern sich die Lichtkurven schon, jedoch nicht in kurzen Zeiträumen wie etwa 100 oder 1000 Jahren. Die Amplitude der Helligkeitsänderung überschreitet nur in Ausnahmefällen zwei Größenklassen. Es zeigt sich außerdem, daß diese Cepheiden während einer Periode auch den Spektraltyp ändern, was auf eine Temperaturschwankung des Sternes hindeutet. Es wird angenommen, daß alle Sterne, sofern sie genügend Masse besitzen, einmal in dieses instabile Stadium kommen1.
Die absolute Helligkeit dieser "Cepheiden" (so genannt nach einem Stern im Sternbild Cepheus, dem bekanntesten Vertreter seiner Art) steht in linearem Zusammenhang mit dem Logarithmus der Periode (PL-Relation [period-luminosity], entdeckt von Sharpley [1918]), es bietet sich daher an, sie als Entfernungsindikatoren zu verwenden. (ß siehe: 3.1.2 absolute und scheinbare Helligkeit)2
Cepheiden sind die wichtigsten primären Distanzindikatoren und legen das Gerüst für die extragalaktische Entfernungsmessung fest. Henrietta Leavit erkannte erstmals 1912 ihr Potential als Standardkerzen in ihren Beobachtungen von Veränderlichen in der kleinen Magellanschen Wolke (SMC), und Hubbel war der erste, der mit Hilfe der Cepheiden die Distanz zu extra-galaktischen Objekten maß, nämlich zu den bekannten Galaxien M31 (Andromedanebel) und M33 (Wagenradnebel)2.
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Abb.: 3.1.2.1.A M31 - Andromedanebel Entfernung: 2.2 Millionen Lj |
Abb.: 3.1.2.1.B M33 – Wagenradnebel Entfernung: 2.3 Millionen Lj |
In letzter Zeit wurde mit Hilfe des HST (Hubble-Space-Telescope) unser beobachtbarer Raum erheblich ausgedehnt, nun können auch erheblich schwächere Cepheiden in weit entfernten Galaxien erkannt werden. Damit wurde der uns von der Erde aus zugängliche Beobachtungsradius von ca. 4Mpc auf mehr als 20Mpc (=Mega-Parsek) erweitert3.
Man entdeckte bald eine weitere Gruppe von Cepheiden und unterscheidet jetzt daher zwischen den "klassischen Cepheiden" oder kurz Typ I und den "Virginis-Sternen", Typ V. Letztere haben bei gleicher Periode eine um ca.1.5m geringere Helligkeit. Das bedeutet, wenn ein I-Stern und ein V-Stern mit gleicher Periode und Helligkeit nebeneinander am Himmel stehen, so ist I ungefähr doppelt so weit entfernt wie V. Diese Leuchtkraftdifferenz ist durch die unterschiedliche Metallizität (d.i. der im Sternplasma enthaltene Anteil an
Metallen, er wird mit dem Alter des Sterns größer und hängt von den Ausgangsstoffen ab) bedingt, V Sterne haben eine höhere, I Sterne eine niedrigerer Metallizität4+5.
In einer Galaxis finden sich oft mehrere, unserer Beobachtung zugängliche, geeignete Cepheiden. Das Licht dieser weit entfernten extragalaktischen Sterne wird aber oft durch Staub, welcher sich in und zwischen den Galaxien befindet, abgeschwächt. Dadurch werden die scheinbaren Helligkeiten weiter verringert und man erhält ein zu großes Entfernungsmodul. Man vergleicht daher I- und V-Sterne, um diese Fehlerquelle auszuschalten, und erhält dadurch ein korrigiertes Entfernungsmodul. (ß siehe:3.1.2)
wobei:
m 0 |
korr. Entfernungsmodul | AI |
Absorption für I |
m V |
Entfernungsmodul für V | AV |
Absorption für V |
m I |
Enfernungsmodul für I |
AI und AV geben an, wie stark einzelne Wellenlängen herausgefiltert werden. (Dies geschieht, indem man sie mit entsprechenden Cepheiden in unserer Galaxis vergleicht. Die korr.Faktoren korrigieren den Fehler des Farbtyps, ein roter Stern erscheint schwächer als ein blauer6.
Die Eichung von Standardkerzen ist ein wesentliches Element bei der extragalaktischen Distanzmessung. Man zieht dafür gerne die Cepheiden in den Magellanschen Wolken (große und kleine Magellansche Wolke, kurz LMC und SMC) heran, diese sind nahe Schwesterngalaxien unserer Milchstraße und daher unseren Beobachtungen noch sehr gut zugänglich.
Nun gibt es allerdings ein Problem: mißt man mit anderen Methoden die Entfernungsmodule der LMC, so erhält man andere Werte für die Entfernung. Genauere Studien ergaben, daß möglicherweise die Cepheiden in der LMC eine anderes Masse-Leuchtkraft-Verhältnis besitzen könnten als jene in der SMC. Das würde Fehler von bis zu 0.25m in den Entfernungsmodulen verursachen und daher erheblich andere Entfernungen vortäuschen, wenn die zu untersuchende Galaxie SMC ähnliche Cepheiden besitzt7.
