Kosmische Entfernungsleiter

Niemand hat je die Entfernung zu einer anderen Galaxie direkt gemessen — jede Sprosse der Leiter wird anhand derjenigen darunter kalibriert. Die Parallaxe, durch reine Geometrie festgelegt, setzt den Maßstab für nahe Cepheiden-Veränderliche; diese Cepheiden kalibrieren die Spitzenhelligkeit von Typ-Ia-Supernovae in ihren Wirtsgalaxien; und Supernovae, die weit genug entfernt sind, um die kosmische Expansion zu zeigen, kalibrieren die Hubble-Konstante selbst. Weil jeder Schritt die Fehler der darunterliegenden Sprosse erbt, pflanzt sich eine kleine Fehlkalibrierung bei der Parallaxen-Sprosse bis zur Größe des beobachtbaren Universums fort — genau deshalb ist die heutige Diskrepanz zwischen leiterbasierten und Frühuniversum-Messungen von H₀, die 'Hubble-Spannung', ein so großes Thema in der Kosmologie.

Eine Kerze wirkt umso schwächer, je weiter sie entfernt ist — die Helligkeit nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab. Wenn man also weiß, wie viel Licht ein Objekt wirklich aussendet, verrät der Vergleich mit seiner scheinbaren Helligkeit genau, wie weit es entfernt ist. Ein solches Objekt nennt man Standardkerze: Eine Cepheide zeigt ihre wahre Leuchtkraft über ihre Pulsationsdauer, eine Typ-Ia-Supernova über die Form ihrer Lichtkurve. Die Parallaxe, die erste Sprosse, ist dagegen reine Geometrie — wie der Daumen, der vor dem Hintergrund springt, wenn man das Auge wechselt.

Eine Cepheide leuchtet nicht gleichmäßig — sie dehnt sich aus und zieht sich zusammen wie ein langsamer Herzschlag, angetrieben von einer Schicht aus zweifach ionisiertem Helium. Wird der Stern komprimiert, wird diese Schicht undurchlässiger und staut Wärme, der Druck steigt und treibt sie nach außen; beim Ausdehnen kühlt sie ab, das Helium rekombiniert, das gestaute Licht entweicht und die Schicht sinkt zurück. Dieses 'Eddington-Ventil' legt die Pulsationsdauer fest — und genau diese Dauer verrät die wahre Leuchtkraft des Sterns und macht die zweite Sprosse möglich.