Cepheiden-Methode
1912 legte die amerikanische Astronomin Henrietta Swan Leavitt den Grundstein zur Bestimmung der absoluten Helligkeit eines Sterns. Sie hatte Beobachtungen von mehreren veränderlichen Sternen vom Cepheiden-Typ in der Kleinen Magellanschen Wolke gemacht. "Diese Sterne verändern in regelmäßigen Abständen von ein paar Tagen oder Wochen durch innere Instabilität ihre Durchmesser und gleichzeitig ihre Leuchtkraft."4 Dabei entdeckte sie folgendes: Je größer die Periodendauer eines veränderlichen Sterns war, desto größer war auch dessen durchschnittliche scheinbare Helligkeit. Da alle beobachteten Veränderlichen sich in der Kleinen Magellanschen Wolke befanden und somit alle in etwa gleich weit von der Erde entfernt waren, konnte man annehmen, dass der Unterschied zwischen der gemessenen, scheinbaren Helligkeit und der unbekannten, absoluten Helligkeit bei allen Veränderlichen gleich war. Somit konnte man schließlich den Zusammenhang aufstellen: Je größer die Periode, desto größer die absolute Helligkeit. Dieser Zusammenhang wird Perioden-Leuchtkraft-Beziehung genannt.
Ejnar Hertzsprung erkannte, dass wenn man nun die absolute Helligkeit des nächstgelegenen Veränderlichen vom Cepheiden-Typ bestimmen könnte, man die Entfernung aller Cepheiden mit Hilfe ihrer Periode und der scheinbaren Helligkeit berechnen kann. Dieses Verfahren musste also zunächst geeicht werden. Mit Hilfe der Bewegung von 13 relativ nahen Cepheiden, gelang es ihm 1913 über deren Entfernung ihre absolute Helligkeit zu bestimmen, was ihn somit erstmals ermöglichte, die Entfernung der Kleinen Magellanschen Wolke mit 37.000 Lichtjahren anzugeben.
Zwischen 1916 und 1918 verbesserte Harlow Shapley Hertzsprungs Messungen, in dem er für seine Eichungen eine viel größere Anzahl an Sternen verwendete. So musste die Entfernung der Kleinen Magellanschen Wolke auf 95.000 Lichtjahre korrigiert werden (heute angenommener Wert: 200.000 Lichtjahre).
Für die absolute Helligkeit M (in mag) hat man heute durch genauere Eichungen folgenden Zusammenhang festgestellt:
M= -1,67-2,541 * lg P
, wobei P die Periode des veränderlichen Sterns in Tagen ist.
Diese Art der Entfernungsbestimmung hat nichs Parallaxenmessung zu tun, sondern es wird die sichtbare Helligkeit mit der tatsächlichen, (nach den Standartkerzen) geichten Helligkeit ins verhältnis gesetzt und woraus sich die Entfernung ableiten lässt.
Über die Cepheiden-Methode können Entfernungen bis zu 100 Millionen Lichtjahre gemessen werden. Für größere Entfernungen haben die amerikanischen Astronomen R. Brent Tully und J. Richard Fisher ein Verfahren entwickelt, das auf der Rotationsgeschwindigkeit von Galaxien beruht. Über die Geschwindigkeit, mit der eine Galaxie rotiert, kann man ihre absolute Helligkeit ermitteln. Auch hier verrät der Vergleich der absoluten mit der relativen Helligkeit die Entfernung. Die Tully-Fisher-Relation wurde durch Tests mit der Cepheiden-Methode «geeicht» und gilt als sehr zuverlässig.
Die entferntesten Objekte, ferne Galaxien und Quasare, messen Astronomen anhand der so genannten Rotverschiebung. Diese Verschiebung des Lichtes zum roten Rand des Spektrums hin ist ein Indiz für die Geschwindigkeit, mit der sich eine Lichtquelle von der Erde fort bewegt. Bei sehr entfernten Objekten ist diese Rotverschiebung aufgrund der Expansion des Universums besonders groß.
Die entferntesten Galaxien, die mit dieser Methode untersucht wurden, liegen mehr als 12 Milliarden Lichtjahre entfernt. Solche extrem weit entfernten Regionen sind für die Astronomen besonders interessant. Denn das Licht, das uns aus solcher Ferne erreicht, stammt aus einer Zeit, als das Universum nur einen Bruchteil seiner heutigen Ausdehnung hatte. Jeder Blick in die Tiefe des Alls ist so auch ein Blick zurück in die Anfänge des Universums.