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Wie man Entfernungen in der Astronomie bestimmt, hängt entscheidend davon ab, wie weit ein Objekt entfernt ist. Bestimmte Methoden lassen sich nämlich nur für vergleichsweise nahe Objekte verwenden, andere auch für entferntere, sind dafür dann aber in der Regel weniger genau.

In unserem Sonnensystem ist es noch relativ einfach: Man kennt die Bewegung der Planeten um die Sonne, die Keplers Gesetzen folgen und kann zudem die Entfernung zu näheren Planeten und Asteroiden mithilfe von Radarmessungen bestimmen. So lassen sich Entfernungen relativ leicht ermitteln.

Für relativ nahe Sterne lässt sich ihre sogenannte Parallaxe bestimmen. Dabei schaut man sich an, wie sich die Position des Sterns infolge des Umlaufs der Erde um die Sonne relativ zu viel weiter entfernten Sternen verändert. Je nach Genauigkeit der Messung ist so eine recht genaue und zudem direkte Bestimmung der Entfernung möglich.

Funktioniert das nicht mehr, kann man versuchen, aus dem Spektrum des Sterns seinen Typ zu bestimmen, um so auf seine wahre Helligkeit zu schließen und daraus die Entfernung herzuleiten. Dies ist dann schon ein indirektes Verfahren, da man bestimmte Annahmen über den betreffenden Stern machen muss.

Ist eine Entfernungsbestimmung auf diese Weise auch nicht mehr möglich, versucht man sich mit einer "Entfernungsskala" zu behelfen: Dabei sucht man nach Sternen, deren Helligkeit man aus Beobachtungen in unserer Galaxie genau zu kennen glaubt. Man nennt solche Objekte Standardkerzen. Hier bieten sich beispielsweise so genannte Cepheiden an. Das sind Sterne, deren Helligkeit sich periodisch ändert. Wie schnell dieses passiert, hängt, so die Theorie, mit der maximalen Helligkeit des Sterns zusammen.

Entdeckt man nun solche Cepheiden in einer anderen Galaxie, kann man beobachten, wie sich die Helligkeit des Sterns ändert, bestimmt so seine maximale Helligkeit und kann dann daraus schließen, wie weit der Stern von uns entfernt ist. Ein weiteres Beispiel für eine Standardkerze ist eine bestimmte Art von Supernova-Explosion, von der man annimmt, dass sie immer die gleiche maximale Helligkeit hat.

Doch selbst dieses Verfahren hat einmal seine Grenzen. Man kann sich dann behelfen, indem man die so genannte Rotverschiebung der Galaxien bestimmt. Aus dieser lässt sich die Geschwindigkeit errechnen, mit der sich die Galaxie von uns entfernt. Und diese Geschwindigkeit hängt - nach dem Hubble-Gesetz - direkt mit der Entfernung dieser Galaxie von uns zusammen. (ds/28. Mai 2014)

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