Relativitätstheorie - Fakultät für Physik und Astronomie - Universität ...
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8.3 Unser Universum 177<br />
unendlich wird <strong>und</strong> uns keine Information aus diesem Bereich erreichen kann. Es sei hierbei<br />
festgehalten, dass die Fluchtgeschwindigkeiten von Galaxien zueinander durchaus die Lichtgeschwindigkeit<br />
überschreibten können: Die Fluchtgeschwindigkeit ist prinzipiell unbegrenzt:<br />
v(t0) = d<br />
dt (Rχ) = H0R(t0)χ → ∞ <strong>für</strong> R(t0)χ → ∞ (8.36)<br />
Dies steht nicht im Widerspruch zur SRT, denn diese gilt nur in lokalen Inertialsystemen. Zwei<br />
Inertialsysteme, die nicht miteinander verb<strong>und</strong>en sind, können sich durchaus mit Überlichtgeschwindigkeit<br />
zueinander bewegen.<br />
8.3.2 Abstandsmsessungen im Weltraum<br />
Um zu erklären, wie die experimentellen Daten zu Stande kommen <strong>und</strong> wie genau sie sind, werden<br />
nachfolgend einige Methoden zur Abstandsbestimmung im Weltraum vorgestellt.<br />
Die Gr<strong>und</strong>lage der Entfernungsmessung im Weltraum ist die Beziehung der scheinbaren Helligkeit<br />
m <strong>und</strong> der absoluten Helligkeit M eines Objekts. Die absolute Helligkeit eines Objekts ist<br />
in der <strong>Astronomie</strong> als die scheinbare Helligkeit definiert, die dieses Objekt in einem Abstand<br />
von 10 Parsec zu uns hätte. Vergleicht man diese Größen miteinander, so erhält man die Entfernung<br />
des betrachteten Objekts. Dabei ist zu bemerken, dass die Helligkeitsskala logarithmisch<br />
aufgebaut ist 8 . Die besser physikalisch zu greifende Größe ist die Strahlungsintensität (Leistung<br />
pro Fläche) l bzw die abstrahlte Leistung L. Dabei muss man beachten, dass die Entfernung im<br />
euklidischen Raum nicht die selbe wie die in der FRW-Metrik ist. Man definiert daher einen<br />
Luminositätsabstand DL neben dem tatsächlichen Abstand D. Für diesen gilt:<br />
DL =<br />
� L<br />
4πl<br />
(8.37)<br />
Für den Zusammenhang zwischen L <strong>und</strong> l gilt die Relation l = L/A, wobei A die Fläche einer<br />
Kugel in der Entfernung D = Rχ (nach (8.12)) des betrachteten Objekts ist. Diese Fläche wäre,<br />
zu einem bestimmen Zeitpunkt t0:<br />
A = 4π f (χ) 2 R(t0) 2<br />
(8.38)<br />
Wir müssen allerdings beachten, dass die vom beobachteten Objekt ausgesendeten Photonen<br />
während ihrer Reise zur Erde ausgedünnt werden, da R(t) zunimmt. Die scheinbare Helligkeit<br />
enthält also einen Faktor R(tE)<br />
R(t0) gegenüber der absoulten Helligkeit. Eine weitere, ebensolche Skalierung<br />
ist der Rotverschiebung geschuldet, die wir in (8.30) erhalten haben, denn die gemessene<br />
Helligkeiten sind Energiestromdichten <strong>und</strong> die Energie eines Photons skaliert mit seiner<br />
Frequenz ν. Wir erhalten also letzten Endes:<br />
l =<br />
L<br />
4π f (χ) 2R(t0) 2<br />
R(tE) 2<br />
R(t0) 2<br />
(8.39)<br />
Setzen wir dies in (8.37) ein, bzw. in einem weiteren Schritt mit (8.30) <strong>und</strong> (8.12), so ergibt<br />
sich eine Abhängigkeit zwischen dem Luminositätsabstand, dem tatsächlichen Abstand <strong>und</strong> der<br />
Rotverschiebung:<br />
DL =<br />
f (χ)R(t0) 2<br />
R(tE)<br />
f (χ)<br />
= D (1 + z) (8.40)<br />
χ<br />
8 Die wissenschaftliche Formulierung der Helligkeit geht im Wesentlichen auf den britischen Astronomen Norman<br />
Robert Pogson zurück.<br />
Haye Hinrichsen — Allgemeine <strong>Relativitätstheorie</strong>