Nicht nur rau ist der Weg zu den Sternen, sondern auch unfassbar weit. Selbst das Licht braucht trotz seiner 300.000 Kilometer pro Sekunde eine gewisse Zeit, um von den kosmischen Objekten zu uns zu gelangen. Vom Mond aus sind es nur Sekunden, aber schon von der rund 150 Millionen Kilometer entfernten Sonne dauert es 8,3 Minuten, bis die Strahlen die Erde erreichen. Geht man zum der Sonne nächsten Stern Proxima Centauri sind es 4,2 Lichtjahre; und die uns nächste Galaxie, der Andromeda-Nebel, ist zwischen 2,4 bis 2,7 Millionen Lichtjahre entfernt – schier unvorstellbare Dimensionen.

Dass solche Distanzen nicht aus eigener Erfahrung und damit im wörtlichen Sinne zu ermessen sind, versteht sich von selbst. Wie aber konnten dann die Astronomen diese Werte bestimmen?

Das Verfahren dafür stammt eigentlich aus der Landvermessung. Es ist die Triangulation, die in der Astronomie als "Trigonometrische Parallaxe" bezeichnet wird. Dieter B. Herrmann, langjähriger Leiter der Archenhold-Sternwarte in Berlin Treptow und Autor mehrerer Bücher wie Kosmische Weiten – Geschichte der Entfernungsmessung im Weltall , beschreibt es so: "Wir messen den Ort eines Sternes von verschiedenen Positionen der Erdbahn und erhalten dann ein Dreieck, dessen eine Seite dem Radius der Erdbahn entspricht. Mithilfe trigonometrischer Formeln berechnen wir daraus die Entfernung des jeweiligen Sterns."

Die Helligkeit eines Sterns verrät seine Entfernung

Bei nahe gelegenen Sternen funktioniert das hervorragend. Aber: Je weiter ein Objekt entfernt ist, desto kleiner ist die Parallaxe. Deshalb dauerte es auch bis zum Jahre 1838, bis die erste Parallaxenmessung gelang, und zwar von Friedrich Wilhelm Bessel am Stern 61 im Sternbild Schwan. Als Ergebnis kam eine Parallaxe von rund 0,3 Bogensekunden heraus, was einer Entfernung von 11,3 Lichtjahren entspricht. Damit war das Tor zu weiteren Entfernungsmessungen nah gelegener Sterne aufgestoßen.

Vorläufiger Höhepunkt dieser Entwicklung ist die Mission des Esa-Satelliten Hipparcos . Er vermaß zwischen 1989 und 1993 die Parallaxen von rund 100.000 Sternen mit einer bis dahin nie erreichten Genauigkeit. Allerdings blieb die Parallaxenmethode auf nahe Sterne beschränkt, "weil die Messfehler immer größer werden, je weiter die Objekte entfernt sind", sagt Herrmann.

Will man jedoch Sterne im ganzen galaktischen Raum unserer Milchstraße und weiter darüber hinaus vermessen, muss man sich der Helligkeit bedienen. Was wir von einem Stern sehen, ist nur eine scheinbare Helligkeit, denn ein sehr heller Stern, der weit entfernt ist und ein sehr naher Stern, der nur schwach leuchtet, können uns beide gleich hell erscheinen. Daher ist es notwendig, die absolute Helligkeit zu kennen. "Darunter versteht man", erklärt Herrmann, "die auf eine Einheitsentfernung bezogene Helligkeit eines Sterns. Aus dem Unterschied lässt sich dann die Entfernung ermitteln."