Die Frage, ob unser Sonnensystem nur eines von vielen ist, steht im direkten Zusammenhang mit der Frage, wie groß ist eigentlich der Raum, in dem die Sonne, ihre Planeten und die Fixsterne ihren Platz haben.
Entfernungsmessungen im Weltall waren schon immer schwierig und sind es bis heute. Man wusste zwar, dass die Sterne ziemlich weit entfernt sein mussten, denn man kannte zwar ihre wahre Gestalt und Größe nicht, wohl aber erinnerte man sich an die zahlreichen Versuche, ihre Parallaxe zu bestimmen, also den Winkelunterschied eines Himmelsobjektes, dessen Position halbjährlich bestimmt wird. Denn damals kannte man natürlich den Effekt, der sich ergibt, wenn man den hochgereckten Daumen am ausgestreckten Arm mal mit dem linken und mal mit dem rechten Auge anvisiert. Der Daumen springt quasi vor dem Hintergrund hin und her. Der "Blickwinkel" ergibt sich aus dem Augenabstand. So können Sie, lieber Leser - wenn sie sonst nichts zu tun haben, mit den Gesetzen der Trigonometrie die Entfernung Ihres Daumens von Ihren Augen bestimmen.
Übertragen auf die Entfernungsmessung im Weltall, ersetzt der Stern, dessen Entfernung gemessen werden soll, den Daumen. Das linke und das rechte Auge entsprechen jetzt jeweils einer halbjährlichen Position der Erde, auf deren Oberfläche sich der Beobachter befindet. Denn während die Erde die Sonne im Jahreslauf umrundet, kann man praktischerweise genau halbjährlich den Stern anvisieren und dessen Position zum Fixsternhintergrund bestimmen. Anders als in unserem Gesicht sind jetzt die "Augen" während der halbjährlichen Messung immerhin 300 Millionen Kilometer voneinander entfernt (ergibt sich aus dem Abstand der Erde zur Sonne: 150 Millionen Kilometer). Aus der halbjährlichen Positionsveränderung des Sterns gegenüber dem Sternenhintergrund bestimmt man einen Parallaxenwinkel. Mit dieser Angabe und den bisher gemessenen Winkeln, sowie der Entfernung zwischen den ersten beiden Messpunkten, können wir die Gesetze der Trigonometrie anwenden. So erhält man die Länge aller Schenkel des Dreiecks und damit direkt die Objektentfernung. Die Parallaxenbestimmung ist aber nur möglich, wenn das Objekt nahe genug zur Erde steht. Je näher desto größer und genauer die Parallaxe. Das Limit hierfür ist aber der Durchmesser der Umlaufbahn der Erde; deshalb ist bei Objekten von mehr als 300 Lichtjahren Entfernung mit der Methode der Parallaxen-Entfernungsmessung von der Erdoberfläche aus Schluss. Heute übernehmen Satelliten diese Aufgabe.
Die Messmethoden waren zu Zeiten Keplers viel zu grob und deshalb war eine Parallaxe der Fixsterne nicht feststellbar. Kepler vermutete deshalb, dass es zwischen den Planeten und den Fixsternen eine riesige Leere geben müsse. Das war wieder einmal Wind auf die Mühlen der Gegner des Heliozentrischen Systems; „Gott würde niemals unnützen Raum schaffen!". Mit der Erfindung des Fernrohres wurden nach und nach die Winkelmessgeräte der Astronomen mit Optiken ausgestattet und die Messungen wurden auf diese Weise immer präziser. Astronomen, die einen so zahlreichen Schatz an Beobachtungen und Entdeckungen aus dem Fernrohr holten, wie Wilhelm Herschel, wurde nach und nach klar, dass die Sonne nur eine von nahezu unzähligen Sternen der Milchstraße ist. Einen festen Zeitpunkt oder ein bestimmtes Beobachtungsereignis für diese Erkenntnis gibt es nicht zu benennen.
Ebenso wie das Geozentrische Weltbild immer mehr der wissenschaftlichen Erkenntnis weichen musste und das Heliozentrische System immer deutlicher zum Vorschein trat, verlor nun schließlich auch das Heliozentrische System insofern an Bedeutung, als dass es sich nur noch auf das lokale Sonnensystem bezog und angesichts der Unzahl an anderen Sonnen keine hervorgehobene Position vertrat. Selbst das Sonnensystem umkreist mitsamt seinen Himmelskörpern das Zentrum der Milchstraße.
So verlor nach der Erde auch die Sonne ihren bevorzugten Platz im Weltall und sie verliert sich im Meer der unzähligen Sterne.
Die Fixsterne waren im 18. Jahrhundert immer noch in unbestimmter Ferne. Immerhin war die Vorstellung, dass alle Sterne gleich weit entfernt waren, nicht mehr in den Köpfen. Mit welchen Entfernungen denn eigentlich überhaupt gerechnet werden musste, stand buchstäblich in den Sternen. Die wirkliche Größe des Weltalls, soviel sei vorweggenommen, wurde erst im 20. Jahrhundert deutlich. Die exakte Entfernung zu einem Stern ist mit Hilfe der Parallaxenmethode erst 1838 ermittelt worden. Dies gelang dem Mathematikwunder Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846), der von Wilhelm Olbers zur Sternwarte des Hieronymus Schroeter nach Lilienthal vermittelt wurde und später Professor für Astronomie an der Universität Königsberg wurde. Bessel wählte für seine Messreihe, die mehr als ein Jahr dauerte, den Stern 61 Cygni, dessen hohe Eigenbewegung in den vorhandenen Sternenverzeichnissen bereits dokumentiert war. Bessel schloss aus der hohen Eigenbewegung sehr richtig, dass der Stern der Erde relativ nahe sein musste. Seine Berechnungen ergaben eine Distanz von 10,28 Lichtjahren. Spätere Satelliten-Messungen zeigten eine tatsächliche Distanz von 11,4 Lichtjahren.
Übrigens war zu diesem Zeitpunkt die endliche Geschwindigkeit des Lichts bereits bekannt. Hierbei halfen – man höre und staune – die Monde des Jupiter. Es gibt einen genauen Fahrplan, demgemäß die Monde hinter dem Planeten verschwanden. Der "Fahrplan" ergab sich natürlich aus den verschiedenen Umlaufzeiten der Monde. Wir sprechen hier von den vier großen Monden Io, Europa, Ganymed und Callisto. Schon Galilei versuchte, daraus eine „Himmelsuhr“ abzuleiten, die der Schifffahrt dabei helfen sollte, den Längengrad zu bestimmen, auf dem sie sich aufhielten.
Nun entdeckte der Däne Ole Römer Ungenauigkeiten in langjährigen Beobachtungen beim Vergleich der in Tabellen dokumentierten Mondverfinsterniszeiten durch Jupiters Planetenkörper und der tatsächlichen, von ihm selbst zu den unterschiedlichen Jahreszeiten gemessenen Beobachtungen. Er bemerkte, dass diese systematisch waren und mit der Entfernung der Erde zum Jupiter zum Zeitpunkt der Messung zusammenhingen. Er errechnete 1676 aus der Zeitverzögerung eine Lichtgeschwindigkeit von 213.000 km/s. James Bradley korrigierte diese Geschwindigkeit später (1728) auf den Wert 301.000 km/s. So konnte Bessel zur besseren Veranschaulichung der Entfernung von 61Cygni die Geschwindigkeit des Lichtes anführen vermutlich als einer der ersten.
Durch Bessels geniale Arbeit begann der Mensch zu begreifen, dass die Größe des Weltalls bisher nicht einmal ansatzweise verstanden wurde. Der Unendlichkeitsgedanke war noch immer in der Verständniswelt der Menschen verankert, obwohl bereits Olbers aufzeigte, dass dies wohl kaum möglich sei. Die folgenden Kapitel dieser Website zeigen, wie die Fortführung der Vermessung der "Unendlichkeit" zu kaum vorstellbaren Erkenntnissen führte.