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Nein. Die Lichtgeschwindigkeit ist das Tempolimit des Universums. Noch schneller geht es nur in Science-Fiction-Filmen, wenn die Enterprise mit Warp 8 durch das All düst. Genau genommen ist auch sie nicht schneller als das Licht, faltet aber den sie umgebenden Raum zusammen, so dass die Strecke kürzer wird. Das ist eine intelligente Idee, doch leider hat bis heute niemand herausgefunden, wie man sie verwirklichen kann.

Die astronomische Forschung hat hingegen viel herausgefunden. Vor 400 Jahren dachte man noch, die Erde sei das Zentrum von allem. Beim ersten Blick an den Nachthimmel klingt das auch plausibel, denn alle Gestirne scheinen sich um die Erde zu drehen. Dabei ist es die Erde, die sich um sich selbst dreht und gleichzeitig mit 100.000 Kilometern pro Stunde die Sonne umrundet. Eine ganze Runde um die Sonne dauert ein Jahr, genau genommen 365,25 Tage, weshalb alle vier Jahre ein Schalttag im Kalender erscheint. Doch die Sonne ist nur ein Stern von vielen. Alle Sterne am Himmel sind Teil einer Galaxie, die wir Milchstraße nennen. In der Milchstraße gibt es Milliarden Sterne, sie alle umlaufen deren Zentrum. Für eine Runde um das Milchstraßenzentrum benötigt unsere Sonne mit ihren Planeten eine lange Zeit – rund 220 Millionen Jahre.

Die schnellste Reisezeit bis zum nächsten Stern beträgt wie gesagt etwas mehr als vier Jahre. Das kann man noch als kosmische Nachbarschaft bezeichnen, denn andere Sterne sind Hunderte oder Tausende Lichtjahre von uns entfernt. So lange braucht ihr Licht, bis es uns erreicht. Und so lange brauchen eventuelle Funksignale von Außerirdischen, bis wir sie empfangen können. Das gilt auch umgekehrt: die irdischen Funkwellen haben bisher nur eine Entfernung von 100 Lichtjahren durchdrungen. Vielleicht wurden sie bereits von Aliens empfangen und man hat uns geantwortet, doch bis deren Nachricht bei uns ankommt, vergehen weitere Jahrzehnte.

Kann es überhaupt Leben fern der Erde geben? Noch wurde keines gefunden, doch Astronomen haben in den letzten Jahren bei anderen Sternen zahlreiche Planeten entdeckt. Darunter sind auch einige Kandidaten, die unserer Erde womöglich ähnlich sind. Und je besser die künftige Beobachtungstechnik wird, desto mehr Exoplaneten werden gefunden. Schon bald werden neue Teleskope auf die Jagd nach Exoplaneten gehen.

Sind wir allein im Universum? Wahrscheinlich nicht. Doch es ist leider sehr unwahrscheinlich, dass wir von den Nachbarn im All aufgrund der großen Entfernungen jemals etwas erfahren werden. Außer, jemand erfindet den Warp-Antrieb, dann ist der erste Kontakt mit einer fremden Zivilisation nicht mehr fern. Bis es so weit ist, arbeiten die Astronomen fleißig weiter und entlocken dem Universum seine Geheimnisse.

Die Geschichte der Astronomie hat mehrmals unser Weltbild revolutioniert. In den Gestirnen sah man Götter, entwickelte mit ihnen Kalender, benutzte sie für Horoskope und versuchte, Anfang und Ende der Welt zu erklären.

Wer hin und wieder den Sternenhimmel betrachtet, wird einige Gesetzmäßigkeiten entdecken können. Jedes Jahr tauchen zur gleichen Jahreszeit vertraute Sternmuster auf. So hatte die Beobachtung des Nachthimmels für unsere Vorfahren ganz praktische Gründe. Im antiken Ägypten verband man das Auftauchen des hellen Sterns Sirius mit der alljährlichen Nilüberschwemmung, die das Land wieder fruchtbar machte. War Sirius im Sommer erstmals am Morgenhimmel zu sehen, musste bald darauf die Nilüberschwemmung folgen. Mit mächtigen Bauwerken – am bekanntesten ist Stonehenge in Südengland – versuchte man, die himmlischen Abläufe zur präzisen Vorhersage irdischer Gegebenheiten zu benutzen. Die Menschen hatten damals noch keine Kalender, sie waren auf die Deutungen des Himmels durch erfahrene Priesterastronomen angewiesen.

Einige Lichtpunkte am Himmel scherten jedoch aus dieser Gesetzmäßigkeit aus. Sie veränderten ihre Positionen, wandelten vor dem offensichtlich unveränderlichen Fixsternhimmel hin und her. Ihr oft helles und immer ruhiges Licht hob die „Wandelsterne“ von allen anderen Sternen ab. Die klassischen sieben Wandelsterne – heute benutzt man für sie die griechische Bezeichnung „Planeten“ – sind Sonne, Mond, Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn. Sie dienten als Götter oder mussten zur Zukunftsdeutung herhalten. Allem Anschein nach war die Erde der Mittelpunkt der Welt, denn alle anderen Gestirne schienen sie zu umkreisen.

Es sollte bis ins Mittelalter dauern, bis ein Mönch die geradezu ketzerische Theorie aufstellte, die Erde sei nicht Mittelpunkt des Universums: Giordano Bruno wurde für diese Behauptung auf dem Scheiterhaufen verbrannt. Doch je intensiver die Menschen die Bewegungen der Planeten studierten, desto mehr Zweifel ergaben sich. Zur Erklärung der offensichtlichen Schleifenbewegungen wurde eine komplizierte Theorie geschaffen, nach der die Planeten zwar um die Erde kreisen, selbst aber wiederum auf kleineren Kreisen um diesen „Erdumlaufskreis“ ihre Bahnen ziehen. Diese „Epizykeltheorie“ wurde noch von Tycho Brahe unterstützt, der Ende des 16. Jahrhunderts mit bloßem Auge die bis dahin genauesten Positionen der Planeten bestimmte.

Doch schon Mitte des 16. Jahrhunderts veröffentlichte Nikolaus Kopernikus seine für damalige Zeiten verwegene Theorie, nach der sich die Erde und alle anderen Planeten um die Sonne bewegen.

Als Erbe der Braheschen Beobachtungen blieb es dann Johannes Kepler vorbehalten, die wahre Natur der Planetenbewegungen zu ergründen und seine noch heute gültigen drei Gesetze zu formulieren. Sein Modell der Welt kam einer Revolution gleich: alle Planeten umlaufen die Sonne, und sie bewegen sich nicht auf Kreis-, sondern auf Ellipsenbahnen. Das zweite Keplersche Gesetz sagt aus, dass sich die Planeten in Sonnennähe schneller auf ihrer Bahn bewegen als in Sonnenferne. Sein drittes Gesetz beschreibt schließlich einen Zusammenhang zwischen der Entfernung eines Planeten von der Sonne und dessen Umlaufzeit. Je weiter ein Planet von der Sonne entfernt ist, desto länger benötigt er für einen Sonnenumlauf.

Keplers Modell war erfolgreich, weil er damit die Positionen der Planeten mit einer bis dahin nicht erreichten Genauigkeit vorhersagen konnte. Eine physikalische Begründung für die aus Beobachtungen abgeleiteten Gesetze lieferte erst Isaac Newton, der 1687 sein Gravitationsgesetz formulierte, aus dem sich die Keplerschen Gesetze auf rein mathematischem Weg ableiten lassen.

Zu dieser Zeit begann auch die Himmelsbeobachtung mit Teleskopen. Je größer und besser die Teleskope wurden, desto stärker wuchs das Wissen über unser Universum.

In die Geschichte eingegangen sind die Beobachtungen von Galileo Galilei, auch wenn er das Teleskop selbst nicht erfunden hat. Galilei aber war es, der um 1610 zum ersten Mal Krater auf dem Mond, Flecken auf der Sonne und die Monde des Planeten Jupiter sah.

Den nächsten großen Sprung machte die Himmelsforschung, als 1781 Friedrich Wilhelm Herschel durch Zufall den Planeten Uranus entdeckte. Aus Störungen der Uranusbahn schlossen Jean-Joseph Leverrier und John Couch Adams auf einen weiteren Planeten, der 1846 von Johann Gottfried Galle entdeckt wurde. Man gab ihm den Namen Neptun. Erst 1930 wurde mit Pluto der letzte klassische Planet des Sonnensystems entdeckt.

Zweifelte schon lange niemand mehr am kopernikanischen Weltsystem mit der Sonne im Mittelpunkt des damals bekannten Universums, so war die erste Bestimmung einer Sternentfernung doch ein weiterer Schock. Im Jahr 1838 gelang es Friedrich Wilhelm Bessel, die Entfernung des Sterns 61 im Sternbild Schwan zu messen. Nach Bessels Beobachtungen musste „61 Cygni“ mehrere Billionen Kilometer weit entfernt sein. Damit war klar: Die Sonne kann nicht der Mittelpunkt des Weltalls sein. Die Entwicklung der Spektralanalyse Mitte des 19. Jahrhunderts wies zudem darauf hin, dass es sich bei den Sternen um ferne Sonnen handelt, die der unseren in vielerlei Hinsicht ähnlich sind.

Ein Riesenschritt gelang 1923 Edwin Hubble. Sein Teleskop war mit 2,5 m Durchmesser schon fast so groß wie heutige Profiteleskope. Er nutzte die Fotografie, um einzelne Sterne im „Andromeda-Nebel“ zu beobachten. Hubbles Messungen offenbarten die Natur dieses Objekts: Der Andromeda-Nebel ist eine Galaxie, ähnlich unserer Milchstraße.

Hubble legte außerdem den Grundstein für die heute noch gängige Lehrmeinung über die Entstehung des Universums: Das Weltall ist vor ca. 13,7 Milliarden Jahren entstanden und dehnt sich seitdem aus. Konkrete Beweise für dieses als Urknall bekannte Szenario lieferten erstmals Arno Penzias und Robert Wilson 1965. Sie entdeckten rein zufällig die kosmische Hintergrundstrahlung, das zarte Echo des Urknalls.

Die größten Rätsel der Kosmologie sind nach wie vor die Entstehung und Zukunft des Universums. Im Jahr 1998 fand ein Forscherteam heraus, dass sich das Weltall mit zunehmender Entfernung immer schneller ausdehnt. Wird der Kosmos bis in alle Ewigkeit auseinandertreiben?

ASTRONOMISCHE TELESKOPE
— und das Licht der Sterne

Mit der Erfindung des Fernrohrs begann für die Astronomie ein neues Zeitalter. Je größer die Teleskope wurden, desto mehr konnte man mit ihnen über das Universum in Erfahrung bringen. Und es werden bald neue „Superaugen“ gebaut.

Astronomen beobachten ferne Himmelsobjekte mit immer größeren Teleskopen. Ein typisches Observatorium befindet sich auf einem hohen Berg, weit entfernt von den hell erleuchteten Gebieten unserer Zivilisation. Hier starren moderne Riesenteleskope in jeder klaren Nacht an den pechschwarzen Himmel. Wie von Geisterhand gesteuert gleiten die tonnenschweren Kolosse durch die Dunkelheit, elektronische Empfänger registrieren unbestechlich jedes Lichtpünktchen und erzeugen große Datenmengen, die später in monatelanger Arbeit ausgewertet werden. Mit dem romantischen Bild des Astronomen, der nächtelang einsam hinter dem Fernrohr kauert und mit eigenen Augen das Universum erforscht, hat die Astronomie schon lange nichts mehr zu tun.

SO FUNKTIONIEREN TELESKOPE

Dabei hat sich das Grundprinzip aller Teleskope seit Galileo Galilei, dem ersten Astronomen mit Fernrohr, nicht geändert. Jedes Teleskop hat die gleiche simple Aufgabe: es soll Licht sammeln. Dies kann es umso besser, je größer die lichtsammelnde Fläche des Fernrohrs ist. Mit jeder Verdopplung des Teleskopdurchmessers steigt die Leistung um ein Vierfaches an. Aus diesem Grund werden immer größere Teleskope gebaut, und mit jedem neuen steigt die Hoffnung, dem Weltraum nun endlich seine letzten Geheimnisse entreißen zu können.

Es gibt zwei prinzipiell unterschiedliche Bauarten von Teleskopen: Linsenteleskope (Refraktoren) und Spiegelteleskope (Reflektoren). Das Prinzip des Spiegelteleskops wurde 1668 von Isaac Newton eingeführt. Linsenteleskope wurden hauptsächlich bis zu Beginn des 20. Jahrhunderts eingesetzt. Das größte je gebaute Linsenteleskop ist mit einem Durchmesser von 1,02 m der Yerkes-Refraktor in Wisconsin/USA, der 1897 in Betrieb genommen wurde.

Um die unvermeidlichen Farbfehler der Linsen klein zu halten, besitzen Refraktoren eine im Verhältnis zum Durchmesser große Brennweite, was man auf den ersten Blick erkennen kann: Sie sehen aus wie lange, dünne Röhren. Noch größere Linsenteleskope können nicht gebaut werden, da sich sonst die Linsen unter ihrem Eigengewicht durchzubiegen beginnen. Teleskope mit Durchmessern von über einem Meter werden daher prinzipiell als Spiegelteleskop gebaut. Auch haben Reflektoren gegenüber den Refraktoren einen entscheidenden Vorteil: Da das Licht reflektiert wird – und nicht wie beim Linsenteleskop gebrochen –, sind ihre Bilder vollkommen farbrein. Leider bleibt aber auch ein Nachteil: Um das Licht dem Beobachter oder dem Detektor zugänglich zu machen, muss es über einen kleineren Fangspiegel aus dem Strahlengang des Teleskops gelenkt werden. Dieser Fangspiegel (auch Sekundärspiegel genannt) verschlechtert die Abbildungsleistung eines Spiegelteleskops im Vergleich zum Refraktor.

Mit dem 2,5-Meter-Hooker-Reflektor bestimmte Edwin Hubble 1923 die Entfernung der Andromeda-Galaxie.
© Observatories of the Carnegie Institution for Science Collection at the Huntington Library, San Marino, California

Die europäische Südsternwarte auf dem chilenischen Andengipfel La Silla. In der Bildmitte steht das kantige Gebäude des New Technology Telescope.
© Aleksandar Cikota/ESO

ENTSCHEIDEND IST DIE SCHÄRFE

Doch die Größe eines Teleskops ist nicht das einzige Qualitätskriterium; auf die Schärfe der Bilder kommt es mindestens ebenso an. Mit zunehmendem Objektivdurchmesser steigt auch die Schärfeleistung eines Teleskops. Zumindest theoretisch, denn in der Praxis stellt sich heraus, dass ein durchschnittliches Hobby-Teleskop mit zum Beispiel 20 cm Durchmesser genauso scharfe Bilder zeigt wie ein Profiteleskop mit riesigem 8-m-Spiegel. Schuld daran ist die Erdatmosphäre: Sie verwirbelt das Licht eines Sterns, lässt es hin und her tanzen, erzeugt zappelnde und alles andere als scharfe Bilder der Himmelskörper.

Das Licht übersteht auf seinem jahrelangen Weg durch den weiten Weltraum schier unendliche Entfernungen nahezu unbeschadet, um dann auf den letzten Kilometern von den Luftschichten der Erdatmosphäre bis zur Unkenntlichkeit verwirbelt zu werden! Aus diesem Grund werden Sternwarten auf möglichst hohen Bergen errichtet, um den störenden Luftschichten wenigstens zum Teil entgehen zu können. Richtig ungestört können aber nur im Weltraum stationierte Teleskope das Universum erforschen.

Die größte Herausforderung besteht neben dem Bau immer größerer Teleskope daher in der Entwicklung technischer Methoden, um die Schärfeleistung der Großteleskope zu verbessern. Die Sterne einfach mit starrem Blick zu fixieren, genügt nicht mehr. Teleskopspiegel bestehen aus einer Glaskeramik und werden mit zunehmendem Durchmesser immer dicker und schwerer, um die Präzision der spiegelnden Fläche zu gewährleisten. So ist der Spiegel des berühmten 5-m-Teleskops auf dem Mt. Palomar in den USA bereits 50 cm dick. Noch größere Teleskopspiegel müssten nach der klassischen Bauweise immer dicker, schwerer und das Teleskop damit sehr viel teurer werden. Ein Dilemma, das lange Zeit den Bau von Teleskopen mit Spiegeln größer als fünf Meter verhinderte. Fachleute werden feststellen, dass an dieser Stelle das 6-m-Teleskop in Selentschukskaja nicht erwähnt wurde. Dieses sowjetische Großteleskop ging 1976 in Betrieb, hat aber aufgrund technischer Probleme nie seine erwartete Leistung erbringen können.

WENN TELESKOPE AKTIV WERDEN

Mit dem „New Technology Telescope“ (NTT) der Europäischen Südsternwarte ESO wurde eine neue Technik getestet. Statt den Teleskopspiegel wie sonst dick und starr zu machen, besitzt das NTT einen zwar 3,5 m großen, aber nur 24 cm dünnen Hauptspiegel, der mit Computerhilfe und 75 Zug- und Druckschrauben ständig in seiner idealen Form gehalten wird. Dank dieser „aktiven Optik“ verbesserte sich die Schärfeleistung enorm und das Teleskop wurde zudem deutlich preisgünstiger als ein gleichgroßes in klassischer Bauart. Damit war der Weg frei für den Bau noch größerer Teleskope, wie den vier 8-m-Spiegeln des „Very Large Telescope“ (VLT) der ESO oder den zwei aus vielen Spiegelsegmenten zusammengesetzten 10-m-Teleskopen des Keck-Observatoriums auf Hawaii.

Neben dieser aktiven Optik setzen die Forscher eine noch viel ambitioniertere Technik ein, um die Störungen der Erdatmosphäre auszuschalten: die „adaptive Optik“. Das Grundprinzip der adaptiven Optik ist einfach, seine technische Umsetzung umso schwieriger: Ein Computer analysiert das ständige Zappeln der Sterne und steuert eine kleine Hilfsoptik, die sich im Strahlengang des Teleskops befindet. Im Idealfall gelingt es damit, das zitternde Sternlicht zu beruhigen und so die gesamte Schärfeleistung des Riesenspiegels nutzen zu können.

Die Beobachtung des Weltalls mit normalen Teleskopen ist immer noch der aktivste Teil der Astronomie, aber schon lange nicht mehr der einzige. Bereits seit Anfang des 20. Jahrhunderts ist bekannt, dass es neben dem sichtbaren Licht auch andere Sorten von Strahlung gibt. Ob Infrarot, Radio-, Röntgen- oder Gammastrahlen – im Kosmos ist weitaus mehr zu „sehen“, als es das menschliche Auge wahrzunehmen vermag.

KURZE STRAHLEN, LANGE WELLEN

Das menschliche Auge – und auch die elektronischen Empfänger der optischen Teleskope – kann nur einen Bruchteil des elektromagnetischen Spektrums wahrnehmen. Links und rechts der bekannten Regenbogenfarben schließen sich andere Frequenzbereiche an. Zu längeren Wellenlängen hin sind dies Infrarotstrahlung und Radiowellen, zu kürzeren Wellenlängen hin ultraviolettes Licht, die Röntgen- und Gammastrahlung.

Ein Großteil dieser Strahlung wird von der Erdatmosphäre nicht durchgelassen (die Eindringtiefe ist in der Abbildung durch senkrechte Balken symbolisiert). Das ist ein Segen für die Menschheit, die dadurch vor schädigender Strahlung geschützt wird, aber ein Hindernis für die Astronomen, denn von der Erdoberfläche aus können nur kleine Teile des gesamten Spektrums empfangen werden. Neben dem für uns Menschen sichtbaren Licht sind das die Radiowellen und Teile der Infrarot- sowie Submillimeter-Strahlung. Alle anderen Strahlungsarten können nur außerhalb der Erdatmosphäre, zum Beispiel von Satellitenteleskopen in einer Erdumlaufbahn empfangen werden.

Das Auge nimmt nur einen Bruchteil des elektromagnetischen Spektrums wahr. Nach rechts und links schließen sich Wellenlängen an, die teilweise nur vom Weltraum aus beobachtet werden können.
© Mark Emmerich

Der Mensch besitzt einen der besten Lichtdetektoren der Welt: die Augen. Es ist kein Zufall, dass unsere Augen ausgerechnet im schmalen Spektralbereich zwischen 400 und 600 nm (nm = Nanometer, ein Milliardstel Meter) am empfindlichsten sind. Denn genau hier strahlt die Sonne viel Energie ab.

Auf den ersten Blick kann das Auge drei wichtige Eigenschaften eines Sterns wahrnehmen: seine Position, seine Helligkeit und, zumindest zum Teil, seine Farbe. Damit verbunden sind drei wichtige Forschungszweige der Astronomie: die Astrometrie (Positionsbestimmung), die Fotometrie (Helligkeitsmessung) und die Spektroskopie (Untersuchung der farbigen Bestandteile des Lichts) von Sternen.

ORDNUNG AM STERNENHIMMEL

Die Aufgabe der Astrometrie ist es, mit möglichst großer Genauigkeit die Positionen der Sterne zu vermessen. Dieses Ansinnen hat die Menschheit schon vor Jahrtausenden beschäftigt, so sind die uns heute bekannten Sternbilder entstanden. Dank der charakteristischen Muster kann sich auch der Naturbeobachter am Himmel orientieren und die Position eines Sterns zum Beispiel mit „der linke Stern der Wagendeichsel des Großen Wagens“ angeben. Mehr Systematik liegt dem System von Johannes Bayer zugrunde, der die Sterne eines Sternbilds mit kleinen griechischen Buchstaben benannte: Der hellste Stern eines Sternbilds wird mit α (alpha) bezeichnet, der zweithellste mit β (beta), usw. Leider ist dieses System nicht frei von Fehlern und mathematisch wenig brauchbar, so dass der Himmel schließlich mit einem Koordinatennetz ähnlich den irdischen Längen- und Breitengraden überzogen wurde. Der geografischen Länge entspricht dabei die Himmelskoordinate „Rektaszension“, der Breite die „Deklination“. Mit diesen beiden Koordinaten kann man die Position eines Sterns genau und für jeden Beobachter nachvollziehbar angeben.

Der große Bär (Ursa Major) in der kunstvoll ausgeschmückten Sternkarte von Sidney Hall aus dem Jahr 1825.
© Sidney Hall

Die Rektaszension wird dabei in Stunden, Minuten und Sekunden von 0 bis 24 Stunden angegeben, die Deklination in Winkelgrad von 0° bis +90° (nördlich des „Himmelsäquators“) bzw. 0° bis –90° (südlich des Himmelsäquators). Der vorhin genannte linke Stern der Wagendeichsel des Großen Wagens trägt daher auch die Bezeichnung η UMa (eta in Ursa Major, dem Großen Bären) bzw. die Koordinaten 13h47 m (Rektaszension), +49°19’ (Deklination). Dank genauer Sternpositionen konnten exakte Himmelskarten gezeichnet werden. Noch heute ist die Astrometrie des Himmels nicht abgeschlossen, immer wieder werden die Positionen der Sterne verbessert und vor allem schwächere Sterne neu erfasst.

Zwei Aspekte erschweren genaue Positionsangaben von Sternen: Einmal ändern sich ihre Koordinaten aufgrund der langfristig schwankenden Erdachse (der sogenannten Präzession), zweitens besitzen alle Sterne eine Eigenbewegung, d. h. sie sind keineswegs so fix, wie es die Bezeichnung „Fixstern“ vermuten lassen würde. Die Präzession ist gut erforscht und kann mit Computerhilfe kompensiert werden, die Eigenbewegung vieler schwacher Sterne ist allerdings lange noch nicht gut genug bekannt und muss immer weiter vermessen werden.

Ein Trost bleibt: für durchschnittliche Genauigkeitsansprüche und gedruckte Sternkarten genügt es, diese alle 50 Jahre zu aktualisieren (derzeit gilt das Jahr 2000 als Fixpunkt); Profiastronomen müssen dagegen sowohl die Eigenbewegung als auch die Präzession berücksichtigen.

Mit Hilfe der Astrometrie kann man bereits etwas über Ort und Bewegung eines Sterns erfahren. Um aber weitere Eigenschaften des Sterns zu erforschen, müssen sowohl seine Helligkeit als auch chemische Zusammensetzung bekannt sein.

GROSSTELESKOPE TRUMPFEN AUF

Schon ein kurzer Blick zum Nachthimmel zeigt: Nicht alle Sterne sind gleich hell. Besonders im Winter sind viele sehr helle Sterne am Himmel zu sehen, zum Beispiel im Sternbild Orion, und etwas darunter Sirius im Großen Hund, der hellste Stern am irdischen Nachthimmel. Andere Sternbilder, zum Beispiel der Krebs, bestehen aus so lichtschwachen Sternchen, dass man sie nur mit Mühe entdecken kann. Die Bestimmung der Sternhelligkeiten wird als Fotometrie bezeichnet. Hier können große Teleskope ihre Stärke ausspielen, denn je größer das Teleskop ist, desto schwächere Sterne kann es wahrnehmen.

Leider ist die Maßeinheit für Sternhelligkeiten aus historischen Gründen etwas undurchsichtig. Sie basiert auf dem von Hipparch eingeführten System, wonach die hellsten Sterne der Größe 1 zugeordnet werden, etwas schwächere der Größe 2 und die schwächsten, noch mit bloßem Auge wahrnehmbaren Sterne der Größe 6 angehören. In einer mathematisch genauer gefassten Form findet dieses System der „Magnitudines“ (lat., Größenklassen) heute noch Verwendung, wurde aber für besonders helle Objekte um negative Werte ergänzt. Als offizieller Nullpunkt dient der Stern Wega im Sternbild Leier. Sirius, der hellste Stern am Himmel, ist demnach –1,5 m hell, der Vollmond –12 m und die Sonne sogar –27 m. Interessanter wird es, wenn man die Helligkeitsskala zu lichtschwächeren Sternen hin betrachtet. Bereits ein Fernglas zeigt Sterne der 8. Größe, Hobbyteleskope kommen bis 15 m, der 5-m-Spiegel auf dem Mt. Palomar erreichte mit Belichtungen auf Fotoplatten ca. 23 m. Besonders den modernen CCD-Detektoren, die heute das Licht anstelle von Fotoplatten registrieren, ist es zu verdanken, dass Großteleskope mittlerweile Objekte der 30. Größe nachweisen können.

Aber die Helligkeitsbestimmung von Sternen hat weitaus mehr Sinn als deren bloße Katalogisierung. Denn manche Sterne leuchten nicht immer gleich hell und werden daher „Veränderliche“ genannt. Im Zeitraum von Stunden, Tagen, Wochen oder Monaten schwankt ihre Helligkeit. Bei einigen geschieht dies regelmäßig wie ein Uhrwerk, andere werden plötzlich heller oder schwächer.

Hinter diesen Helligkeitsschwankungen verbirgt sich eine Vielzahl physikalischer Prozesse, die alle etwas über die Natur eines Sterns verraten. Zwei prominente Beispiele seien hier genannt, mehr über das Thema der veränderlichen Sterne berichtet das Kapitel ab hier.

Das Large Binocular Telescope auf dem Mount Graham/USA besitzt zwei Spiegel mit einem Durchmesser von je 8,4 Metern.
© LBTO Collaboration/Marc-Andre-Besel, Wiphu Rujopakarn

Das Very Large Telescope der ESO ist ein Verbund aus vier 8-m-Teleskopen und kleinerer Hilfsteleskope.
© ESO/B. Tafreshi (twanight.org)

BEDECKUNGEN UND PULSATIONEN

Im Sternbild Perseus befindet sich der Stern Algol, dessen Helligkeitsschwankungen man bereits mit bloßem Auge verfolgen kann. Etwa alle drei Tage wird Algol schwächer, um innerhalb weniger Stunden wieder seine normale Helligkeit zu erreichen. Genauere Untersuchungen ergaben, dass sich dort zwei Sterne umkreisen und in regelmäßigen Abständen gegenseitig bedecken (linker Teil der Abb. oben). Obwohl man die Sterne im Teleskop nicht einzeln sehen kann, offenbart sich allein durch die Untersuchung des Lichtwechsels die Natur des Objekts: Algol ist ein Doppelstern.

Eine ganz andere Art Veränderlicher ist der Stern δ (delta) im Sternbild Kepheus. Seine Helligkeit steigt etwa alle fünf Tage an, um dann wieder auf den Normalwert abzusinken. Die zugehörige Lichtkurve (rechter Teil der Abb. oben) sieht aber ganz anders aus als bei Algol – handelt es sich ebenfalls um einen Doppelstern? Die Antwort lautet nein, denn δ Cephei verändert sich tatsächlich, er pulsiert. Im Gegensatz zu unserer gleichmäßig leuchtenden Sonne ist δ Cephei instabil, er bläht sich regelmäßig auf und zieht sich danach wieder zusammen.

Allein durch die Beobachtung von Sternhelligkeiten können die Astronomen viel über die Natur der Sterne in Erfahrung bringen. An Vielfalt überboten wird die Fotometrie aber noch von der Spektroskopie, denn damit kann man tatsächlich die chemische Zusammensetzung selbst Lichtjahre entfernter Sterne bestimmen – ohne eine Probe des Sterns in einem irdischen Labor zu untersuchen.

Die Messung von Sternhelligkeiten und deren zeitlicher Verlauf kann viel über die Natur der Sterne aussagen.
© Mark Emmerich

WEISSE STERNE WERDEN FARBIG

Nicht alle Sterne strahlen weißes Licht aus. Genau genommen sind viele von ihnen sogar farbig, doch mit bloßem Auge kann man dies nur bei besonders hellen Sternen, etwa der rötlichen Beteigeuze im Sternbild Orion, wahrnehmen. Die Farbe eines Sterns ist ein Maß für dessen Temperatur: Rote Sterne sind „kühl“ (ca. 3000 Grad), gelbe Sterne liegen mit 6000 Grad im mittleren Bereich und blaue Sterne sind mit 20.000 Grad sehr heiß.

Noch genauer wird die Farbe eines Sterns bei der Spektroskopie unter die Lupe genommen. Dabei wird das Licht der Sterne in seine Regenbogenfarben zerlegt, Astronomen sprechen vom Spektrum des Sterns. Die zugehörige Apparatur heißt Spektroskop, das an ein Teleskop angeschlossen wird. Das Spektroskop nutzt entweder ein Glasprisma oder ein feines Gitter, um das Licht des Sterns in seine Spektralfarben zu zerlegen. Im Gegensatz zum Regenbogen sind die Spektren der Sterne von schmalen schwarzen Linien durchzogen, die nach ihrem Entdecker Fraunhofer-Linien genannt werden. Von Experimenten im irdischen Chemielabor war bekannt, dass bestimmte Elemente mit einer charakteristischen Farbe verbrennen. Natrium (neben Chlor auch in Kochsalz enthalten) hat zum Beispiel eine gelbe Farbe, wenn es verbrennt.

Daher war der Weg zur Deutung der Fraunhofer-Linien nicht weit: Sie sind gewissermaßen der Fingerabdruck chemischer Elemente in der äußeren Atmosphäre eines Sterns. Statt zu leuchten, absorbieren hier vorhandene Elemente das aus dem Sterninneren strahlende Licht und bilden schwarze Linien im Spektrum. So kann man aus weiter Ferne, allein durch die spektroskopische Untersuchung des Sternlichts, auf dessen chemische Zusammensetzung schließen. Sterne bestehen zum überwiegenden Teil aus Wasserstoff, dem häufigsten chemischen Element im Universum.

Das Spektrum eines Sterns weist dunkle Linien auf, die ein „Fingerabdruck“ der dort vorhandenen chemischen Elemente sind.
© Universität Cardiff/Chris North

Das Rubin Observatory ist ein neuartiges Weitwinkelteleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 8,4 Metern. Es wird die größte Digitalkamera der Welt mit 3200 Megapixeln nutzen.
© Rubin Observatory/NSF/AURA

MODERNE GROSSTELESKOPE

DIE VERMESSUNG DES WELTALLS
— von einem Stern zum anderen

Astronomen haben ein Problem: Man kann die Entfernungen der Himmelskörper nicht mit dem Metermaß vermessen. Stattdessen hangeln sich die Wissenschaftler mit unterschiedlichen Methoden von einem Meilenstein zum anderen durch das Universum.

Bereits die Naturphilosophen im alten Griechenland unternahmen Versuche, die Entfernungen von Sonne und Mond zu ermitteln. Grundlage für diese Schätzungen war die Bestimmung des Erddurchmessers durch Eratosthenes von Kyrene. Ihm war aufgefallen, dass die Sonne, zur gleichen Uhrzeit von zwei entfernten Orten aus betrachtet, unterschiedlich hoch am Himmel steht. Unter der Annahme, die Erde sei eine Kugel, konnte er den Erddurchmesser zu 12.700 km errechnen, was dem heute gültigen Wert von 12.756 km erstaunlich nahekommt. Etwa einhundert Jahre später (um 150 v. Chr.) vermaß Hipparchos von Nikaia die Mondentfernung zu 30 Erddurchmessern (ca. 380.000 km); auch dies ein Wert, der dem tatsächlichen (384.000 km) überraschend ähnlich ist. Der nächste Schritt, die Bestimmung des Abstandes Sonne – Erde, war dagegen von weniger Erfolg gekrönt. Es sollte fast 2000 Jahre dauern, bis man diese riesige Entfernung von 150 Millionen Kilometern in Erfahrung bringen konnte.

DIE ASTRONOMISCHE EINHEIT

Der mittlere Abstand zwischen Sonne und Erde wird als „Astronomische Einheit“ bezeichnet. Wer diesen Wert genau kennt, der kann dank der Keplerschen Gesetze die Entfernungen aller Planeten untereinander und zur Sonne berechnen. So verwundert es nicht, dass große Anstrengungen unternommen wurden, um den Wert der Astronomischen Einheit (AE) genau zu ermitteln. Und anstrengend war das in der Tat, denn die einzige Möglichkeit basierte auf trigonometrischen Beobachtungen, ähnlich den Methoden der Landvermesser.

Jeder kann dies nachvollziehen, wenn er den Arm ausstreckt und dann den Daumen abwechselnd mit dem linken und dem rechten Auge betrachtet: Vor dem Hintergrund entfernter Gegenstände springt der Daumen hin und her. Den Abstand der Augen sowie die Armlänge kann man nachmessen und durch die Ermittlung des Winkels beim „Daumensprung“ lässt sich die Entfernung anderer Gegenstände berechnen. Der Fachbegriff hierfür lautet „Parallaxeneffekt“. Statt des Daumens benutzen Astronomen den Planeten Venus, der zu bestimmten Zeiten vor der hellen Sonnenscheibe vorbeizieht. Die Basislinie (der „Augenabstand“) muss aufgrund der Entfernungen besonders groß sein, der Venusdurchgang vor der Sonne entsprechend von zwei weit auseinanderliegenden Orten auf der Erde beobachtet werden. Doch leider sind diese Venustransite seltene Ereignisse, sie finden nur etwa alle 120 Jahre statt, acht Jahre später folgt allerdings immer ein weiterer Transit. So zog die Venus nach dem letzten, zur Bestimmung der AE benutzten, Transit im Jahre 1882 erst wieder am 8. Juni 2004 vor der Sonne vorbei; ein Ereignis, das zwar weltweit beobachtet wurde, aber für die Ermittlung der AE heutzutage keinerlei Bewandtnis mehr hatte. Das Bild, siehe hier, stammt vom letzten Venustransit am 6. Juni 2012, der nächste wird erst 2117 stattfinden.

Allen Anstrengungen zum Trotz (oft wurden zur Beobachtung eines Venustransits abenteuerliche Expeditionen in abgelegene Gebiete unternommen), blieb der Wert der AE lange ungenau. Erst moderne Beobachtungen mittels Radarwellen lieferten den exakten Wert von 149.597.870 km.

Mit der Kenntnis des Abstandes von der Erde zur Sonne konnten auch die Entfernungen der anderen Planeten zur Sonne berechnet werden. Die Vermessung des Sonnensystems war nur mehr eine Rechenaufgabe.

Der Kleinplanet Toutatis, aufgenommen von zwei 513 km entfernten Observatorien. Aus dem Versatz der Spuren konnte die Entfernung des Kleinplaneten zu 1.607.900 km bestimmt werden.
© ESO

DER GRIFF NACH DEN STERNEN

Sterne sind sehr viel weiter von uns entfernt als die Sonne und alle anderen Planeten. Hier begegnen wir Zahlen in „astronomischen“ Größenordnungen. Und doch gelang es bereits Friedrich Wilhelm Bessel im Jahr 1838, die Entfernung eines Fixsterns zu bestimmen. Die Technik ist der Bestimmung der Sonnenentfernung ähnlich, nur benutzt man nun als „Augenabstand“ nicht zwei auf der Erde weit voneinander entfernt liegende Orte, sondern den Durchmesser der Erdbahn. Die Basislinie zur Messung des „Daumensprungs“ beträgt damit knapp 300 Millionen km!

Doch selbst mit dieser riesigen Strecke ist die Parallaxe von Sternen kaum messbar. Das „Wackeln“ naher Sterne vor dem Hintergrund der weiter entfernten Sterne ist kleiner als eine Bogensekunde und damit nur schwer messbar – aber immerhin möglich.

F. W. Bessel untersuchte den Stern 61 im Sternbild Schwan (61 Cygni) und bestimmte dessen Entfernung zu 10,3 Lichtjahren, einer für damalige Zeiten geradezu schwindelerregenden Entfernung. Später wurde dieser Wert auf 11,4 Lichtjahre präzisiert. 61 Cygni befindet sich noch in der unmittelbaren Nachbarschaft der Sonne, sein Parallaxenwinkel beträgt dennoch nur 0,287 Bogensekunden.

Ein Lichtjahr ist die Entfernung, die das Licht innerhalb eines Jahres zurücklegt: 9,46 Billionen Kilometer. Oft wird auch die Einheit „Parsec“ (Abkürzung für „Parallaxensekunde“) verwendet, da hier der Zusammenhang mit dem gemessenen Parallaxenwinkel deutlicher ist. Die in Parsec angegebene Entfernung ist gleich dem Umkehrwert des Winkels, bei 61 Cygni also 1/0,287 = 3,48 Parsec. Einem Parsec entsprechen somit 3,26 Lichtjahre oder knapp 31 Billionen Kilometer.

Mit der Parallaxenmethode ist es möglich, von der Erde aus Sternentfernungen bis ca. 100 Lichtjahre weit exakt zu messen. Um diese Reichweite zu steigern und die Entfernungen naher Sterne genauer zu kennen, untersuchte der Satellit Hipparcos Anfang der 1990er Jahre die Parallaxen von 100.000 Sternen. Seit Dezember 2013 hat der Satellit Gaia seine Arbeit aufgenommen. Das unbescheidene Ziel dieser Mission ist es, die Entfernungen der Sterne um einen Faktor 200 gegenüber den Ergebnissen von Hipparcos zu verbessern. Mit den Messungen von Gaia ist eine dreidimensionale Karte unserer Galaxis möglich; dazu bestimmt der Satellit von einer Milliarde Sternen deren Eigenschaften wie Entfernung, Eigenbewegung, Temperatur und chemischer Zusammensetzung.

Die Messung der Parallaxe ist die einzige direkte Methode, um die Entfernung eines Sterns zu bestimmen. Alle anderen fügen verschiedene Puzzleteile zusammen, um noch weiter in den Raum vorzudringen. Die nächste wichtige Entdeckung zur Entfernungsbestimmung gelang Henrietta Leavitt im Jahr 1912. Ihr fiel auf, dass eine bestimmte Klasse veränderlicher Sterne, die Cepheïden, einen eindeutigen Zusammenhang zwischen ihrer Helligkeit und der Dauer ihres Lichtwechsels aufweisen. Man muss demnach nur die Lichtwechselperiode des Cepheïden und seine scheinbare Helligkeit messen, um so dessen Entfernung zu erhalten.

ASTRONOMISCHE MASSEINHEITEN

1 Astronomische Einheit (AE) = 149.597.870 Kilometer

1 Lichtjahr = 9,46 Billionen km oder 63.240 AE

1 Parsec (pc) = 3,26 Lichtjahre

1 Megaparsec (Mpc) = 3,26 Millionen Lichtjahre

Lichtgeschwindigkeit = 299.792.458 m/s

Der Satellit Gaia ist aufgebrochen, um die Sterne der Milchstraße mit bisher unerreichter Präzision zu vermessen.
© ESA/S. Brunier

MILLIONEN LICHTJAHRE ENTFERNT

Dank der Cepheïden-Methode war es nun möglich, auch die Entfernung anderer Galaxien zu bestimmen – vorausgesetzt, man kann dort Cepheïdensterne finden und vermessen. Wer schon einmal die Andromeda-Galaxie mit einem Feldstecher oder Teleskop beobachtet hat, der weiß, dass man dort nur einen nebligen Lichtschein sieht, von einzelnen Sternen ist keine Spur. Erst mit einem neuen Riesenteleskop, dem 2,5-m-Spiegel des Mt.-Wilson-Observatoriums, war es im Jahr 1923 möglich, die Randpartien des Andromeda-Nebels in einzelne Sterne aufzulösen. Edwin Powell Hubble gelang es, dort Cepheïdensterne zu entdecken und so die Entfernung des „Nebels“ zu 800.000 Lichtjahren zu bestimmen. Damit wurde erstmals klar, dass dieser Nebel kein Teil unserer Milchstraße ist, sondern dass es sich bei ihm um eine eigene, weit entfernte Galaxie handeln muss.

Nun war die Entfernungsbestimmung mittels Cepheïden doch nicht so einfach, wie es auf den ersten Blick den Anschein hatte. Die tatsächliche Entfernung der Andromeda-Galaxie beträgt daher etwa 2,7 Mio. Lichtjahre. So ganz genau kennt man die Entfernung aber selbst heute noch nicht, irgendwo zwischen 2,5 und 3,0 Mio. Lichtjahren ist sie aber angesiedelt.