In den letzten Jahrhunderten vor Christus haben griechische Gelehrte die Methode der Winkelmessungen am Himmel in ein theoretisches Modell des Universums überführt. Darin war die Erde von einer Reihe konzentrischer, ineinander verschachtelter Kugeln umgeben, auf denen Sonne, Mond, Planeten und Sterne lagen. Dieses Sphärenmodell hatte seinen Ursprung im vierten Jahrhundert vor Christus beim großen griechischen Denker Platon. Er liebte schwierige Probleme und überlegte, dass sich die scheinbar nicht vorhersagbaren Bewegungen von Sonne, Mond und Planeten durch eine Reihe von Kreisen erklären ließen, die zueinander in Beziehung standen. Auf diesen Kreisen wanderten die Gestirne gleichförmig (für die Griechen erleichterten Annahmen wie Kreise und Gleichförmigkeit nicht nur die Berechnungen, sie passten auch in ihre Vorstellung von der Perfektion der Natur). Platons Idee wirkte so verlockend, dass seine Anhänger in den folgenden Jahrhunderten versuchten, das Modell zu perfektionieren. Sie dachten sich ein System ineinander geschachtelter Kristallsphären aus und verfeinerten es immer weiter. Damit verbanden sie die Hoffnung, irgendwann ein Modell zu haben, das die Planetenbewegungen korrekt vorhersagt. Zumindest bei den Sternen war das einfach – es genügte eine einzige Sphäre, die sich einmal am Tag um den Himmelspol drehte.

Im zweiten Jahrhundert nach Christus verewigte der griechisch-ägyptische Universalgelehrte Ptolemäus aus Alexandria, dem wir im Lauf unserer Geschichte noch mehrfach begegnen werden, seine Interpretation dieses Universums in dem wichtigen astronomischen Lehrbuch, das als Almagest bekannt wurde. (Diesen Titel dachten sich später arabische Astronomen aus. Er bedeutet Größte Zusammenstellung – nicht schlecht in der Rückschau und sicher besser als der ursprüngliche Titel Mathematische Zusammenstellung.) Der Almagest war ein klassischer Bestseller und blieb fast 1500 Jahre lang das letzte Wort zur Astronomie. Erst aufmüpfige Renaissance-Gelehrte wagten es, die Position der Erde im Mittelpunkt des Universums und anschließend das hochheilige Prinzip der gleichförmigen Kreisbewegung in Frage zu stellen. Anfang des 17. Jahrhunderts waren elliptische Umlaufbahnen um die Sonne en vogue, vor allem Dank der Arbeiten des deutschen Astronomen Johannes Kepler. Da jedes Objekt durch eine elliptische Bahn seinen Abstand zur Sonne ändern kann, gab es keinen Grund mehr für die planetaren Sphären. Dennoch war das Konzept so praktisch, dass die Astronomen an der Vorstellung einer Sphäre aus „Fixsternen“ um die Erde festhielten. Bis heute dient diese Himmelskugel als Grundlage eines Koordinatensystems, in dem sich alles erfassen lässt.

Die einfachste Vorstellung von diesem Koordinatensystem an der Himmelssphäre ist eine Ausdehnung des vertrauten geografischen Koordinatensystems auf die Innenseite einer fiktiven Kugel, die den gesamten Himmel umspannt. In Wahrheit unterscheiden sich die Entfernungen von Sternen, Planeten und anderen Objekten natürlich stark. Aus unserer irdischen Perspektive geht es aber nur um die Richtung der Gestirne, so dass wir uns vereinfacht vorstellen können, dass sie sich auf der Innenseite dieser Kugel bewegen. Himmelspole (über dem geografischen Nord- und Südpol) markieren die Drehpunkte und ein Himmelsäquator verläuft in der Mitte dazwischen. Er teilt den Himmel – wie bei der Erde – in eine Nord- und eine Südhalbkugel. Beobachter sehen abhängig von der Uhrzeit und dem Aufenthaltsort verschiedene Bereiche dieser Himmelskugel. Selbstverständlich ist eine Hälfte der Kugel ständig durch das verdeckt, worauf Sie stehen. Aber beim Blick zu Ihrem Himmelspol sehen Sie, wie sich zirkumpolare Sterne um einen festen Punkt am Himmel drehen, während Sie beim Blick in andere Richtungen Sterne am Osthorizont aufgehen, den Meridian überqueren und im Westen wieder untergehen sehen. Der Himmelsäquator verläuft exakt von Ost nach West und kreuzt dabei den Meridian unter einem Winkel, der mit der geografischen Breite zusammenhängt. (Die maximale Höhe des Äquators für Ihren Himmelsanblick beträgt 90 Grad minus Ihre geografische Breite.) Unterhalb davon sehen Sie Sterne der anderen Himmelshalbkugel.

Der Anblick des Nachthimmels zu einer bestimmten Uhrzeit verändert sich im Lauf des Jahres, weil die Grundlage unserer Zeitrechnung die Sonne ist und nicht die Sterne. Da die Erde einmal im Jahr um die Sonne wandert, verändert die Sonne langsam ihre Position vor dem Hintergrund der Sterne. Sie wandert ostwärts durch den sogenannten Tierkreis und überstrahlt dabei alles, was in ihrer Nähe steht. Sterne und Planeten tauchen anschließend wieder morgens am Osthimmel auf und wandern dann im Lauf der Monate langsam westwärts, so dass sich ihr Winkelabstand von der Sonne einige Zeit immer weiter vergrößert. Schließlich verschwinden sie beim abendlichen Sonnenuntergang, weil die Sonne sie erneut am Himmel eingeholt hat. Die Bahn der Sonne am Himmel wird als Ekliptik bezeichnet – allgemeiner meint man damit allerdings die Ebene der Erdumlaufbahn um die Sonne. Da die Erdachse nicht senkrecht auf dieser Ebene steht, ist die Ekliptik am Himmel um 23,5 Grad zum Himmelsäquator geneigt. Deshalb verbringt die Sonne eine Hälfte des Jahres auf der nördlichen Himmelshalbkugel, die andere auf der südlichen, was jeweils auf der irdischen Nord- oder Südhalbkugel zu längeren Tagen führt. Wechselt die Sonne die Himmelshälfte an den Schnittpunkten zwischen Ekliptik und Himmelsäquator, herrscht Tagundnachtgleiche.

Durch die Launen der Erdbewegung war Polaris jedoch nicht immer Polarstern und wird es auch nicht immer bleiben. Denn die besagte Schiefe der Erdachse verändert langsam ihre Orientierung. Schuld sind die Schwerkräfte von Sonne und Mond, die am 20-Kilometer-Bauch des Erdäquators ziehen. (Wegen der raschen Rotation unseres Planeten ist sein Äquatordurchmesser größer als sein Durchmesser an den Polen.) In der Folge beschreiben die irdischen Pole gemächliche Kreise, die sie in rund 26.000 Jahren vollenden. Und die beiden Himmelspole machen es genauso am Himmel. Man bezeichnet dies als Präzession. Zurzeit steht Polaris zufällig am Himmelsnordpol, vor 4000 Jahren war ihm aber Kochab, der zweithellste Stern im Kleinen Bären, viel näher. In etwa 12.000 Jahren wird sich ein wirklich heller Stern, Wega im Sternbild Lyra (Leier), dem Pol bis auf weniger als vier Grad angenähert haben. Beobachter auf der Südhalbkugel müssen derweil weitere 5000 Jahre warten, bevor ihr Himmelspol in ziemlich rascher Folge nahe an drei hellen Sternen vorbeiwandert.

Was hat es nun mit Polaris auf sich? Ist er einfach ein langweiliger Stern, der zufällig zur rechten Zeit am rechten Ort steht? Erfreulicherweise ist dem nicht so. Vielmehr ist der Polarstern ein tolles Beispiel für einige Objektklassen, denen wir in weiteren Kapiteln ausführlicher begegnen werden. Um nur einen Aspekt zu nennen: Polaris ist ein veränderlicher Stern. Er leuchtet nicht mit konstanter Helligkeit, sondern pulsiert leicht innerhalb von etwa vier Tagen. Sternhelligkeiten werden in Größenklassen gemessen – einer Einheit, bei der kleinere Zahlen für größere Helligkeiten stehen als höhere Zahlen. Im Altertum wurde den hellsten Sternen die erste Größenklasse zugeordnet, den gerade noch mit bloßen Augen sichtbaren die sechste Größenklasse. Wir haben diese Einteilung von Ptolemäus geerbt oder womöglich von dem zuvor lebenden Griechen Hipparch (2. Jahrhundert v. Chr.), dem diese Erfindung oft zugeschrieben wird (obwohl eigentlich nichts der Nachwelt überliefert ist, was er zu diesem Thema gesagt hätte). Polaris ist ein Stern von ungefähr zweiter Größenklasse, was wir heute glücklicherweise noch genauer angeben können. 1856 fand nämlich der junge englische Astronom Norman Pogson heraus, dass es einen hundertfachen Helligkeitsunterschied zwischen einem Stern erster Größe und einem Stern sechster Größenklasse gibt. So formalisierte er die Einteilung durch einen präzisen Umrechnungsfaktor – 2,512 – zwischen den Größenklassen (weil 2,5125 = 100) und kalibrierte sie, indem er Polaris exakt die Größenklasse 2,0 zuwies.1 (Pogson hatte sich gegen einen Handwerksberuf entschieden, weil er Wissenschaftler werden wollte.) Als sich die Helligkeit des Polarsterns später als leicht veränderlich herausstellte, wechselten die Astronomen zum verlässlicheren Stern Wega als Kalibrationspunkt. Er hat die Größenklasse 0,0. Durch Pogsons Festlegung allerdings bekamen die hellsten Sterne am Himmel – wie zum Beispiel Sirius oder Canopus – negative Größenklassen, weil sie so viel heller als Polaris sind. In dieser modernen Größenklasseneinteilung (als scheinbare Helligkeit bezeichnet, weil sie die Erscheinung der Sterne aus irdischer Perspektive misst) schwankt Polaris zwischen 1,86 und 2,13, was im Durchschnitt 1,98 Größenklassen ergibt. Wie bei vielen Sternen ändert sich seine Helligkeit, weil er pulsiert. Doch während die meisten pulsierenden Sterne rot leuchten, strahlt Polaris gelb. Er ist ein Beispiel für die Objektklasse der Cepheïden-Veränderlichen, über die wir mehr bei unserem Besuch von Eta Aquilae erfahren werden.

Ebenfalls erwähnenswert ist, dass Polaris – wie viele andere helle Sterne – nicht allein ist. Zwar stammt nahezu das gesamte Licht, das wir sehen, vom Hauptstern (offiziell Polaris Aa), er hat aber noch zwei viel kleinere Begleiter, die beide etwas heißer als die Sonne sind. Einer dieser Begleiter (Polaris B) wurde 1779 entdeckt und ist mit einem geeigneten Fernrohr zu sehen, während der andere (Polaris Ab) so nah bei Polaris Aa steht, dass er nur mit einem Instrument wie dem Hubble-Weltraumteleskop zu erkennen ist.2 Für uns auf der Erde leuchten Polaris B und Polaris Ab mit den Größenklassen 8,7 beziehungsweise 9,2, sie sind also nicht mit bloßen Augen zu sehen. Laut den aktuellsten Messungen (anhand der sogenannten Parallaxe, die im Mittelpunkt des nächsten Kapitels steht) ist der Polarstern 477 Lichtjahre von uns entfernt – so weit, dass die Lichtteilchen, die auf Ihren Sehnerv treffen, die Reise bereits angetreten hatten, als Elisabeth I. den englischen Thron bestieg.3 Auch wenn Berufsastronomen über das Lichtjahr etwas die Nase rümpfen, ist es eine praktische Einheit, um die gewaltigen Entfernungen in der Astronomie anzugeben. Wir werden es im gesamten Buch benutzen. In etwas alltäglicheren Einheiten entspricht ein Lichtjahr etwa 9,5 Billionen Kilometer. Es ist die Strecke, die das Licht – das Schnellste, was es im Universum gibt – in einem Jahr zurücklegt. Da wir wissen, wie hell Polaris von der Erde aus wirkt, können wir nun auch herausfinden, wie hell er wirklich ist. Polaris Aa erweist sich als etwa 2500-mal heller als die Sonne (Beeindruckend? Warten Sie, bis wir zu Eta Carinae kommen …), damit gehört er zur Klasse der sogenannten Überriesen.

Aber den Polarstern umgibt noch ein weiteres Rätsel. Weil er so lange und so sorgfältig beobachtet worden ist, liegen den Astronomen Aufzeichnungen bis zur Zeit von Ptolemäus vor. Daraus folgt, dass die durchschnittliche Helligkeit von Polaris beträchtlich gestiegen ist, womöglich um das Zweieinhalbfache (eine ganze Größenklasse) innerhalb weniger Jahrtausende. Genauere Messungen in der jüngeren Vergangenheit deuten darauf hin, dass Polaris weniger stark pulsierte, während er heller wurde (in den 1990ern kamen die Pulsationen fast ganz zum Erliegen, nahmen seitdem aber wieder zu).4 Solche Änderungen sind sehr ungewöhnlich. Abgesehen von regelmäßigen Pulsationen erwartet man bei Sternen keine so starken Helligkeitsveränderungen in – aus astronomischer Sicht – relativ kurzen Zeiträumen. Angenommen die Veränderungen sind real, dann haben wir Polaris womöglich zufällig an einem Wendepunkt seiner Entwicklung erwischt: In seinem Inneren verändern sich die Prozesse der Energieerzeugung grundlegend, was sich in der Energieabgabe des Sterns bemerkbar macht. Diese Wendepunkte im Leben eines Sterns schauen wir uns noch genauer an, wenn wir in einem späteren Kapitel zu dem pulsierenden Stern Mira kommen. Julius Caesar sagt in Shakespeares gleichnamiger Tragödie: „Doch ich bin standhaft wie des Nordens Stern, des unverrückte, ewig stete Art nicht ihresgleichen hat am Firmament.“ Doch dies scheint in beiderlei Hinsicht nicht zu stimmen.

2 – 61 Cygni

Die Entfernungsbestimmung eines fliegenden Sterns

Warum bemerken wir eigentlich nicht, dass sich die Erde um die Sonne dreht? Diese Frage beschäftigte Gelehrte und Philosophen bereits in der griechischen Antike. Zunehmend drängender wurde sie, nachdem ein im Sterben liegender Domherr namens Nikolaus Kopernikus 1543 seine neue Theorie über das Universum veröffentlicht hatte. Ich beschreibe die kopernikanische Wende hier nicht detailliert, aber einer der plausibelsten Einwände in der Renaissance gegen ein Universum mit der Sonne (statt der Erde) im Mittelpunkt war eine völlig vernünftige Frage: Warum wirkt sich unsere wechselnde Perspektive im Lauf des Jahres dann nicht auf die sichtbare Position der Sterne am Firmament aus? Die Antwort lautet, dies geschieht durchaus, aber nur äußerst minimal. Schlüssige Belege gab es erst sehr spät, lange nachdem Galileo Galilei und Johannes Kepler die Debatte über die kopernikanische Wende zu einem Ende geführt hatten. (Galilei entdeckte die Jupitermonde und die Phasengestalt der Venus und widerlegte so die geozentrischen Vorstellungen von Ptolemäus. Kepler erkannte, dass sich ein Modell des Universums mit der Sonne im Mittelpunkt für praktische Vorhersagen nutzen ließ, wenn die Planetenbahnen Ellipsen wären – keine perfekten Kreise, wie von Kopernikus vorgeschlagen.) Fast zwei Jahrhunderte lang versuchten Astronomen vergeblich, die periodische Verschiebung der Sterne am Himmel nachzuweisen, die durch den Umlauf der Erde um die Sonne entsteht. Der Nachweis galt als Ausgangspunkt, um die Größe des Universums zu ermitteln. Der unscheinbare Stern 61 Cygni erwies sich hierbei als Schlüssel.

Verglichen mit romantischen Namen wie Polaris, Rigel oder Aldebaran klingt 61 Cygni langweilig. Das liegt daran, dass der Stern leicht übersehen werden kann, obwohl er mit einer Größenklasse von 4,8 mit bloßen Augen zu erkennen ist. Aus diesem Grund wurde er auch erst vom englischen Hofastronomen John Flamsteed bei einer methodischen Suche Ende des 17. Jahrhunderts am neuen Royal Observatory in Greenwich erfasst. Flamsteed war sich darüber im Klaren, dass kein Mensch einen Riesenhaufen neuer Sternnamen und Bezeichnungen lernen würde. Deshalb entschied er sich, dort anzuknüpfen, wo dem bedeutenden Kartografen Johann Bayer die griechischen Buchstaben ausgegangen waren oder dieser sich einfach nicht mehr um die letzten schwachen Sterne gekümmert hatte. Flamsteed katalogisierte nun systematisch die „verbliebenen“ Sterne in der Reihenfolge ihrer Rektaszension (einer Koordinate, mit der die Position eines Sterns gemessen wird), jeweils in jedem Sternbild von West nach Ost voranschreitend. Dazu musste er Trennlinien zwischen den Sternbildern ziehen, durch die sie zu Bereichen am Himmel statt subjektiven Figuren wurden. Die so entstandene Aufteilung ist stimmig und besteht im Prinzip bis heute.

Wie Sie vielleicht schon angesichts der relativ hohen Zahl erahnt haben, liegt 61 Cygni in einem Sternbild – im Cygnus, dem Schwan –, das viele Sterne enthält, die mit bloßen Augen zu sehen sind. Die große und auffällige Figur ähnelt einem Vogel mit langem Hals, der entlang des Milchstraßenbands südwärts fliegt. Der helle Stern Deneb markiert die Schwanzfedern im Norden, Albireo (ein schöner orangeblauer Doppelstern) den Schnabel im Süden. Der Schwan zieht im Nordsommer und -herbst als auffälliges Sternbild fast senkrecht über den Beobachter hinweg. Auf der Südhalbkugel dagegen sieht man ihn zwischen August und Oktober über dem abendlichen Nordhorizont. 61 Cygni liegt unmittelbar hinter dem östlichen ausgebreiteten Flügel des Schwans. Am besten findet man den Stern ausgehend von Sadr, dem Stern in der Mitte der kreuzförmigen Schwanenfigur. Von dort geht es etwas weiter südöstlich zu Epsilon. Oberhalb dieser Linie liegt ein kleines rechtwinkliges Dreieck, das aus Xi, Nü und Tau Cygni besteht. 61 Cygni steht grob auf der Hälfte der Linie zwischen Nü und Tau. Mit einer Größenklasse von 4,8 sollten Sie unseren Stern an einem dunklen Nachthimmel sehen können, nachdem sich Ihre Augen an die Dunkelheit angepasst haben. Bei störenden Straßenlampen ist es mit einem Fernglas einfacher. Hat das Fernglas mindestens zehnfache Vergrößerung und Sie wackeln nicht beim Halten, sollte der Stern sein erstes Geheimnis preisgeben: Er ist doppelt und besteht aus zwei orangefarbenen Sternen, davon einer mit 5,2 Größenklassen etwas heller als der andere mit 6,1.

Dass 61 Cygni ein Doppelstern ist, wurde erstmals von dem englischen Astronomen James Bradley im September 1753 festgestellt. Im Lauf der folgenden Jahrzehnte wurde der Stern gelegentlich von Astronomen aufgesucht, die die Beschaffenheit solcher Sternpaare analysierten. Aber erst 1792 fiel dem Italiener Giuseppe Piazzi, einem katholischen Priester und Astronomen, der kurz zuvor die bestens ausgerüstete Sternwarte Palermo gegründet hatte, etwas Sonderbares auf: Seine Vermessungen der beiden Komponenten zeigten, dass sie ihre Positionen verändert hatten und nun leicht, aber zweifelsfrei nordöstlich der Stelle lagen, die Bradley angegeben hatte.1 (Der Grund dafür war die sogenannte Eigenbewegung des Sterns; sie ist zu unterscheiden von den nur scheinbaren Bewegungen, die durch Erdrotation und -umlauf um die Sonne hervorgerufen werden.) Piazzi notierte die ungewöhnliche Verschiebung am Himmel, bestätigen konnte er sie aber erst 1804. In der Zwischenzeit hatte er einen detaillierten Sternkatalog vorbereitet und war durch die Entdeckung von Ceres berühmt geworden, dem größten Asteroiden und ersten bekannten Körper auf einer Umlaufbahn zwischen Mars und Jupiter. Eine sorgfältige Überprüfung seiner Vermutung bestätigte dann, dass sich die Position von 61 Cygni am Himmel erstaunlich schnell um 4,1 Bogensekunden pro Jahr veränderte (was nach 440 Jahren einem Vollmonddurchmesser entspräche). Nachdem der Katalog 1803 erschienen war, bekam 61 Cygni bald den Spitznamen „Piazzis fliegender Stern“.

Ausgehend von der vernünftigen Annahme, dass sich Sterne mit ähnlichen Geschwindigkeiten durchs All bewegen, kann man über die Eigenbegung am Himmel die wahrscheinliche Entfernung eines Sterns annähernd abschätzen. Je näher der Stern ist, desto größer ist vermutlich der Winkel, den er am Himmel im Lauf eines Jahres zurücklegt. Es zeigte sich, dass 61 Cygni die größte bis dahin bekannte Eigenbewegung aufwies, er musste also einer der Sterne sein, die der Erde am nächsten stehen. So wurde er zum idealen Ziel für die wiederholten Versuche, die durch unsere irdische Perspektive entstehende scheinbare Verschiebung zu messen. Der Fachbegriff für diese jährliche Verschiebung lautet Parallaxe. Zur raschen Verdeutlichung halten Sie einen Finger am ausgestreckten Arm vor Ihr Gesicht und schauen ihn abwechselnd mit dem linken und rechten Auge an. Sie sehen dann, dass sich die Richtung zu Gegenständen verschiebt, die weiter weg sind. Nun stellen Sie sich vor, dass Ihr Finger Richtung Alpha Centauri (unserem nächsten Nachbarsternsystem) zeigt, während Ihre Augen die Erdumlaufbahn überspannen, also 300 Millionen Kilometer voneinander getrennt sind. Selbst die Entfernung zu den nächsten Sternen ist etwa 135.000-mal größer als diese „Basislinie“ der Erdumlaufbahn. Nun können Sie sich vielleicht vorstellen, wie klein die Winkeländerung in so einer Situation ist: weniger als eine Bogensekunde beziehungsweise weniger als 1/3600 Grad.

Berufsastronomen nutzen die Parallaxe als Basis ihrer bevorzugten Entfernungseinheit: Ein Parsec (entsprechend 3,26 Lichtjahren) ist die Entfernung, in der ein Objekt eine Parallaxe von genau einer Bogensekunde zeigt. Parsec-Angaben sind praktisch für die Profis, weil der Kehrwert der Parallaxe in Bogensekunden (eins geteilt durch die Parallaxe) direkt die Entfernung in Parsec liefert, ohne weiteres lästiges Rechnen: ½ Bogensekunde Parallaxe = 2 Parsec Entfernung. Aber Lichtjahre sind bei vielen von uns so tief in der Vorstellung vom Universum verankert, dass wir in diesem Buch an ihnen festhalten. Die winzigen Winkel sind übrigens die Erklärung dafür, warum Astronomen sich so lange schwertaten, sie zu entdecken. Dass sie nicht nachgewiesen werden konnten, diente regelmäßig als Argument gegen das kopernikanische Modell des Universums, selbst als die meisten vernünftigen Leute bereits davon überzeugt waren. Offensichtlich war es wohl so, dass die Sterne viel weiter weg waren, als irgendjemand gedacht hatte – unglaublich viel weiter als die fernsten Planeten. Doch der Nachweis der Parallaxe blieb ein wunder Punkt und Versuchsobjekt vieler fähiger Astronomen. Ausgebremst wurden die Jäger der Parallaxe durch die ziemlich primitiven, gering auflösenden Fernrohre sowie durch atmosphärische Effekte, die die Sterne unscharf machen, und sogar durch das Problem, dass unklar war, wo das Fernrohr genau hinzeigte. (Es gab nämlich noch keine präzisen Mechaniken, um ein Teleskop mit der Erdrotation zu synchronisieren.) Frühe Versuche, diese Aufgabe zu lösen, erforderten daher unorthodoxe Herangehensweisen.

Lange bevor er auf 61 Cygni stieß, entwickelte James Bradley eine Methode, um sich an der Parallaxe des durchschnittlich hellen Eltanin, Gamma Draconis im Sternbild Drache, zu versuchen.2 Er vermaß den Winkel zwischen Eltanin und dem Zenit (dem Punkt genau über uns) mit höchster Genauigkeit zu dem Zeitpunkt, zu dem der Stern die Nord-Süd-Linie am Himmel überquerte. Dadurch kannte er Eltanins Position sehr präzise. Da Eltanin in London fast senkrecht über den Beobachter hinwegzieht, ist ein weiterer, noch nicht erwähnter, aber störender Effekt minimal: die atmosphärische Refraktion. Als ob die Parallaxe nämlich noch nicht genügend Probleme bereiten würde, müssen Astronomen damit leben, dass die Erdatmosphäre die Sterne nicht nur flackern lässt, sondern die Lichtstrahlen auch noch auf neue Wege lenkt. Wir alle haben die Refraktion an der Grenze zwischen Luft und Wasser schon gesehen, zum Beispiel, wenn wir nach dem letzten Teelöffel im Abwasch tasten. Aber die Refraktion beeinflusst eben auch das Sternlicht, das aus dem All in die Erdatmosphäre eindringt: Sie verändert die Höhe eines Sterns am Himmel. Schauen wir einen Stern in Horizontnähe an, blicken wir durch eine viel dickere Atmosphärenschicht, als wenn wir senkrecht nach oben schauen. Es gibt eine hübsche Gleichung, die das beschreibt. Die Erdatmosphäre verändert sich jedoch ständig, so dass es einfacher ist, den Effekt so weit wie möglich zu vermeiden, indem man sich zenitnahe Objekte anschaut.

Als Bradley und sein Mitarbeiter Samuel Molyneux im Dezember 1725 anfingen, Eltanins Position zu messen, bemerkten sie bald, dass er sich bewegte. Anfangs waren die Ergebnisse aber verwirrend: Eltanin bewegte sich südwärts zu einem Zeitpunkt, als die Parallaxe ihn bereits an seinen südlichsten Punkt am Himmel verschoben haben sollte. Im März verlangsamte sich seine Verschiebung endlich und kehrte sich um – dann bewegte sich der Stern nordwärts, bevor er im September erneut umkehrte. Beobachtungen über zwei weitere Jahre bestätigten, dass die Umkehrpunkte durchweg drei Monate aus dem Takt waren: Eltanin kehrte seine Richtung immer im März und September um, statt wie vorhergesagt im Juni und Dezember. Bradley überlegte zunächst, ob sie vielleicht eine kleine Schwankung in der Position der irdischen Pole nachgewiesen hatten. So hätten die Sterne am Himmel kleine Kreise oder Ovale beschrieben. Doch als er sich die Resultate genauer anschaute, erkannte er: Sie hatten tatsächlich auf unabhängige Weise entdeckt, dass sich die Erde bewegt. Der Effekt wird heute als Aberration des Sternlichts bezeichnet. Durch die Aberration verändert sich der Winkel, unter dem das Sternlicht auf die Erde trifft, weil diese um die Sonne wandert (stellen Sie sich Regentropfen vor, die von oben auf Sie fallen, wenn Sie stehen, und schräg von vorne auftreffen, wenn Sie gehen). Da die Erdachse in eine feste Richtung im All zeigt, während wir im Lauf des Jahres um die Sonne wandern, unterscheidet sich im Frühling und Herbst der Winkel etwas, unter dem das Sternlicht auf die Erde trifft.3

Die Aberration erschwerte die bereits schwierige Aufgabe der Parallaxenmessung zusätzlich. Aber Astronomen sind beharrlich. Die Suche ging weiter, bis ins 19. Jahrhundert. Immer wieder gab es triumphierende Ankündigungen, gefolgt von minutiösen Widerlegungen und peinlichen Widerrufen. Selbst Piazzi machte solch einen Fehler (ziemlich sicher wegen der Refraktion), als er 1808 meinte, die Parallaxe von Sirius zu vier Bogensekunden bestimmt zu haben (ein Wert, der den Stern in weniger als zehn Lichtmonate Abstand versetzt hätte – etwa um einen Faktor zehn zu klein).4 Es dauerte wei­tere drei Jahrzehnte, bevor dank Technologie und Beobachtungsgeschick zweifelsfrei eine Parallaxe gemessen werden konnte. Letztlich war es ein Rennen zwischen zwei der besten Beobachter des 19. Jahrhunderts: den Deutschen Friedrich von Struve und Friedrich Wilhelm Bessel. Beide profitierten von der Erfindung uhrwerksgetriebener Fernrohrmontierungen, welche die scheinbare Himmelsdrehung ausglichen. Dadurch wanderten die beobachteten Sterne nicht mehr aus dem Gesichtsfeld eines hochvergrößernden Okulars hinaus. Struve und Bessel befolgten auch beide den Rat des deutsch-britischen Astronomen William Herschel aus den 1780er-Jahren (Herschel ist vor allem bekannt als der Entdecker des Uranus, aber sein Einfluss geht viel weiter, wie wir noch sehen werden). Er empfahl, Veränderungen der Sternposition am besten gegenüber benachbarten Sternen zu ermitteln, nicht anhand der genauen Position des Sterns an der Himmelskugel.

Struve konzentrierte sich auf Wega, einen der hellsten und bekanntesten Sterne, während Bessel den viel schwächeren 61 Cygni wählte. Wie sich später herausstellte, ist Wega etwa doppelt so weit weg wie 61 Cygni, hat also nur eine halb so große Parallaxe, was Struves Aufgabe beträchtlich verkomplizierte. Struve setzte ein herkömmliches „Mikrometerokular“ ein, dessen Design auf die 1640er-Jahre zurückging. Dabei werden zwei dünne, parallele Drähte in das Blickfeld des Beobachters projiziert. Der Abstand der beiden Drähte lässt sich sehr feinfühlig über eine Stellschraube verändern. Man kann ihn relativ einfach in einen Winkelabstand am Himmel umrechnen. Mit diesem Gerät fing Struve Ende 1835 an, Wegas Position zu verfolgen. Bis 1837 hatte er 17 Messungen, aus denen er einen vorläufigen Wert von einer achtel Bogensekunde für Wegas Parallaxe ableitete – was nahe am heutigen Wert liegt. Hätte er an diesem Punkt aufgehört, wäre er wohl der Sieger gewesen. Stattdessen setzte Struve seine Beobachtungen fort und veröffentlichte erst 1840 sein Endergebnis: Der Wert hatte sich nun verdoppelt und lag damit weit weg von heutigen Resultaten.

Bessel nutzte dagegen eine Anordnung, die als Heliometer bezeichnet wird. Es handelte sich um ein Linsenfernrohr, dessen Objektiv (Hauptlinse) aus zwei Hälften bestand. Dadurch entstand ein Doppelbild im Okular. Eine der Linsenhälften ließ sich feinfühlig verschieben, um die Bilder zweier Sterne zur Deckung zu bringen – so lieferte das Heliometer den Winkelabstand zwischen ihnen. Von August 1837 an gelangen Bessel im Verlauf von nur 13 Monaten 98 Parallaxenmessungen an 61 Cygni. Ohne Zeit zu verlieren, bereitete er seine Daten auf und veröffentlichte die Ergebnisse am 23. Oktober 1838 in einem Brief an Sir John Herschel, den Präsidenten der Royal Astronomical Society in London.5 Kurioserweise jagte 1838 noch ein dritter Astronom die Parallaxe. Der Schotte Thomas Henderson hatte Anfang der 1830er-Jahre während seiner Arbeit am Kap der guten Hoffnung die erforderlichen Messungen am hellen Südhimmelstern Alpha Centauri durchgeführt. Er verwendete ein Zenitteleskop, das dem von Bradley ähnelte. 1833 hatte Henderson erfolgreich die jährliche Nord-Süd-Verschiebung des Sterns nachgewiesen. Doch im Bewusstsein der vielen früheren Fehlalarme veröffentlichte er seine Messungen nicht, bis sie umfassend genug waren, um die Bewegung in Rektaszension zu bestätigen. Das dauerte bis 1839.

Bessels Berechnung war ein Meisterwerk und so überzeugend, dass Struves begrenzte Daten damals nicht mithalten konnten. Bessel ermittelte nicht nur die Parallaxe des 61-Cygni-Gesamtsystems zu 0,314 Bogensekunden (was 10,3 Lichtjahren entspricht), sondern zeigte auch, dass die beiden Sterne mindestens 540 Jahre benötigen, um einander zu umrunden. Diese Werte stimmen erstaunlich gut mit den heutigen überein. Die Parallaxe des Systems wurde auf 0,286 Bogensekunden korrigiert, sein Abstand auf 11,4 Lichtjahre und seine Umlaufzeit auf 678 Jahre. John Herschel bezeichnete Bessels Messungen als den Moment, in dem „die Lotschnur im Universum der Sterne endlich den Boden berührt“. Die Messungen markieren den Beginn einer neuen Ära, in der die Sterne von Lichtpunkten am Himmel zu fernen, aber vermessbaren Objekten wurden, deren physikalische Eigenschaften sich analysieren und verstehen ließen. Zum Beispiel konnte mit der bekannten Entfernung die tatsächliche Helligkeit des Doppelsterns 61 Cygni berechnet werden. Für den helleren Stern ergab sich nur ein Sechstel der Sonnenleuchtkraft, für den schwächeren sogar weniger als ein Zehntel, was die ältere Vermutung widerlegte, dass die Helligkeitsunterschiede der Sterne allein durch ihre Abstände verursacht würden. Heute wissen wir, dass 61 Cygni A und B rote Zwergsterne sind (wir werden uns genauer damit befassen, wenn wir zu Proxima Centauri kommen, unserem nächsten Nachbarstern).

Mit Blick auf die Suche nach der Parallaxe wäre es schön, wenn man nun hätte sagen können, dass die ersten Messungen Ende der 1830er-Jahre die Schleusen für viele weitere erfolgreiche Messungen geöffnet hätten. Aber dem war nicht so. Die Bestimmung von Parallaxen blieb bei allen außer den nächsten Sternen bis weit ins 20. Jahrhundert herausfordernd. In den 1880er-Jahren waren vielleicht insgesamt 20 bekannt, weitere 180 in den Jahrzehnten vor dem Ersten Weltkrieg. Und selbst zu diesem Zeitpunkt schätzte der englische Hofastronom Frank W. Dyson die Nachweisgrenze der Parallaxe auf 0,02 Bogensekunden, so dass alles, was weiter als 160 Lichtjahre von der Sonne entfernt war, sich nicht direkt messen ließ.

Vor dem Weltraumzeitalter konnte die Parallaxe nur das Fundament für die Stellarastronomie legen – den Zugang zur Entfernung und den physikalischen Eigenschaften einer sehr begrenzten Zahl von Sternen. Zum Glück genügten diese wenigen Sterne, um die Abstände zu vielen anderen indirekt zu ermitteln (mehr darüber siehe Alcyone). Der Beginn der Satellitenastronomie erwies sich dann als die Gelegenheit für parallaxenhungrige Astronomen, die sie sich nicht entgehen ließen. Ein Fernrohr außerhalb der Erdatmosphäre liefert Messungen mit unglaublicher Präzision. Refraktion und atmosphärische Turbulenzen spielen keine Rolle, die Messungen sind nur noch durch den Durchmesser des Fernrohrs begrenzt. Hipparcos, der erste auf Parallaxen spezialisierte Satellit, wurde 1989 von der Europäischen Weltraumagentur ESA gestartet und bis 1993 betrieben. Er lieferte hochpräzise Daten von 118.000 Sternen und weniger genaue Werte für 2,4 Millionen Sterne. 2013 folgte auf Hipparcos Gaia, eine noch ambitioniertere Mission, die die Entfernungen von einer Milliarde Sterne bis zum Zentrum unserer Galaxis (26.000 Lichtjahre weit weg) und darüber hinaus katalogisieren soll. Die Parallaxe bleibt die einzige Methode, um den Abstand von Objekten außerhalb des Sonnensystems direkt zu messen. Sie liefert die erste Sprosse auf der kosmischen Entfernungsleiter, die immer wackliger wird, je weiter sie sich von den Gewissheiten der Erde entfernt. Wie wir sehen werden, ist sie trotzdem unsere große Hoffnung, um das Universum als Ganzes zu verstehen. Daher sollten wir dankbar sein für die Gewissheit, die uns die Parallaxe gibt – und mit unseren Gedanken gelegentlich bei dem unbedeutenden Doppelstern im Schwan verweilen, mit dem alles begann.

3 – Aldebaran

Wie die Farbe eines Riesen seine Geheimnisse verrät

Neben der Helligkeit ist die Farbe der auffälligste Hinweis darauf, dass sich Sterne physikalisch voneinander unterscheiden. Wenn Sie in einer klaren Nacht draußen stehen, werden Ihnen nach kurzer Zeit gewisse Farbunterschiede auffallen. Einige Farben sind offenkundig, aber viele sind auch nicht so gut erkennbar – dann hilft ein Fernglas. Besonders wenn Sie zwei kontrastierende Sterne im gleichen Blickfeld haben, werden die Farbunterschiede deutlich. Aldebaran gehört zu den hellsten Sternen des Himmels. Er liegt in einer einprägsamen Sternfigur – was ihn aber wirklich auffällig macht, ist seine orange Farbe. Umgeben vom v-förmigen Sternhaufen der Hyaden, markiert Aldebaran das glühende Auge des Stiers (Taurus), einem Sternbild, das Himmelsbeobachter vor mindestens 18.000 Jahren eingeführt haben (Abbildung unten). Der Name des Sterns stammt aus dem Arabischen: al Dabarān bedeutet „der Folgende“ – vielleicht, weil er am Himmel den Plejaden zu folgen scheint (einem berühmten Sternhaufen in Aldebarans Nachbarschaft; wir begegnen ihm, wenn wir zu Alcyone kommen). Zum Stier kehren wir in diesem Buch mehrfach zurück, weshalb wir uns die Mythologie für später aufsparen. Im Moment genügt es zu wissen, dass Aldebaran am morgendlichen Osthimmel im Juli sichtbar wird, dann langsam westwärts – weg von der Sonne – wandert, bis er von etwa November bis April am Abendhimmel zu sehen ist.

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