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Es geht in diesem Artikel darum wie durch die Forschung sukzessive die Grenzen dessen, was man unter "Weltall" versteht, größer wurde, also ein wesentlicher Abriss der wichtigsten Stationen de astronomischen Forschung sofern sie unser grundlegendes Verständnis vom Weltall betreffen.
Fast alle Kulturen beschäftigen sich mit der Schöpfung der Erde und gehen damit auch auf den Himmel ein. Doch mit Naturwissenschaft hatte das nichts zu tun. Immerhin erkannte man schnell, das der Himmel nachts relativ konstant ist. Über ein Jahr hinweg tauchen immer weitere Sternbilder auf, bzw. verschwinden wieder. Die Ausnahme sind die Sterne die nahe der Himmelspole liegen und die so ganzjährig beobachtbar sind. Viele Kulturen nutzen dann bestimmte Sternbilder und ihr Auftauchen oder Verschwinden am Himmel als wichtige Fixtermine. In Ägypten signalisierte das Auftauchen des Sirius, des hellsten Sterns überhaupt den Zeitpunkt für die Aussaat. Auf der Himmelsscheibe von Nebra werden die Plejaden mit einer Mondphase verbunden. Diese Kombination tritt nur zu einem engen Zeitraum im Herbst ein. Eine Sonderstellung nahmen die damals bekannten sechs Planeten und der Mond ein, denn sie veränderten ihre Position gegenüber den Sternen, die daher auch Fixsterne bezeichnet wurden. Das nutzen viele Kulturen für Vorhersagen, die Astrologie wurde geboren.
Der erste Versuch, dass man die Distanz zu einem Himmelskörper misst datiert trotzdem zurück in die Antike und wurde - wen wundert es - von den Griechen durchgeführt, welche die Grundlage der Geometrie entwickelten. Dabei hatte Aristarch von Samos um 300 v. Christus schon mit einem Phänomen zu kämpfen, dass in Folge die meisten Entfernungsmessungen haben - er konnte die Distanz nicht absolut bestimmen, sondern nur die relativen Verhältnisse der Sonne- und Mondentfernung. Aristarch von Samos maß den Winkel zwischen Sonne und Halbmond, wenn zwischen den Linien Erde-Mond und Mond-Sonne per Definition ein Winkel von 90 Grad herrscht. Er musste nun nur noch den Winkel zwischen Sonne und Mond bestimmen um nach dem Satz des Phytagoras die Distanz der Sonne relativ zur Monddistanz zu bestimmen.
Aristarch ermittelte einen Winkel von 87 Grad, woraus er die 19-fache Mondentfernung ableitete. Die Sonne war also wesentlich weiter weg als der Mond. Der musste erheblich kleiner sein, wenn er sie bei einer Sonnenfinsternis bedecken konnte. Allerdings war es in der Antike messtechnisch nicht möglich den korrekten Winkel von 89,6 Grad zu messen, denn die Sonne ist 390-mal so weit wie der Mond entfernt. Doch die Entfernung des Mondes war noch unbekannt. Hipparch unternahm 150 v. Chr. einen weiteren Versuch bei einer Mondfinsternis die Entfernung zu bestimmen. Das genaue Verfahren ist hier beschrieben. Hipparch ermittelte als Mondentfernung den 63,7 fachen Erdradius, was 405.000 km entspricht, relativ genau, in dieser Entfernung befindet sich tatsächlich der Mond (die genaue Entfernung wechselt wegen der leicht elliptischen Umlaufbahn). Den Erddurchmesser hatte Erasthotenes schon 240 v. Chr, durch die Differenz des Schattenwurfs bei der Sommersonnenwende zwischen zwei Orten zu rund 12.750 km bestimmt.
Doch das war es dann auch mit den Erkenntnissen für die nächsten 1500 Jahre. Zuerst einmal musste sich aber das Weltbild ändern. Kopernikus postulierte, dass die Sonne im Mittelpunkt des Sonnensystems steht, nicht die Erde. Das blieb erst mal für fast ein Jahrhundert nur eine Theorie. Denn da die Planeten auf Ellipsenbahnen die Sonne umkreisen beschrieben, weder das geozentrische noch heliozentrische Modell (das auch von Kreisbahnen ausging) die genaue Bewegung der Planeten, vor allem des Mars der nahe der Erde ist und zudem eine relativ elliptische Umlaufbahn hat. Die Bewegung der Planeten konnte dann Kepler erklären indem er Ellipsen als Umlaufbahnen annahm und zudem Gesetze für ihre Bewegung aufstellte, die es erlaubten die Entfernungen zu berechnen. Allerdings auch wieder relativ zu einer Bezugsgröße - dem mittleren Abstand Erde-Sonne die daher einen eigenen Namen, "Astronomische Einheit" (AE, im englischen AU wegen Astronomical Unit) erhielt. Doch wie groß diese ist, wusste man lange nicht. Immerhin kannte man durch Anwendung des dritten Keplerschen Gesetztes die relative Entfernung der Planeten. Jupiter war der am weitesten von der Sonne entfernte mit 5,2 AE.
Mit der Entfernung des Teleskops wurde aber unser Universum größer, denn schon bei den ersten Beobachtungen entdeckte Galileo die Phasen der Venus, aus der er schloss, dass die Venus die Sonne innerhalb der Erdbahn umkreiste, ein weiterer Beweis des heliozentrischen Systems und er entdeckte die Monde um Jupiter und ihre Rotation um den Planeten. Damit war auch klar, dass diese Wandelsterne Planeten, wie die Erde selbst war. Bald daraus entdeckte man auch Monde um Saturn.
Mit dem Teleskop und präzisen Uhren, die man für die Bestimmung des Längengrades bei Schiffen und damit zur Vermessung der Ozeane entwickelt hatte, war es aber erstmals möglich die Distanz der Erde zu bestimmen. Periodisch, zweimal im Abstand von 8 Jahren, dann wieder mit über 100 Jahren Pause passiert die Venus die Sonne von uns aus gesehen. Notieren nun zwei Beobachter die genaue Zeit, in der dies erfolgt und bestimmen die Punkte durch Fernrohrbeobachtung genau, so kann man die Winkeldifferenz berechnen unter dem dies erfolgt, der letztendlich durch die unterschiedliche Position der Beobachter auf der Erde resultiert. Kennt man diesen Abstand der Beobachtungspunkte, so kann man die Entfernung der Erde von der Sonne berechnen. Halley schlug dieses Verfahren 1659 vor, Keplers Forschungen ermöglichte schon 30 Jahre vorher das genaue Datum des Venustransists zu errechnen. Leider waren die beiden Venustransists des 17-ten Jahrhunderts gerade vorbei, sie fanden 1642 und 1650 statt. Erst 100 Jahre später hatte man eine erneute Chance. 1761 und 1769. 1761 fand eine erste Expedition statt bei der verschiedene Beobachter die Bestimmung des Winkels versuchten, da man aber sich nicht auf gleiche Instrumente und einheitliche Beobachtungsmethoden geeignet hatte erzielten die Beobachter unterschiedliche Werte die um mehr als 20 % auseinanderlagen. 1769 ging man es erneut an, hatte aus den Fehlern gelernt und genaue Kriterien wann der Beginn und Ende notiert werden aufgestellt und alle Beobachter arbeiteten mit demselben Instrument. Es gelang erstmals die präzise Bestimmung der AE mit 153,4 Millionen km (+/- 0,92 Millionen km). Diese Methode blieb noch lange die vorherrschende, und so wurden die nächsten Beobachtungen erst 1882 durchgeführt, der Transit von 1874 war geometrisch zu ungünstig. Man kam 1882 auf einen Wert von 149,5 Millionen km. Seitdem nutzt man andere Transite von Kleinplaneten wie Eros für die Bestimmung, die häufiger sind und ohne die Atmosphäre der Venus einfacher beobachtbar sind.
Nachdem die astronomische Einheit bekannt war, konnte man auch die Lichtgeschwindigkeit berechnen. Genauso wie die Planeten die Sonne, umkreisen Monde die Planeten mit festen Perioden. Die Passage der Jupitermonde vor Jupiter kann man genauso beobachten wie eine Passage der Venus vor der Sonne. Nur wechselt der Abstand Erde - Jupiter je nach Stellung der Planeten. Indem man bei verschiedenen Positionen die berechnete Passagezeit mit der tatsächlichen verglich, konnte man die Laufzeit des Lichts bestimmen die einer Entfernungsdifferenz entspricht. Olaf Römer bestimmte so die Lichtgeschwindigkeit schon 1676, also bevor man die Distanz Erde-Sonne genau kannte, er arbeitete mit einer Schätzung von 140 Mill. Km für die AE. Bedingt durch diesen Fehler und vor allem die Genauigkeit der Uhren zu dieer Zeit erhielt er einen zu geringen Wert von 212.000 km/s. Richtig sind 299.792 km/s.
In den folgenden Jahrhunderten wurde auch das Sonnensystem größer: 1789 wurde Uranus entdeckt, 1846 Neptun. Doch wie weit die Sterne entfernt waren, war lange Zeit ungeklärt. Schließlich kam man auch hier auf eine Bestimmungsmöglichkeit. Sie ist nicht neu und eigentlich die gleiche wie bei der Bestimmung der astronomischen Einheit oder der Lichtgeschwindigkeit. Es geht um Parallaxenmessungen - Verschiebungen eines Körpers vor einem viel weiter entfernten Hintergrund durch die Beobachtung an unterschiedlichen Stellen. Die maximale Parallaxe, die es für irdische Beobachter geben kann, ist die Position der Erde an zwei Punkten der Erdbahn, die 182 Tage ausreisender liegen, dann liegen 2 AE zwischen diesen Punkten. Die Idee war nun Sterne zu finden, die eine Bewegung haben und diese zu beobachten und ihre relativen Positionen zueinander zu bestimmen. Ein naher Stern sollte sich gegenüber den weiter entfernten dann leicht bewegen. Das Dumme nur - ein Stern in 3,26 Lichtjahren Abstand bewegt sich maximal um einen Winkel um einer 1 Bogensekunde bei einer Differenz der Bobachtungsposition von 2 AE. 1 Bogensekunde ist wirklich ein kleiner Winkel, der Mond hat einen Durchmesser von etwa 2000 Bogensekunden, selbst Jupiter hat einen Durchmesser von maximal 48 Bogensekunden. Lange Zeit fand man keinen Stern, der sich messbar gegenüber den anderen Sternen bewegte. 1802 kam Hieronymus von Schröder zu der Folgerung, dass Sterne eine Parallaxe von weniger als 0,75 Bogensekunden haben müssten, sonst hätte man einen solchen Stern gefunden. Friedrich William Bessel fing 30 Jahre später an, systematisch Sternenkataloge verschiedener Beobachtungen zu vergleichen und nach Bewegungen von Sternen also leicht unterschiedlichen Positionsangaben zu suchen und fand einen Stern, 61 Cygni, ein nicht besonders leuchtkräftiger Stern im Sternbild Schwan. Er lag auch günstig nahe des Himmelsnordpols und konnte so das ganze Jahr hindurch beobachtet werden. Zwischen August 1847 und Oktober 1838 beobachtete Bessel 61 Cygni notierte seine Position und errechnete schließlich seine Parallaxe zu 0,3136 Bogensekunden +/- 0,0202 Bogensekunden, was beim damaligen Wert der Lichtgeschwindigkeit einer Entfernung von 10,28 Lichtjahren entsprach. Der heutige Wert liegt bei 0,285 Bogensekunden, entsprechend 11,4 Lichtjahren. Damit wusste man erstmals, wie weit zumindest einige Sterne von uns entfernt sind. Für den Großteil der Sterne war die Bestimmung der Parallaxe auch bis vor kurze Zeit nicht möglich, weil die Parallaxe zu klein war. Irdische Beobachter konnten selbst mit den besten Teleskopen maximal Parallaxen bestimmen von Sternen die einige Hundert Lichtjahre entfernt waren. Das waren einige Hundert Sterne deren Entfernung man so kannte. 1989 startete der europäische Astronomiesatellit Hipparcos. Er vermaß über 100.000 Sterne und bestimmte ihre Parallaxen, Position und Helligkeit. Die Genauigkeit war um den Faktor 10 bis 100 besser als bei erdgebundenen Beobachtungen da die Luftunruhe als Störung komplett wegfiel. Gaia als Nachfolgemission arbeitet seit 2013. Gegenüber Hipparcos ist die Genauigkeit nochmals um den Faktor 200 gestiegen und so werden 10.000-mal mehr Objekte untersucht.
Machen wir einen Sprung zurück ins 17 Jahrhundert. Das Teleskop war erfunden und setzte sich bald durch. Immer mehr Menschen richtet das Teleskop auf den Himmel und entdeckten immer schwächere Sterne, aber auch Details auf den Planeten. Doch es heißt nicht umsonst "Fixsterne". Auch die neuen Sterne entpuppten sich meist als statisch, unveränderlich, auch wenn es schon im Altertum Berichte über neu auftauchende Sterne gab, die man "Nova" nannte. Das einzige, was sich außer den Planeten veränderte, waren Kometen. Sie tauchten plötzlich auf, konnten sehr spektakulär sein und verschwanden wieder. Edmund Halley erkannte als Erster, dass zumindest manche Kometen periodisch wiederkehren und prognostizierte die Wiederkehr eines Kometen, erlebe dies wegen der Umlaufsdauer von 76 Jahren aber nicht mehr. Der nach ihm benannte Halleysche Komet war bis zur Entdeckung des Neptuns das Objekt mit der größten Sonnenferne.
Im 17-tren Jahrhundert konzentrierten sich daher viele Beobachter auf die Entdeckung neuer Kometen, um den Entdeckerruhm einzuheimsen und den Namen zu vergeben - nicht nur den eigenen, sondern auch dem eines Mäzens, der die Forschung finanzierte. Kometen sind sofern sie weit entfernt von der Sonne sind, unscheinbar. Zuerst sieht man nur eine kugelförmige schwache Scheibe, die Koma, erst nahe der Sonne bildet sich der markante Schweif. Also suchten sie den Himmel nach kleinen diffusen Scheiben ab.
Dumm nur, das Astronomen sehr bald andere Gebilde entdeckten die man wegen der unscharfen Kontur "Nebel" nannte. Man konnte sie vom Aussehen her in verschiedene Kategorien einteilen.
Einige Nebel waren innen hell, kugelförmig, die Helligkeit fiel nach außen ab. Als die Teleskope besser wurden, erkannte man das dies dichte Haufen aus Sternen waren, die Kugelsternhaufen.
Andere sahen im Teleskop wie eine Scheibe aus, leicht zu verwechseln mit Planeten. Diese wurden daher planetarische Nebel genannt. Wieder andere "Nebel" waren elliptisch, manche hatten eine Spiralstruktur, sie nannte man Spiralnebel. Die meisten anderen Nebel waren irrgulär, in manchen konnte man im inneren Sterne sehen.
Diese Nebel sind nicht neu, schon mit bloßem Auge kann man die Milchstraße als nebeliges Band erkennen, unter günstigen Umständen auch einen verwaschenen Fleck im Sternbild Andromeda und einen weiteren unterhalb des Gürtels des Orions. Die Milchstraße hieß schon damals so, der Name stammt aus der griechischen Mystik. Nachdem Zeus Herakles gezeugt hatte, der, weil die Mutter eine Sterbliche war, nur ein Halbgott war wollte er ihn etwas göttlicher machen und legte ihn seiner Frau Hera an die Brust damit diese ihn säuge. Das Baby saugte aber so fest, das Hera den Säugling von der Brust rriss und die Milch in hohem Bogen sich über den Himmel verteilt - die Milchstraße war geboren. Neben der hübschen Geschichte bewiesen die Griechen auch Weitsicht, denn damit die Milch auch nach Tausenden von Jahren sichtbar ist, dürfte sie nicht verderben, und das ist tatsächlich im Weltall so.
Mit den Teleskopen entdeckte man nun viel mehr dieser "Nebel" und Beobachter begannen Kataloge anzulegen in denen sie ihre Position vermerkten. Nicht weil sie die Nebel so interessant waren, sondern damit sie sie nicht mit Kometen verwechselten. Der erste Katalog wurde 1771 von "Kometenfreak" Messier veröffentlicht.
Doch was diese Nebel sind, wusste man lange nicht. Die Natur der Milchstraße wurde dagegen von William Herschel entdeckt. Herschel war Deutscher, arbeitet jedoch als englischer Hofastronom. Er baute die damals größten Spiegelteleskope. Er entdeckte nicht nur den Planeten Uranus, sondern richtete sie auch auf die Milchstraße und konnte erkennen, dass dort nicht nur Nebel waren, sondern auch sehr viele Sterne. Er zählte die Stern in jedem Sektor aus und gewann so das erste Bild der Galaxie. Er erkannte richtig, dass es sich bei der Milchstraße um eine flache Scheibe handeln musste in der wir uns befinden. Herschel nahm aber noch an, dass wir uns im Zentrum befanden - da Staubwolken viel des Lichts zum Zentrum hin abschirmen, kann man nur aus dem Zählen der Sterne nicht ableiten, das wir nicht im Zentrum sondern einem Seitenarm befinden.
Teleskope wurden auch in der Folgezeit größer, doch es bedürfte wie der Erfindung des Fernrohrs einer neuen Technologie um noch weiter ins Universum hinauszusehen. Das war die Fotografie. Die ersten Fotoplatten waren noch lichtunempfindlich, doch sie wurden rasch besser. Vor allem aber konnte man eine Fotoplatte im Brennpunkt eines Teleskops stundenlang belichten, während unser Auge nur den kurzzeitigen Eindruck eines Sekundenbruchteils wiedergeben kann. Mit Fotoplatten sah man daher viel mehr in den Nebeln, die für das Auge eine zu geringe Flächenhelligkeit haben, als dass man kaum Details sehen kann. Die planetarischen Nebel entpuppten sich als Ringe, die Natur der Kugelsternhaufen wurde erkannt. 1914 entdeckte Shapley in Kugelsternhaufen Cepheiden. Cepheiden sind eine besondere Sternklasse, deren Helligkeit periodisch schwankt. Man kannte diese schon aus der Sonnennähe und wusste, dass die absolute Leuchtkraft direkt gekoppelt ist mit der Periode des Pulsierens. Damit waren sie wichtige "Standardkerzen", man konnte also wenn man die Periode kannte, die absolute Leuchtkraft berechnen. Verglich man diese mit der beobachteten Helligkeit, so war die Entfernung des Sterns bekannt. Shapley erhielt Entfernungen für die Kugelsternhaufen über einige Tausend Lichtjahre und damit war klar, dass diese Kugelsternhaufen sich nicht in der Milchstraßenebene befinden, aber in ihrer Nähe.
Ein Meilenstern für die kommende Forschung war die Einweihung des 2,54 m Teleskops auf dem Mount Wilson, es war erheblich größer als jedes Teleskop seiner Zeit. Die Position auf dem Berg und eine präzise Nachführung machten es zu einem hervorragenden Instrument, das in den nächsten 30 Jahren für die meisten Entdeckungen verantwortlich sein würde. Mit dem Teleskop konnte man in den nächsten Spiralgalaxien Sterne erkennen. Schon vorher vermutete man das unsere Galaxie wie eine dieser Galaxien aussah. Mit der Entdeckung von Sternen war endgültig klar, dass es tatsächlich Ansammlungen von Sternen waren - im Unterschied zu den anderen Nebeln, die sich als Reste von Sternexplosion oder Geburtsstätten von Sternen entpuppten. Doch wie weit waren diese Galaxien weg? Edwin Hubble konnte erstmals die Distanz zu einer der Galaxien bestimmen. Er fand 1924 in der Andromedagalaxie auch einen Cepheiden, und konnte die Entfernung zu ihr so auf damals 3 Millionen Lichtjahre bestimmen. Nachdem man wusste, wonach man suchen musste fand man Cepheiden auch in anderen Galaxien.
Später fand man weitere Möglichkeiten zur Entfernungsbestimmung. Denn ab einer bestimmten Distanz waren auch Cepheiden nicht mehr leuchtkräftig genug um als Sterne sichtbar zu sein. Doch es gibt Sterne, die leuchten noch heller auf. Wenn in einem Doppelsternsystem ein ausgebrannter Stern, ein weißer Zwerg, Materie von seinem Begleiter absaugt, dann kann sich dieses Gas, wenn es genügend Masse ist entzünden und eine thermonukleare Fusion starten. Als Folge leuchtet der Stern für kurze Zeit erheblich heller auf als ein normaler Stern. Dies nennt man eine Nova. Novas sind selten, es muss dazu ein enges Doppelsternsystem geben, bei dem ein Stern zu einem Weisen Zwerg wurde, und es dauert lange bis Materie sich angesammelt hat. Eine Galaxie hat aber so viele Sterne, das im Mittel es eine Nova pro Jahr geben sollte. Auch Novas haben ungefähr die gleiche absolute Helligkeit und können so zur Entfernungsbestimmung genutzt werden. Noch heller, auf stellarer Ebene das hellste was es überhaupt gibt, sind Supernovae. Eine Supernovae ist eine Sternexplosion. Hat ein sehr massereicher Stern seinen Brennstoff verbraucht, so kollabiert der Kern, die äußeren Hüllen stürzen auf den kollabierenden Kern, wobei so hohe Drücke und Temperaturen entstehen, dass es zu spontanen Kernreaktionen kommen kann. Eine Supernovae ist noch erheblich heller als eine Nova, aber auch seltener, je nach Anzahl der Sterne in einer Galaxie sollte es eine nur alle 100 bis 1000 Jahre geben. Damit konnte man die Entfernung zu weiter entfernten Galaxien messen.
Die letzte große Entdeckung war die Rotverschiebung. Man fertigte auch Spektren der Galaxien an, und es fiel auf, dass markante Absorptionslinien um so mehr in den langwelligen ("roten" Spektralbereich verschoben waren, je weiter sie von uns entfernt waren. Es sah so aus, als würden sich alle Galaxien von uns entfernen. Doch inzwischen glaubten die Astronomen nicht mehr daran das unsere Milchstraße im Mittelpunkt des Universums ist, sondern sie kamen schnell auf die wahre Deutung dieses Tatbestandes: der Raum zwischen den Galaxien dehnt sich aus, und so entfernen sich alle Galaxien voneinander, ähnlich wie Punkte auf einem Luftballon der aufgeblasen wird.
Dieses "Urknallmodell" war nicht unumstritten. Es gab andere Erklärungsmöglichkeiten, so die eines statischen Universums, in dem die Galaxien sich nicht bewegten. Dieses favorisierte Albert Einstein. Eine andere Erklärung war, dass sich das Weltall zwar ausdehnte es aber keinen Urknall gab. Dann musste aber laufend Materie entstehen um die Dichte des Universums aufrechtzuerhalten.
Doch zuerst ergab diese Methode der Entfernungsbestimmung über die Rotverschiebung ein Problem. Die nahen Galaxien, wie die Andromedagalaxie hatten eine Blauverschiebung, eine messbare Rotverschiebung hatten nur weiter entfernte Galaxien, an der Grenze wo man noch Cepheiden nachweisen konnte. Verglich man die Rotverschiebung mit der so bestimmten Entfernung, so konnte man errechnen, wann alle Galaxien in einem Punkt vereinigt waren. Das wäre vor 2 Milliarden Jahren gewesen. Man wusste zu dem Zeitpunkt aber schon das die Erde mindestens 4,6 Milliarden Jahre alt war, das Universum konnte schlecht halb so alt wie die Erde sein. Erst 1942 wurde das Rätsel gelöst Walter Baade konnte am Wilson Observatorium die Photoplatten länger belichten als sonst, da nun alle US-Städte aus Furcht vor japanischen Luftangriffen in Dunkelheit gehüllt waren und bei Mount Wilson störte die Lichtverschmutzung von Los Angeles. Er konnte so in den Galaxien eine zweite Klasse von Cepheiden nachweisen, die viel leuchtschwächer waren. Wie sich zeigte, hatte man die Entfernungen bisher alle anhand einer in der Milchstraße seltenen Untergruppe der Cepheiden bestimmt, die erheblich leuchtkräftiger als die normalen waren. So waren die Galaxien viel weiter entfernt als vorher angenommen und das Alter des Universums stiegt auf 15 Mrd. Jahre.
Mit der nun geeichten Skala konnte man zum einen anhand der Rotverschiebung die Entfernung einer Galaxie messen, selbst wenn diese keine Nova oder Supernova als Entfernungsmarker hatte. Zum anderen implizierte dies, das alle Galaxien einmal in einem Punkt vereint waren - das Urknallmodell war geboren. Doch war es wirklich so? Gab es den Urknall? Lange Zeit war es nur ein Modell, doch dann arbeiteten Anfang der Sechziger Jahre die Physiker Penzias und Wilson an der Entwicklung besserer Antennen für die Satellitenkommnikation für die Bell Labs. Ihre neue Antenne, viel empfindlicher als vorherige Exemplare, hatte aber ein Rauschen, das nicht da sein sollte. Sie taten alles um den Fehler aufspüren, reinigten die Antenne schließlich sogar vom Taubendreck. Doch das Rauschen blieb und es war anders als andere radioastronomische Störungen, die man kannte, konstant. Es gab schon Radioquellen, so die Sonne und Jupiter, doch die bewegten sich über den Himmel. Das Rauschen blieb aber dauerhaft.
Die Lösung kam, als sie einen Artikel lasen, in der jemand berechnet hatte, dass wenn es den Urknall gab, es einen Punkt geben musste, bei dem die Materie sich so weit abgekühlt hatte, das Atome entstehen. Bis dahin gab es ein Gleichgewicht von Lichtteilchen und schweren Teilchen (zu diesem Zeitpunkt waren dies noch Elektronen, Wasserstoff- und Heliumkerne). Das Universum war ein Plasma, es kühlte sich nach dem Urknall aber kontinuierlich ab, da es sich ausdehnte und 100.000 Jahre nach dem Urknall sankt die Temperatur so weit ab, das sich Atome bilden konnten, die Atomkerne fingen Elektronen ein. Von nun an entzogen sich die Photonen dem Gleichgewicht und verloren mit steigender Ausdehnung des Universums immer mehr Energie. Heute so kam der Artikel zu dem Schluss, musste je nach Alter des Universums ein Photon vom Urknall eine Energie haben, die einer Temperatur von wenigen Kelvin entspricht und genau diese Energie hatte das Rauschen, das Penzias und Wilson gemessen. Seitdem haben mehrere Satellitenmissionen wie COBE, WMAP oder Herschel diese Hintergrundstrahlung und vor allem ihre räumlichen Schwankungen genau kartiert und man hat auch bestimmt wie alt das Universum ist: etwa 13,7 Mrd. Jahre. Das Hubble Weltraumteleskop hat zweimal mehrere Tage lang einen eigentlich völlig leeren Bereich fotografiert, die "Deep Sky Fields" und in jeder Aufnahme fand man tausende von Galaxien die sehr weit von uns entfernt sind, und damit auch sehr alt. Bedingt durch die Rotverschiebung dürften die ältesten Galaxien heller im Infrarotbereich sein, als im sichtbaren. Man erhofft sich so vom James Webb Teleskop wegen dessen stärkerer Auslegung auf den Infraroten Spektralbereich und dem größeren Hauptspiegel einen noch weiter gehenden Blick in die Vergangenheit.
Gleichzeitig steht der Artikel auch für eine neue Ära - bisher entdeckte man etwas und suchte danach nach Erklärungen. Nun machte man Berechnungen, später auch Computermodelle um Theorien zu prüfen oder Vorhersagen zu machen. So waren die schwarzen Löcher anfangs nur eine mathematische Möglichkeit die sich aus der Relativitätstheorie ergab. Mittlerweile setzt man Missionen ein, um solche Vorhersagen zu überprüfen. Die genaue Kartierung des kosmischen Hintergrunds dient auch dazu um Theorien über die frühe Phase des Universums zu verifizieren.
Mittlerweile entdeckte man auch zahlreiche Phänomene, die kleiner als Galaxien waren. Manche wurden von einer Theorie vorausgesagt, andere einfach entdeckt. Bei vielen der neuen Objekte hat der Verstand Probleme sie begrifflich zu verstehen. Die weißen Zwerge als Endstadium leichter Sterne wurden schon erwähnt. Ein weißer Zwerg ist im Prinzip der innerste Kern einer Sonne, extrem dicht und kompakt. Der Kern der Sonne hat einen Großteil der Masse, hat aber nur einen Durchmesser eines kleinen Gasplaneten wie Uranus und Neptun. 1967 entdeckte man mit einem Radioteleskop regelmäßige Signale. Sie stammten von Pulsaren. Ist die Masse eines Sternkerns noch größer als bei einem Weißen Zwerg, so ist die Gravitationskraft größer als die Abstoßung zwischen Elektronen und Protonen und die Elektronen werden in die Protonen gepresst und sie werden zu Neutronen. Ein Neutronenstern ist ein riesiger Atomkern. Da ein Atomkern nur 1/100.000 des Atomdurchmessers einnimmt, kann man einen Sterne von mehrfacher Sonnenmasse so auf einen Durchmesser von 20 km verkleinern. Ist der Kern noch größer so reichen auch die Kräfte zwischen den Elementarteilchen nicht aus die Gravitationskraft aufzuheben und es müsste die Materie weiter komprimiert werden - ein schwarzes Loch entsteht. Obwohl sie in der Science-Fiction Literatur sehr bald populär waren, waren sich lange Zeit die Astronomen gespalten. Viele glaubten nicht daran, dass man Materie unendlich stark komprimieren kann. Mittlerweile gibt es aber so viele Phänomene die man nur mit schwarzen Löchern erklären kann, das man sie als gesichert ansieht. Die Pulsation der Neutronensterne kommt dadurch zustande, dass wenn man einen Sternkern so stark komprimiert, die Rotationsgeschwindigkeit wegen Erhaltung des Drehimpulses ansteigen muss. Ein solcher Stern rotiert dann in einer Sekunde um die eigene Achse. Aufgrund der hohen Gravitation wird die Strahlung gebündelt und kann nur entlang einer Achse austreten, passiert diese Achse bei der Rotation die Erde, so sehen wir dies als einen Impuls.
Dann entdeckte man Quasare, Quellen die sternförmig erscheinen, aber enorm weit weg sind. Wie sich zeigte waren die Galaxien in ihrer Entstehungszeit in deren Mitte ein schwarzes Loch Sterne verschlang und dabei enorm große Energiemengen freisetzen - die Sonne gibt 1,5 x 1018 W pro Sekunde ab, einige Quasare 1040 Watt, sie sind also so hell wie 1022 Sonnen. Noch mehr Energie, bis zu 1045 Watt geben Gammastrahlenausbrüche ab, die aufgrund dessen das sie nur im Gammastrahlenbereich aktiv sind schwer nachweisbar und erforschbar sind. Mittlerweile konnte man sogar Gravitationswellen die bei der Verschmelzung massereicher Objekte wie Neutronensterne oder schwarzen Löchern nachweisen und nicht nur das 1932 von Pauli (damals nur zur Energieerhaltung in einer Gleichung) postulierte Neutrino nachweisen, sondern auch seine Masse bestimmen. Was daran so besonders ist? Für ein Neutrino ist Materie ein so großes Hindernis wie ein Blatt Papier für eine Kanonenkugel. Erst wenn die Materie eine Dicke von einem Lichtjahr hat fängt sie im Mittel 50 % der Neutrinos ab. Entsprechend klein ist die Zahl der Neutrinos, die man in einem irdischen Detektor nachweisen kann und entsprechend gut muss die Messtechnik sein.
Artikel erstellt am 19.9.2021
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