Zu fernen Welten
von Wilhelm Seggewiß
Observatorium Hoher List
der Universitätssternwarte Bonn
Daun / Eifel

Vortrag in der
Karl Rahner Akademie Köln vom
21. Februar 1997

 

Der Mensch im Universum

Was ist der Mensch angesichts der unermeßlichen Weiten des Universums?

Die Antwort auf diese Frage, die sich immer wieder in den Vordergrund drängt, wenn wir zu den Sternen aufschauen oder von der Erfolgen der astronomischen Forschung hören, ist keineswegs eindeutig. Zum einen erfahren wir uns als völlig unbedeutend, als winzigen Krümel auf einem kleinen Planeten namens Erde, der mit anderen Planeten einen völlig unbedeutenden Stern »Sonne« umkreist, die hinwiederum Mitglied einer normalen spiralförmigen Galaxie »Milchstraße« ist, ihrerseits eingebettet in einen kleine Gruppe von Galaxien - am Rande eines großen Galaxienhaufens - Mitglied eines Superhaufens - eines Komplexes von Superhaufen & x2026; Zum anderen erfahren wir, daß wir die Möglichkeit besitzen, mit unseren Gedanken, mit den Mitteln wissenschaftlichen Forschens dieses Universum tiefer und tiefer zu durchdringen, immer mehr Kenntnis über seine Entstehung und Entwicklung zu erlangen.

Auch der gläubige Mensch spürt diesen Zwiespalt, wenn er mit dem Psalmisten singt (Psalm 4): Herr, unser Herrscher, wie gewaltig ist dein Name auf der ganzen Erde.

Wenn ich Deinen Himmel schaue, das Werk Deiner Hände, den Mond und die Sterne, die Du befestigt hast: Was ist dann der Mensch, daß du seiner gedenkst. Du gabst ihm die Herrschaft über die Werke deiner Hände, alles legtest du ihm zu Füßen.

Der Gläubige fühlt sich, trotz aller Winzigkeit, angenommen durch Gott, eingebunden in dessen Schöpfung, zum Mitschöpfer und Gestalter des Alls bestimmt.

Der Forschergeist des Menschen ist schon seit Jahrtausenden bemüht, das All zu durchschreiten, und es ist noch kein Ende dieses Weges in Sicht. Einige wichtige Etappen sollen hier aufgezeichnet werden.

Hauptinformationsquelle bei der Erforschung des Weltalls und der Eigenschaften der Himmelskörper im Weltall ist die elektromagnetische Strahlung. Weitere Quellen sind z.B. die Höhenstrahlung, die Meteoriten oder das von den Astronauten aufgesammelte Mondgestein. Die elektromagnetische Strahlung reicht von der Radiostrahlung (mit größten Wellenlängen aber geringster Energie) über die Infrarotstrahlung und das von unseren Augen detektierbare Licht bis hin zur kurzwelligen, aber energiereichen Ultraviolett-, Röntgen- und Gamma-Strahlung. Es gilt, die verschlüsselten Botschaften dieser Strahlung zu dechiffrieren (siehe Anhang 1: Eigenschaften des Lichts).

 

Das Weltbild der Antike

Der erste Astronom, von dem wir wissen, daß er messend in das All vorgedrungen ist, ist der Grieche Aristarch von Samos (ca. 310 - 230 v.Chr.). Es ist jener Aristarch, von dem überliefert wird, daß er bereits die Sonne in das Zentrum des Kosmos setzte. Aristarch stellte fest, daß bei erstem und letztem Viertel der Mondphasen Erde-Mond-Sonne ein rechtwinkliges Dreieck bilden müssen (s. Abb.1).

Aus der Messung des Winkelabstandes a zwischen den Richtungen zu Mond- und Sonnenmittelpunkt konnte Aristarch dann den Unterschied in den Entfernungen zu Mond und Sonne bestimmen. Die bescheidenen Meßmöglichkeiten führten Aristarch zu einer viel zu großen Mondentfernung im Vergleich zu Sonne: 1 : 19, während der neuere Wert 1 : 389 lautet. Aber es war der erste wichtige Schritt zur Erfassung des Kosmos. Weiterhin bemerkt D.B. Herrmann (1981) zurecht: Hohe Beachtung verdient auch die Tatsache, das Aristarchs Vorgehen einen ersten Schritt auf dem Wege einer einheitlichen Betrachtung von Erde und Kosmos darstellt. Denn Aristarch setzt hier eine universelle Gültigkeit der Gesetze der Geometrie voraus. Dagegen konnte die universelle Einheit im Stofflichen erst mehr als 2000 Jahre später mittels der Spektralanalyse des Lichts von Sternen und Galaxien erwiesen werden. Abb. 1. Bestimmung der relativen Entfernungen von Sonne und Mond durch Aristarch von Samos (nach D.B. Herrmann 1981)

Einhundert Jahre nach Aristarch gelingt es dann dem größten der griechischen Astronomen, Hipparch aus Nikaia (etwa 190 - 120 v.Chr.), die Mondentfernung mit einer genialen Methode, deren Darlegung hier aber zuviel Raum beanspruchen würde (s. D.B. Herrmann 1981), zu bestimmen, so daß die Abmessungen im inneren Bereich des Kosmos - mit der Erde im Zentrum, umkreist von den Sphären des Mondes, der Sonne und der Planeten - damit feststehen. Die Sphäre des äußersten Planeten Saturn wird umschlossen von der Fixsternsphäre. Nach der Lehre des Philosophen und Naturwissenschaftlers Aristoteles (384 - 322 v.Chr.) ist dies die äußere Begrenzung des Kosmos, der damit also in seiner räumlichen Ausdehnung als endlich angenommen wird. In seiner zeitlichen Dimension ist der Himmel jedoch unendlich, außerdem unveränderlich und aus einem idealen Element, dem Äther, aufgebaut. Unterhalb des Himmels, auf dem »Mikrokosmos« Erde, herrschen Vergänglichkeit, Veränderlichkeit, Kampf, Unfrieden. Aus vier Elementen - Wasser, Erde, Feuer, Luft - ist der Mikrokosmos aufgebaut.

Ptolemaios aus Alexandrien (wirkend zwischen 120 und 160 n.Chr.) schreibt dann in seinem Handbuch, das aus dem Arabischen unter dem Namen Almagest überliefert wurde, das geozentrische und aristotelische Weltsystem für fast eineinhalb Jahrtausende fest.

 

Die kopernikanische Wende

Die Ablösung des aristotelischen Weltbildes war ein langer und schmerzvoller Prozeß, voller Irrungen und Wirrungen auf seiten der Wissenschaftler wie auf seiten der weltlichen und kirchlichen Autoritäten. Der Name des Prozesses wird zurecht mit dem Frauenburger Domherrn und Astronomen Nikolaus Kopernikus (1473 - 1543) und seinem Hauptwerk »De revolutionibus orbium coelestium« verbunden - wobei das Wort »revolutio« zugleich Umdrehung (nämlich der Himmelssphären, orbium coelestium) wie Revolution (Veränderung des Weltbildes) bedeuten kann. Aber Kopernikus ist nur einer in einer langen Reihe von Forschern, die an der »Revolution« mitwirken.

Vor Kopernikus sollten wir den Kardinal und Denker Nikolaus von Kues (1402 - 1464) nennen, der, ausgehend von seinem Prinzip der »coincidentia oppositorum«, des Zusammenfallens der Gegensätze, ein räumlich unendliches Weltall postulierte, das als solches keinen Mittelpunkt, also erst recht nicht den Mittelpunkt »Erde«, haben konnte.

Nach Kopernikus mußten die Gesetze der Bewegung der Planeten, die ja nun gemeinsam mit der Erde um die Sonne kreisen sollten, neu formuliert werden. Das geschah durch den Deutschen Johannes Kepler (1571 - 1630) in seinen berühmten Drei Gesetzen. Der Engländer Isaac Newton (1643 - 1727) wird, so will es die Legende, unter einem Apfelbaum von einem herabfallenden Apfel getroffen und gewinnt spontan die Erkenntnis, daß die Gesetze der Schwerkraft nicht allein auf die Erde beschränkt sind, sondern im gesamten Weltall Gültigkeit haben. Es gelingt ihm, die Keplerschen Gesetze der Planetenbewegung aus einem »all«-gemeinen Gravitationsgesetz abzuleiten - zum Zeichen der physikalisch-gesetzmäßigen Einheit des Weltalls, des Universums.

Aber selbst die großartigen Erfolge von Kepler und Newton konnten einen entscheidenden Einwand gegen das kopernikanisch-heliozentrische Weltsystem nicht ausräumen: Wenn die Erde tatsächlich in einem Jahr die Sonne umrunden sollte, dann müßten die Fixsterne unter ständig wechselndem Blickwinkel, einer »Parallaxe« p (s. Abb. 2), erscheinen und damit einen ständigen Ortswechsel am Himmel zeigen. Alle Anstrengungen der Astronomen - selbst mit Hilfe des um 1610 durch Galileo Galilei (1564 - 1642) in die astronomische Meßtechnik eingeführten Fernrohres - , eine Fixsternparallaxe zu messen, schlugen fehl. Ruhte die Erde folglich dennoch im Zentrum des Weltalls oder waren die Sterne nur so »schrecklich« weit entfernt, daß ihre Parallaxen verschwindend klein und daher unmeßbar waren?

Es dauerte bis zum Jahre 1836, ehe Friedrich Wilhelm Bessel (1784 - 1846) in Königsberg erstmals die Parallaxe eines Sterns bestimmen konnte. Nur 0,29 Bogensekunden erhielt er für den Stern 61 Cygni (Stern Nr. 61 im Sternbild Schwan). M.a.W.: Von 61 Cygni aus betrachtet (siehe Abb. 2), erscheint der mittlere Abstand Sonne-Erde unter dem Winkel von 0,29 Bogensekunden. Das ist ein unvorstellbar kleiner Wert, der (scheinbar) an Anschaulichkeit gewinnt, wenn man sagt: Der Stern 61 Cygni befindet sich 11,2 Lichtjahre von uns entfernt. Selbst der sonnennächste Stern, der Stern Proxima Centauri im südlichen Sternbild Centaurus, hat eine Entfernung von 4,3 Lichtjahren (siehe Anhang 2: Lichtjahr und Parsec).

Trotz aller Winzigkeit: Es gab sie, die Fixsternparallaxe - zum Zeichen, daß sich die Erde um die Sonne dreht. Bessel hatte das heliozentrische Weltsystem endgültig bewiesen. In den folgenden Jahrzehnten konnten Entfernung und Verteilung der Sterne in der Sonnenumgebung bestimmt werden. Der Begriff Fixstern verlor seinen althergebrachten Sinn: Nicht mehr stellae fixae, d.h. in gleicher Entfernung an eine Kugelschale angeheftete Lichtpunkte, sondern ein in quirliger Bewegung befindliches, ausgedehntes System leuchtender und heißer sonnenähnlicher Himmelskörper.

Bessels Methode zur Entfernungsbestimmung, die »trigonometrische Parallaxe«, wurde jüngst zu einem großen Höhepunkt geführt: Von 1989 bis 1993 vermaß die Satellitensternwarte HIPPARCOS die Positionen, Parallaxen und Eigenbewegungen von 120 000 Sternen. Dabei konnten Entfernung bis zu 3000 Lj mit großer Genauigkeit erfaßt werden. Vier Jahre dauerte die Auswertung der Meßdaten. Im Juni dieses Jahres 1997 wurden die Ergebnisse der Öffentlichkeit zugänglich gemacht.

Auch die Einheit des Weltalls im Stofflichen konnte im 19. Jh. bewiesen werden. Durch die Experimentierkunst Joseph von Fraunhofers (1787 - 1826) in München konnte zunächst das Sonnenspektrum, dann auch die Spektren der hellen Sterne registriert werden (siehe die Darstellung auf der Fraunhofer-Gedenkmarke der Deutschen Bundespost aus dem Jahre 1987). Als dann Gustav Robert Kirchhoff und Robert Wilhelm Bunsen, Physiker und Chemiker, 1859 nachweisen konnten, daß die Spektrallinien (s. Anh. 1) eindeutig chemischen Elementen zugeordnet werden konnten, fand man sofort die Linien der wichtigsten Elemente auch in den Sternspektren. Die Himmelskörper erwiesen sich aus genau denselben (und keinen anderen) 92 Elementen des periodischen Systems aufgebaut, wie wir sie auf der Erde finden.

 

Die Galaxis und die Galaxien

Beim Anblick des Himmels in einer dunklen, mondlosen Nacht erkennt der aufmerksame Beobachter das leuchtende Band der Milchstraße. In der antiken Mythologie sahen die Menschen in ihr eine Brücke, die die Toten bei ihrem Weg ins Jenseits überqueren mußten. Mit den ersten Fernrohren schon war es möglich, das sanfte Schimmern der Milchstraße in eine Flut von Sternen und leuchtenden Wolken aufzulösen. Nachdem dann auch die Fixsternsphäre

zugunsten einer großen Ansammlung von Sternen unterschiedlicher Entfernung abgelöst worden war, schien es evident, daß es sich bei der Milchstraße um ein großes Sternsystem handeln müsse, das »Milchstraßensystem« oder die »Galaxis« (von griech. gála, die Milch). Zur Galaxis mußten wohl die Sonne und alle sichtbaren Sterne dazugehören, aber die Anordnung der Sterne zu größeren Strukturen blieb zunächst im Dunklen.

Außer dem Aufbau der Galaxis gab es noch ein weiteres drängendes Problem: die Natur der Nebelflecken! Die Teleskope gaben den Blick auf eine Vielzahl nebliger Gebilde frei. Vorwiegend im Band der Milchstraße zeigten sie Nebelflecken, die mit hell leuchtenden, blauen (also heißen!) Sternen durchsetzt waren. Hier mußte es sich um Gasnebel handeln, die von den Sternen zum Leuchten angeregt wurden. So ergab dann auch die Spektralanalyse zuende des vorigen Jahrhunderts Spektren heißer Gase vorwiegend mit Linien des Wasserstoffs. Aber welche Natur hatten all die spiralförmigen und elliptischen Nebelchen (s. Abb. 3), die man außerhalb des Bandes der Milchstraße sah, wie etwa die Spiralnebel in den Sternbildern Andromeda und Dreieck oder die elliptischen Nebel im Sternbild Jungfrau?

Der Königsberger Philosoph Immanuel Kant (1724 - 1804) vertritt in seinem Frühwerk »Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels« im Jahre 1755 die Behauptung, bei dieser Art von Nebeln müsse es sich um Sternsysteme handeln ähnlich unserem Milchstraßensystem, aufgebaut aus einer großen Zahl von Sternen, aus Gas und Staub. Nur könne man wegen ihrer ungeheuren Entfernung keine Einzelsterne mehr erkennen. Wie sollte man aber diese kühne These beweisen können, konnte man doch zu Kants Zeit nicht einmal die Entfernung zu den nächsten Fixsternen bestimmen. So setzte dann ein beinahe zwei Jahrhunderte währender Streit ein, ob diese spiraligen und elliptischen Nebel nun zu unserer Galaxis gehörten oder eigene Sternsysteme, »Galaxien«, weit jenseits der Grenzen unserer Galaxis bildeten.

Zwischen 1908 und 1912 gelang der Astronomin Henrietta Leavitt (1868 - 1921) von der Harvard-Sternwarte eine aufregende Entdeckung, die Entfernungsbestimmungen auch außerhalb unserer Galaxis möglich machen sollte. Sie erkannte, daß bei einer Gruppe von pulsierenden Sternen, den sogen. Cepheïden, benannt nach dem Stern d (Delta) aus dem Sternbild Cepheus, die Dauer der Pulsationsperiode streng mit der absoluten Helligkeit gekoppelt ist: Je langsamer der Stern pulsiert, d.h. sich ausdehnt und wieder zusammenzieht und dabei auch seine Helligkeit periodisch ändert, je größer ist seine absolute Helligkeit. Bestimmt man die Periode eines Cepheïden durch fleißige Beobachtung seiner Helligkeitsvariationen, kann man aus der Perioden-Helligkeits-Beziehung seine absolute Helligkeit ablesen und durch Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit seine Entfernung bestimmen .

Noch im Jahre 1920 gab es vor der Akademie der Wissenschaften in Washington die in Astronomiekreisen sprichwörtliche »Große Debatte« um die Natur der Nebel; noch einmal gewann der Vertreter der These, daß auch die Spiral- und Ellipsennebel nur Gasnebel unserer Galaxis seien, die Oberhand. Doch drei Jahre später gelingt es Edwin Hubble (1889 - 1953) mit dem 100 Zoll (2.5 m)-Spiegelteleskop auf dem Mt. Wilson bei Los Angeles, den Spiralnebel namens Messier 31 im Sternbild Andromeda in Einzelsterne aufzulösen, Cepheïden zu entdecken und mit ihrer Hilfe die Entfernung zu bestimmen: 700 000 Lj, ein ungeheurer Wert, der nach neueren Erkenntnissen sogar auf über 2 Millionen Lj (700 000 pc) vergrößert werden muß. Der einstige »Andromedanebel« ist also kein Gas- und Staubnebel sondern ein Milchstraßensystem, das wir konsequenterweise »Andromedagalaxie« nennen sollten. In rascher Folge gelang es dann, weitere Nebel aufzulösen und sie als Galaxien zu identifizieren. Die ganze Welt der Galaxien erschloß sich den Astronomen - mit ihren Hauptvertretern, den elliptischen und spiralförmigen Galaxien (s. Abb. 3), und mit manchen irregulären Sonderformen.

Auch hier ist es wieder eine Satellitensternwarte, nämlich das Hubble-Weltraumteleskop (HST, Hubble Space Telescope), das unseren Forschergeist mit einer Methode zur Entfernungsbestimmung weit in das Weltall vordringen läßt: Noch bis zu 70 Millionen Lj (über 20 Mpc) Distanz kann das Weltraumteleskop Cepheïden entdecken und mithilfe der Perioden-Helligkeits-Beziehung die Entfernung ihrer jeweiligen Muttergalaxie hinreichend genau bestimmen.

Erst nachdem die Natur der Spiralnebel als Galaxien offenbar geworden war, schloß man auf unsere Galaxis zurück und behauptete, auch sie müsse spiralförmige Struktur haben. Neue, sekundäre Methoden der Entfernungsbestimmung wurden entwickelt, und die in den 50er Jahren aufblühende Radioastronomie half, auch das Interstellare Gas zu orten. In mühevoller »Kleinarbeit« wurden dann von vielen Sternen, Sternhaufen und von den Wolken der Interstellaren Materie Richtungen und Entfernungen bestimmt und ein dreidimensionales Modell aufgebaut. In der Tat, unser Milchstraßensystem stellte sich schließlich als eine Spiralgalaxie heraus: Die Mehrzahl der jüngeren Sterne bildet eine diskusähnliche Scheibe von etwa 100 000 Lj (gleich 30 kpc) Durchmesser mit einem zentralen Kern von 15 000 Lj Durchmesser. In der Scheibe ordnen sich die jüngsten Sterne und die Interstellare Materie in Form von Spiralarmen an. Aus großer Entfernung ergibt sich dann ein Anblick wie in Abb. 3, links. Die Scheibe mit Kern und Spiralarmen ist in einen riesigen, fast kugelförmigen Halo (Durchmesser mehr als 160 000 Lj oder ca. 50 kpc) eingebettet, der aus den Sternen und Sternhaufen der ältesten Generation besteht.

 

Galaxienhaufen und kosmischer Schaum

Um über die 70 Millionen Lj hinauszukommen, die uns das Weltraumteleskop mit den Cepheïden erschließt, muß man auf eine Entdeckung zurückgreifen, die Edwin Hubble in den 20er Jahren am Mt. Wilson machte. In Zusammenarbeit mit anderen Astronomen waren für eine wachsende Zahl von Galaxien Radialgeschwindigkeiten (s. Anh. 1) bestimmt worden. Diese Geschwindigkeiten trug Hubble in einem Diagramm über die damals bekannten Entfernungen der Galaxien auf. Abb. 4 zeigt das berühmte erste »Hubble-Diagramm«, allerdings sind die Skalen mit neuerlich gemessenen Werten für die Geschwindigkeit v und die Entfernung r beschriftet worden. Jeder Punkt entspricht einer Galaxie, kleine offene Kreise repräsentieren Gruppen von Galaxien. Schon aus den noch ziemlich ungenauen frühen Meßwerten konnte Hubble das Wesentliche erkennen:

Die Galaxien bewegen sich (bis auf einige sehr nahe Exemplare) von uns fort - als wären sie auf der Flucht (m.a.W: Ihre Spektren zeigen eine Rotverschiebung der Spektrallinien). Und: Je weiter sie von uns entfernt sind, je schneller bewegen sie sich weg von uns. Ja, es existiert sogar eine einfache, lineare Beziehung zwischen der Fluchtgeschwindigkeit v und der Entfernung r (repräsentiert durch die durchgezogene Gerade in Abb. 4), die »Hubble-Beziehung«

v = HO · r bzw. r = v / HO

Hier ist HO der sogen. »Hubble-Parameter«, also die Geschwindigkeit (in km/s) mit der sich zwei Punkte des Weltalls im Einheitsabstand auseinanderbewegen. Als solchen wählt man 1 Mpc (s. Anh. 2) oder auch 1 Millionen Lichtjahre (abgekürzt: 1 MLj).

Die Aufgabe des Astronomen besteht nun darin, die Radialgeschwindigkeit einer Galaxie zu bestimmen (über das Spektrum, die Messung der Rotverschiebung und die Anwendung der Dopplerformel, s. Anh. 1) und dann aus dem Hubble-Gesetz die Entfernung zu berechnen. Leider geht der wissenschaftliche Streit immer noch darum, wie groß der Hubble-Parameter HO nun ist, ob 50 oder 100 km/s pro Mpc (also 15 oder 30 km/s pro MLj). Das Weltraumteleskop und seine Cepheïden-Entfernungen ferner Galaxien soll hier bald die Entscheidung bringen. Zur Zeit erlaubt das Hubble-Gesetz also nur, relative Entfernungen abzuleiten, die insgesamt um einen Faktor 2 korrigiert werden könnten.

Insbesondere in den letzten 10 Jahren sind durch mehrere Teams von Astronomen große Meßprogramme zur Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten und damit Galaxienentfernungen nach dem Hubble-Gesetz in Angriff genommen worden. Sie enthüllen nach und nach ein neues Bild vom Aufbau des Weltalls: Unsere Galaxis und die große Andromedagalaxie bilden mit etwa 30 kleineren Galaxien die Lokale Gruppe. Die Lokale Gruppe liegt am Rande eines sehr großen Galaxienhaufens mit mehreren 1000 Galaxien, des »Virgo-Haufens«, dessen Zentrum in Richtung des Sternbildes Virgo (Jungfrau) in einer Entfernung von etwa 70 MLj liegt (für HO = 15 km/s pro MLj). Der Virgo-Haufen hinwiederum bildet mit anderen Galaxienhaufen einen Superhaufen, der sich mit anderen Superhaufen zu einem Komplex von Superhaufen zusammenschließt. Superhaufen-Komplexe formen sich zu Ketten mit Knoten und Verzweigungen, die sich um riesige Räume herumwinden, die völlig leer von Galaxien sind. Der englische Fachausdruck für diese Anordnungen der Galaxien im Weltraum lauten »Bubbles and Voids« (Blasen/Schaum und Leeren). Man sollte in der Tat an Schaum denken, bei dem dünnwandige Materie (z.B. seifiges Wasser beim Seifenschaum) Hohlräume umschließt. Im Weltraum entspräche dann die Materie den Superhaufen-Komplexen mit Millionen von Galaxien, und die Hohlräume entsprächen den Voids. Die enorme Größe der Strukturen mag man sich zu veranschaulichen suchen, wenn man den typischen Durchmesser der Wände zu 50 MLj und den der Voids zu 100 MLj annimmt. Dieses Muster von Bubbles und Voids wiederholt sich dann auf Skalen von 400 bis 500 MLj und erfüllt offensichtlich das gesamte Weltall.

 

Galaxien am Rande des Urknalls

Die Fluchtbewegung der Galaxien hat eine aufregende Konsequenz: Wenn sich alle Galaxien von uns (von unserer Galaxis) entfernen, dann bedeutet das eine Expansion des Weltalls als Ganzes - mit der momentanen Expansionsgeschwindigkeit von 15 bis 30 km/s pro MLj. Überlegen wir zunächst, daß unsere Galaxis dabei nicht im Zentrum des Weltalls liegt, denn wenn sich alle Galaxien von uns entfernen, die weitesten mit der größten Geschwindigkeit, dann gilt für jede Galaxie der gleiche Effekt. Man denke an einen Teig mit Rosinen: Wenn der Teig beim Backen aufgeht, bewegt sich jede Rosine von jeder anderen fort, und wiederum die jeweils entferntesten mit der größten Schnelligkeit auseinander.

Wir können die Expansion des Weltalls gedanklich auch in die Vergangenheit zurückverfolgen. Dann müssen die Galaxien zu früheren Zeiten enger beieinander gelegen haben, ja schließlich dicht zusammengepackt gewesen sein. Oder umgekehrt betrachtet: Das Weltall muß durch eine gigantische Explosion, dem »Urknall«, aus einem superdichten Urzustand hervorgegangen sein. Es gelingt sogar, ein Maximum des Weltalters zu berechnen, denn das ist der Kehrwert 1/HO des heutigen Hubble-Parameters. Er liefert ein Alter von 20 Milliarden Jahre (für HO = 15 km/s pro MLj). Es ist verständlich, daß die im Weltall anwesende Materie durch die Wirkung ihrer Schwerkraft die Expansion gebremst hat, so daß das tatsächliche Weltalter geringer als die angegebene Obergrenze sein muß und wohl mit dem Alter der ältesten Objekte des Weltalls von ca. 15 Milliarden Jahren zusammenfällt. 1994 durch das Hubble-Weltraumteleskop mit einer Belichtungszeit von 18 Stunden.

Das Hubble-Weltraumteleskop hat es nun möglich gemacht, in die Frühphasen des Weltalls zurückzublicken. Das Licht hat eine zwar sehr große, aber doch endliche Geschwindigkeit (s. Anh. 1). Ein Lichtsignal, daß uns von einem fernen Himmelsobjekt erreicht, ist lange Zeit unterwegs gewesen und kündet von einem früheren Zustand des Objekts. Die Entfernungseinheit Lichtjahr ist ja gerade so definiert (s. Anh. 2), daß die angegebene Entfernung in Lichtjahren der Lichtlaufzeit in Jahren entspricht; z.B. sind die Galaxien des Virgo-Haufens ca. 20 MLj entfernt, das Licht, das uns jetzt erreicht, ist also vor 20 Millionen Jahren ausgesendet worden. Das Weltraumteleskop konnte Galaxien in Entfernungen von 9 bis 12 Milliarden LJ registrieren (s. Abb. 5), die wir also aus einer Frühphase des Weltalls sehen. Die Galaxien stehen dichter zusammen, als es heute der Fall ist. Sie zeigen noch sehr unregelmäßige Formen, spiralförmige und elliptische Ausprägungen sind noch nicht entstanden.

Man kann durch Himmelsbeobachtungen noch einen Schritt weiter an den Urknall, den Anfang des Weltall, herankommen. Im Jahre 1965 entdeckten die amerikanischen Radioastronomen A.A. Penzias und R.W. Wilson eine schwache Radiostrahlung, die den gesamten Raum gleichmäßig erfüllt. Sie entspricht der Strahlung eines Körpers von nur

3 Grad über dem absoluten Nullpunkt (3 Kelvin, entsprechend etwa - 270 °C). Diese

3K-Strahlung kann eindeutig als ein Überrest des Urknall-Feuerballs interpretiert werden. Sie stammt aus der Zeit von ca. 400 000 Jahren nach dem Urknall, als sich Strahlung und Materie aus dem heißen Urzustand bei 3000 Kelvin voneinander trennten. Damit sind wir an eine Grenze unserer Beobachtungsmöglichkeiten gestoßen. Vor diesen Zeitpunkt kann uns aber noch unser forschender Geist führen.


Anhang
1. Eigenschaften des Lichts

Das Licht, wie überhaupt die elektromagnetische Strahlung, breitet sich mit der (im Vakuum) konstanten Geschwindigkeit von c = 299 792 km/s (also fast 300 000 Kilometer pro Sekunde) aus. Wenn man Licht durch ein Prisma oder über ein Gitter schickt, wird es in ein sogen. Spektrum zerlegt, also über die Wellenlängen »ausgebreitet«. So erscheint dann das Spektrum des Sonnenlichtes unseren Augen als ein von Violett bis Rot leuchtendes farbiges Band (vgl. den Regenbogen). Fehlstellen in diesem Band (dunkle Linien) lassen sich eindeutig den in der Sonnenatmosphäre strahlenden Elementen, wie Wasserstoff, Helium, Kalzium, Eisen etc., zuordnen. Solch eine »Spektralanalyse« läßt sich für alle Sterne, Galaxien und die Interstellare Materie durchführen.

Die Lage der Spektrallinien weist häufig kleine Verschiebungen gegenüber Spektren auf, die im Labor gewonnen wurden. Das weist auf eine Bewegung der Himmelsobjekte relativ zum Beobachter hin: Eine Verschiebung der Linien zum blauen Ende des Spektrum, eine Blauverschiebung, bedeutet eine zum Beobachter hin gerichtete Bewegung, eine Rotverschiebung dagegen ein Fluchtbewegung. Mit Hilfe einer von Christian Doppler 1842 angegebenen physikalischen Beziehung (»Dopplerformel«) kann man aus der Größe der Linienverschiebung die Geschwindigkeit, genannt Radialgeschwindigkeit, berechnen.

2. Lichtjahr und Parsec

Astronomische Entfernungbestimmungen führen rasch in Weiten, die mit den üblichen Längeneinheiten Meter (m) oder Kilometer (km) »unhandliche Dimensionen« annehmen. Daher hat man zunächst eine neue Entfernungseinheit auf der Grundlage der Geschwindigkeit c des Lichts eingeführt. Eine Lichtsekunde ist dann die Entfernung, die das Licht in einer Sekunde zurücklegt, also 300 000 km (s. Anh. 1). Entsprechend ist das Lichtjahr Lj die Entfernung, für die das Licht ein Jahr Laufzeit braucht, und das sind:

1 Lj = 9,46 × 1012 km (fast 10 Billionen km).

Hier steht die Potenz 1012 als »Abkürzung« für eine 1 mit 12 Nullen.

Der Mond ist 1,33 Lichtsekunden entfernt (oder 400 000 km), die Sonne etwa 8,5 Lichtminuten (150 Millionen km) und Sirius, der hellste Fixstern, 8,7 Lichtjahre. Die Siriusentfernung bedeutet andererseits, daß eine jetzt erfolgende Helligkeitsänderung des Sterns erst nach 8,7 Jahren bei uns beobachtet werden kann oder eine Botschaft, die wir mit einem Radarstrahl Richtung Sirius senden, erst in 8,7 Jahren dort eintrifft.

Die Astronomie verwendet zumeist die Entfernungseinheit Parsec (oder pc, abgekürzt von Parallaxensekunde). Dabei ist 1 pc diejenige Entfernung, aus der der mittlere Abstand Erde-Sonne unter dem Winkel von 1 Bogensekunde erscheint (vgl. Abb. 2). Es gilt: 1 pc = 3,09 × 1013 km = 3,26 Lj.

Größere Einheiten sind das Kiloparsec (1 kpc = 1000 pc) und das Megaparsec

(1 Mpc = 1000 kpc = 1 000 000 pc).


Literatur
zum Aufbau des Weltalls und zur Einführung
in die Kosmologie

Audretsch, J., Mainzer, K.:
Vom Anfang der Welt.
C.H. Beck, München 1990

Fritzsch, H.:
Vom Urknall zum Zerfall. Die Welt zwischen Anfang und Ende.
Piper, München 1983

Herrmann, D.B.:
Kosmische Weiten. J.A. Barth,
Leipzig 1981

Kippenhahn, R.:
Licht vom Rande der Welt. Das Universum und sein Anfang.
DVA, Stuttgart 1984

Krautter, J. et al.:
Meyers Handbuch Weltall. Meyers Lexikonverlag,
Mannheim 71994

Unsöld, A., Baschek, B.:
Der neue Kosmos.
Springer, Berlin-Göttingen-Heidelberg 51992

 


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