Read the book: «Fragen an das Universum»

IST DIE ERDE EIN PLANET?

Die Kosmologie der antiken Griechen dominierte mehr als tausend Jahre das Denken über unseren Platz im Universum. Danach war die Erde die unbewegliche Mitte des Kosmos, die Heimat allen Lebens. Alle Himmelskörper, wie die Sonne und die Sterne, bewegten sich um die Erde herum. Irdische Unvollkommenheiten erstreckten sich auch nicht bis in den Himmel, Sonne und Mond galten als makellose Kugeln – die kristallinen Strukturen, die die Kugeln der Planeten besaßen, bewegten sich innerhalb anderer unsichtbarer perfekter Kugeln. Die Himmelssphären unterschieden sich von der Erde, bestanden aus einem anderen Stoff und funktionierten nach anderen Gesetzen. Die Erde war nicht wirklich Teil des Kosmos, bis Isaac Newton diese Trennung überwand und unser Planet als Teil des Universums gesehen wurde.

DAS BERÜHMTESTE GESCHEITERTE EXPERIMENT

Eines hatten Aristoteles und Isaac Newton gemeinsam: Beide glaubten, Äther – eine mysteriöse, unsichtbare Substanz – fülle den leeren Raum aus. Da Schallwellen ein Medium wie die Luft benötigen, um sich auszubreiten, nahmen die Physiker bis Ende des 19. Jahrhunderts an, auch Licht benötige ein Medium – den lichtspendenden Äther. Über Jahrhunderte erklärten die Geistesgrößen mit dem Äther das Unerklärliche. Aristoteles verkündete, die Himmelskörper kreisten in transparenten, kristallinen Sphären, in denen Äther den Zwischenraum ausfülle. Isaac Newton schlug vor, die Gravitation sei ein beständiger Strom von Äther zur Erde. Der französische Mathematiker René Descartes postulierte, unsichtbare Kräfte wie Magnetismus und die Tiden zerrten und drückten am Äther.

Doch 1887 lieferten der Chemiker Edward Morley und der Physiker Albert Michelson den ersten zwingenden Beweis gegen diese Vorstellung. Sie schlossen, wenn Äther den Raum um uns ausfüllte, müsste die Erdbewegung, würde man sie jeweils messen, durch jeweils unterschiedliche Lichtgeschwindigkeiten nachweisbar sein: wenn sich das Licht in dieselbe Richtung wie die Erde bewegt und in die entgegengesetzte Richtung. So wie wenn man die Geschwindigkeit eines Balls misst, den man von einem fahrenden Zug aus nach vorne oder nach hinten wirft. Einmal erhält man als Geschwindigkeit die Geschwindigkeit von Ballwurf plus Zugbewegung, im anderen Fall von Zugbewegung minus Ballwurf. Würde sich Licht genauso verhalten?

Um diese Frage zu beantworten und die Lichtstrahlen zu messen, erfand Michelson den Interferometer. Kein Äther war zu entdecken. Die Geschwindigkeit des Lichts blieb immer dieselbe. Dieses »gescheiterte« Experiment krempelte die Wissenschaft völlig um und führte letztendlich zur Entdeckung der speziellen Relativitätstheorie.

Ein Interferometer, wie es Michelson entwickelte.

Im Jahr 150 verfasste Claudius Ptolemäus, ein Philosoph und Mathematiker aus Alexandria, die umfassendste griechische Sicht auf das Universum, die wie vieles aus der griechischen Wissenschaft auf Umwegen später Eingang in die Lehrpläne der mittelalterlichen Universitäten Europas fand. Zuerst wurde sein Buch im Haus der Weisheit in Bagdad ins Arabische übersetzt, später brachten es Kreuzfahrer nach Spanien, wo man es ins Lateinische übertrug, die Sprache der Gelehrten. Der arabische Titel Almagest (das Größte) zeigt seine Bedeutung und seinen Einfluss.

Der Mitte des 17. Jahrhunderts in Amsterdam publizierte Himmelsatlas oder Harmonices Mundi zeigt das ptolemäische Universum mit dem System konzentrischer Umlaufbahnen der Planeten um die Erde.

Die wissenschaftliche Methode tut alles, damit man sich nicht einreden kann, dass Wahres falsch oder Falsches wahr ist.

In Ptolemäus’ Modell war mächtig was los. Die Planeten bewegten sich in kristallinen Sphären um die Erde, und die wiederum wurden von Sub- und Sub-sub-Zyklen bestimmt, den sogenannten Epizykeln. Mit der Bestimmung der Umlaufgeschwindigkeiten all der Sphären und Epizykel erklärte er die Beobachtungen griechischer und babylonischer Astronomen in den Jahrhunderten vor ihm. Er konnte auch Finsternisse und andere Himmelsereignisse vorhersagen. Das System funktionierte. Kein Wunder, dass sein erdzentriertes Modell erst 1500 Jahre später ernsthaft infrage gestellt wurde.

Im griechischen System gab es sieben Himmelswanderer: Merkur, Venus, Mars, Jupiter, Saturn, Sonne und Mond. Das griechische Wort für »Wanderer« ist planetes. Da die Erde nicht am Himmel zu sehen war, wurde sie nicht als Wanderer oder Planet betrachtet. Die Erde wanderte nicht in der Kristall-Sphäre mit – sie bewegte sich überhaupt nicht.

Für die alten Griechen war die Erde das fixe Zentrum des Kosmos, die Heimat allen Lebens. (Denken Sie an Aristoteles: Die fallende Flasche strebt zu diesem fixen Zentrum.) Was wir heute außerirdisches Leben nennen, hatte in ihrer Weltvorstellung keinen Platz. Alles jenseits der Erde, etwa ein Exoplanet, benötigte eine weitere »Erde« mit einer eigenen Kristall-Sphäre – einen weiteren Kosmos. Wenn so etwas existieren würde, wie könnte dann ein Objekt wie die fallende Flasche sich entscheiden, zu welchem Zentrum es streben sollte, fragten sie sich. Sie folgerten: Es kann unzweifelhaft nur ein Zentrum, eine Erde, einen Kosmos geben.

Erdaufgang am 24. Dezember 1968, aufgenommen während des Fluges von Apollo 8, der ersten bemannten Mission zum Mond. Heutige Beobachtungen aus dem Weltraum bestätigen die Wissenschaft vergangener Jahrhunderte.

ASTRONOMIE MIT EINEM STAB

Wir wissen nicht, was Sie in der Schule lernten. Aber lassen Sie uns eins klarstellen: Im 15. Jahrhundert glaubte niemand, der auch nur ein wenig Bildung besaß, die Erde sei flach oder Kolumbus fiele über die Kante, wenn er zu weit segeln würde.

Ptolemäus widmete einen Abschnitt des Almagest der Vorstellung, »dass auch die Erde als Ganzes wahrnehmbar kugelförmig ist«. Er vermerkte unter anderem, dass Sonnenfinsternisse an verschiedenen Orten um das Mittelmeer herum zu verschiedenen Tageszeiten zu sehen sind. Wäre die Erde flach, würden sie sich überall gleichzeitig ereignen. Zudem sei bei Mondfinsternissen der Erdschatten auf dem Mond immer rund. Und eine Kugel ist die einzige Form, die unabhängig vom Winkel des Sonnenlichts einen runden Schatten wirft.

ERKLÄRUNGEN DURCH EPIZYKEL

Was geschieht wirklich, wenn der Merkur sich zurück bewegt? Im Gegensatz zu dem, was Ihnen Astrologen erzählen: nichts. Der Merkur bewegt sich nicht tatsächlich rückwärts, das sieht nur aufgrund der verschiedenen Umlaufbahnen von Merkur und Erde um die Sonne so aus. Genauso wie der Zug nebenan plötzlich rückwärts zu fahren scheint, obwohl nur Ihr Zug langsam anfährt.

Zu Ptolemäus’ Zeiten erforderte die vermeintliche Rückwärtsbewegung eine Erklärung, die im geozentrierten Modell des Universums Sinn ergab. Um die periodische Rückwärtsbewegung der Planeten zu erklären, fügten die Astronomen kleinere Kreise, die Epizykel, in ihr System ein. Das sonnenzentrierte Modell des Universums vereinfachte das System und erklärte auf natürliche Weise die rückläufige Bewegung und viele andere beobachtbare Himmelsphänomene.

Epizykel innerhalb von Epizykeln: Die Modelle wurden immer komplexer.

Nach wie vor haben »Flacherdler« auf dem ganzen Erdball ihre Anhänger.

Ptolemäus hielt auch fest, dass bei einem Schiff, das wegsegelt, immer zuerst der Rumpf hinter dem Horizont verschwindet, während die Masten noch sichtbar bleiben: Das Schiff segelt also über eine gekrümmte Erde.

Diesen Belegen können wir heute noch den Rose-Bowl-Beweis hinzufügen: Menschen an der Ostküste der Vereinigten Staaten, die das in Kalifornien ausgetragene Rose-Bowl-Footballspiel verfolgen, sehen ein Stadion im Licht des Spätnachmittags, während sie selbst bereits im Dunklen sitzen. Wäre die Erde flach, würde es überall gleichzeitig finster. So bekommen auch moderne Footballfans einen Beweis dafür, dass die Erde eine Kugel ist.

Einige Jahrhunderte vor Ptolemäus war schon für den Philosophen Eratosthenes von Kyrene klar, dass die Erde eine Kugel ist. Er hatte sogar eine geniale Idee, um ihren Umfang zu messen – und das mehr als tausend Jahre vor der Erfindung des Teleskops und bevor es so etwas wie ein astronomisches Instrument gab. Seine Arbeit ist ein Paradebeispiel für das »astronomische Arbeiten mit einem Stab«. Eratosthenes wusste, dass die Sonne zur Sommersonnwende am 21. Juni in Syene, dem heutigen Assuan in Ägypten, mittags genau im Zenit stand, da ihr Licht dort bis auf den Grund eines tiefen Brunnens fiel.

Der Nachthimmel war für ungebildete Beobachter in der Antike wie die Kuppel eines Planetariums, eine Oberfläche voller strahlender Objekte. Sterne und Planeten waren am Himmel, nicht im Himmel.

EIN KÖNIGLICHES URTEIL

Als man das ptolemäische Modell des Sonnensystems Alfons dem Weisen erklärte, dem König von Kastilien, soll dieser gesagt haben: »Wäre ich bei der Schöpfung dabei gewesen, hätte ich einige nützliche Tipps für eine bessere Ordnung des Universums gegeben.«

Zur selben Zeit maß er die Länge des Schattens, den ein Pfeiler in Alexandria warf, das nördlich davon liegt. Er fand heraus, dass die Entfernung zwischen Alexandria und Syene, geteilt durch den Erdradius, in Relation zum Winkel zwischen Sonnenstrahlen und Pfeiler stand. Damals war diese Berechnung mathematisches Neuland, heute ist sie Teil des Geometrieunterrichts in Schulen. (Übrigens: Das Wort »Geometrie« kommt vom griechischen Ausdruck für »Erdvermessung«.)

Der griechische Astronom Eratosthenes verglich die Einfallswinkel des Sonnenlichts zur Sommersonnwende in einem Brunnen und an einer weit entfernten Säule und errechnete daraus mit erstaunlicher Genauigkeit den Erdumfang.

Das Ergebnis von Eratosthenes: Der Erdumfang beträgt 50-mal die Entfernung zwischen Alexandria und Syene, oder 250 000 Stadien. Diese Längeneinheit entspricht etwa 100 Metern. (Unser Wort »Stadion« stammt daher.) Leider war es kein standardisiertes Maß – damals wurden mindestens sechs verschiedene Stadia verwendet –, aber rechnet man großzügig, lag sein Ergebnis nur etwa zehn Prozent daneben. Ziemlich gut für jemanden, dessen einziges Messgerät ein Stab war.

DIE PARALLAXEN-LÖSUNG

Um unseren Platz im Universum zu erkennen, müssen wir fragen, wie groß der Kosmos tatsächlich ist. Das klingt wie eine einfache Frage. Die Entfernung zwischen Orten auf der Erde zu messen ist keine große Herausforderung. Doch im Universum führt das zu den verzwicktesten Problemen der modernen Astrophysik – der kosmischen Entfernungsleiter. Wir werden darauf noch einige Male zurückkommen.

Beginnen wir damit, dass sich unser Nachthimmel als zweidimensionales Sternenbild zeigt. Wir wissen aber, dass sich diese Lichter in unterschiedlicher Entfernung von uns befinden, der Himmel also dreidimensional ist. Das Problem ist nun herauszufinden, wie weit sie von der Erde entfernt sind.

Die Methoden und Instrumente, die für nahe Objekte geeignet sind, versagen leider bei großen Entfernungen. Auf der ersten Leitersprosse muss man sozusagen den nächsten Satz an Methoden und Instrumenten einsetzen, der weiterführt. Stößt man mit diesen an ihre Grenzen, muss man wieder die nächste Sprosse erklimmen, zu einer weiteren Methode, die funktioniert. Bei diesem »Aufstieg« verstärken sich leider auch bereits bestehende Unsicherheiten in der Messung.

Die erste Stufe der Entfernungsleiter verwendet die Parallaxe. Deren Prinzip können Sie selbst ganz simpel nachvollziehen und haben es sicher schon einmal gemacht, ohne die Bedeutung zu kennen: Strecken Sie Ihren Arm aus und legen Sie mit geschlossenem linken Auge einen Finger auf ein Objekt. Nun öffnen Sie das linke Auge wieder und schließen das rechte. Sehen Sie, wie Ihr Finger sich nach links und rechts zu bewegen scheint? Der Grund ist der unterschiedliche Sichtwinkel von jedem Auge auf Ihren Finger. Wenn Sie diese Winkel und die Entfernung von Auge zu Auge kennen, lässt sich mit ein bisschen Geometrie die Entfernung zur Fingerspitze berechnen.

Um das auf den Himmel zu übertragen, messen wir von zwei verschiedenen Orten auf der Erde die Winkel der Sichtlinien zu einem entfernten Objekt, wie einem Planeten, und die Entfernung dazwischen. Wir kennen nun wieder die Winkel und die Entfernung und errechnen damit die Entfernung zum Objekt.

Der griechische Astronom Hipparchos schätzte mit dieser Methode die Entfernung zum Mond auf etwa 60-mal den Erdradius – und damit um den Faktor zwei zu groß. (Trotzdem bewundernswert, schließlich hätte er sich auch um den Faktor 10, 100 oder 1000 irren oder gar keine Methode anwenden können.)

Die Erkundung des Kosmos ist wie das Besteigen einer Leiter: Von der ersten Sprosse sieht man bestimmte Dinge. Mit neuen Instrumenten und Methoden ersteigt man die nächste und dringt so weiter in die Tiefe des Alls vor.

BEGEGNUNG MIT DER PARSEC

Winkel werden normalerweise in Grad gemessen und ein Vollkreisist in 360 Grad unterteilt. Jeder Grad ist in 60 Bogenminuten und diese sind wiederum in 60 Bogensekunden unterteilt. Ein Stern mit einer Parallaxe von einer Bogensekunde wäre 3,26 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Dieses Konzept einer Parallaxensekunde, oder kurz »Parsec«, wurde zur geläufigen Entfernungseinheit der modernen Astrophysik – und in Weltraum-Science-Fictions wie Star Trek oder Star Wars.

Sein Versuch, die Distanz zur Sonne zu errechnen, war aber nicht so erfolgreich: Die Erde wäre demnach näher an der Sonne als der Merkur.

Doch was ist, wenn man die Entfernung zu wirklich weit entfernten Objekten wie Sternen messen möchte? Denken Sie an Ihren Finger: Je weiter er von Ihrem Gesicht entfernt ist, desto weniger verschiebt er sich, wenn Sie mit den Augen zwinkern. Wenn Sie ausfahrbare Arme hätten und den Finger auf einer Fußballplatzlänge von Ihrem Gesicht entfernt hielten, würde er sich so gut wie gar nicht mehr bewegen. Die Entfernung zwischen den Augen ist verglichen mit der zum Finger winzig, genauso der Winkel, der dann nur noch schwer zu messen ist.

Zwei Lösungen bieten sich an: 1. die Entwicklung von Instrumenten wie Teleskopen, die auch kleine Winkel messen können, oder 2. die Distanz zwischen den Augen zu vergrößern.

Das Teleskop kam schließlich. Und mit der Entwicklung der Parallaxenbeobachtung wuchs die Distanz zwischen den Augen – oder zwei Orten auf der Erde – auf den vollen Durchmesser der Erdumlaufbahn: Beobachten Sie einen »nahen« Stern vor dem Hintergrund entfernterer Sterne, warten Sie dann sechs Monate, bis die Erde auf der gegenüberliegenden Seite ihres Orbits ist, und beobachten Sie den Stern erneut. Die Verschiebung der Position des Sterns am Himmel ist die kosmische Version Ihres Augenzwinkerns. Nur bildet nun der volle Durchmesser des Erdorbits die Basislinie und nicht der Augenabstand. Aber auch diese Linie musste jemand messen.

Wenn wir den Kosmos betrachten, wissen wir nicht immer, was wir alles nicht wissen. Ich sehne mich richtig nach den Fragen, die ich noch nicht stellen kann.

WIE GROSS IST DAS SONNENSYSTEM?

Für die Bauern im Mittelalter war das Universum ein anheimelnder Ort. Der Himmel war über ihren Köpfen und Sterne und Planeten konnten nicht viel weiter weg sein als das nächste Land. Selbst als Kopernikus zeigte, dass die Sonne und nicht die Erde das Zentrum des Universums war, schien alles noch ziemlich gemütlich.

Doch das änderte sich. 1610 richtete Galilei als Erster ein Teleskop auf den Himmel, was eine Kettenreaktion an Ereignissen auslöste, die schließlich das Universum in unseren Köpfen in bis dahin unvorstellbare Dimensionen erweiterte. Für die meisten ist das Teleskop ein bahnbrechendes Instrument, weil es Bilder vergrößert und so erlaubt, weiter zu sehen. Aber es erlaubt Astronomen auch, Winkel genauer zu messen, und das steigert unsere Fähigkeit, kleine Parallaxenwinkel zu messen und somit längere Distanzen.

1672 sandte die neu gegründete Akademie der Wissenschaften Frankreichs eine Expedition nach Cayenne in Französisch-Guayana, um die Position des Mars zu vermessen. Gleichzeitig wurde dies auch in Paris gemacht. Die Expedition war zeitlich so gelegt, dass sich Mars und Erde gerade am nächsten waren. Mit den Parallaxen und der bekannten Entfernung zwischen den beiden Orten konnten die Beobachter die Entfernung zum Mars bestimmen. Und mit dieser und den Gesetzen der Planetenbewegung, die Kepler erarbeitet hatte, berechneten sie zum ersten Mal die Entfernung von der Erde zur Sonne, die sogenannte Astronomische Einheit (AE). Sie irrten sich nur um zehn Prozent. Mit diesem Ergebnis wurde das Universum plötzlich 20-mal größer und die Erde unbedeutender, als es sich jemals jemand vorgestellt hatte.

Die Europäische Südsternwarte in Chile kalibriert ihre Very Large Telescopes (VLTs) mit einem per Laser erzeugten Leitstern – die moderne Methode, um atmosphärische Turbulenzen in den Griff zu bekommen.

30 CENTS

Der Stundenlohn von Henrietta Leavitt in Harvard (heute etwa 9 Dollar).

HENRIETTA LEAVITT & DIE STANDARDKERZE

Die neuesten Weltraumteleskope messen uns die Parallaxen zu Milliarden von Sternen. Das klingt nach viel, aber sie befinden sich in einem winzigen Umkreis um die Erde und entsprechen weniger als einem Prozent unserer Galaxie. Wie misst man die Distanzen zu weiter entfernten Sternen? Oder zu einer anderen Galaxie? Dafür brauchen wir die nächste Sprosse der Entfernungsleiter.

Auftritt Henrietta Leavitt, einer herausragenden Persönlichkeit in der Geschichte der Astrophysik. Die Pfarrerstochter besuchte die Society for the Collegiate Instruction of Women, das spätere Radcliffe College für Frauen, das der Harvard University angegliedert war. Nach ihrem Abschluss erhielt sie eine Stelle am Harvard College Observatory.

Damals analysierten noch ganze Teams in langwieriger Arbeit mit Bleistift und Papier die astronomischen Daten, zumeist Frauen, die man darum »Rechner« nannte. Leavitt analysierte verschiedene Kategorien Sterne, doch eine spezielle Art seltener Sterne beobachtete sie akribisch, die sogenannten Cepheiden, benannt nach dem Sternenbild Cepheus, in dem der erste dieser Art gefunden worden war. Leavitt fand heraus, dass ihre Helligkeit in Perioden von Wochen oder Monaten gleichmäßig zu- und abnimmt. Sie vermaß die Schwankungen und entdeckte, dass ein Stern, je länger sein Zyklus dauerte, umso mehr Energie ausstrahlte – und damit umso heller war.

Kennt man die Energiemenge, die ein Stern aussendet, kann man mit einer simplen Formel die Entfernung dieses Sterns berechnen, indem man misst, wie hell oder dunkel er in dieser Distanz ist.

DIE HARVARD-RECHNER

1885 stieß Henrietta Leavitt zu einem Team von Frauen am Harvard-College-Observatorium, das die mühsame Vermessung von Sternspektren durchführte. Sein Direktor, Edward Pickering, wollte, so wird berichtet, dass sie »arbeiten und nicht denken«. Er ließ die gut ausgebildeten Frauen nicht am Teleskop forschen und bezahlte sie wie ungelernte Arbeiter. Leavitts Entdeckung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung der Cepheiden publizierte er unter seinem Namen. Leavitt erhielt zu ihren Lebzeiten nie die ihr zustehende Anerkennung.

Henrietta Leavitt

Doch zuerst benötigt man einen Cepheiden in der Nähe, um seine Entfernung via Parallaxe zu bestimmen. Danach kann man die nächste Sprosse der Entfernungsleiter besteigen. Leavitts Methode war das erste Beispiel dessen, was Astrophysiker »Standardkerzentechnik« zur Entfernungsberechnung nennen. Wenn wir über die Entdeckung der Dunklen Energie und das expandierende Universum sprechen, wird sie wieder auftauchen.

GALAXIEN

Anfang des 20. Jahrhunderts hatten die Astronomen eine ziemlich gute Vorstellung vom Platz der Erde in unserer Galaxie. Mit der Standardkerzenmethode von Henrietta Leavitt bestimmte der Amerikaner Harlow Shapley die Ausdehnung der Milchstraße: enorme 100 000 Lichtjahre. Das erstaunte die damaligen Astrophysiker – und alle anderen. Die Größe des Universums wuchs mit jeder neuen Messung sprunghaft an. Shapley erkannte auch, dass die Sonne sich nicht im Zentrum der Milchstraße befindet, sondern eher am Rand, im äußeren Drittel. Das war ein Ego-Killer, vergleichbar mit Kopernikus’ Erklärung, dass die Erde nicht das Zentrum des Universums sei. Aber es kam noch besser. Die Beobachter bemerkten mit ihren Teleskopen der 1920er-Jahre auch wolkige Formen und Kleckse über dem Himmel verstreut. Einige dieser nebulae (Nebel) waren eindeutig formlose, glühende Gas- und Staubmassen – und all das lag innerhalb des gebogenen Lichterbands, das wir als Milchstraße bezeichnen.

Noch eine andere Art formloser Objekte konnte man in allen Richtungen sehen – Spiralnebel, manche von der Seite, manche gekippt und manche frontal. Sie sahen aus wie Windrädchen. Aber die damaligen Teleskope konnten darin keine einzelnen Sterne unterscheiden.

Ein Lastwagen fuhr 1917 den 4,5 Tonnen schweren 2,54-Meter-Spiegel die Schotterstraße hinauf auf den Berg. Mit dem damals weltgrößten Teleskop im Mount Wilson Observatory in Kalifornien bestätigte Edwin Hubble die Existenz anderer Galaxien.

$ 500 000

So viel ungefähr kostete das 2,54-Meter-Teleskop auf dem Mount Wilson – heute etwa 6,2 Millionen Dollar.

Strittig war die Natur dieser Spiralnebel. Waren sie, wie Shapley behauptete, Strukturen innerhalb der Milchstraße, so wie alles andere am Himmel? Das hieße, die Milchstraße wäre das gesamte Universum. Oder waren sie ganz eigene, unglaublich weit entfernte Galaxien, also wahre »Universumsinseln«, die in der Tiefe des Weltalls verstreut lagen? Anders gesagt: War das Universum eine einzige gewaltige Ansammlung von Sternen, die von Leere umgeben war? Oder bestand es aus zahllosen Galaxien, vergleichbar der unseren? Noch in den 1920er-Jahren gelang es, diese Frage zu beantworten. Der Philanthrop Andrew Carnegie half, das damals größte Teleskop auf dem Mount Wilson bei Los Angeles zu finanzieren, und der junge Edwin Hubble durfte es benutzen. (Ihm zu Ehren erhielt später das legendäre Hubble Space Telescope der NASA seinen Namen.) Die Auflösung dieses neuen Teleskops ermöglichte es Hubble, im Spiralnebel Andromeda einzelne Cepheiden zu identifizieren, und er konnte mit der Standardkerzentechnik Henrietta Leavitts ihre Entfernung bestimmen. Sie waren über zwei Millionen Lichtjahre entfernt – viel zu weit für einen Nebel innerhalb der 100 000 Lichtjahre großen Milchstraße. Mit dieser Beobachtung wies Hubble ein für allemal die großräumige Struktur des Universums nach: Die Milchstraße ist lediglich eine Galaxie unter vielen.

MILLIARDEN & ABERMILLIARDEN

Nun, da unser Planet im Sonnensystem und dieses in der Milchstraße verortet ist, gilt es, unsere Galaxie im größeren Universum zu verorten und womöglich die Suche nach dem Platz der Erde im Kosmos zu beenden. Als Hubble nachgewiesen hatte, dass es Galaxien gab, suchte er systematisch nach ihnen und entwickelte schließlich anhand ihrer Formen ein Klassifikationsschema.

Das Spitzer-Space-Teleskop der NASA verhalf uns zu einer Vorstellung von unserer Galaxie, der Milchstraße, mit ihren zwei großen Armen: Scutum-Centaurus und Perseus. Unser Sonnensystem liegt in einem Ausläufer dazwischen.

Es reicht von gasleeren, elliptischen Galaxien, die keine Sterne mehr bilden, bis zu großartig geformten, gasreichen Spiralgalaxien wie unsere Milchstraße, in denen Sterne entstehen und sterben, die zahlreiche schwere Elemente bilden und diese in der Galaxie verstreuen.

Der Astrophysiker fürchtet das Dunkle nicht. Er weiß, dass die Nacht in einem Licht strahlt, das unsere Augen nicht sehen können.

Die meisten dieser Sterne besitzen vermutlich Planeten, die sie umkreisen. Addiert man zu diesen die Planeten, die ohne Stern durchs All wandern, kommt man in unserer Galaxie auf Hunderte von Milliarden Planeten – von denen auf einigen Leben möglich sein könnte. Nachdem wir nun wissen, dass unsere Galaxie nichts Besonderes ist, bleibt noch immer herauszufinden, wie viele Galaxien es im Universum gibt und wie weit entfernt sie sind – ein Problem, das dem der Entfernungsmessung der Sterne in unserer Galaxie gleicht. In den am weitesten entfernten Galaxien können wir keine einzelnen Sterne mehr unterscheiden. Daher reicht Leavitts Standardkerzentechnik dafür nicht aus. Wir müssen also eine andere Methode finden.

Wenige Jahre nach Hubbles Entdeckung, dass die Spiralnebel Inseluniversen sind, fand er heraus, dass sich die Galaxien voneinander wegbewegen, die entfernteren Galaxien schneller als die nahen. Wenn das Universum früher kleiner war als heute, könnte das auf einen gemeinsamen Anfang hindeuten. Auf jeden Fall dehnt die Ausweitung des Weltalls die Wellenlänge des Lichts auf dem Weg zu uns, was zu einer Verschiebung der Spektrallinien ins Rote führt – die heute bekannte »kosmologische Rotverschiebung«.

Misst man die Rotverschiebung einer Galaxie, was relativ einfach ist, erhält man die Entfernung zur Milchstraße – die nächste Sprosse der Entfernungsleiter. Doch wie schon zuvor, kann man sie nur erklimmen, wenn man eine Galaxie in der Nähe findet, die auch identifizierbare Cepheiden besitzt.

$ 500 000

Das Alter des Universums, plus/minus 59 Millionen Jahre.

Ab Ende des 20. Jahrhunderts vermaßen Astrophysiker mit immer stärkeren Teleskopen die Rotverschiebung im großen Maßstab, was uns eine dreidimensionale Karte der Galaxien im Universum lieferte. Am umfangreichsten war der Sloan Digital Sky Survey, der die Position von Millionen von Galaxien im Weltall katalogisierte. Den besten Schätzungen zufolge liegt die Zahl der Galaxien im beobachtbaren Universum bei 100 Milliarden, womöglich auch bei zwei- oder dreimal mehr. Es gibt also im Universum so viele Galaxien wie Sterne in der Milchstraße. Besitzt jede dieser Galaxien in etwa dieselbe Zahl an Sternen wie unsere, sehen wir im beobachtbaren Universum über 1 000 000 000 000 000 000 000 (eine Trilliarde) Sterne.

EIN LETZTES WORT

Der Besuch von Isaac Newton und Aristoteles in der Bar liegt lange zurück. Die Sicht auf unseren Planeten, uns selbst und unsere Zukunft hat sich verblüffend geändert, nicht zuletzt durch unsere sich wandelnde Sicht auf den Kosmos und auf unseren immer kleineren Platz darin: eine Demütigung nach der anderen. Wer über die allmähliche Vertreibung der Menschheit aus dem Zentrum der Schöpfung schreibt, führt oft Charles Darwin und Sigmund Freud an. Ersterer lehrte uns, dass wir nicht sehr viel anders sind als die anderen Lebewesen der Erde, der andere, dass unser Denken nicht so rational und logisch ist, wie wir glauben möchten. Aber es gibt einen Lichtblick in dieser Demontage unseres Egos. Wenn die Erde nichts Besonderes ist und wir tatsächlich nur Teil eines natürlichen Kontinuums sind, dann sind auch die Naturgesetze, die wir hier entdecken, nichts Besonderes. Sie gelten wohl überall und ermöglichen uns, die Gesamtheit des bekannten Universums über Raum und vermutlich Zeit hinweg zu erkunden und zu entschlüsseln. Was für unser Ego schlecht ist, ist fraglos gut für die Wissenschaft.

Die Montage Hubble Ultra Deep Field besteht aus 800 Bildern, die das Hubble Space Telescope 2003 bis 2004 an elf Tagen aufnahm. Unter den fast 10 000 Galaxien des bisher tiefsten Weltraumbilds befinden sich auch 13 Milliarden Jahre alte Galaxien.

KAPITEL 2
WOHER WISSEN WIR, WAS WIR WISSEN?

Langzeitbelichtung von Sternen über dem La-Silla-Observatorium in Chile.

ASTRONOMIE MIT BLOSSEM AUGE

GALILEO & DAS TELESKOP

DAS ELEKTROMAGNETISCHE SPEKTRUM

DAS RADIO-UNIVERSUM

VON DER ASTRONOMIE ZUR ASTROPHYSIK

ERKENNTNISSE VON AUSSERHALB DER ATMOSPHÄRE

NEUE FENSTER INS UNIVERSUM

DIE OBSERVATORIEN VON HEUTE

ZUKÜNFTIGE ATTRAKTIONEN

Der griechische Astronom Hipparchos erstellte im 2. Jahrhundert v. Chr. den ersten Sternenkatalog.

2

Haben Sie jemals weit entfernt vom Lichtdunst einer Stadt in den klaren Nachthimmel geschaut? Und hat Sie der strahlende Sternenteppich mit Ehrfurcht erfüllt?

Vor langer Zeit sah das jeder – jede Nacht. Selbst in den belebten Städten. Für unsere Vorfahren war das ein allnächtliches Ereignis. Der imposante Lauf der Sterne und Planeten gehörte zu ihrem Leben. Aus diesem Grund könnte die Astronomie die erste Wissenschaft der Menschheit gewesen sein, wenn nicht sogar das zweitälteste Gewerbe der Welt.

Mit der Einführung der Straßenbeleuchtung im 19. Jahrhundert änderte sich das. Langsam verschwanden die Sterne aus unserem Blick und gingen im Lichtkegel der Städte unter. Nur der Mond, einige Planeten und die hellsten Sterne leuchteten noch.

Die Wissenschaft der Archäoastronomie liefert uns die besten Belege für das ehrwürdige Alter der Astronomie. Das nur wenige Jahrzehnte alte Fach erforscht anhand von Artefakten, insbesondere Bauwerken, was die alten Kulturen über die Gestirne wussten und welche Rolle dieses Wissen in ihrem Leben spielte. Das bekannteste Beispiel dafür ist der berühmte, gewaltige Steinkreis Stonehenge auf der Salisbury-Hochebene in England.

Übrigens errichteten weder Druiden noch Julius Caesar Stonehenge. Der Zauberer Merlin teleportierte auch keine Steine aus Irland hierher, ebensowenig Außerirdische in fliegenden Untertassen. Wir wissen, dass eine Reihe von Völkern zwischen 3000 und 1800 v. Chr. den Steinkreis aufstellten, die weder Schrift noch Achsen mit Rädern kannten. Und doch schufen sie über die Jahrhunderte ein Monument, das noch heute steht.

Steinkreise wie Stonehenge wurden vermutlich angelegt, um den Sonnenlauf und die Jahreszeiten zu verfolgen, und verweisen auf prähistorische Kenntnisse über den Kosmos.

Nur weil man nicht enträtseln kann, wie alte Kulturen etwas bauten, heißt das nicht, dass Außerirdische dabei halfen.

Der Archäoastronom Gerald Hawkins vertrat als Erster die Meinung, Stonehenge könnte kosmologische Bedeutung haben. Er wuchs in der Nähe des Monuments auf und spielte zwischen den Steinen, als dort noch nichts eingezäunt war. Dabei bemerkte er, dass die Position der Steine eindeutige Sichtlinien definierte – als hätten die Erbauer die Besucher zwingen wollen, dorthin zu sehen. In den 1970er-Jahren hatte Hawkins am Massachusetts Institute of Technology (MIT) Zugang zu modernen Computern und zeigte, dass viele der Sichtlinien auf wichtige astronomische Ereignisse verwiesen. Die bekannteste markiert den Sonnenaufgang zur Sommersonnwende. Eine Aufgabe von Stonehenge war es also, die Jahreszeiten zu verfolgen – für eine Agrargesellschaft lebenswichtig.

KALENDER AUS STEIN

In Nordamerika liegen Hunderte von alten Medizinrädern aus Stein, die nomadische Ureinwohner errichteten, wie die Sioux, Cheyenne, Crow, Blackfoot, Arapaho, Cree, Shoshone, Comanche und Pawnee. Das berühmteste davon ist das Big Horn Medicine Wheel in Wyoming, mit einem Durchmesser von rund 24 Metern und 28 Speichen, die von einem zentralen Steinhaufen abgehen. Dieses und andere ähnliche Räder dienten vermutlich dazu, die Positionen von Sonne und hellen Sternen im Verlauf der Jahreszeiten zu bestimmen.

TYCHOS NASE

Auf einen studentischen Saufgelage stritt sich Tycho Brahe mit einem anderen Studenten darüber, wer der bessere Mathematiker sei. Dies führte zu einem Duell, das Tycho Brahe die Nasenspitze kostete. Den Geschichten der Astronomen zufolge trug er daraufhin eine Nasenprothese aus Gold und Silber. Als man 2010 seinen Leichnam exhumierte, um die Ursache seines rätselhaften Todes zu untersuchen, zeigten chemische Analysen seiner Nasenknochen Spuren von Kupfer und Zink – seine falsche Nase war also aus Messing.

Tycho Brahe mit einem Teil seiner Nase.

Seitdem entdeckte man an alten Monumenten auf der ganzen Welt ähnliche Merkmale. Die verblüffendsten sind vielleicht die Medizinräder im westlichen Nordamerika, die nicht Bauern, sondern Nomaden errichteten. Solche Relikte zeigen, dass der Himmel unseren Vorfahren wichtige Hinweise lieferte, egal wo sie lebten oder wie sie sich ernährten.

ASTRONOMIE MIT BLOSSEM AUGE

Die Astronomie begann ohne Teleskop. Diese einfache, offensichtliche Feststellung hat weitreichende Implikationen. Die Astronomen der Antike wussten, dass die Erde eine Kugel ist, und erarbeiteten auch ohne Teleskop eine eindrucksvolle Liste an Erkenntnissen. Wie schon erwähnt, vermaß Hipparchos von Nicäa die Position auffallender Sterne und erstaunlich genau die Entfernung des Mondes von der Erde. Er entdeckte auch die Präzession der Äquinoktien, ein leichtes Schwanken der Rotationsachse der Erde. Aristarch von Samos entwickelte ein heliozentrisches Modell des Sonnensystems, ebenfalls ohne Teleskop.

Der Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) der NASA fotografierte die Reste der Supernova von 1572 (rot), die Tycho Brahe beobachtet hatte.

TYCHO & SHAKESPEARE

Tycho Brahes Nova wird sogar im ersten Akt des Hamlet erwähnt, den Shakespeare um 1600 schrieb. Bernardo, ein Wachmann auf Schloss Helsingör, sagt: »Da, derselbe Stern, der westlich des Pols steht.« Und: »Mit seiner Bahn erleuchtet er diesen Teil des Himmels. Wo er nun brennt.« Die Zuschauer damals wussten, dass dies auf den neuen Stern anspielte, den Tycho Brahe erforscht hatte.

Eine Supernova im Sternbild Kassiopeia beeindruckte Shakespeare so sehr, dass er sie im Hamlet erwähnte.

Und Claudius Ptolemäus erstellte um das Jahr 150 ein komplexes Modell des Sonnensystems, das die Astronomie fast 1400 Jahre beherrschte. Das Basiswerkzeug der Astronomie mit bloßem Auge ist ein Sehrohr, das man auf einen Stern oder Planeten richtet. Die Position des Objekts am Himmel bestimmt man dann mit zwei Zahlen: dem Winkel über dem Horizont und dem Winkel zu einer Kompassrichtung, die schon anerkannt ist, wie etwa Norden. Das ist die Grundlage der Himmelsnavigation. Bei dieser Messweise ist Größe wichtig. Je länger das Rohr, desto genauer kann man die Position des Objekts am Himmel bestimmen.

Der König dieser Art Astronomie war Tycho Brahe, ein dänischer Adeliger. Er wurde in Europa schnell zu einer treibenden Kraft der Astronomie. Mit etwa 20 Jahren studierte er die Nova von 1572. Die Beobachter von der Erde sahen einen Stern am Himmel, wo zuvor nie einer war – für alle eine Anomalie, da die Bibel lehrte, die Sterne am Himmel seien fest und unveränderlich. Natürlich heißt das lateinische nova »neu«. Tychos sorgfältige Beobachtungen zeigten, dass die Nova – heute weiß man, dass es eine Supernova war – kein Phänomen der Atmosphäre war, sondern weit hinter dem Mond lag. Der dänische König war begeistert, dass sein Höfling berühmt wurde, und überließ ihm die Insel Ven sowie Geld, um dort die Sternwarte Uraniborg zu bauen – das erste öffentlich finanzierte Forschungsinstitut der Welt. Tycho baute riesige Sehrohre und dazugehörende Instrumente und trug die bis dahin genauesten Daten über die Bewegungen der Planeten zusammen.

GALILEO & DAS TELESKOP

Manchmal hat ein einzelnes Ereignis so weitreichende Folgen, dass das Ausmaß seiner Bedeutung nur mit zeitlichem Abstand eingeschätzt werden kann. So ein Ereignis gab es wohl 1610, als der italienische Astronom Galileo Galilei zum ersten Mal ein Teleskop in den Nachthimmel richtete. Es veränderte für immer den Blick der Menschen auf den Kosmos.

Die Mondphasen, wie sie Galileo für sein Sidereus Nuncius zeichnete.

Galileo hatte das Teleskop nicht erfunden. Im 17. Jahrhundert machten Gerüchte über ein neues holländisches »Fernglas« in Europa die Runde. Als Galileo von diesem neuen Gerät erfuhr, veränderte er die bestehende Konstruktion sofort, damit sie besser für die Astronomie geeignet war. Die Vergrößerung, die Galileos Teleskop erreichte, entspricht der eines günstigen Fernglases von heute. Was Galileo sah, zwang dazu, das klassische, von Denkern wie Aristoteles und Claudius Ptolemäus entwickelte Bild des Sonnensystems zu verwerfen. 1610 war die Erde nach dem traditionellen Bild von Kirche und Astronomie das regungslose Zentrum des Universums, über dem reine, perfekte und unveränderliche Himmel herrschen. Wer eine traditionelle wissenschaftliche Weisheit umstößt, wird berühmt. Wer eine traditionelle religiöse Weisheit umstößt, landet vor der Inquisition. Galileo erlebte beides. Galileo war sicher ganz schön überrascht von dem, was er sah:

Mit dem Teleskop sah Galileo Einzelheiten der Mondoberfläche, doch viele Zeitgenossen blieben seinen Beobachtungen gegenüber skeptisch.

1835	Das Jahr, in dem die katholische Kirche Galileos Bücher vom Index der verbotenen Literatur strich.

Oberflächenstrukturen auf dem Mond Wie alle Himmelskörper galt auch der Mond bis dahin als eine perfekte runde Kugel.

Sonnenflecken Wie der Mond galt auch die Sonne als makellos. Galileo sah, was wir heute als Sonnenfleckengruppe bezeichnen würden.

Venusphasen Man nahm an, dass alles im Himmel um die Erde kreisen würde, doch die Venus konnte nur dann Phasen wie der Mond haben – von der Sichel- bis zur vollen Phase –, wenn beide, sie und die Erde, um die Sonne kreisten.

Monde des Jupiters Die Erde war das Zentrum von allem – Heimat der Menschheit, die Krone der Schöpfung. Doch es gab vier Himmelskörper, die sich im Orbit um Jupiter ziemlich wohlzufühlen schienen.

Diese Beobachtungen waren starke Belege gegen ein geozentrisches Universum und für das heliozentrische Modell, das Nikolaus Kopernikus 65 Jahre zuvor entworfen hatte.

DIE NAMEN DER MONDE

Im Sidereus Nuncius nannte Galileo die vier größten und hellsten Begleiter Jupiters Mediceische Monde, um sich bei Herzog Cosimo de’ Medici von Florenz einzuschmeicheln. Das funktionierte, Galileo erhielt einen großen Geldbetrag. Heute heißen die vier Monde – Io, Europa, Ganymed und Kallisto – passender die Galileischen Monde.

1992	Das Jahr, in dem Papst Johannes Paul II. und seine Akademie der Wissenschaften entschieden, dass Galileo recht hatte.

Galileo sah durch sein Teleskop einige der Monde Jupiters.

Dank der NASA-Mission Galileo sehen wir sie heute detaillierter, so wie auf dem zusammengesetzten Bild von Io.

GALILEOS PROZESS

Die Geschichte von Galileos Streit mit der Kirche ist lang und verwickelt. Er wurde davor gewarnt, das Kopernikanische System zu verteidigen. Dass er im Dialog über die beiden hauptsächlichsten Weltsysteme die Argumente des Papstes einer Figur namens Simplicio (»Dummkopf«) in den Mund legte, half ihm vermutlich nicht, als er wegen Ketzerei angeklagt wurde. Nachdem er unter Druck bekannte, er habe nie geglaubt, was er geschrieben oder gesagt hatte, murrte er einer berühmten Überlieferung zufolge in Bezug auf die Erde: »Eppur si muove – und sie bewegt sich doch.«

Galileo beschrieb seine Funde in einem schmalen Buch mit dem Titel Sidereus Nuncius (Sternenbote). Er schrieb gut und – noch wichtiger – er schrieb seine späteren Bücher auf Italienisch, nicht auf Latein. Damit waren seine revolutionären Ideen der gebildeten Schicht in Italien zugänglich und nicht nur den Gelehrten. Aber sie versorgten auch seine Gegner mit reichlich Munition. Zuletzt zerrten sie ihn wegen Ketzerei vor Gericht. Erst als er seine Aussagen widerrief, wurde er freigesprochen.

DAS ELEKTROMAGNETISCHE SPEKTRUM

Bis jetzt fokussierten wir uns auf Wissen, das wir im sichtbaren Licht erhalten. Es gibt viele gute Gründe, warum wir dadurch erfuhren, was in den vergangenen Jahrhunderten bekannt war.

Wir sind zuallererst Primaten, und wie unsere Primatenverwandten nehmen wir die Welt vor allem durch Sehen wahr. Das zeigt sich allein daran, dass wir mit der Formulierung »ich sehe« eigentlich »ich verstehe« meinen. Von Natur aus sind unsere Augen die ersten Instrumente zur Erforschung des Himmels.

Zweitens ist unsere Atmosphäre lichtdurchlässig. Wenn Sie jemals nachts aus dem Flugzeug die Lichter einer fernen Stadt sahen, wissen Sie, dass Licht durch die unteren Schichten der Atmosphäre ungehindert kilometerweit reisen kann. Der beste Beweis für die Lichtdurchlässigkeit der oberen Schichten ist, dass Sie Sonne, Mond und Sterne am Tag sehen können.

Viele Insekten sehen Licht im ultravioletten, andere im infraroten Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Für sie sehen Blumen so aus.

Zudem hat die Sonne, unsere Hauptquelle der Beleuchtung, eine Oberflächentemperatur von etwa 5000 °C und stößt ihre Spitzenenergie als sichtbares Licht aus. Wir als Tagwesen sollten nicht überrascht sein, dass die natürliche Auslese als Sinnesorgan das Auge favorisierte, das für diese Energieform äußerst empfindlich ist.

Stellen Sie sich dagegen die Oberfläche der Venus vor. Der gesamte Planet ist ständig in dichte Wolken gehüllt. Tagsüber schimmert diffuses sichtbares Licht hindurch. Bei den Ofentemperaturen des Treibhausklimas würden Sie dort einfach verdampfen. Doch ignorieren wir das einmal: Menschen dieser Welt würden keinen Nachthimmel kennen. Das würde Fortschritte in der Astronomie um Jahrtausende verzögern oder sogar verhindern, dass diese Wissenschaft entsteht.

Licht ist eine Form elektromagnetischer Strahlung oder Wellen. Alle Farben entsprechen verschiedenen Wellenlängen. Rotes Licht hat zum Beispiel eine Wellenlänge von grob 8000 Atomdurchmessern, violettes etwa die Hälfte davon. Als der schottische Physiker James Clerk Maxwell Ende des 19. Jahrhunderts die elektromagnetischen Gesetze kodifizierte, sagten seine Gleichungen nicht nur die Existenz elektromagnetischer Wellen vorher, sondern auch, dass sie in allen Längen existieren – längere und kürzere Wellen, jenseits dessen, was wir sehen können. Warum nehmen die Menschen dann nur »sichtbares« Licht wahr, einen Bruchteil des unendlichen Spektrums? Unsere Sehfähigkeit ist so armselig, als hörten wir von einem Sinfonieorchester nur die Piccoloflöte.

In der Ära von Hubble & Raumsonden wurden Lichter im Nachthimmel zu Welten. Und Welten wurden zu unserem Hinterhof.

Kurz nach Maxwells Theorie entdeckte der deutsche Physiker Heinrich Hertz elektromagnetische Wellen, die von wenigen Dezimetern bis zu vielen Kilometern reichten. Heute nennt man sie Radiowellen. Sie wurden als erste elektromagnetische Wellen entdeckt, die komplett außerhalb unserer Wahrnehmungsfähigkeit liegen. Maxwell hatte mit seiner Annahme tatsächlich recht behalten.

Wie sich herausstellte, blockiert die Erdatmosphäre sämtliche elektromagnetische Strahlung, außer Radiowellen und sichtbarem Licht. Die Strahlung überwindet im Weltraum Lichtjahre und wird dann auf den letzten Metern der Reise geschluckt. Das Universum schickte uns schon immer in allen elektromagnetischen Spektren Informationen – und wir wussten nichts davon.

DAS RADIO-UNIVERSUM

Für Radiowellen ist die Erdatmosphäre durchlässig, so wie für sichtbares Licht. Sie können das selbst beobachten: Sie können praktisch in jedem Gebäude mit Ihrem Handy telefonieren. Das ist nur möglich, weil Radiowellen – in diesem Fall in den kurzen Versionen, den sogenannten Mikrowellen – von einem Turm zu Ihrem Smartphone laufen, das das Signal in den Ton Ihres Telefons umwandelt.

Da der Mensch keine »Radio-Augen« besitzt, die Radiowellen wie sichtbares Licht wahrnehmen können, gab es auch keine Radioastronomie, bevor James Maxwell und Heinrich Hertz unsere Aufmerksamkeit auf diese Form der elektromagnetischen Strahlung lenkten. Stellen Sie sich die Atmosphäre vor, als hätte sie zwei »Fenster«: eines für Licht, das andere für Radiowellen. Für den ganzen Rest des elektromagnetischen Spektrums ist die Atmosphäre wie eine Ziegelmauer.

Doch wir können eine Menge lernen, wenn wir durch das »Radio-Fenster« spähen. Das erste Teleskop für Radiowellen aus dem Weltall entwickelte 1932 der amerikanische Ingenieur Karl Jansky in den Bell Telephone Laboratories in New Jersey. Jansky sollte Radiosignale im Himmel finden, die die Funktelekommunikation auf der Erde stören könnten. Stattdessen entdeckte er Radiosignale aus dem Zentrum der Milchstraße. 1937 baute der Radiotechniker Grote Reber, den die Entdeckung Janskys faszinierte, im Garten seines Hauses in Wheaton, Illinois, ein eigenes Teleskop, um damit speziell diese galaktische Radiostrahlung zu studieren. Seine Untersuchungen markieren den Beginn der Radioastronomie.

Radiowellen sind die schwächsten elektromagnetischen Wellen, daher sind Radioteleskope meistens gewaltige Bauwerke, damit sie noch die schwächste Strahlung registrieren können. Oft sind sie große bewegliche Schüsseln, doch die größten sind fest in Bodenmulden gebaut und erfassen alles, was mit der Drehung der Erde durch ihr weites Sichtfeld wandert. Das größte Radioteleskop ist das Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope (FAST), das 2016 in China fertiggestellt wurde. Seine riesige Schüssel würde vier Fußballstadien mit je 100 000 Plätzen fassen. Radioteleskope ermöglichen den Astrophysikern, Objekte im Weltall zu finden, die vor allem Radiowellen ausstrahlen.

Karl Janskys Antenne drehte sich auf Reifen des Ford Model T – einige nannten es sein Karussell. Damit erfasste er als Erster Radiowellen aus dem Weltall.

Eines kann nicht genug betont werden: Diese Objekte wären für uns sonst unsichtbar. Radioteleskope entdecken zum Beispiel Pulsare, schnell rotierende, kompakte Kerne von Sternen, die Überreste einer Supernova-Explosion. Sie strahlen das Radiosignal nur in einer Region aus, aber durch ihre Drehung entstehen regelmäßige Impulse, wie bei einem Leuchtturm, der über den Horizont fegt, die die Teleskope erfassen. Daher der Name Pulsar und der kurzzeitige Verdacht am Anfang, Außerirdische würden uns Signale schicken. Immer wenn wir ein neues Fenster in den Himmel öffnen, erinnern uns unerwartete Phänomene wie dieses daran, wie viel wir nicht wissen.

E.T. NUTZT RADIOWELLEN

Meistens wird mit Radioteleskopen nach Signalen von Außerirdischen gesucht. Warum sollten Aliens mit Radiowellen kommunizieren und nicht in irgendeinem anderen Frequenzband des elektromagnetischen Spektrums? Erstens sind Radiowellen die energieeffizientesten Frequenzen, sie benötigen zur Erzeugung am wenigsten Energie. Gammastrahlen, am anderen Ende des Spektrums, enthalten am meisten Energie und benötigen daher auch am meisten Energie zum Senden. Zweitens werden bestimmte Radiofrequenzen von anderen Himmelsphänomenen am wenigsten beeinträchtigt. Sie durchdringen dunkle Gas- und Staubwolken im All, als gäbe es sie nicht. Wenn Aliens also wirklich Nachrichten durch das Weltall senden wollen und Astrophysiker haben, die das Universum wie wir verstehen, werden sie diese höchstwahrscheinlich mit Radiowellen übermitteln.

VON DER ASTRONOMIE ZUR ASTROPHYSIK

So wie Menschen reifen auch Wissenschaften in Phasen. Was und wie wir etwas wissen, ändert sich gleichzeitig. Bis ins 19. Jahrhundert beschäftigten sich zum Beispiel Biologen vor allem mit der Katalogisierung des Lebens auf der Erde. Heute fragen sie nach den molekularen und physikalischen Prozessen, die das Leben steuern. Das heißt, die Biologie hat sich viel Chemie und Physik einverleibt.

Die klassische Astronomie fokussierte sich bis Mitte des 19. Jahrhunderts auf Helligkeit, Farbe und Ort der Himmelskörper – so sehr, dass der französische Philosoph Auguste Comte sie formell zu den fundamentalen Grenzen der Astronomie erklärte.

»Jede Forschung, die letztlich nicht auf die einfache visuelle Beobachtung reduzierbar ist … ist uns in Bezug auf die Sterne untersagt«, schrieb er 1835 im Cours de philosophie positive, was heißt, dass wir »ihre chemische Zusammensetzung oder mineralogische Struktur vielleicht nie studieren können«.

Das ist sicher eine der dümmsten Bemerkungen, die je ein Gelehrter machte. Nur wenige Dekaden später folgten Entdeckungen zu allen Aspekten, die Comte als unerforschlich erklärte: chemische Zusammensetzung, Dichte, Temperatur. Motor dieser Veränderung war ein neuer Zweig der Chemie und Physik: die Spektroskopie. Die Astronomie griff sie sofort auf, was die Entstehung der modernen Astrophysik einleitete.

Zwei Wissenschaftler der Universität Heidelberg – die bis zum Aufstieg Adolf Hitlers eine der angesehensten Wissenschaftsinstitutionen der Welt war – bahnten diesem neuen Feld den Weg. Einer war der Chemiker Robert Bunsen, der, wie Sie sicher schon ahnen, den Bunsenbrenner erfand, an den Sie sich vielleicht noch aus dem Chemieunterricht in der Schule erinnern. Seine Studien über Gase, die bei der Produktion von Gusseisen freigesetzt werden, verhalfen Deutschland zur Dominanz in der Schwerindustrie. Der zweite war der Physiker Gustav Kirchhoff, dessen Regeln der elektrischen Stromkreise die Studenten weltweit noch immer lernen.

Der Spitzname des Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope (FAST) in China ist »Tianyan«, »Himmelsauge«.

Das mit mehr als 1,5 Kilometer Umfang größte Teleskop der Welt steht in der Provinz Guizhou in China. Wenn Aliens »Hallo« sagen, werden also chinesische Astrophysiker ihr Signal als Erste empfangen.

Bunsen erforschte das Licht, das die verschiedenen Elemente ausstrahlen, wenn sie erhitzt werden. Kirchhoff regte an, Licht durch ein Prisma zu senden. Ein Prisma bricht Licht in seine Teilfarben auf, es lenkt jede Farbe in einem anderen Winkel ab, sodass ein Spektrum entsteht. Geschieht das an Regentropfen im Sonnenlicht, entsteht ein Regenbogen.

Die beiden Forscher entdeckten, dass chemisch reine Stoffe beim Erhitzen einen charakteristischen Satz von Merkmalen abstrahlen, die als Linien im Spektrum erscheinen, und dass diese Linienmuster sich von Element zu Element unterscheiden. Das Spektrum eines Elements ist also eine Art Fingerabdruck, der benutzt werden kann, um die Existenz dieses Elements nachzuweisen, worin auch immer es erhitzt wird.

DAS ERSTE SPEKTROSKOP

Bunsen und Kirchhoff bauten das erste Spektroskop – ein Instrument zum Messen von Spektren – aus ein paar alten Landvermesser-Fernrohren, einem Prisma und einer Zigarrenschachtel. Was hat das mit Astrophysik zu tun und mit der Frage, wie wir zu unserem Wissen kommen? Egal wie entfernt eine Lichtquelle ist: Das typische Spektrum ist immer dasselbe. Sie kann am anderen Ende des Labors sein oder in einer Galaxie, Milliarden Lichtjahre entfernt. Wird das Licht ausgestrahlt, trägt es ein charakteristisches Spektrum mit mehreren »Fingerabdrücken«, die die Beschaffenheit der Quelle identifizieren. So können Astrophysiker den chemischen Aufbau von Sternen und Exoplaneten analysieren. Und wir können unsere Aufmerksamkeit mehr dem »Was ist es?« statt dem »Wo ist es?« widmen.

ERKENNTNISSE VON AUSSERHALB DER ATMOSPHÄRE

Die Atmosphäre ist also für Radiowellen und sichtbares Licht durchlässig. Doch das Lichtfenster ist nicht perfekt. Die Turbulenzen der Luft verschmieren die Bilder des Lichts, die wir auf der Erde empfangen – was die Sterne übrigens funkeln lässt. Wünschen Sie einem Astrophysiker daher nie eine funkelnde Sternennacht.

Wie kann man diese Einschränkungen überwinden? Die eine Lösung: Der Empfänger wird über der Atmosphäre platziert und nicht auf dem Boden. Die andere: Mit einer Raumsonde wird die Strahlenquelle aus der Nähe betrachtet. Solche Objekte sind aber bisher nur innerhalb des Sonnensystems erreichbar. Für Objekte außerhalb davon bleibt noch einiges zu tun.

ERDNAHE UMLAUFBAHN Von allen Zielen im Sonnensystem ist es am einfachsten, einen Satelliten in die Umlaufbahn der Erde zu befördern. Das benötigt weniger Energie, als ihn irgendwo anders hinzusenden. Wenn seine Höhe in Reichweite bemannter Raumfahrzeuge ist, können ihn zudem Astronauten reparieren oder auf den neuesten Stand bringen.

1 600 000

Die Entfernung der Lagrange-Punkte L1 und L2 von der Erde in Kilometer.

So ein Observatorium kann dann lange funktionstüchtig sein, wie etwa das Weltraumteleskop Hubble. Die Umlaufbahn der Erde ist auch für Navigationssatelliten nützlich oder für Satelliten, die etwa Meeresspiegel oder Temperaturen überwachen.

LAGRANGE-PUNKTE Die Lagrange-Punkte, benannt nach dem italienischen Mathematiker Joseph-Louis Lagrange, sind Orte im Weltall, an denen alle Bewegungs- und Gravitationskräfte zwischen zwei kosmischen Körpern im Gleichgewicht sind – etwa Erde und Sonne oder Erde und Mond. Alles, was dort postiert ist, bewegt sich weder in die eine noch in die andere Richtung.

Nach Newtons erstem Bewegungsgesetz fliegt ein ins Weltall gesandtes Objekt konstant in eine Richtung, außer die Gravitation eines anderen Objekts wirkt darauf ein. An Lagrange-Punkten ruht das Objekt zwischen gleich starken Zug- und Druckkräften. Sie sind wahre Parkplätze für Weltraum-Hardware.

Jedes System aus zwei Körpern hat fünf Lagrange-Punkte. Vom Punkt L1 aus, zwischen Erde und Sonne, haben die Sonnenteleskope von NASA und ESA einen uneingeschränkten Blick auf die Sonne. L2, auf der von der Sonne abgewandten Seite der Erde, erlaubt einen uneingeschränkten Blick in die Tiefe des Weltalls, das James-Webb-Weltraumteleskop soll dort geparkt werden.

RAUMSONDEN Wir haben viele Wege ersonnen, um von der Erde aus Wissen zu erlangen, aber der beste Weg, einen Himmelskörper kennenzulernen, ist, ihn zu besuchen. In den letzten Jahrzehnten erkundete eine Flottille von Raumfahrzeugen unser Sonnensystem, sie flogen zu jedem Planeten im System und umkreisten einige. Sie erkundeten auch einige Asteroiden und Kometen.

Wichtige Meilensteine waren:

die beiden 1977 gestarteten Voyager-Sonden, die ersten künstlichen Objekte, die das Sonnensystem verließen: 2012 Voyager 1, 2018 Voyager 2.

die 1989 gestartete Raumsonde Galileo, die auf Europa unterirdische Ozeane entdeckte, als sie von 1995 bis 2003 den Jupiter umkreiste. Am Ende stürzte sie in die Atmosphäre des Jupiters.

die 2006 gestartete Raumsonde New Horizons, die 2015 Pluto passierte und 2019 auf dem Weg aus dem Sonnensystem das Objekt 486958 Arrokoth im Kuipergürtel.

die 1997 gestartete Raumsonde Cassini, die 2004 den Saturn erreichte und ihn 13 Jahre lang umkreiste. Sie lieferte erstaunliche Bilder und beispiellose Daten über den Planeten, sein Ringsystem und seine Monde. Cassini zeigte Welten wie den eisigen Enceladus, auf dem wie auf dem Jupitermond Europa in unterirdischen Ozeanen Leben gedeihen könnte. Wie Galileo stürzte Cassini 2017 zum Ende der Mission in die Atmosphäre des Saturn.

NEUE FENSTER INS UNIVERSUM

Elektromagnetische Wellen sind nicht die einzigen Informationsquellen. Weitere Wellenarten und eine ganze Reihe von Teilchen erreichen die Erde. Immer wenn wir lernen, sie zu entschlüsseln und zu verstehen, öffnen sich neue Fenster ins Universum, so wie vor Kurzem für Neutrinos und Gravitationswellen. Und weitere, wie die für Dunkle Materie und Dunkle Energie, warten darauf, durch neue Technologien geöffnet zu werden.

Mach‘s gut, Cassini, du bist so weit gekommen! Heute Abend vereinst du dich mit Saturn im feurigen Tod. Verglühe in Frieden: 2004–2017.

NEUTRINOS »Die kleinen Neutralen« sind Elementarteilchen ohne elektrische Ladung und fast ohne Masse. Neutrinos entstehen zahlreich bei Kernreaktionen und reagieren fast nie mit Materie. Während Sie das lesen, passieren pro Sekunde 100 Milliarden davon jeden Quadratzentimeter Ihres Körpers, doch nur wenige davon werden jemals eines Ihrer Atome in Ihrem Leben anstupsen.

Der einzige Weg, Neutrinos zu entdecken, ist, ihnen viele Atome vorzusetzen, mit denen sie interagieren können. Das ist die Idee von IceCube, einem gigantischen Neutrino-Detektor am Südpol. Mit heißem Wasser wurden Löcher ins Eis gebohrt, in die man Kabel mit Lichtsensoren hinabließ. Das Wasser fror danach wieder zu. Wenn nun ein Neutrino auf ein Atom im Eis stößt, registrieren diese Sensoren den charakteristischen Lichtblitz. Diese clevere Technik verwandelt einen ganzen Kubikkilometer Eis in einen Neutrino-Detektor.

Noch erstaunlicher ist, dass einige der mit IceCube entdeckten Neutrinos am Nordpol auf die Erde trafen und diese ohne Interaktion mit einem einzigen Atom durchliefen, bevor sie den Kubikkilometer Eis am Südpol erreichten.

GRAVITATIONSWELLEN Nach der allgemeinen Relativitätstheorie senden schwere Objekte bei einer Beschleunigung Wellen durch das Raum-Zeit-Kontinuum wie Steine kleine Wellen durch das glatte Wasser eines Teichs.

Zwei LIGO-Observatorien – dieses hier in Louisiana, ein weiteres im Staat Washington – sammeln, vergleichen und bestätigen Belege für Gravitationswellen.

Die Darstellung der Kollision zweier Neutronensterne. Solche kosmischen Ereignisse verursachen Störungen in der Raumzeit, die LIGO entdeckt.

Diese Wellen sind sehr schwach, aber sie haben einen charakteristischen Einfluss auf materielle Objekte, denen sie begegnen. Übertrieben dargestellt verformt eine Gravitationswelle einen Fußball zu einem Football, der wieder zu einem Fußball wird, sobald die Welle vorbei ist. In Wirklichkeit sind diese Verzerrungen natürlich winzig – kleiner als der Durchmesser von Teilchen im Atomkern.

Das Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) ist eine Forschungseinrichtung mit zwei vier Kilometer langen Armen in Form eines L. Durch jeden Arm läuft ein Laserstrahl, der am Ende von einem Spiegel reflektiert wird. Wenn eine Gravitationswelle hindurchzieht, bewegen sich die Spiegel kurz, was die Weglänge verändert.

Am 14. September 2015 zeichnete LIGO die erste jemals gemessene Gravitationswelle auf, ein Jahrhundert nach Einsteins Vorhersage.

DOPPELTE ANSTRENGUNGEN

LIGO besteht aus zwei Detektoren, einem in Louisiana und einem im Staat Washington. Das System der zwei Anlagen soll zufällige Ereignisse (oder absichtliche Streiche) ausschließen, die vielleicht an einem der beiden Orte nur wie Gravitationswellen aussehen.

Die Welle entstand durch den Zusammenstoß zweier Schwarzer Löcher, die 36 und 29 Sonnenmassen hatten, und kam aus einer Galaxie, die etwa 1,5 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Seitdem bauten auch andere Länder Detektoren für Gravitationswellen, sodass langsam ein weltweites Netzwerk entsteht.

DIE OBSERVATORIEN VON HEUTE

Die Erde ist gespickt mit Hunderten von astronomischen Observatorien, ein halbes Dutzend weitere fliegt im Weltall herum. Jedes hat eine spezielle Aufgabe, um unser Wissen zu erweitern. Hier einige der großartigsten dieser Fenster in den Kosmos:

OBSERVATORIEN AUF DEM BODEN Das größte Problem der Observatorien auf dem Boden ist die durch die Atmosphäre verschwommene Sicht in den Kosmos. Luftturbulenzen und störende Gase wie Wasserdampf verzerren das Bild. Um dieses Problem zu minimieren, stehen die besten Observatorien in der Regel in großer Höhe, oberhalb der meisten Wetterereignisse, die Observatorien beeinträchtigen. Die zwei höchsten sind:

die Mauna-Kea-Observatorien Sie stehen mitten im Pazifik auf 4200 Meter über dem Meer auf Big Island in Hawaii und beherbergen über ein Dutzend verschiedene Teleskope. Von hier aus sieht man den nördlichen und den größten Teil des südlichen Himmels. Durch die ruhige Atmosphäre, die nur minimal funkelt, überwachen allerlei Detektoren an diesen Teleskopen elektromagnetische Strahlung, vom infraroten über das sichtbare Licht bis zur Mikrowellenstrahlung.

die Atacama-Observatorien Abgesehen von Teilen der Antarktis ist die Atacama-Wüste in Chile der trockenste Ort auf dem Planeten. In einigen Gegenden hat es noch nie geregnet, dazu kommt die Höhe von um die 5000 Meter. Es ist einer der besten Orte der südlichen Hemisphäre für ein Teleskop. Eine wichtige Anlage ist das Radioteleskop Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), das aufgrund der Höhe Mikrowellen empfangen kann, bevor sie vom Wasserdampf weiter unten absorbiert werden.

Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) auf 5030 Meter Höhe in einer Wüste Chiles kombiniert 66 Antennen.

OBSERVATORIEN IM WELTALL Das Hubble-Weltraumteleskop wurde 1990 gestartet und ist das Kronjuwel unter den Weltraumteleskopen. Nach der Zahl der Forschungsarbeiten und der beteiligten internationalen Mitarbeiter ist Hubble das produktivste jemals gebaute Teleskop, womöglich sogar das produktivste wissenschaftliche Instrument aller Zeiten. Leider nähert sich Hubble nun dem Ende seines produktiven Lebens, die NASA plant keine weiteren Unterhaltmissionen.

Hubble ist eines der »Großen Teleskope« der NASA. Die anderen sind das Gammastrahlenteleskop Compton, das Röntgenteleskop Chandra und das Infrarotteleskop Spitzer. Sie sind nach den Wissenschaftlern Arthur Compton, Subrahmanyan Chandrasekhar und Lyman Spitzer benannt. Zusammen mit den oben angeführten Observatorien auf der Erde versorgen sie Astrophysiker mit Informationen aus dem gesamten bekannten elektromagnetischen Spektrum. Daneben arbeitet eine Vielzahl von Raumsonden und Spezialteleskopen in den Tiefen des Weltalls. Zu den mehr als 40 heute aktiven NASA-Missionen kommen noch diejenigen anderer Länder. 2020 landete China eine Sonde auf dem Mond und die Europäische Weltraumorganisation ESA startete ein Teleskop, um Exoplaneten zu erforschen.

Der riesige Spiegel des James-Webb-Weltraumteleskops ist über sechsmal größer als der des Hubble-Teleskops. Er besteht aus 18 hexagonalen Einheiten, die sich entfalten, sobald die Sonde den Lagrange-Punkt L2 erreicht hat.

ZUKÜNFTIGE ATTRAKTIONEN

Pläne mit innovativen Ideen, die wichtige Probleme lösen sollen, sind zu jeder Zeit dutzendfach im Umlauf. Leider können sie nicht alle finanziert werden. Hier sind einige, die den Spießrutenlauf durch Evaluierung, Finanzierung und Entwicklung schafften und bald in Betrieb gehen – und ein Projekt, das noch auf dem Weg ist.

JAMES-WEBB-WELTRAUMTELESKOP Das Teleskop ist der Nachfolger des Hubble-Weltraumteleskops, mit seinem 6,5-Meter-Spiegel aber viel größer. Der Spiegel aus 18 miteinander verbundenen hexagonalen Elementen besteht aus mit Gold bedampftem Beryllium. Es wird mit einer bis heute bei Weltraumteleskopen unerreichten Leistungsfähigkeit Wellenlängen von sichtbarem Licht bis in den mittleren Infrarotbereich beobachten. Primäre Ziele sind Objekte mit extrem großer Rotverschiebung. Diese ältesten Objekte im Universum sind entstehende Galaxien mit ursprünglich blauem Licht, das durch die Expansion des Universums auf seiner Reise zu uns in den roten Spektralbereich verschoben wurde. Das Teleskop wird nach dem Start (geplant Oktober 2021) am Lagrange-Punkt L2 von Sonne und Erde parken. Dort wird es – vor der Sonne durch einen großen Schirm geschützt – seine für die Reise gefalteten Spiegelelemente ausbreiten. Da der Punkt 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt ist, werden Astronauten dieses Weltraumteleskop nicht reparieren oder aufrüsten können, so wie Hubble. Es muss daher auf Anhieb funktionieren.

EXTREMELY LARGE TELESCOPE Das Teleskop wird von der Europäischen Weltraumorganisation ESA finanziert und in der Atacama-Wüste in Chile gebaut. Sein Hauptspiegel hat einen Durchmesser von 39 Metern. Zum Vergleich: Der Durchmesser des größten im 20. Jahrhundert gebauten Teleskops für sichtbares Licht beträgt ein Viertel davon. Neben der schieren Größe des Spiegels kommt auch eine sogenannte adaptive Optik zum Einsatz, die scharfe, über zehnmal detailreichere Bilder als Hubble liefert. Dazu werden die verschiedenen Spiegelteile in Echtzeit verformt, um Turbulenzen in der Atmosphäre auszugleichen. Das Teleskop soll Exoplaneten untersuchen und abbilden – und womöglich Wasser und organische Verbindungen in protoplanetaren Scheiben nachweisen, die dereinst zu Planetensystemen werden.

LASER INTERFEROMETER SPACE ANTENNA (LISA) Dieses System ist der nächste Schritt im Erkennen von Gravitationswellen und damit im Öffnen des Gravitationsfensters im Himmel. Auch die LISA wird durch die europäische ESA finanziert. Sie wird aus drei Satelliten bestehen, die in einer gleichseitigen Dreiecksformation fliegen, deren Seiten über sechsmal länger sind als der Abstand zwischen Erde und Mond. Das Dreieck wird etwa 50 Millionen Kilometer hinter der Erde die Sonne umkreisen. Wie LIGO, ihr Vorgänger auf der Erde, ist LISA zur Erkennung von Raum-Zeit-Kräuselungen geplant, die mit Gravitationswellen in Verbindung gebracht werden. Sie wird jedoch wesentlich empfindlicher für Gravitationswellen sein, weil die relativen Positionen von Testmassen in jedem der Satelliten vermessen werden.

Das Extremely Large Telescope (hier eine Illustration) soll 2025 in der Nähe der anderen Observatorien in der Atacama-Wüste in Betrieb gehen. Dort ist die Eintrübung der Sicht durch Wasserdampf und Turbulenzen in der Atmosphäre am geringsten.

KAPITEL 3
WIE WURDE DAS UNIVERSUM, WAS ES IST?

Künstlerische Darstellung vom Zusammenstoß subatomarer Teilchen.

DER URKNALL

DAS ATOMARE UNIVERSUM

DIE ENTSTEHUNG DES BEKANNTEN UNIVERSUMS

DIE NEBULARHYPOTHESE

DIE EISLINIE

KOSMISCHES BILLARD

PLANETENWANDERUNG

DER WELTRAUM

Ein deutscher Supercomputer benötigte einen Monat, um eine dreidimensionale Simulation der Dunklen Materie im Universum zu berechnen. Das Ergebnis sieht aus wie dieses Bild.

3

Edwin Hubble wies nicht nur die Existenz von Galaxien nach, er entdeckte auch die markanteste Eigenschaft des Universums: Es dehnt sich aus. Hubble bestimmte mit der Standardkerzenmethode von Henrietta Leavitt die Entfernung zu nahen Galaxien. Dann schuf er eine neue Sprosse der Entfernungsleiter, indem er diese Messungen mit einem spezifischen Merkmal entfernter Galaxien kombinierte: Die Wellenlängen des Lichts, das Atome und Moleküle dort draußen ausstrahlten, sind messbar länger als bei Messungen im Labor. Wir nennen dieses Phänomen Rotverschiebung, da rotes Licht die längste Wellenlänge von allen Farben hat, die für unser Auge sichtbar sind. Das war eine entscheidende Entdeckung für unsere Suche danach, wie das Universum zu dem wurde, was es heute ist.

Ein Faktum der Physik ist: Objekte, die eine Rotverschiebung zeigen, entfernen sich, und je größer die Verschiebung, desto schneller die Bewegung. Als Hubble die Rotverschiebungen nach Entfernung sortierte, zeigte sich etwas Erstaunliches: Je entfernter eine Galaxie ist, desto schneller bewegt sie sich. Heute nennt man es das Hubble-Gesetz (oder Hubble-Lemaître-Gesetz), dessen Gleichung lautet:

v = Hd

Wobei v für die Geschwindigkeit der Galaxie, d für die Entfernung zu ihr und H für die Hubble-Konstante steht. Das heißt: Das Universum dehnt sich aus.

Es ist nicht wie bei einem Feuerwerk, dass die Galaxien nach außen rasen, vielmehr bewegen sie sich wie die Rosinen in einem aufgehenden Kuchen. Stellen Sie sich vor, Sie sitzen auf einer dieser Rosinen. Alle anderen Rosinen würden sich von Ihnen wegbewegen. Und je weiter weg eine Rosine ist, desto schneller bewegt sie sich, einfach weil mehr sich ausdehnender Brotteig dazwischenliegt. Die Rosinen bewegen sich nicht selbst durch den Teig, sondern werden von der Ausdehnung des Teigs mitgetragen.

Eine letzte Bemerkung zum Brotteiguniversum: Jede Rosine, die Sie sich als Standort auswählen, bietet dieselbe Sicht wie alle anderen. Ihre eigene Rosine werden Sie als ortsgebunden wahrnehmen, während alle anderen sich entfernen. Jede Rosine sieht sich selbst als das Zentrum des sich ausdehnenden Universums. In den visionären Worten des mittelalterlichen Philosophen Nikolaus von Kues: »Das Universum hat sein Zentrum überall und seinen Rand nirgendwo.«

Das Modell des sich ausdehnenden und abkühlenden Universums, das zu einem bestimmten zurückliegenden Zeitpunkt – mit aller Materie und Energie zur selben Zeit am selben Ort – anfing, wird Urknall genannt. Es enthält die zentralen Ideen über die Entwicklung des Universums zu dem von heute. Die Analyse der Ausdehnung erlaubt es uns, das Alter des Universums sehr genau abzuschätzen.

DER URKNALL

Wenn Stoffe komprimiert werden, steigt ihre Temperatur. Haben Sie jemals mit einer Handpumpe einen Fahrradreifen aufgepumpt? Dann bemerkten Sie sicher, dass das Ventil warm wurde, was durch die komprimierte Luft im Pumpenzylinder verursacht wird.

Das Universum funktioniert ähnlich. Stellen Sie sich vor, Sie ließen den Film der Hubble-Expansion rückwärts laufen: Das Universum würde kleiner und heißer. Wenn Sie Dampf bei hoher Temperatur und hohem Druck einsperren wie in einem Schnellkochtopf, was geschieht, wenn Sie den Druck ablassen? Der Dampf dehnt sich aus und kühlt so lange ab, bis er 100 °C erreicht. In diesem Augenblick geschieht etwas Entscheidendes – der Dampf kondensiert zu Wassertröpfchen. Kühlt er weiter bis 0 °C ab, gefriert das Wasser zu Eis. Diese strukturellen Umformungen nennt man Phasenwechsel. Die Geschichte des Universums gleicht diesem Dampf, nur kennt sie sechs statt zwei Phasenwechsel.

DER DOPPLER-EFFEKT

Im 19. Jahrhundert erforschte der österreichische Physiker Christian Doppler, warum sich die Tonhöhe des Pfeifens von Zügen verändert, wenn diese vorbeifahren, und entdeckte diesen Effekt. Bewegt sich die Quelle einer Welle – ob nun Licht oder Ton –, nehmen verschiedene Beobachter diese Welle unterschiedlich wahr, je nachdem, ob sich die Quelle auf sie zu oder von ihnen weg bewegt. Bewegt sich die Schallquelle auf sie zu, ist die Entfernung zwischen den Wellenkämmen – die Wellenlänge – kürzer, als wenn sie stationär bleibt, und der Ton klingt höher. Bewegt sie sich weg, wird die Welle länger und der Ton klingt tiefer. Bei Licht erzeugt eine sich entfernende Quelle Wellen mit längeren (röteren) Wellen.

Vermutlich kennen Sie den Doppler-Effekt besser, als Sie denken, Sie müssen nur darauf achten. Wenn das nächste Mal ein Krankenwagen an Ihnen vorbeifährt, hören Sie auf die klangliche Veränderung des Martinshorns: Kommt der Krankenwagen näher, wird der Ton höher, entfernt er sich, wird der Ton tiefer.

Zur Erinnerung: An der erweiterten Strike Zone eines Schiedsrichters im Baseball ist nicht die Expansion des Universums schuld.

Die ersten vier ereigneten sich, bevor das Universum eine Sekunde alt war. Wir kommen darauf zurück, sobald wir mehr darüber wissen, woraus Materie besteht. Zunächst fahren wir mit der Geschichte des sich ausdehnenden Universums im Alter von etwa einer Minute fort.

Zu diesem Zeitpunkt ist das Universum ein Schwarm aus Elementarteilchen (Protonen, Neutronen und Elektronen) und Lichtteilchen. Alle bewegen sich und kollidieren mit hoher Energie. Verbinden sich ein Proton und ein Neutron zu einem einfachen Atomkern, trennt sie die nächste Kollision wieder. Erst als das Universum etwa drei Minuten alt ist, ist es kühl genug für stabile Kerne, die die folgenden Kollisionen überstehen. Das ist ein Phasenübergang. Die ersten Kollisionen produzieren einfache Kerne aus einem Proton und einem Neutron, die folgenden bilden Kerne mit mehr Protonen – aus zwei Protonen entstehen Heliumatome und aus drei Protonen ein paar Lithiumatome. Aber nach etwa 45 Sekunden tritt ein neuer Effekt auf, der die Kernproduktion beendet. Die Hubble-Expansion trägt die Teilchen so weit auseinander, dass es zu keinen weiteren Kollisionen mehr kommt, die mehr Kerne produzieren.

So wurde das Universum weitgehend zu dem, was es ist. Das Universum gebiert selbst Kerne von Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium. Schwerere Elemente wie der Kohlenstoff in unserem Gewebe und das Eisen in unserem Blut werden später gebildet, im Inneren der Sterne.

Während des Urknalls bildeten sich Teilchen wie Protonen (orange), Neutronen (gelb) und Elektronen (blau). Als das Universum kühl genug war, verbanden sie sich und bildeten Atome (unten rechts).

DAS ATOMARE UNIVERSUM

Wann wurden die Atome zu Akteuren in diesem Drama, in dem sich das Universum zu dem bildete, was es ist?

Das wenige Minuten alte Universum ist ein heißes, expandierendes Gas aus Kernen, die mit freien Elektronen in einer Suppe aus elektromagnetischer Strahlung herumtoben. Dieser vierte Zustand der Materie heißt Plasma. Es bildet sich immer, wenn Elektronen in einem Gas mit üblicherweise hohen Temperaturen aus Atomen gerissen werden. Unsere Sonne – als Ort mit hoher Temperatur – besteht völlig aus Plasma.

DIE SECHS PHASENWECHSEL

Fast alle Materie auf der Erde liegt in drei Zuständen vor: fest, flüssig und gasförmig. Führt man einem Stoff ausreichend Energie zu oder entzieht sie, tritt ein Phasenwechsel von einem Zustand in den anderen ein. Vier Übergänge sind uns vertraut, die restlichen zwei aber kaum:

Schmelzen: von fest zu flüssig

Erstarren: von flüssig zu fest

Verdampfen: von flüssig zu gasförmig

Kondensieren: von gasförmig zu flüssig

Sublimation: von fest zu gasförmig

Deposition: von gasförmig zu fest

Sublimation tritt ein, wenn der Luftdruck auf einen Feststoff für den Übergang in einen flüssigen Zustand zu niedrig ist. Unser normaler Luftdruck reicht aus, um Wasser flüssig zu halten, ist aber zu niedrig für flüssiges Kohlendioxid. Trockeneis ist zum Beispiel nichts anderes als festes Kohlendioxid; bei Raumtemperatur und normalem Luftdruck geht es direkt in den gasförmigen Zustand über.

Deposition tritt ein, wenn ein Gas so schnell Energie verliert, dass es die Stufe der Kondensation überspringt und zum Feststoff wird. Ein Beispiel dafür ist der Raureif eines kalten Wintermorgens, der nichts anderes ist als kristallisierter Wasserdampf aus der Luft.

Der Raureif eines Wintermorgens: ein Beispiel für Deposition.

Ist das gut oder schlecht? Bei der Google-Suche nach »Big Bang Theory« wird zunächst die Sitcom genannt, dann erst der Ursprung des Universums.

Atome bilden sich, wenn sich diese freien Elektronen mit einem Kern verbinden. Doch erst nach 380 000 Jahren war die Temperatur so weit gefallen, dass neu gebildete Atome stabil blieben und alle folgenden Kollisionen überstanden.

In dieser frühen Zeit aber, bevor niedrigere Temperaturen Atome erlaubten, bestand das Universum aus Teilchen mit elektrischer Nettoladung – negativen Elektronen und positiven Kernen. Die Strahlung, die sich mit dem Plasma das frühe Universum teilte, reagierte heftig mit den geladenen Teilchen. Bildeten sich im Plasma unter dem Einfluss der Gravitation Klumpen, blies die Strahlung die Materieklumpen auseinander. Stellen Sie sich die Strahlung als einen Haufen Kanonenkugeln vor, die im Plasma herumrasen und diese Ansammlungen zersprengen. So konnten sich natürlich auch keine Galaxien und Sterne – selbst Materieklumpen – bilden.

Daher ist die Entstehung von Atomen zum Ende hin so wichtig. Stabile Atome haben keine elektrische Nettoladung – Protonen innen und Elektronen außen gleichen sich aus. Diese Eigenschaft schützte die Atome gegen die gewalttätige Strahlung. Die Verwandlung des aufgeladenen Plasmas in eine Ansammlung neutraler Atome hatte zwei Effekte: Die Entstehung von Galaxien und Sternen begann und die Strahlung, die nun nicht immer von geladenen Teilchen abprallen musste, verflüchtigte sich. Das Universum wurde transparent.

DAS ZERREISSEN DER ATOME

Im frühen Universum hielten die Atome der Kraft von Zusammenstößen nicht stand und wurden zerrissen. Um ein Elektron aus einem Atom zu reißen, benötigt man nicht allzu viel Energie, das geschieht in jeder Neonröhre und Leuchtstofflampe – oder auch wenn Sie mit Socken auf dem Teppich laufen und dann jemanden an der Nase berühren.

Ein ähnliches Phänomen können Sie sehen, wenn Sie das nächste Mal Eistee zubereiten. Was geschieht, wenn Sie Zucker hinzufügen? Zuerst ist der Eistee trübe. Der verklumpte Zucker streut das Licht, das nicht ungehindert durchdringen kann. Löst sich der Zucker in elektrisch neutrale Moleküle auf, wird die Flüssigkeit wieder klar und transparent.

Sobald aus den Teilchen des Plasmas stabile Atome geworden waren, konnte die Strahlung nicht mehr verhindern, dass sich unter dem Einfluss der Gravitation Materie anhäufte. Das bekannte, gegenwärtige Universum war geboren. Die Strahlung flog davon und wurde zur kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung.