Wie das Weltall immer größer wurde – Teil 1

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Heute mal ein Themenblog, aus einem Bereich den ich selten bringe, aber der mich eigentlich sehr interessiert. Ich bringe den Themenbereich selten, weil das meiste darüber ich mir schon in den Achtzigern angelesen habe und wie immer, wenn man etwas lange weiß, geht man davon aus, das es jeder weiß, aber wer weiß vielleicht ist dem nicht so und der eine oder andere lernt noch was hinzu. Es geht in diesem Blog darum wie durch die Forschung sukzessive die Grenzen dessen, was man unter „Weltall“ versteht größer wurde.

Fast alle Kulturen beschäftigen sich mit der Schöpfung der Erde und gehen damit auch auf den Himmel ein. Doch mit Naturwissenschaft hatte das nichts zu tun. Immerhin erkannte man schnell, das der Himmel nachts relativ konstant ist. Über ein Jahr hinweg tauchen immer weitere Sternbilder auf, bzw. verschwinden wieder. Die Ausnahme sind die Sterne die nahe der Himmelspole liegen und die so ganzjährig beobachtbar sind. Viele Kulturen nutzen dann bestimmte Sternbilder und ihr Auftauchen oder Verschwinden am Himmel als wichtige Fixtermine. In Ägypten signalisierte das Auftauchen des Sirius, des hellsten Sterns überhaupt den Zeitpunkt für die Aussaat. Auf der Himmelsscheibe von Nebra werden die Plejaden mit einer Mondphase verbunden. Diese Kombination tritt nur zu einem engen Zeitraum im Herbst ein. Eine Sonderstellung nahmen die damals bekannten sechs Planeten und der Mond ein, denn sie veränderten ihre Position gegenüber den Sternen, die daher auch Fixsterne bezeichnet wurden. Das nutzen viele Kulturen für Vorhersagen, die Astrologie wurde geboren.

Der erste Versuch, dass man die Distanz zu einem Himmelskörper misst datiert trotzdem zurück in die Antike und wurde – wen wundert es – von den Griechen durchgeführt, welche die Grundlage der Geometrie entwickelten. Dabei hatte Aristarch von Samos um 300 v. Christus schon mit einem Phänomen zu kämpfen, dass in Folge die meisten Entfernungsmessungen haben – er konnte die Distanz nicht absolut bestimmen, sondern nur die relativen Verhältnisse der Sonne- und Mondentfernung. Aristarch von Samos maß den Winkel zwischen Sonne und Halbmond, wenn zwischen den Linien Erde-Mond und Mond-Somne per Definition ein Winkel von 90 Grad herrscht. Er musste nun nur noch den Winkel zwischen Sonne und Mond bestimmen um nach dem Satz des Phytagoras die Distanz der Sonne relativ zur Monddistanz zu bestimmen.

Aristarch ermittelte einen Winkel von 87 Grad, woraus er die 19-fache Mondentfernung ableitete. Die Sonne war also wesentlich weiter weg als der Mond. Der musste erheblich kleiner sein, wenn er sie bei einer Sonnenfinsternis bedecken konnte. Allerdings war es in der Antike messtechnisch nicht möglich den korrekten Winkel von 89,6 Grad zu messen, denn die Sonne ist 390-mal so weit wie der Mond entfernt. Doch die Entfernung des Mondes war noch unbekannt. Hipparch unternahm 150 v. Chr. einen weiteren Versuch bei einer Mondfinsternis die Entfernung zu bestimmen. Das genaue Verfahren ist hier beschrieben. Hipparch ermittelte als Mondentfernung den 63,7 fachen Erdradius, was 405.000 km entspricht, relativ genau, in dieser Entfernung befindet sich tatsächlich der Mond (die genaue Entfernung wechselt wegen der leicht elliptischen Umlaufbahn). Den Erddurchmesser hatte Erasthotenes schon 240 v. Chr, durch die Differenz des Schattenwurfs bei der Sommersonnenwende zwischen zwei Orten zu rund 12.750 km bestimmt.

Doch das war es dann auch mit den Erkenntnissen für die nächsten 1500 Jahre. Zuerst einmal musste sich aber das Weltbild ändern. Kopernikus postulierte, dass die Sonne im Mittelpunkt des Sonnensystems steht, nicht die Erde. Das blieb erst mal für fast ein Jahrhundert nur eine Theorie. Denn da die Planeten auf Ellipsenbahnen die Sonne umkreisen beschrieben, weder das geozentrische noch heliozentrische Modell (das auch von Kreisbahnen ausging) die genaue Bewegung der Planeten, vor allem des Mars der nahe der Erde ist und zudem eine relativ elliptische Umlaufbahn hat. Die Bewegung der Planeten konnte dann Kepler erklären indem er Ellipsen als Umlaufbahnen annahm und zudem Gesetze für ihre Bewegung aufstellte, die es erlaubten die Entfernungen zu berechnen. Allerdings auch wieder relativ zu einer Bezugsgröße – dem mittleren Abstand Erde-Sonne die daher einen eigenen Namen, „Astronomische Einheit“ (AE, im englischen AU wegen Astronomical Unit) erhielt. Doch wie groß diese ist, wusste man lange nicht. Immerhin kannte man durch Anwendung des dritten Keplerschen Gesetztes die relative Entfernung der Planeten. Jupiter war der am weitesten von der Sonne entfernte mit 5,2 AE.

Mit der Entfernung des Teleskops wurde aber unser Universum größer, denn schon bei den ersten Beobachtungen entdeckte Galileo die Phasen der Venus, aus der er schloss, dass die Venus die Sonne innerhalb der Erdbahn umkreiste, ein weiterer Beweis des heliozentrischen Systems und er entdeckte die Monde um Jupiter und ihre Rotation um den Planeten. Damit war auch klar, dass diese Wandelsterne Planeten, wie die Erde selbst war. Bald daraus entdeckte man auch Monde um Saturn.

Mit dem Teleskop und präzisen Uhren, die man für die Bestimmung des Längengrades bei Schiffen und damit zur Vermessung der Ozeane entwickelt hatte, war es aber erstmals möglich die Distanz der Erde zu bestimmen. Periodisch, zweimal im Abstand von 8 Jahren, dann wieder mit über 100 Jahren Pause passiert die Venus die Sonne von uns aus gesehen. Notieren nun zwei Beobachter die genaue Zeit, in der dies erfolgt und bestimmen die Punkte durch Fernrohrbeobachtung genau, so kann man die Winkeldifferenz berechnen unter dem dies erfolgt, der letztendlich durch die unterschiedliche Position der Beobachter auf der Erde resultiert. Kennt man diesen Abstand der Beobachtungspunkte, so kann man die Entfernung der Erde von der Sonne berechnen. Halley schlug dieses Verfahren 1659 vor, Keplers Forschungen ermöglichte schon 30 Jahre vorher das genaue Datum des Venustransists zu errechnen. Leider waren die beiden Venustransists des 17-ten Jahrhunderts gerade vorbei, sie fanden 1642 und 1650 statt. Erst 100 Jahre später hatte man eine erneute Chance. 1761 und 1769. 1761 fand eine erste Expedition statt bei der verschiedene Beobachter die Bestimmung des Winkels versuchten, da man aber sich nicht auf gleiche Instrumente und einheitliche Beobachtungsmethoden geeignet hatte erzielten die Beobachter unterschiedliche Werte die um mehr als 20 % auseinanderlagen. 1769 ging man es erneut an, hatte aus den Fehlern gelernt und genaue Kriterien wann der Beginn und Ende notiert werden aufgestellt und alle Beobachter arbeiteten mit demselben Instrument. Es gelang erstmals die präzise Bestimmung der AE mit 153,4 Millionen km (+/- 0,92 Millionen km). Diese Methode blieb noch lange die vorherrschende, und so wurden die nächsten Beobachtungen erst 1882 durchgeführt, der Transit von 1874 war geometrisch zu ungünstig. Man kam 1882 auf einen Wert von 149,5 Millionen km. Seitdem nutzt man andere Transite von Kleinplaneten wie Eros für die Bestimmung, die häufiger sind und ohne die Atmosphäre der Venus einfacher beobachtbar sind.

Nachdem die astronomische Einheit bekannt war, konnte man auch die Lichtgeschwindigkeit berechnen. Genauso wie die Planeten die Sonne, umkreisen Monde die Planeten mit festen Perioden. Die Passage der Jupitermonde vor Jupiter kann man genauso beobachten wie eine Passage der Venus vor der Sonne. Nur wechselt der Abstand Erde – Jupiter je nach Stellung der Planeten. Indem man bei verschiedenen Positionen die berechnete Passagezeit mit der tatsächlichen verglich, konnte man die Laufzeit des Lichts bestimmen die einer Entfernungsdifferenz entspricht. Olaf Römer bestimmte so die Lichtgeschwindigkeit schon 1676, also bevor man die Distanz Erde-Sonne genau kannte, er arbeitete mit einer Schätzung von 140 Mill. Km für die AE. Bedingt durch diesen Fehler und vor allem die Genauigkeit der Uhren zu dieer Zeit erhielt er einen zu geringen Wert von 212.000 km/s. Richtig sind 299.792 km/s.

In den folgenden Jahrhunderten wurde auch das Sonnensystem größer: 1789 wurde Uranus entdeckt, 1846 Neptun. Doch wie weit die Sterne entfernt waren, war lange Zeit ungeklärt. Schließlich kam man auch hier auf eine Bestimmungsmöglichkeit. Sie ist nicht neu und eigentlich die gleiche wie bei der Bestimmung der astronomischen Einheit oder der Lichtgeschwindigkeit. Es geht um Parallaxenmessungen – Verschiebungen eines Körpers vor einem viel weiter entfernten Hintergrund durch die Beobachtung an unterschiedlichen Stellen. Die maximale Parallaxe, die es für irdische Beobachter geben kann, ist die Position der Erde an zwei Punkten der Erdbahn, die 182 Tage ausreisender liegen, dann liegen 2 AE zwischen diesen Punkten. Die Idee war nun Sterne zu finden, die eine Bewegung haben und diese zu beobachten und ihre relativen Positionen zueinander zu bestimmen. Ein naher Stern sollte sich gegenüber den weiter entfernten dann leicht bewegen. Das Dumme nur – ein Stern in 3,26 Lichtjahren Abstand bewegt sich maximal um einen Winkel um einer 1 Bogensekunde bei einer Differenz der Bobachtungsposition von 2 AE. 1 Bogensekunde ist wirklich ein kleiner Winkel, der Mond hat einen Durchmesser von etwa 2000 Bogensekunden, selbst Jupiter hat einen Durchmesser von maximal 48 Bogensekunden. Lange Zeit fand man keinen Stern, der sich messbar gegenüber den anderen Sternen bewegte. 1802 kam Hieronymus von Schröder zu der Folgerung, dass Sterne eine Parallaxe von weniger als 0,75 Bogensekunden haben müssten, sonst hätte man einen solchen Stern gefunden. Friedrich William Bessel fing 30 Jahre später an, systematisch Sternenkataloge verschiedener Beobachtungen zu vergleichen und nach Bewegungen von Sternen also leicht unterschiedlichen Positionsangaben zu suchen und fand einen Stern, 61 Cygni, ein nicht besonders leuchtkräftiger Stern im Sternbild Schwan. Er lag auch günstig nahe des Himmelsnordpols und konnte so das ganze Jahr hindurch beobachtet werden. Zwischen August 1847 und Oktober 1838 beobachtete Bessel 61 Cygni notierte seine Position und errechnete schließlich seine Parallaxe zu 0,3136 Bogensekunden +/- 0,0202 Bogensekunden, was beim damaligen Wert der Lichtgeschwindigkeit einer Entfernung von 10,28 Lichtjahren entsprach. Der heutige Wert liegt bei 0,285 Bogensekunden, entsprechend 11,4 Lichtjahren. Damit wusste man erstmals, wie weit zumindest einige Sterne von uns entfernt sind. Für den Großteil der Sterne war die Bestimmung der Parallaxe auch bis vor kurze Zeit nicht möglich, weil die Parallaxe zu klein war. Irdische Beobachter konnten selbst mit den besten Teleskopen maximal Parallaxen bestimmen von Sternen die einige Hundert Lichtjahre entfernt waren. Das waren einige Hundert Sterne deren Entfernung man so kannte. 1989 startete der europäische Astronomiesatellit Hipparcos. Er vermaß über 100.000 Sterne und bestimmte ihre Parallaxen, Position und Helligkeit. Die Genauigkeit war um den Faktor 10 bis 100 besser als bei erdgebundenen Beobachtungen da die Luftunruhe als Störung komplett wegfiel. Gaia als Nachfolgemission arbeitet seit 2013. Gegenüber Hipparcos ist die Genauigkeit nochmals um den Faktor 200 gestiegen und so werden 10.000-mal mehr Objekte untersucht.

So viel in Teil 1. Um eure Aufmerksamkeit nicht zu überfordern, geht es in Teil 2 dann um Entfernungen im Universum und die Aufklärung was die vielen nebeligen Flecken denn sind, die Beobachter in ihren Fernrohren erkennen konnten.

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