Dieser Blogbeitrag ist Teil einer zehnteiligen Serie, die astronomisches Grundwissen vermitteln soll. Alle Beiträge auf einen Blick:

1. Nachthimmel, Lichtverschmutzung, Beobachtungen
2. Bilder, Spektren, Einfluss der Atmosphäre, Entfernungen
3. Unser Sonnensystem
4. Die Sonne und andere Sterne
5. Das Leben der Sterne
6. Exoplaneten
7. Die Milchstraße und andere Galaxien
8. Kosmische Strahlung, Gravitationslinsen, großräumige Struktur
9. Kosmische Expansion und Urknall
10. Galaxienentwicklung, Dunkle Energie und Ausblick

Näheres zur Motivation der Serie und dazu, was ich unter astronomischem Grundwissen verstehe, findet sich hier in Teil 1.

Astronomische Bilder

Die beeindruckenden Bilder verschiedenster Himmelsobjekte sind ein wichtiger Faktor für die Faszinationskraft der Astronomie. Allerdings muss man dabei im Hinterkopf behalten, dass diese Bilder nicht dem entsprechen was wir, könnten wir in die Nähe der abgebildeten Objekte reisen, mit bloßem Auge sehen würden. Zum einen ist in der Regel der Kontrast der Bilder so verändert, dass selbst sehr schwache Strukturen auf dem Bild deutlich sichtbar werden. Zum anderen handelt es sich häufig um Falschfarbenbilder, in denen bestimmte Bereichen elektromagnetischer Strahlung bestimmte Farbtöne künstlich zugeordnet werden. Häufig steht eine Farbe in dem resultierenden Bild für bestimmte Sorten von Materie. Eine beliebte Wahl besteht darin, dass der gesamte Rotanteil eines Bildes von der sogenannten H-Alpha-Linie stammt (die von angeregten Wasserstoffatomen ausgesandt wird und in der Tat eine rote Färbung hat). In anderem Zusammenhang wird nicht für das bloße Auge sichtbare Strahlung (Infrarot, Röntgenstrahlung, …) sichtbar gemacht.

Das tut der Faszinationskraft der astronomischen Bilder keinen Abbruch. Im Gegenteil: Wenn die Farbgebung dazu genutzt wird, interessante Strukturen sichtbar zu machen, dann ist das schließlich keine ästhetisch motivierte Entscheidung, sondern dient der Wissenschaft und ist ja durchaus auch für das ungeschulte Auge hilfreich. Aber man sollte im Hinterkopf behalten, dass man solche Bilder erst interpretieren muss, um zu verstehen, was dort eigentlich gezeigt wird.

Zum Beispiel sieht dieses Bild aus Daten des Infrarotsatelliten WISE (NASA/JPL-Caltech/WISE Team) in der Tat schön farbig aus:

In Wirklichkeit sieht die betreffende Region zwar auch ganz nett aus. Aber die Farben sind in dem hier gezeigten Bild gewollt unrealistisch: Blau und Cyan zeigen Licht aus dem Nahinfrarotbereich (blau 3,4 μm und cyan 4,6 μm), in dem in diesem Bild insbesondere Sterne hell leuchten. Grün und Rot repräsentieren Licht aus dem mittleren Infraroten (grün 12 μm, rot 22 μm). Dort sieht man in diesem Bild vor allem Staubwolken leuchten; das an Staubwolken reflektierte Licht des Sterns Sigma Scorpii (unten rechts) und einige sehr junge Sterne (etwas links unterhalb der Bildmitte) sind daher vor allem rötlich zu sehen, die Struktur der weiteren Staubwolken grünlich.

Nicht zuletzt werden auch in astronomischen Pressemitteilungen künstlerische Darstellungen eingesetzt, auf Englisch “artists’ impressions”. Das sind mit mehr oder weniger Sachverstand konzipierte Illustrationen astronomischer Ergebnisse, die heutzutage in der Regel im Computer erstellt werden. Gegenüber solchen Bildern ist Vorsicht geboten. Zur astronomischen Allgemeinbildung gehört auch, zu wissen, dass z.B. das in der Zeitung abgedruckte detaillierte Bild der Oberfläche eines Exoplaneten (also eines Planeten, der einen anderen Stern umkreist als die Sonne) keine Beobachtungsdaten wiedergibt, sondern in nicht unerheblichem Maße der Fantasie eines Illustrators entsprungen ist.

Spektren

Definiert man astronomisches Grundwissen allein über das Verständnis von Medienberichten definiert, dann haben Spektren (Einzahl: Spektrum) keinen leichten Stand. Zeitungen und Webseiten zeigen zwar gerne astronomische Bilder; ein Spektrum, für die beobachtenden Astronomen nicht weniger wichtig, wird in den Medien dagegen nur selten abgebildet. Für das Verständnis der Astronomie, über die in den Medien berichtet wird, sollte man trotzdem wissen, was es mit Spektren auf sich hat.

Licht – selbst weißes Licht! – ist eine Mischung aus unterschiedlichen Anteilen von “Elementarlicht” mit verschiedenen, charakteristischen Grundfarben. Direkt sichtbar wird das, wenn man Licht entmischt. Das passiert auf natürliche Weise, wenn Licht an Wassertröpfchen reflektiert und gebrochen wird. Dann entsteht ein Regenbogen, so wie dieser Regenbogenausschnitt hier, den ich im letzten September über der Außenalster in Hamburg aufgenommen habe:

Die Farbfolge von lila über blau, türkis, grün, gelb, orange bis rot ist charakteristisch. Mit Hilfe sogenannter Spektroskope oder Spektrografen, deren Kernstück ein Glasprisma oder ein Glasplättchen mit winzigem eingeritzten Gittermuster ist, können Astronomen das Licht ferner Himmelsobjekte in die Farben des Regenbogens aufspalten – nur, dass sie dabei viel feiner unterteilen und eine Unzahl Zwischentöne an Farben zulassen – zehntausende, Millionen oder noch mehr. Das Ergebnis ist ein sogenanntes Spektrum. Das folgende Bild zeigt einen mit einfachen Mitteln hergestellten Ausschnitt aus dem Spektrum unserer Sonne:

Ich hatte in Teil 1 kurz beschrieben, das Licht aus verschiedenen Anteilen mit jeweils unterschiedlichen Wellenlängen besteht. Üblicherweise ist das Licht, das wir empfangen, ein im wahrsten Sinne des Wortes buntes Gemisch aus Licht ganz verschiedener Wellenlängen. Spektrografen trennen all diese Anteile voneinander und bilden sie, direkt nach der Wellenlänge geordnet, getrennt ab. Damit enthalten Spektren Informationen darüber, wie viel Licht ein Objekt bei all den verschiedenen Lichtwellenlängen jeweils aussendet.

Bei einigen Farbwerten (gleichbedeutend: bei einigen Wellenlängen bzw. einigen Frequenzen) wird in dem hier gezeigten Spektrum offenbar in einem ganz engen Bereich weniger Licht ausgesandt als bei den direkt daneben liegenden Farben. Dort sehen wir dunkle Linien, die Absorptionslinien oder, allgemeiner, Spektrallinien. Bei einigen astronomischen Objekten gibt es umgekehrt enge Bereiche, in denen besonders viel Licht ausgesandt wird, eine andere Sorte von Spektrallinien, nämlich sogenannte Emissionslinien.

(Dass diese Bereiche in dem Bild oben als Linien erscheinen, liegt übrigens daran, dass das Licht in dem betreffenden Gerät durch einen senkrechten Spalt geleitet wird. Der Begriff Linien hat sich aber allgemein eingebürgert und wird z.B. auch bei Spektrografen verwandt, in denen das Licht nicht durch einen Spalt geleitet, sondern von einer Glasfaser aufgenommen wird, und die “Lücken” daher gar nicht wie Linien aussehen.)

Daraus, wieviel Licht man von einem Objekt bei den verschiedenen Farbtönen empfängt, lassen sich Rückschlüsse auf Objekteigenschaften wie Temperatur, Masse, Bewegungszustand oder chemische Zusammensetzung ziehen.

Die Linien sind eine Art chemischer Fingerabdrücke des Objekts: Charakteristische Linienmuster zeigen das Vorkommen spezifischer Atome oder Moleküle an. Ihre relative Stärke lässt außerdem Rückschlüsse auf Temperaturen zu und außerdem darauf, ob bzw. wie schnell sich ein fernes Objekt auf uns zu oder von uns weg bewegt. Gerade letztere Information ist z.B. im Zusammenhang mit Doppelsternen interessant, also zwei Sternen, die einander umkreisen; außerdem im Zusammenhang mit Exoplaneten, also Planeten um andere Sterne als die Sonne. Auf Exoplaneten werde ich später noch zurückkommen.

Wenn Astronomen ihre Ergebnisse veröffentlichen, dann ist dort allerdings kein farbiges Bild mit dunkleren oder helleren Linien zu sehen, sondern ein Diagramm ähnlich diesem hier (Daten des HARPS-Spektrografen, abgerufen aus einer Datenbank der Europäischen Südsternwarte ESO):

Je größer der Kurvenwert, desto größer die Intensität des Lichts bei der jeweiligen Elementarfarbe (=Wellenlänge). Dunkle Linien zeigen sich als schmale Täler dieser Spektrumslandschaft. (Das “rechteckige Tal” zwischen 350 und 400 Nanometern ist dagegen ein Artefakt – in diesem Bereich nimmt das verwendete Messgerät keine Werte auf.) Solche Diagramme sind in der Berichterstattung über Astronomie äußerst selten. Aber sie stecken hinter vielem, über das da berichtet wird – von der Suche nach den ältesten Sternen über die Expansion des Weltalls bis zum Nachweis von Planeten um andere Sterne. Auch im folgenden werden sie daher immer einmal wieder vorkommen.

Beobachtungsstandorte und Erdatmosphäre

Für gute Ergebnissse sind exzellente Beobachtungsbedingungen unerlässlich. Es gibt in Deutschland längst keine Standorte mehr, die den Anforderungen astronomischer Spitzenforschung entsprechen – zu groß ist insbesondere die schon erwähnte Lichtverschmutzung. Stattdessen sind deutsche Institute, meist als Teil internationaler Konsortien, an Observatorien (Sternwarten) in entlegenen Gegenden der USA, Spaniens, Chiles, Südafrikas und weiterer Länder beteiligt.

Auch an exzellenten Beobachtungsstandorten auf der Erde stört die Erdatmosphäre die Beobachtungen. Was wir als romantisches Sternfunkeln kennen, entspricht in der Brennebene des Teleskops, wo die Abbildung entsteht, einem sich ständig ändernden Verschmieren und Hin- und Herspringen des Bilds des Sterns. Dieser Störeffekt ergibt sich, weil das Licht des Sterns durch turbulente Atmosphärenschichten zu uns gelangt, in denen es mit hoher Frequenz leicht unterschiedlich abgelenkt wird. Mit Hilfe sogenannter adaptiver Optik lässt sich dieser Störeffekt weitgehend beseitigen. Dabei erfasst ein Sensor, wie sich das Bild eines Referenzsterns mit der Zeit ändert; ein Computer steuert daraufhin einen auf Stempeln gelagerten biegsamen Spiegel an, der dabei so verformt wird, dass die Bildverzerrung möglichst gut ausgeglichen wird. Ein Beispiel, wie ein und derselbe Stern ohne solche Korrektur und mit adaptiver Optik aussieht, ist hier zu sehen (Bild: Large Binocular Telescope und MPIA):

Für eine Reihe von Anwendungen sind Beobachtungen vom Erdboden aus nicht ausreichend. Das gilt insbesondere für bestimmte Arten elektromagnetischer Strahlung, z.B. Röntgenstrahlung, bestimmte UV-Strahlung und , die von der Erdatmosphäre komplett absorbiert werden: die Röntgenstrahlung, weil sie energiereich genug ist, um Elektronen aus den Atomen der Atmosphäre herauszuschlagen (Ionisation), die UV-Strahlung, weil sie die richtige Energie hat, bestimmte Moleküle in ihre Einzelatome aufzuspalten, und die längerwellige Infrarotstrahlung, weil sie genau die richtige Energie hat, um Wasser und ein paar andere Moleküle in Schwingungen oder in Rotation zu versetzen.

Hier helfen Weltraumteleskope weiter: Teleskope, die in der Erdumlaufbahn oder noch weiter von der Erde entfernt platziert werden und dort, ferngesteuert, Beobachtungen vornehmen können.

Astronomie und Astrophysik

Das sammeln von Beobachtungsdaten über ferne Himmelskörper ist zentraler Bestandteil der Astronomie, aber bei weitem nicht alles. Die Astrophysik hat zum Ziel, zu verstehen, was man da eigentlich beobachtet, wie die Beobachtungen zusammenhängen und wie die Objekte entstanden sind, die man dort sieht. Sie will astronomische Phänomene und Beobachtungsdaten sowie die Entstehung und Entwicklung astronomischer Objekte mit Hilfe der grundlegenden physikalischen Gesetze modellieren und beschreiben. Es gibt heutzutage kaum Astronomen, die nicht in diesem Sinne gleichzeitig Astrophysiker wären; deswegen werden “Astrophysik” und “Astronomie” in der Wissenschaft heute weitgehend synonym genutzt.

Neben dem Sammeln und Auswerten von Beobachtungsdaten gehört daher auch das Erstellen möglichst guter vereinfachter Modelle der Studienobjekte und ihrer grundlegenden Eigenschaften zu den Aufgaben der Astronomen. Sie bilden die Brücke zwischen den (durch Laborexperimente der Physiker sicher verankerten) physikalischen Gesetzen und dem, was Astronomen am Himmel beobachten. Sehr einfache Modelle lassen sich direkt mit entsprechenden Formeln beschreiben; komplexere Modelle werden im Computer simuliert.

Lichtlaufzeit und astronomische Entfernungen

Wir sehen die Dinge niemals so, wie sie jetzt gerade sind, sondern immer so, wie sie einmal waren. Grund dafür ist, dass das Licht, das uns erreicht, immer etwas Zeit braucht, um vom beobachteten Objekt zu uns zu gelangen.

Einen Menschen am anderen Ende eines zehn Meter langen Raumes sehe ich nie so, wie er jetzt ist, sondern immer so, wie er vor rund 30 Milliardstel Sekunden war. Das macht im Alltag keinen Unterschied; auf den großen Entfernungsskalen der Astronomen dagegen ab einem bestimmten Abstand sehr wohl. Im Sonnensystem sind die Lichtlaufzeiten noch überschaubar: Licht von der Sonne braucht rund 8 Minuten, um uns zu erreichen; im Sprachgebrauch der Astronomen ist die Sonne damit 8 Lichtminuten von der Erde entfernt. Die Entfernung von Erde und Mars schwankt stark, während beide Planeten ihren Umlaufbahnen folgen; zum Zeitpunkt größter Annäherung braucht Licht nur 3 Minuten, um von einem Planeten zum anderen zu gelangen; zum Zeitpunkt größter Entfernung sind es rund 22 Minuten. Die genauen Werte muss man sich nicht merken; warum man einen Marsrover nicht einfach live fernsteuern kann, sondern die Verzögerung bei der Befehlsgabe und der Rückmeldung berücksichtigen muss, sollte man schon wissen.

Der uns nächste bekannte Stern (außer der Sonne) ist 4,2 Lichtjahre entfernt – sein Licht braucht demnach 4,2 Jahre, um uns zu erreichen. Dass Lichtjahre (und Lichttage, Lichtstunden, Lichtminuten, Lichtsekunden) ein Längen- und nicht etwa ein Zeitmaß sind, ist auf alle Fälle Teil der astronomischen Allgemeinbildung – und einer der häufigeren Ausrutscher astronomischer Halbbildung!

Galaxien können die Astronomen noch bis in Entfernungen von Milliarden von Lichtjahren beobachten.

Statistik und der Blick in die Vergangenheit

Die allermeisten astronomischen Zeitskalen sind im Vergleich zu den Zeitskalen unserer Alltagserfahrung extrem lang: Selbst “kurzlebige” Sterne leuchten für Millionen von Jahren; Galaxien entwickeln sich im Laufe der Jahrmilliarden weiter. Im Gegensatz beispielsweise zu Biologen, die direkt beobachten können, wie ein Organismus geboren wird, erwachsen wird, altert und stirbt, sehen Astronomen üblicherweise nur Momentaufnahmen ihrer Beobachtungsobjekte – kurze Ausschnitte aus ungleich längeren Entwicklungsprozessen.

Aber selbst unter solchen Bedingungen lässt sich Werden und Vergehen rekonstruieren. Stellen wir uns vor, wir hätten tausende von Momentaufnahmen von Menschen der unterschiedlichsten Altersstufen (ich war hier früher schon auf den Zusammenhang mit dem YouTube-Projekt “Das Leben in einem Tag” eingegangen).

Würden wir diese Schnappschüsse genau auswerten, könnten wir wahrscheinlich auch ohne jedes Vorwissen eine Art generischer Entwicklung des Menschen rekonstruieren – vom Baby bis hin zum Erwachsenen bis zu Greis und Greisin. Analog dazu gehen die Astronomen vor: Sie können zwar nicht z.B. einen Stern durch die verschiedenen Stufen seiner Entwicklung verfolgen, aber sie haben hunderttausende von Momentaufnahmen einzelner Sterne zur Verfügung. Bei solch einer großen Menge lassen sich direkte Vergleiche anstellen – so zeigt das sogenannte Hertzsprung-Russell-Diagramm, eine Grafik, in die Sterne nach ihrer Temperatur und ihrer Helligkeit eingetragen werden, dass diese beiden Sterneigenschaften systematisch zusammenhängen. Aus solchen Systematiken und elementaren physikalischen Modellen heraus sind die modernen Theorien der Sternentwicklung entstanden.

Auch bei den Galaxien, also Systemen aus Hunderttausenden bis Abermilliarden von Sternen lässt sich in dieser Weise systematisch vorgehen. Hier kommt allerdings noch ein weiterer wichtiger Umstand hinzu. Ich hatte geschildert, dass wir beim Blick in die Ferne immer auch in die Vergangenheit sehen. Bei Sternen macht dies noch keinen großen Unterschied; die meisten Entwicklungsphasen von Sternen dauern deutlich länger als die rund Hunderttausend Jahre, die Licht vom anderen Ende unserer Heimatgalaxie bis zu uns braucht.

Auf der Größenskala galaktischer Entfernungen wird es mit dem Blick in die Vergangenheit schon deutlich spannender. Der Andromeda-Nebel mit seinen 2,5 Millionen Lichtjahren Entfernung ist da noch vergleichsweise nahe dran – Galaxien lassen sich bis in Distanzen von Milliarden von Lichtjahren nachweisen! Damit kommt der Blick auf solche Ferne tatsächlich einem Blick in die kosmische Vergangenheit gleich, denn auf solchen Zeitskalen machen Galaxien einiges an Entwicklung durch. Studien zur Galaxienentwicklung vergleichen dementsprechend nicht selten die Eigenschaften von Galaxien in unterschiedlich großer Entfernung.

Nach diesen grundsätzlichen Überlegungen zunächst zu einer Bestandsaufnahme kosmischer Objekte. Wir fangen direkt vor unserer kosmischen Haustür an.

Weiter geht es mit Teil 3: Unser Sonnensystem

 

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Ich danke meinen Kollegen Carolin Liefke und Jakob Staude für hilfreiche Anmerkungen zu diesem Text.