AstronomieIn erster Linie umfaßt die Astronomie Planeten und deren Satelliten, Kometen und Meteore, Sterne und interstellare Materie, als Galaxien bezeichnete Sternsysteme und Galaxiengruppen. Die moderne Astronomie teilt sich in mehrere Zweige: Die Astrometrie beschäftigt sich mit dem Studium der Position und der Bewegungen der Himmelskörper aufgrund von Beobachtungen. In der Astromechanik behandelt man die Bewegungen der Himmelskörper mit Hilfe der Gravitationstheorie und Mathematik. In der Astrophysik untersuchen Wissenschaftler die chemische Zusammensetzung der Himmelskörper mit Hilfe von spektroskopischen Analysen. Den physikalischen Phänomenen versuchen sie mit den Gesetzen der Physik auf die Spur zu kommen. Thema der Kosmologie ist die Erforschung des Universums als Ganzes.
Ursprünge im AltertumEs war vermutlich nicht nur die Neugier alter Völker bezüglich Tag und Nacht und Sonne, Mond und Sternen, die zu der Beobachtung der Himmelsphänomene führte. Der Ursprung der Astronomie lag wohl eher in der Notwendigkeit, genau die Zeitpunkte für die Saat und die Ernte zu bestimmen sowie Richtungen und Standorte auf langen Reisen festzustellen.
Den alten Völkern zeigte der Himmel viele regelmäßige Erscheinungen. Die helle Sonne, die den Tag von der Nacht trennte, ging jeden Morgen im Osten auf, bewegte sich während des Tages über den Himmel und ging im Westen, in der beinahe entgegengesetzten Richtung, wieder unter. Nachts waren Tausende von Sternen zu sehen. Wie die Sonne bewegten auch sie sich auf regelmäßigen Bahnen. Dauerhafte Sterngruppen schienen um einen festen Punkt am Himmel, dem nördlichen Himmelspol, zu rotieren. Diese Gruppierungen nannte man Sternbilder.
In der nördlichen gemäßigten Zone bemerkten die Menschen, daß Tag und Nacht unterschiedlich lang waren. An langen Tagen ging die Sonne im Nordosten auf und stand mittags hoch am Himmel. An den Tagen mit langen Nächten ging die Sonne im Südosten auf und stieg nicht so hoch. Beobachtungen von Sternen, die nach Sonnenuntergang im Westen oder vor Sonnenaufgang im Osten zu sehen sind, zeigten, daß sich die Position der Sonne zu den Sternen allmählich ändert. Wahrscheinlich entdeckten zuerst die ägypter, daß sich die Sonne in ungefähr 365 Tagen und Nächten vollständig um die Kugel mit den Fixsternen dreht.
Weiteren Untersuchungen zufolge bewegten sich Sonne, Mond und fünf helle Planeten auf einer engen Bahn namens Tierkreis über die Sternenkuppel. Der Mond durchquert den Tierkreis schnell und überholt dabei die Sonne alle 29,5 Tage. Dieser Zeitraum wird synodaler Monat genannt. Sternbeobachter in alten Zeiten versuchten, die Tage und Monate oder Jahre in ein zusammenhängendes Zeitsystem, den Kalender, zu bringen. Da weder ein vollständiger Monat noch ein vollständiges Jahr eine ganze Zahl von Tagen umfassen, ordneten die Verfasser von Kalendern den Monaten eine verschiedene Anzahl von Tagen zu. Im Durchschnitt entsprachen diese Daten auf lange Sicht fast den tatsächlichen Werten. So sieht der moderne Kalender 97 Schaltjahre in einem Zeitraum von 400 Jahren vor. Dadurch hat ein Jahr durchschnittlich 365,2425 Tage, was ziemlich genau dem astronomisch bestimmten Wert von 365,2422 entspricht.
Die Sonne und der Mond durchziehen den Tierkreis immer von Westen nach Osten. Im Gegensatz dazu bewegen sich die fünf hellen Planeten Merkur, Mars, Venus, Jupiter und Saturn, die sich im allgemeinen vor dem Hintergrund der Sterne auch nach Osten bewegen unterschiedlich lange nach Westen oder rückwärts. So sieht es aus, als würden die Planeten ihren Kurs nach Osten unberechenbar gestalten und Schleifen auf ihrem Weg einlegen. Seit dem Altertum glaubten die Menschen, Ereignisse am Himmel, besonders die Bewegungen der Planeten, wären mit ihrem eigenen Schicksal verbunden. Dieser Glaube führte zur Astrologie und zur Entwicklung von mathematischen Schemata für die Vorausberechnung von Planetenbewegungen.
Babylonische AstronomieInteressante Sternkarten und nützliche Kalender wurden von verschiedenen Völkern des Altertums entwickelt. Die größten Errungenschaften erzielten jedoch die Babylonier. Um ihren Kalender zu vervollkommnen, erforschten sie Sonne und Mond. Als ersten Tag eines Monats bezeichneten sie den Tag nach dem Neumond, wenn der zunehmende Mond zum ersten Mal nach Sonnenuntergang erscheint. Ursprünglich wurde dieser Tag durch Beobachtung ermittelt, aber später wollten ihn die Babylonier vorausberechnen. Um 400 v. Chr. bemerkten sie die unregelmäßige Geschwindigkeit, mit der sich Sonne und Mond von Westen nach Osten über den Tierkreis bewegten. Diese Himmelskörper scheinen sich auf der Hälfte ihrer Bahn mit zunehmender Geschwindigkeit zu bewegen, bis sie eine bestimmte höchste Geschwindigkeit erreichen, um dann wieder langsamer zu werden und zur Ausgangsgeschwindigkeit zurückzukehren. Die Babylonier versuchten, diesen Zyklus arithmetisch darzustellen, indem sie z. B. dem Mond zwei verschiedene Geschwindigkeiten zuordneten: eine feste Geschwindigkeit für die erste Hälfte des Zyklus und eine andere feste Geschwindigkeit für die andere Hälfte. Später verfeinerten sie die mathematische Methode, indem sie die Geschwindigkeit des Mondes als Faktor darstellten, der während der ersten Hälfte des Umlaufs linear vom Minimum auf das Maximum anwächst und dann bis zum Ende des Zyklus auf das Minimum abnimmt. Mit diesen Berechnungen der Bewegungen von Mond und Sonne konnten die babylonischen Sternforscher die Zeit des Neumonds und damit den Beginn des neuen Monats vorhersagen. Ein Nebenprodukt dieser Berechnungen war, daß sie die Positionen von Mond und Sonne für jeden Tag des Monats kannten. Auf ähnliche Art und Weise wurden die Positionen der Planeten berechnet und ihre Bewegung nach Osten und Westen dargestellt. Archäologen haben Hunderte von Tontafeln mit diesen Berechnungen ausgegraben. Einige dieser Tafeln stammen aus den Städten Babylon und Uruk am Euphrat. Die Tafeln tragen die Namen von Astrologen jener Zeit, wie z. B. Naburiannu (um 491 v. Chr.) oder Kidinnu (um 379 v. Chr.). Diese Astrologen haben möglicherweise das Berechnungsschema entdeckt.
Griechische AstronomieDie alten Griechen lieferten bedeutende theoretische Beiträge zur Astronomie. Homers Odyssee bezieht sich auf Sternbilder wie den Großen Bären, den Orion und die Pleiaden und beschreibt, wie man sich in der Navigation an den Sternen orientieren kann. Werke und Tage (Erga) von Hesiod informierte die Bauern, welche Sternbilder zu verschiedenen Jahreszeiten vor dem Morgengrauen aufgehen, um auf die richtigen Zeitpunkte zum Pflügen, Säen und Ernten hinzuweisen.
Wissenschaftliche Beiträge werden mit den Namen der griechischen Philosophen Thales von Milet und Pythagoras von Samos verbunden, obwohl keine ihrer eigenen Schriften erhalten sind. Die Legende, daß Thales die vollständige Verfinsterung der Sonne am 28. Mai 585 v. Chr. vorhersagte, ist möglicherweise unwahr. Um 450 v. Chr. begannen die Griechen ergebnisreiche Untersuchungen der Planetenbewegungen. Der Pythagoreer Philolaos (5. Jh. v. Chr.) nahm an, Erde, Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich um ein zentrales Feuer, das durch eine dazwischenliegende Gegenerde verborgen sei. Nach dieser Theorie war die Drehung der Erde um das Feuer alle 24 Stunden für die täglichen Bewegungen der Sonne und der Sterne verantwortlich. Um 370 v. Chr. erklärte der Astronom Eudoxos von Knidos die beobachteten Bewegungen mit einer großen Kugel, die sich einmal am Tag um die Erde drehte. Auf der Kugelinnenseite, so die Erklärung weiter, befänden sich alle Sterne. Um die Bewegungen der Planeten zu deuten, nahm Eudoxos an, innerhalb der Sternenkugel seien die Planeten auf mehreren miteinander verbundenen durchsichtigen Kugeln befestigt. Diese drehten sich unterschiedlich.
Der griechische Himmelsbeobachter Aristarchos von Samos versuchte die Bewegungen am Himmel durch die Annahme zu erklären, daß sich die Erde alle 24 Stunden um die eigene Achse dreht und zusammen mit den anderen Planeten um die Sonne kreist. Diese Theorie, die unter der Bezeichnung geozentrisches System bekannt ist, blieb für ungefähr 2000 Jahre praktisch unangefochten.
Im 2. Jahrhundert v. Chr. verbanden die Griechen ihre Himmelstheorien mit sorgfältig geplanten Beobachtungen. Die Astronomen Hipparchos von Nicäa und Ptolemäus bestimmten die Positionen von ungefähr 1 000 hellen Sternen und benutzten die resultierende Sternkarte als Unterlage für die Messung der Planetenbewegungen. Sie tauschten das Kugelmodell des Eudoxos gegen ein flexibleres Modell mit Kreisbahnen aus. Grundlage ihres Modells ist die Existenz exzentrischer Kreisbahnen mit der Erde als gemeinsamen Mittelpunkt. Dadurch waren sie in der Lage, die unterschiedlich schnelle nach Osten gerichtete Bewegung von Sonne, Mond und Planeten entlang des Tierkreises darzustellen. Die periodischen Geschwindigkeitsschwankungen der Sonne und des Mondes und die Richtungsänderungen der Planeten erklärten sie sich folgendermaßen: Jeder Himmelskörper bewegt sich nach ihrer Theorie gleichmäßig auf einer zweiten Kreisbahn, einem sogenannten Epizyklus. Sein Mittelpunkt sollte auf der ersten Kreisbahn liegen. Durch sorgfältige Wahl von Durchmesser und Geschwindigkeit der zwei Kreisbewegungen, die den einzelnen Himmelskörpern zugewiesen wurden, ließ sich deren beobachtete Bewegung darstellen. In einigen Fällen war eine dritte Kreisbahn erforderlich. Dieses Verfahren wurde von Ptolemäus in seinem frühen Werk „Größte Syntaxis" (arabisch: Almagest) beschrieben. Der griechischen Mathematikerin und Philosophin Hypatia werden Kommentare zum Almagest und auch zu anderen mathematischen und philosophischen Schriften (z. B. Werke von Diophantos und Apollonios) zugeschrieben. Hypatia war außerdem Oberhaupt der neuplatonischen Schule in Alexandria und gilt als die erste bedeutende Frau in der Wissenschaftsgeschichte des Abendlandes.
Arabische Astronomen erstellten im 9. und 10. Jahrhundert neue Sternverzeichnisse und entwickelten danach Tabellen mit den Planetenbewegungen. Im 13. Jahrhundert kamen arabische übersetzungen von Ptolemäus' Almagest nach Westeuropa. Anfangs begnügte man sich, Tabellen der Planetenbewegungen nach dem System von Ptolemäus zu erstellen. Es entstanden kurze und allgemeinverständliche Berichte über seine Theorien. Später stellten der deutsche Philosoph und Mathematiker Nikolaus von Kues und Leonardo da Vinci die grundlegenden Annahmen der Mittelpunktslage und der Unbeweglichkeit der Erde in Frage.
Die kopernikanische TheorieDie Geschichte der Astronomie nahm im 16. Jahrhundert in Folge der Beiträge des polnischen Astronomen Nikolaus Kopernikus eine dramatische Wende. Nach seinen Studien an der Universität Kraków, die damals ein weltberühmtes Lehrzentrum für die mathematischen Fächer war, ging er 1496 nach Italien. Den größten Teil seines Lebens verbrachte Kopernikus mit Astronomie und entwarf einen neuen Sternenkatalog nach seinen persönlichen Beobachtungen. Kopernikus setzte sich kritisch mit der Ptolemäischen Theorie eines geozentrischen Universums auseinander. Er wählte beispielsweise anstelle der Erde die Sonne als Zentralgestirn. Allerdings gelang es ihm nicht, mit seinem System bessere Voraussagen zu gewinnen, was u. a. Tycho Brahe dazu veranlaßte, es zu verwerfen. Erst die Einführung der Ellipsenbahnen durch Johannes Kepler verhalfen dem heliozentrischen System zum Durchbruch. Das Hauptwerk von Kopernikus, De revolutionibus orbium coelestium libri VI, erschien im Jahre 1543.
Das kopernikanische System wurde von kirchlicher Seite angegriffen, das Werk später auf den Index gesetzt. Galileo Galilei fand Beweise, die es untermauerten. Schon lange bewunderte der italienische Mathematiker und Physiker die Arbeit von Kopernikus. Die Möglichkeit, die kopernikanische Theorie zu überprüfen, bot sich mit der Erfindung des Teleskops. Galilei baute 1609 einen kleinen Refraktor, richtete ihn gegen den Himmel und entdeckte die Venusphasen, die darauf hinwiesen, daß dieser Planet um die Sonne kreist. Er entdeckte auch vier Monde, die um den Jupiter kreisten. In der überzeugung, daß wenigstens einige Himmelskörper nicht um die Erde kreisen, begann er das kopernikanische System in Wort und Schrift zu unterstützen. Seine offene Parteinahme für Kopernikus führten zu einem Prozeß vor den Kirchenbehörden und vor der Inquisition. Obwohl er gezwungen wurde, seine Annahmen und Schriften zu widerrufen, konnte die Theorie nicht unterdrückt werden.
Die Newtonsche TheorieVom wissenschaftlichen Standpunkt aus gesehen war die kopernikanische Theorie nur eine Neuanordnung der Planetenumlaufbahnen, die Ptolemäus erdacht hatte. Die alte griechische Theorie, daß sich Planeten auf kreisförmigen Bahnen mit festen Geschwindigkeiten bewegen, wurde im kopernikanischen System beibehalten. Von 1580 bis 1597 beobachtete der dänische Astronom Tycho Brahe Sonne, Mond und Planeten von seinem Insel-Observatorium bei Kopenhagen aus und später in Deutschland. Unter Verwendung der von Brahe zusammengestellten Unterlagen formulierte Johannes Kepler die Gesetze der Planetenbewegung. Nach Kepler kreisen die Planeten nicht in kreisförmigen Bahnen und nicht mit gleichbleibender Geschwindigkeit um die Sonne. Dies geschieht in elliptischen Bahnen und mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten. Kepler fand auch heraus, daß die Abstände der Planeten von der Sonne von der Umlaufphase abhängen. Der englische Physiker Isaac Newton brachte ein einfaches Prinzip ins Spiel, um die Keplerschen Gesetze zu erklären. Er postulierte eine Anziehungskraft zwischen der Sonne und den einzelnen Planeten. Diese Kraft, die von den Massen der Sonne und der Planeten und von der Entfernung zwischen ihnen abhängig ist, liefert die Grundlage für die physikalische Interpretation der Keplerschen Gesetze. Newtons Annahme wird als universelles Gravitationsgesetz bezeichnet.
Moderne AstronomieNach Newton bildeten sich verschiedene Zweige der Astronomie aus. Mit seinem Gravitationsgesetz wurde das alte Problem der Planetenbewegung als Himmelsmechanik neu untersucht. Verbesserte Teleskope erlaubten die Untersuchung von Planetenoberflächen, die Entdeckung vieler schwach leuchtender Sterne und die Messung der Entfernungen von Sternen. Im 19. Jahrhundert lieferte die Spektroskopie Informationen über die chemische Zusammensetzung und auch Erkenntnisse über die Bewegungen von Himmelskörpern.
Während des 20. Jahrhunderts wurden immer leistungsfähigere Teleskope gebaut. Mit diesen Instrumenten konnte man die Struktur riesiger, weit entfernter Galaxien und Galaxienhaufen entdecken. In der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts haben Entwicklungen auf dem Gebiet der Physik zu völlig neuen astronomischen Geräten geführt. Einige dieser Instrumente befinden sich in Satellitenobservatorien. Mit diesen Geräten zeichnet man Strahlungen unterschiedlichster Wellenlängen auf (z. B. Gammastrahlen, Röntgenstrahlen, Ultraviolett- und Infrarotstrahlen). Mit der modernen Technologie lassen sich eine ganze Reihe von Objekten und Phänomenen erforschen: z. B. Plasmen (heiße, ionisierte Gase), die Doppelsterne umgeben, interstellare Bereiche, die Geburtsstätten neuer Sterne darstellen, und kalte Staubwolken, die im optischen Bereich unsichtbar sind. Aber auch energiereiche Kerne von Galaxien, die Schwarze Löcher enthalten können, und die Hintergrundstrahlung, die vom Urknall stammt und Auskunft über die Frühgeschichte des Universums geben kann, sind Forschungsobjekt der modernen Astronomie.
Das SonnensystemNewtons Gravitationsgesetz forderte die Existenz einer Anziehungskraft zwischen der Sonne und jedem der Planeten, um die Keplerschen Gesetze der elliptischen Umlaufbahnen zu erklären. Nach dem Gravitationsgesetz mußten aber auch viel kleinere Kräfte zwischen den Planeten selbst sowie zwischen der Sonne und anderen Himmelskörpern wie z. B. Kometen existieren. Die Umlaufbahnen von Planeten weichen auf Grund der interplanetaren Gravitationskräfte von einfachen Ellipsen ab. Die meisten dieser Unregelmäßigkeiten, die auf der Grundlage von Newtons Theorie vorhersagbar sind, können nur mit dem Teleskop beobachtet werden.
Die Beobachtung der Planetenpositionen wurde als Folge der Entwicklung von genaueren astronomischen Geräten und photographischen Techniken verbessert. Dementsprechend ermöglichen mathematische Berechnungen dem modernen Astronomen, die Planetenpositionen über Jahre hinweg mit hoher Genauigkeit vorherzusagen.
Mit dem Teleskop entdeckte man viele neue Bestandteile des Sonnensystems. Den Planeten Uranus fand 1781 der in Deutschland geborene Astronom William Herschel. Neptun wurde 1846 unabhängig durch den britischen Astronomen John Couch Adams und dem französischen Astronomen Urbain Jean Joseph Leverrier entdeckt. Den Planeten Pluto fand 1930 der amerikanische Astronom Clyde William Tombaugh. Mit immer moderneren Beobachtungsgeräten ließen sich die natürlichen Satelliten besser erkennen. Die Anzahl derzeit bekannter natürlicher Monde sind: Erde, 1; Mars, 2; Jupiter, 16; Saturn, mehr als 20; Uranus, 15; Neptun, 8 und Pluto, 1. Zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter hat man mehr als 1 600 Asteroide beobachtet. Mehrere hundert Kometen sind katalogisiert.
Im Jahre 1814 baute der deutsche Physiker Joseph von Fraunhofer das erste Spektroskop. Fraunhofer fand heraus, daß jedes chemische Element nur ihm eigene, charakteristische Spektrallinien zeigt. Damit war die Analyse der chemischen Zusammensetzung von Himmelskörpern greifbar geworden. Spektroskopische Untersuchungen liefern auch Aufschlüsse über Oberflächentemperaturen, Anziehungskraft an der Oberfläche und Bewegungen der Himmelskörper.
Nahe SterneGrundlegend für die Erforschung eines Sternes ist die Kenntnis seiner Entfernung von der Erde. Bei näheren Sternen mißt man die Position des Sternes am Himmel in Abständen von sechs Monaten, also immer dann, wenn sich die Erde auf den gegenüberliegenden Seiten ihrer Umlaufbahn befindet. Da die Erde um die Sonne kreist, scheint sich der Stern am Himmel vor und zurück zu bewegen. Diese jährliche Verschiebung nennt sich Parallaxe. Je größer die Entfernung, desto kleiner ist die Parallaxe des Sternes. Der nächste Stern, der Alpha Centauri, ist ungefähr 260 000mal weiter von der Erde entfernt als die Sonne. Die ersten Messungen dieser Art wurden 1838 durchgeführt.
Alle Sterne sind wie die Sonne heiße, gasförmige Körper. Allerdings gibt es Unterschiede. Wichtige physikalische Daten eines Sternes sind wahre Helligkeit, Größe, Masse und chemische Zusammensetzung. Obwohl alle Fixsterne wegen ihrer großen Entfernung von der Erde weniger hell erscheinen als die Sonne, sind einige von ihnen in Wirklichkeit viel heller. Sternmassen können im Fall der Sonne und bei Doppelsternen, die sich gegenseitig umkreisen, direkt bestimmt werden. Die Astronomen wenden das Gravitationsgesetz an, um die Sternmassen mathematisch zu bestimmen. Von den 50 nächsten Sternen, über die die Informationen ziemlich vollständig sind, sind 10 Prozent heller oder größer als die Sonne oder haben mehr Masse. Spektroskopische Untersuchungen zeigen, daß die Mehrzahl der Sterne großenteils aus Wasserstoff bestehen.
Die Quelle der von der Sonne abgestrahlten Energie war lange Zeit ein Geheimnis. Die Sonne gibt Energie mit einer Leistung von 3,86 × 1026 Watt ab. Leben gibt es auf der Erde schon seit etwa drei Milliarden Jahren. Das läßt die Schlußfolgerung zu, die Sonne strahle schon seit Hunderten von Jahrmillionen mit der oben genannten Leistung. 1938 vertrat der amerikanische Physiker Hans Bethe die Theorie, diese Energie entstehe durch Verschmelzung von Wasserstoffkernen zu Helium. Sterne, die mehr als das 1,4fache der Sonnenmasse haben, durchlaufen ihren Lebenszyklus viel schneller als die Sonne. Optische Teleskope ließen die Hauptschritte in diesem Zyklus erkennen. Zuerst beginnt sich der Stern in der Nähe eines Endes von innen her aus einer relativ dichten und kühlen Wolke aus interstellarem Gas, dem „Kokon", zusammenzuziehen. Diese Verdichtung leitet eine Zeit der Zusammenziehung und inneren Aufheizung ein, der ein langer Zeitraum als Wasserstoff verbrennender Stern folgt. Gegen Ende seiner Lebenszeit dehnt sich der Stern zu einem roten Riesen aus, zieht sich dann wieder zusammen, um dann als weißer Zwerg zu schrumpfen und sich abzukühlen.
In den sechziger Jahren entdeckte die britische Astronomin Jocelyn Bell sich schnell ändernde Radiosignale, die von sternähnlichen Objekten kamen. Wie weitere Untersuchungen zeigten, handelt es sich bei diesen Objekten um pulsierende Quellen, die man Pulsare nennt. In ihnen ist die Materie noch stärker verdichtet als in weißen Zwergen. Im Prinzip ist ein Pulsar ein schnell rotierender Neutronenstern. Er zählt neben dem Schwarzen Loch zu den dichtesten Objekten im Universum. 1974 wurde die Existenz eines Schwarzen Loches im Sternbild Schwan angenommen. Einer Theorie zufolge sendet ein Körper, der in ein Schwarzes Loch stürzt, während des Falles Röntgenstrahlen aus. Genau dieses Phänomen beobachtete man bei diesem Ereignis. Man nahm an, daß die entdeckte Röntgenstrahlung von Gaspartikeln stammte, die in das Schwarze Loch gestürzt waren. Seit jener Zeit wurden auch andere Vermutungen angestellt, die auch riesige Schwarze Löcher im Zentrum von stark strahlenden Galaxien einbezogen. Bis jetzt gibt es allerdings noch keinen definitiven Beweis für die Existenz von Schwarzen Löchern.
Die GalaxieGegen Ende des 18. Jahrhunderts baute Sir William Herschel die größten Spiegelteleskope seiner Zeit und benutzte sie für die Erforschung des Himmels. Er entdeckte nicht nur den Planeten Uranus, sondern auch eine Anzahl von Monden, Doppelsternen, Sternhaufen und Nebeln. Seine Sternzählungen überzeugten Herschel, daß die Sonne eine von einer großen Wolke aus Sternen ist, die wie die Schleifkörner in einem Mühlstein liegen. Diesem Bild entsprechend kann ein Mensch, der auf einem kleinen Planeten in der Nähe der Sonne im Inneren des Mühlsteines steht und in Richtung des Randes schaut, ein Band aus schwach leuchtenden, weit entfernten Sternen sehen. Dieses Band kennt man unter dem Namen Milchstraße. Wendet der Betrachter seinen Blick nach oben oder unten, so sieht er relativ wenig nahe Sterne.
Neuere Untersuchungen bestätigen dieses Bild. Allerdings ist heute von unserem Sonnensystem bekannt, daß es sich außerhalb des Zentrums befindet. Die Sterne in diesem System sind durch Gravitation miteinander verbunden und kreisen um einen weit entfernten Mittelpunkt. Von größter Bedeutung für die Untersuchung der Milchstraße ist die Kenntnis der Entfernung der Sterne. Die Parallaxenmethode für die Bestimmung dieser Entfernungen kann nur für ein paar tausend der am nächsten liegenden Sterne verwendet werden. Es gibt eine besondere Klasse von Sternen, die variablen Cepheiden, die ihre Helligkeit in Zeitabständen ändern. Ein Vergleich der beobachteten Helligkeit eines solchen Sternes mit der bekannten wahren Helligkeit ermöglicht die Bestimmung seiner Entfernung. Auf der Grundlage des Zusammenhangs zwischen Zeitabschnitt und Leuchtkraft durch Henrietta Swan Leavitt benutzte Harlow Shapley die variablen Cepheiden, die sich über die ganze Milchstraße verteilen, um ihre Größe zu messen. Ein Lichtstrahl, der eine Geschwindigkeit von ungefähr 300 000 Kilometern pro Sekunde hat, würde 400 000 Jahre benötigen, um die Milchstraße von einem Ende ihres ausgedehnten Halo (siehe unten) zum anderen zu durchqueren. Die sichtbare Spirale hat einen Durchmesser von ungefähr 100 000 Lichtjahren. Insgesamt besteht die Milchstraße aus ungefähr 100 Milliarden Sternen, die einen gemeinsamen Mittelpunkt umkreisen. Die Sonne befindet sich etwa 30 000 Lichtjahre außerhalb des Zentrums der Milchstraße und benötigt für eine vollständige Umkreisung etwa 200 Millionen Jahre.
Die Milchstraße enthält große Mengen an Staub- und Gasteilchen, die zwischen den Sternen verteilt sind. Die interstellare Materie unterbricht das sichtbare Licht, das von weit entfernten Sternen ausgesandt wird. Dadurch kann ein Beobachter auf der Erde keine Einzelheiten in weit entfernten Teilen der Milchstraße erkennen. Ein neuer Zweig der Astronomie wurde begründet, als der amerikanische Elektronikingenieur Karl G. Jansky 1932 entdeckte, daß Radiowellen von der Milchstraße ausgesandt werden. Spätere Untersuchungen ergaben, daß diese Strahlung zum Teil von interstellarer Materie und zum Teil von diskreten Quellen ausging, die zunächst Radiosterne genannt wurden. Radiowellen können die interstellare Materie durchdringen und ermöglichen so den Astronomen die Beobachtung von Regionen, die optischen Instrumenten verschlossen sind. Diese Untersuchungen haben z. B. gezeigt, daß die Milchstraße eine spiralförmige Galaxie ist, mit einer abgeflachten Ausbauchung in der Mitte.
Der Kern der Milchstraße war bis vor kurzem eine geheimnisvolle Region. Die Astronomen bekamen 1983 den ersten detaillierten Einblick in diese Region, nachdem der Forschungssatellit IRAS (Infrared Astronomy Satellite) seine Aktivitäten aufnahm. Ungehindert von den störenden Einflüssen der Erdatmosphäre, zeichneten die Sensoren des IRAS die Positionen und Formen von Energiequellen im Zentrum der Milchstraße auf. Unter ihnen befindet sich auch ein sehr schwerer Himmelskörper, der kein Stern ist und der auch zu kompakt für einen Sternhaufen ist. Die Fachwelt spekuliert, ob es sich dabei um ein Schwarzes Loch handeln könnte.
Der KosmosTrotz der riesigen Größe ist die Milchstraße nur eine unter vielen Galaxien. Untersuchungen, die der amerikanische Astronom Edwin Hubble durchführte, gaben 1924 eine Antwort auf die Frage nach dem Wesen der Spiralnebel: Es sind einzelne, sehr weit entfernte Galaxien. Einige dieser Systeme sind spiralförmig wie die Milchstraße, andere sind kugelförmig und haben keine Spiralarme. Dann gibt es auch solche mit unregelmäßiger Form.
Die Spektralanalyse des Lichtes von Galaxien zeigt, daß ihre Sterne aus den chemischen Elementen bestehen, die auf der Erde bekannt sind. Sie zeigt auch, daß sich alle Galaxien von der Milchstraße entfernen. Je weiter eine Galaxie entfernt ist, desto schneller entfernt sie sich. Diese Beobachtung wird als Beleg für die Ausdehnung des Universums und die Urknalltheorie angesehen. Die möglichen Umstände, die zum Urknall führten, beschreibt die Expansionstheorie. Die Strahlung, die das Universum ausfüllt, kühlt sich seit dem Urknall ab. Ihre derzeitige Temperatur beträgt 3 K über dem absoluten Nullpunkt oder ungefähr 270 °C.
Quasare, die in den sechziger Jahren entdeckt wurden, sind nach Ansicht der meisten Astronomen die energetischen Zentren weit entfernter Galaxien. Aus Gründen, die noch nicht bekannt sind, sind sie so hell, daß sie das Licht der umgebenden Galaxien verbergen. Sie kommen häufig in weit entfernten Galaxienhaufen vor. Die Spektrallinien der Quasare zeigen sehr starke Rotverschiebungen. Aus der Rotverschiebung lassen sich die Fluchtgeschwindigkeiten berechnen, mit denen sich alle Himmelskörper von einem Zentrum fortbewegen.
Auserirdisches LebenBisher konnte kein unmittelbarer Beweis für Leben im Universum außerhalb der Erde gefunden werden. Doch wurden schon wissenschaftlich plausible Argumente vorgebracht, die eine solche Möglichkeit bejahen. Die Erkenntnisse der modernen Astronomie lassen vermuten, daß eine große Anzahl von Sternen von Planeten umkreist wird, die für das Leben notwendige Bedingungen liefern könnten. Laborversuche haben gezeigt, daß viele für das Leben notwendige Moleküle unter Bedingungen gebildet werden können, die vermutlich vor einigen Milliarden Jahren auf der Erde herrschten.
Erhärtende ZeugnisseIn einer Laborsimulation wird die angenommene Atmosphäre der Frühzeit der Erde einer Energiequelle, z. B. einer elektrischen Entladung oder ultravioletter Strahlung, ausgesetzt. Die Endprodukte dieser Reaktionen enthalten Aminosäuren, Kohlenhydrate und die Basen, die Bestandteile der Nucleinsäure sind. In einigen Fällen haben Forscher die Bildung großer Moleküle nachgewiesen, indem sie die einzelnen Bestandteile polymerisierten. Nachdem diese Moleküle auch in Meteoriten mit kohleartigen Materialien gefunden wurden, schlossen Wissenschaftler auf das Vorhandensein solcher organischer Moleküle im frühen Sonnensystem. Radioastronomen haben komplexe organische Verbindungen auch im interstellaren Raum entdeckt. Da einige dieser Moleküle als Vorboten von Lebensprozessen betrachtet werden können, besteht die Annahme, daß die chemischen Reaktionen, die zum Leben führen, überall im Universum möglich sind.
Die Drake-GleichungBeim Versuch, die Verteilung von Leben im Universum einzuschätzen, entwickelten Astronomen die Gleichung N = R*fpnef1fiftL, die weithin als die Drake-Gleichung bekannt ist, benannt nach dem amerikanischen Astronomen Frank Drake, der die erste Funksuche nach außerirdischer Intelligenz durchführte. In dieser Gleichung hängt N, die Anzahl der Zivilisationen, die in der Lage sind, im interstellaren Raum miteinander zu kommunizieren, von folgendem ab: R* die mittlere Rate der Sternenbildung, fp der Anteil der Sterne mit Planetensystemen, ne die durchschnittliche Anzahl von Planeten in jedem Planetensystem, die für das Entstehen und die Entwicklung von Leben geeignet sind, f1 der Anteil an Planeten, auf denen sich tatsächlich Leben entwickeln kann, fi der Anteil an Leben hervorbringender Planeten, auf denen sich intelligentes Leben entwickeln kann, ft der Anteil an Planeten, die intelligentes Leben hervorbringen, auf denen sich eine Zivilisation entwickeln kann, die zu interstellarer Kommunikation fähig ist, und L die Lebensdauer einer technischen Zivilisation.
Von diesen Zahlen ist nur R* aus astrophysikalischen Untersuchungen sicher bekannt. Die Schätzungen der anderen Zahlen beruhen weitestgehend auf dem Erfahrungsschatz des bisher einzigen bekannten Beispiels, des Lebens auf der Erde. Mit Hilfe dieser Formel behaupten einige Astronomen, daß die Zahl der Zivilisationen in unserer Galaxie von 1 000 bis zu einer Million reichen könnte.
Suche nach Leben Astronomische Untersuchungen von Planeten und anderen Objekten in unserem Sonnensystem lassen darauf schließen, daß dort kein Leben hervorgebracht wurde. Jedoch könnte dies in fremden Planetensystemen möglich sein. Wissenschaftler gehen davon aus, daß Funk- und andere Ausstrahlungen einer fortgeschrittenen Zivilisation auf der Erde empfangen werden könnten. Die erste derartige Funkuntersuchung der Sterne, das Projekt Ozma, wurde von Frank Drake am Nationalen Radioastronomischen Observatorium im Jahr 1960 durchgeführt. Seither wurden viele Funksignalstudien des Himmels abgeschlossen bzw. werden noch durchgeführt. Die vielleicht anspruchsvollste Untersuchung ist das SETI-Projekt (Search for Extra-Terrestrial Intelligence Suche nach außerirdischer Intelligenz), das im Jahr 1992 von der NASA (US-Bundesamt für Luft- und Weltraumforschung) gestartet wurde. Ziel des Projekts ist es, von 1 000 nahe gelegenen, sonnenähnlichen Sternen die Radioemission zu untersuchen. 1993 strich der US-Kongreß die finanziellen Mittel für dieses Projekt, aber mit Hilfe privater Spenden konnte SETI weitergeführt werden. Bis jetzt hat SETI noch kein Zeichen für außerirdisches Leben entdecken können. |