Die Vermessung Des Kosmos

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Nach: Hans-Ulrich Keller: Kosmos Himmelsjahr 2016 Franckh-Kosmos Verlags-GmbH & Co. KG, Stuttgart 2015 Monatsthema März 2016 Die Vermessung des Kosmos Wenn jemand etwas Unmögliches erreichen will, dann „greift er nach den Sternen“. Denn die Sterne sind so unendlich weit entfernt, dass man sie nie erreichen kann. Nun, unendlich weit sind die Sterne nicht entfernt. „Unendlich“ ist ein mathematischer Begriff, in der Natur gibt es keine Unendlichkeiten. Aber die Sterne sind immerhin sehr, sehr weit von uns entfernt. Sie sind so weit weg, dass sich das Muster der Sternbilder selbst in Hunderten von Jahren nicht ändert, obwohl die Sterne mit einigen Tausend Kilometer pro Stunde durch das Weltall rasen. Man nennt sie daher Flxsterne. Die großen Distanzen in den Fixsternräumen machten auch Galileo Galilei und seinen Zeitgenossen Schwierigkeiten bei der Verteidigung des kopernikanischen Weltsystems. Denn ein Gegenargument lautete: Wenn die Erde wirklich um die Sonne liefe, dann müssten doch die näheren Sterne gegenüber den ferneren kleine Verschiebungen aufweisen, sogenannte Parallaxen. Aber die hatte man damals nicht beobachtet. Die erste Messung einer Sternentfernung gelang 1838 dem ersten Direktor der Königsberger Sternwarte, Friedrich Wilhelm Bessel. Er bestimmte durch präzise Positionsmessungen über vier Jahre hinweg die Parallaxe des Stenes Nr.61 im Sternbild Schwan. Unter Parallaxe versteht man den Winkel, unter dem man von einem Stern aus die mittlere Distanz Erde - Sonne (entspricht einer Astronomischen Einheit = 150 Millionen Kilometer) sieht. Erscheint die Entfernung Erde - Sonne unter einem Winkel von einer Bogensekunde (1"), so sagt man der Stern ist eine Parallaxensekunde - oder abgekürzt: ein Parsec (pc) - weit weg. Eine Bogensekunde ist ein winziger Winkel, der 3600. Teil eines Grades. Der scheinbare Durchmesser unseres Mondes am Himmel entspricht rund 1800". Ein voller Kreis hat 360 · 3600" = 1.296.000". Damit ist die Einheit des Bogenmaßes (1 rad) gleich Umfang durch 2π, das ergibt: 1 rad=206.265". Erscheint also eine Strecke unter einem Winkel von 1", so ist man von ihr 206.265-mal weiter entfernt. Ein Parsec hat somit eine Länge von 206.265 AE, das sind leicht gerundet 30,86 Billionen (3,086 · 1013) Kilometer! Eine unvorstellbar große Distanz, die das Licht in 3,26 lahren zurücklegt. Ein Lichtjahr ist somit eine Strecke von 9,46. 1012, also nahezu neuneinhalb Billionen Kilometer. Die Parallaxenwinkel sind stets kleiner als eine Bogensekunde. Selbst bei dem nächsten Sternenpaar Toliman (α Centauri A und B) sowie der roten Zwergsonne Proxima Centauri misst die Paral-laxe Iediglich 0,7’’. Dies ergibt eine Entfernung von 1,3 pc oder 4,3 Lichtjahre. Zu Zeiten Galileis und auch im 18. Jahrhundert war man weit davon entfernt, so winzige jährliche Ortsverschiebungen zu messen. Erst Bessel stieß das Tor zu den Tiefen der Fixsternwelt auf. Infolge der Wanderung der Erde um die Sonne beschreiben die Sterne winzig kleine Ellipsen am Firmament, deren große Halbachsen dem Parallaxenwinkel entsprechen (die Größe der kleinen Halbachse wird durch die ekliptikale Breite des Sterns bestimmt). Wie aus obiger Abbildung ersichtlich ist, entspricht die Basislinie der trigonometrischen Entfernungsmessung dem Erdbahndurchmesser von 300 Millionen Kilometer. Die Parallaxenellipse von 61 Cygni. Die Messung der jährlichen Parallaxen von Fixsternen ist ein schwieriges Geschäft, nicht nur, weil sie sehr klein sind, sondern auch, weil die Positionen der Sterne durch Präzession, Nutation, Aberration infolge der endlichen Lichtgeschwindigkeit und Eigenbewegung verändert werden. Alle diese Effekte, die im Laufe des Jahres zu Koordinatenveränderungen führen, müssen berücksichtigt werden, will man die trigonometrische Parallaxe eines Sterns bestimmen. Grenzen des geometrischen Verfahrens Die Sterne beschreiben als Spiegelbild des Erdumlaufes um die Sonne kleine Ellipsen. Der Winkel π0, unter dem man vom Stern aus die mittlere Distanz Erde - Sonne sieht, heißt Parallaxe. Winzige Winkel Bessel maß bei 61 Cygni einen Parallaxenwinkel von 0,32’’. Dies entspricht einer Dlstanz von 1/0,32=3,125 pc oder etwa zehn Lichtjahren. Trotz dieser enormen Entfernung gehört 61 im Schwan zu den nächsten Nachbarsternen unserer Sonne. Die meisten Sterne sind Dutzende, Hunderte, Tausende von Lichtjahren entfernt, fremde Milchstraßensysteme, Galaxien genannt, sogar Millionen und Milliarden Lichtjahre. Trotz feinster Messmethoden gelingt es mit Hilfe von trigonometrisch gewonnenen Parallaxen, die Entfernung von Sternen nur bis rund 300 Lichtjahre zu bestimmen. Bei dieser Distanz ist der Messfehler fast so groß wie der Messwert. Bei größeren Entfernungen - und die allermeisten Sterne sind sehr viel weiter entfernt – muss man sich anderer Methoden bedienen, um Distanzen zu messen (z.B. Sternstromparallaxen, fotometrische Parallaxen etc.). Aber fast alle Methoden zur Entfernungsbestimmung im interstellaren Raum und darüber hinaus müssen mit Hilfe trigonometrischer Parallaxen direkt oder indirekt geeicht werden. Die genauen Entfernungen der Sterne sind ein Schlüssel zum Verständnis von Aufbau und Entwicklung des Kosmos. Erst wenn man die Entfernungen kennt, kann man auf Parameter wie Größe, wahre Leuchtkraft, Raumgeschwindigkeit u.v.m. schließen. Verständlich, wenn die Messung von Parallaxen oberstes Gebot bei der Erforschung der Sternenwelt war und immer noch ist. Bis in die jüngste Zeit waren die Entfernungen der Sterne nur sehr grob bekannt. ln verschiedenen Astronomiebüchern findet man stark voneinander abweichende Entfernungsangaben. Erster Satellit für die Astrometrie Eine deutliche Verbesserung brachte der Astrometriesatellit HIPPARCOS (High Precision ParalIax Collecting Satellite), der am 9 August 1989 in eine Erdumlaufbahn gehievt wurde, wobei allerdings die gewünschte Bahn nicht erreicht wurde. Hipparcos maß von etwas mehr als 118.000 Sternen bis zur 10. Größenklasse die Parallaxen, genaue Positionen, Eigenbewegungen und Helligkeiten in zwei Spektralbereichen. Bis zu einer Grenzgröße von 12m wurden genaue Positionen und Helligkeiten bestimmt. Die Auflösung betrug dabei 0,002’’ (zwei Millibogensekunden; mas = - 2 milliarcsecond). Hipparcos lieferte bis 1993 Daten. Dann wurde sein Betrieb eingestellt. Die Astrometrie-Raumsonde GAIA. Höhepunkt der Sammlung extrem präziser Parallaxendaten ist jedoch die Mission GAIA. Gaia ist der griechische Name für die Erdgöttin. Für die Mission ist GAIA jedoch ein Akronym für „Globales Astrometrisches Interferometer für Astrophysik". Zwar hat man statt einem Interferometer ein anderes optisches System gewählt, aber der einmal festgelegte Name der Mission wurde beibehalten. GAIA ist ein außerordentlich ehrgeiziges Projekt. Von rund einer Milliarde Sterne soIlen genaue Positionen, Parallaxen und Helligkeiten in mehreren Farben sowie Eigenbewegungen gemessen werden Damit werden praktisch alle Sterne bis zur 20. Größenklasse erfasst. Von allen Sternen bis 17m sollen außerdem je drei Spektren gewonnen und die Radialgeschwindigkeiten, also die Bewegungskomponenten in der Sichtlinie (auf den Beobachter zu oder von ihm weg) bestimmt werden. Aus den Spektren lassen sich zudem Temperatur und chemische Zusammensetzung der Sterne ableiten. GAIA wird rund 10.000-mal mehr Sterne vermessen als der Vorgänger HIPPARCOS. Die Genauigkeit der Positionsbestimmung übertrift die HIPPARCOS-Daten um das Hundertfache. Die Positionen aller Sterne heller als 12m werden auf 10 bis 15 µas (µas; microarcsecond = Millionstel Bogensekunde) gemessen, bei schwächeren Sternen immerhin noch auf 500 µas oder 0,5 mas. 10 µas sind ein winziger Winkel, er entspricht dem hundertmilliardsten Teil eines vollen Kreises, anschaulicher ausgedrückt: dies ist der Winkel, unter dem man eine 10-Cent-Münze aus 412529 Kilometer, also in Mondentfernung, sieht. Sterne heller als 6m können nicht gemessen werden, sie überstrahlen die CCDArrays in der Brennebene. Im Infraroten können selbst Sterne in der Nähe des galaktischen Zentrums erfasst werden, das immerhin 27.000 Lichtjahre von der Sonne entfernt ist. Die Missionsdauer von GAIA ist zunächst auf fünf Jahre ausgelegt. Der Lagrange-Punkt L2 liegt von der Erde aus gesehen der Sonne genau gegenüber. Hochgezüchtete Beobachtungsmaschine Am 19. Dezember 2013 war es soweit: Die Raumsonde GAIA wurde vom europäischen Weltraumbahnhof Kourou in Französisch-Guayana mit einer Sojus-Rakete ins Weltall geschossen. Am 7. Januar 2014 erreichte sie ihr Zielgebiet in der Umgebung des Lagrange-Punktes Nr.2. Der Punkt L2 liegt knapp 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt in Opposition zur Sonne. L2 befindet sich also von der Erde aus gesehen der Sonne gegenüber und kulminiert um Mitternacht. GAIA kurvt aus Stabilitätsgründen in einer Schleifenbahn um den Lagrange-Punkt L2. GAIA hat die Form eines Zylinders von drei Meter Höhe und drei Meter Durchmesser. An Bord sind zwei Spiegelteleskope mit einer rechteckigen Öffnung von 145 cm mal 50 cm und einer Brennweite von 35 m. Sie erzeugen ein nutzbares rechteckiges Gesichtsfeld von 1,5° mal 0,7°. Die optischen Achsen der Telesko pe bilden einen Winkel von 106,5°. Für die Genauigkeit der Me ssungen ist es von entscheidender Bedeutung, dass dieser Winkel möglichst exakt eingehalten wird. Deshalb beträgt die Temperatur der Optiken nur –150°C. Das einfallende Sonnenlicht wird du rch einen Schirm von elf Meter Durchmesser, an dem auch die Solarzellen angebracht sind, abgeschattet. Das Sternenlicht fällt von beiden Teleskopen simultan auf die Brennebene, in der eine Anordnung von 106 CCD-Chips die Photonen in elektrische Impulse umwandeln. 62 CCD-Chips dienen zur astrometrischen Messung, wobei die exakten Distanzen der Sterne beider Teleskope zueinander gemessen werden. Die Winkeldistanzen liegen zwischen 106° und 107°. G AIA rotiert in sechs Stunden einmal um ihre Achse. Die Sterne wandern daher mit einer Geschwindigkeit von einer Bogenminute (1') pro Sekunde durch das Gesichtsfeld. Damit wird alle sechs Stunden ein Großkreis am Firmament überstrichen. Die Rotationsachse von GAIA nimmt einen konstanten Winkel von 45° mit einer Genauigkeit von weniger als einem Grad zur Sonnenrichtung ein. Die Achse präzidiert dabei um die Sonne als Ruhepol. Auf diese Weise wird in einem halben Jahr die gesamte Himmelskugel mit einer Fläche von 47.253 Quadratgrad erfasst. Die mit 106 CCD-Chips ausgestattete Kamera ist die größte und leistungsfähigste Digitalkamera, die jemals im Weltall eingesetzt wurde. Jeder CCD-Chip hat ein Array von 19.660 x 45.000 Pixel von nur 10 x 30 Tausendstel Millimeter. Damit verfügt die Kamera über insgesamt fast eine Milliarde Pixel auf einer Fläche von 42 cm x 93 cm Größe. 62 CCD-Chips nehmen pro Stern neun astrometrische Einzelmessungen vor, wobei auch die Helligkeiten erfasst werden. 14 CCD-Chips bestimmen die Farben der Sterne in zehn Wellenlängenbereichen. Über zwölf CCD-Chips befindet sich ein Gitterspektrograf. Mit ihm werden relativ hoch aufgelöste Spektren erzeugt, die auch zu Radialgeschwindigkeitsmessungen verwendet werden. Der Messbereich liegt dabei im nahen Infraroten (8.500 bis 8.750 Angström). 14 CCD-Chips bilden den Skymapper, der die Rotationsdaten, die Richtung eines Teleskops und die erfassten Sternfelder registriert. Zwei CCD-Chips dienen als Wellenfrontsensor, der für die Fokussierung der Teleskope zuständig ist. Schließlich sind vier CCDChips zur Prüfung des Winkels zwischen den optischen Achsen beider Teleskope zuständig, der zwar stets konstant sein sollte, aber doch auch winzig kleinen Variationen unterliegt. Die Fokalebene der Kamera wird auf –110°C konstant gehalten. Eine gewaltige Datenflut Da bei der Himmelsabtastung alle Lichtpunkte erfasst werden, registriert GAIA nicht nur Sterne, sondern auch schätzungsweise eine halbe Million Quasare, Tausende Exoplaneten mit Massen, die größer als die Jupitermasse sind, zahllose Supernovae und sonstige veränderliche Sterne, darunter etwa 5.000 Cepheiden, 60 Millionen Doppelsterne sowie rund 400.000 Planetoiden in unserem Sonnensystem. Ferner wird man auch lichtschwache Objekte in großer Zahl detektieren wie Weiße Zwerge, die Reste ausgebrannter Sterne, sowie Braune Zwerge, Himmelskörper deren Masse zu gering ist, um die Kernfusion zu zünden, gewissermaßen verhinderte Sterne. Die statistische Verteilung dieser Objekte gibt Auskunft über die Entwicklung der Galaxis. Zu den weiteren Zielen von GAIA gehört auch die wesentlich verbesserte Bestimmung der Milchstraßenrotation. Insbesondere aus der Umlaufgeschwindigkeit der Sterne am Rande der Galaxis wird man deren Gesamtmasse ermitteln. Sie ist offensichtlich erheblich größer als die Massen aller Sterne und interstellaren Staub- und Gaswolken zusammengenommen. Denn der größte Teil der Masse unserer Milchstraße versteckt sich in der immer noch mysteriösen Dunklen Materie. Jeder Lichtpunkt wird 50- bis 250-mal registriert. Im Mittel wird jeder Stern 80-mal erfasst, wobei bei jedem mehr als 800 astrometrische, rund 1.000 fotometrische und 140 spektrometrische Messungen vorgenommen werden. Dies ergibt eine enorme Datenmenge. Beim Auslesen der einzelnen Pixel entsteht eine Datenflut von einem Gigabit pro Sekunde. Täglich werden 24 Stunden lang die Daten von mehr als 40 Millionen Sternen zur Erde übertragen. - 3 - Die Bodenstation New Norcia in Australien zum Empfang der GAIADaten. Der Durchmesser der Antennenschüssel beträgt 35 Meter. Die Milchstraße - hochpräzise Der Skymapper und die Anordnung der CCD-Chips in der Fokalebene der Kamera von GAIA. Empfangen werden die Daten von den drei Bodenstationen in Spanien (Cebreros), in Argentinien (Malargue) und in Australien (New Norcia), die jeweils über eine 35-m-Schüsselantenne verfügen. Von dort werden sie nach Darmstadt zum europäischen Raumfahrtkontrollzentrum ESOC (European Space Operation Centre) übertragen, das für die technische Überwachung und Steuerung der GAIA-Mission verantwortlich ist. Die wissenschaftlich relevanten Daten hingegen werden in Villafranca (Spanien) gesammelt und aufbereitet. Die Auswertung der Daten erfolgt durch mehrere Wissenschaftlerteams, die im GAIA Data Processing and Analysis Consortium (DPAC) zusammengefasst sind. Insgesamt arbeiten im DPAC mehr als 400 Wissenschaftler zusammen. Die vollständige Auswertung aller Daten wird Jahre dauern. Mit dem endgültigen Ergebnis ist 2022 zu rechnen. Aber schon vorher werden erste Ergebnisse und Datensätze allen Astronomen zur Verfügung stehen. Mit den Daten von GAIA werden nicht nur exakte Parallaxen von einer riesigen Zahl von Sternen verfügbar. Ziel ist es, eine sechsdimensionale Darstellung eines Teils unserer Milchstraße zu erhalten, indem die drei Ortskoordinaten und die drei Geschwindigkeitskoordinaten von dieser Sternmenge ermittelt werden. Aufbau, Struktur und Entstehung der Milchstraße lassen sich damit besser verstehen. Im Laufe der zehn Milliarden Jahre währenden Geschichte der Galaxis hat sie sich zahlreiche Zwerggalaxien einverleibt. Die Sternströme werden Aufschluss darüber geben, wann, wo und wie dies passiert ist. Doch nlcht nur dies. Die trigonometrisch ermittelten Parallaxen sind ohne Annahme über Parameter wie Leuchtkraft oder Spektraltyp die besten direkt gemessenen Distanzen. Mit Hilfe dieser genauen Parallaxen Iassen sich andere Methoden der Entfernungsbestimmung prüfen und verbessern. Insbesondere erhofft man sich eine wesentlich genauere Eichung der PeriodenLeuchtkraft-Beziehung der verschiedenen Cepheiden-Typen. Mit deren Hilfe wiederum lässt sich die extragalaktische Entfernungsskala eichen. Die GAIA-Daten sind damit der Schlüssel zur Vermessung des gesamten überschaubaren Universums. So wird auch die Expansionsrate des Universums, der Hubble-Parameter, und seine Veränderung im Laufe der Entwicklung des Kosmos, viel genauer als bisher zu ermitteln sein. Dabei wird man auch mehr über die erst seit kurzem entdeckte Dunkle Energie erfahren, die das Universum heute beschleunigt vergrößert und die Galaxien auseinandertreibt. Dann wird man auch erfahren, ob sich der Kosmos in alle Ewigkeit ausdehnen wird oder es eines Tages zum Big Rip, dem großen Zerreißen, kommt, bei dem Galaxien, Sterne, Planeten, Moleküle und Atome für immer zerstört werden.