Die Vermessung des Kosmos

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.
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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.