Kosmische Distanzbestimmung - Interview mit Martin Federspiel

Herr Federspiel, Sie sind Physiker und Stellvertretender Leiter des Planetariums von Freiburg im Breisgau. Sie haben Ihre Diplomarbeit zum Thema «Sonnenphysik» verfasst. Um «Kosmische Distanzbestimmung» ging es später in Ihrer Doktorarbeit.

Sie haben einst selbst eine seltene Gelegenheit genutzt und die Entfernung zur Sonne bestimmt. Wann war das, und wie hat es sich genau abgespielt?

Wir haben versucht, ein historisches Experiment nachzuvollziehen, das Edmung Halley um 1700 vorgeschlagen hatte. Er empfahl, die Venusdurchgänge von 1761 und 1769 zu nutzen, um die absolute Entfernung zur Sonne zu bestimmen.

Dazu musste man an weit auseinanderliegenden Orten auf der Erde beobachten, was damals wegen des Englisch-Französischen Krieges und der beschwerlichen Reisen eine grosse Herausforderung war. Viele starben auf ihren Reisen durch Krankheiten.

Dieser Verschiebungswinkel ermöglicht es, die Entfernung der Venus und damit auch der Sonne zu berechnen, basierend auf der relativen Entfernung zwischen Sonne und Venus aus den Keplerschen Gesetzen und der Entfernung der Beobachter auf der Erde. Die Berechnung dieses Verschiebungswinkels erfolgt übrigens mit Sinus, Cosinus und Tangens was im Rahmen der Schulmathematik gut zu bewältigen ist.

[Anm.d.Redaktion: siehe Abbildung 2 & Abbildung 3.]

Sie haben also mittels des Parallaxenwinkels die Entfernung zur Sonne bestimmt. Könnten Sie das noch etwas detaillierter ausführen? Wie würden Sie das einer Person erklären, die sich schon länger nicht mehr mit Trigonometrie beschäftigt hat?

Der Gedanke dahinter ist eigentlich recht einfach: Man streckt seinen Daumen vor sich aus und schaut abwechselnd mit dem linken und dem rechten Auge auf den Daumen, um zu beobachten, wie er vor dem weiter entfernten Hintergrund scheinbar hin und her springt. Diese Parallaxe, also die Verschiebung des Daumens aus unterschiedlichen Perspektiven, zeigt, wie man in der Astronomie arbeitet.

Beispielsweise beobachtet man im Sommer ein astronomisches Objekt, etwa einen Stern, von der Erde aus. Nach einem halben Jahr, wenn sich die Erde auf der gegenüberliegenden Seite ihrer Bahn um die Sonne befindet, wird das gleiche Objekt erneut beobachtet.

Die Veränderung seiner Position vor dem Hintergrund der weiter entfernten Sterne liefert einen Hinweis auf die Entfernung des Objekts: Eine grosse Verschiebung deutet auf ein relativ nahes Objekt hin, während eine geringe Verschiebung auf ein sehr entferntes Objekt hinweist.

[Anm.d.Redaktion: siehe Abbildung 4]

Um diese «Technik» anwenden zu können muss man aber zunächst die Basis (den Augenabstand, den Durchmesser unserer Erde, den Erdbahndurchmesser, ...) sehr genau kennen...

Genau. Zunächst war die Erdkugel die Grundlage für die Messungen, gefolgt von der Erdbahn. Heutzutage kennt man viele Bewegungen, die die Sonne mit ihren Planeten vollzieht.

Wenn man jedoch sehr präzise Informationen benötigt, wie etwa der Satellit «Gaia», der seit einigen Jahren Milliarden von Sternen in der Milchstrasse vermisst, muss man zusätzlich berücksichtigen, dass sich die Sonne um das Zentrum der Milchstrasse bewegt. Dies fügt weitere Komplexität hinzu, aber das Grundprinzip bleibt stets dasselbe.

Mithilfe der Parallaxe kommt man ja schon relativ weit. Entfernungen innerhalb der Milchstrasse können wir grösstenteils mit Parallaxen messen (siehe Abbildung 4).

Aber für alles, das weiter weg ist, funktioniert diese Methode nicht mehr. Dazu benötigen wir dann sogenannte Standardkerzen. Mit «normalen» Kerzen haben sie allerdings herzlich wenig zu tun. Worum handelt es sich stattdessen?

Eine Standardkerze ist ein Objekt, dessen absolute Leuchtkraft man aus bestimmten Gründen kennt. Ein Beispiel sind die Cepheiden-Sterne, aber auch bestimmte Arten von Supernovae, wie Typ-Ia-Explosionen, zählen dazu.

Diese «Objekte» erreichen immer die gleiche Leuchtkraft im Maximum, da der zugrundeliegende physikalische Prozess stets der gleiche ist. Durch die Messung der scheinbaren Helligkeit dieser Objekte am Himmel kann man ihre Entfernung bestimmen: Erscheinen sie hell, sind sie nah, und erscheinen sie schwächer, sind sie weiter entfernt.

[Anm.d.Redaktion: siehe Abbildung 5]

Hochinteressant! Die Entdeckung von Supernovae ist übrigens eng mit der Historie der astronomischen Aktivitäten hier auf der Uecht verknüpft. Bereits 1974 hat die damalige Leiterin der heute historischen Sternwarte - Wilhelmine Burgat - von hier aus eine Supernova in NGC 4414, einer Galaxie, entdeckt (siehe Abbildung 6).

Wieder andere haben dann eine Lichtkurve von dieser Supernova erstellt. So konnte man schlussendlich die Entfernung zu dieser Galaxie bestimmen. Das war jetzt natürlich eine sehr kurze Umschreibung des Vorgangs. Wie genau muss man sich die Vorgehensweise vorstellen?

Um die Helligkeit der Supernova korrekt zu bestimmen, muss ich zunächst die Lichtkurve beobachten. Das bedeutet, ich entdecke die Supernova möglichst bevor sie ihr Maximum erreicht, verfolge, wie sie ihr Maximum erreicht und anschliessend wieder schwächer wird.

Diese Beobachtungen vergleiche ich dann mit einer Standard-Lichtkurve (siehe Abbildung 7). Daraus kann ich die Entfernung ableiten, indem ich feststelle, wie hell die Supernova im Maximum war.

Die Cepheiden sind dabei von entscheidender Bedeutung, weil ich die absolute maximale Helligkeit der Typ-Ia-Supernovae kalibrieren muss. Wenn in einer Galaxie eine solche Supernova auftritt, prüfe ich, ob Cepheiden vorhanden sind, um die Entfernung der Galaxie zu bestimmen. Mit vielen solcher Messungen kann ich dann die Helligkeit der Supernova genau kalibrieren.

Und woher nehmen wir eigentlich die Standardkurve der Cepheiden, die wir für diese Kalibration verwenden? Von Henrietta Swan Leavitt, oder?

Ja. Frau Leavitt war eine ausserordentlich begabte Wissenschaftlerin, die jedoch das Unglück hatte, dass sie als Frau damals nicht selbst an das Teleskop durfte. Das Harvard College Observatory (in Cambridge, Massachusetts) verfügte über Teleskope sowohl auf der Südhalbkugel in Peru als auch auf der Nordhalbkugel in Cambridge.

Herr Pickering, der Leiter der Observatoriums, nahm Fotoplatten auf und liess diese von seinen Mitarbeiterinnen, seinem sogenannten «Harem», analysieren. Miss Leavitt war eine dieser Mitarbeiterinnen.

In jener Zeit war die Untersuchung von veränderlichen Sternen von grosser Bedeutung. Frau Leavitt hat akribisch die Sterne in der Grossen und Kleinen Magellanschen Wolke auf Helligkeitsschwankungen untersucht. Auch wenn es dort damals keine Supernovae gab, entdeckte und dokumentierte sie viele veränderliche Sterne und zeichnete deren Lichtkurven auf, also die Veränderung der Helligkeit über die Zeit.

Sie stellte fest, dass einige dieser Sterne ihre Helligkeit in einem Muster veränderten, das dem bekannten veränderlichen Stern «Delta Cephei» ähnelte - das sind die erwähnten «Cepheiden».

Ihre fundamentale Entdeckung war, dass die Periode, in der sich die Helligkeit dieser Sterne verändert, direkt mit ihrer durchschnittlichen Helligkeit zusammenhängt. Sterne, deren Helligkeit sich in kürzerer Zeit verändert, sind lichtschwächer, während jene, deren Helligkeit sich über einen längeren Zeitraum verändert, lichtstärker sind.

Da die Sterne in den Magellanschen Wolken relativ gleich weit von der Erde entfernt sind, konnte sie diese Beziehung klar beobachten. Der Grund, warum ich nicht einfach die Maximalhelligkeit nehmen kann, liegt darin, dass ich nicht weiss, ob es sich um einen Stern handelt, dessen Helligkeit sich schnell oder langsam verändert. Daher muss ich zunächst die gesamte Periode bestimmen.

[Anm.d.Redaktion: siehe Abbildung 8]

Sie hat also am Rand des damals gerade noch beobachtbaren Raumes geforscht. Mit damaligen Teleskopen konnte man noch keine weiter entfernten Sterne beobachten.

Ja, Wissenschaft findet stets an der Grenze des derzeit Machbaren statt. Heute erscheint es mir relativ einfach, die Entfernung zur Sonne anhand des Venusdurchgangs zu bestimmen. doch zu jener Zeit war diese Leistung tatsächlich aussergewöhnlich.

Aber es stimmt, mit den damaligen Teleskopen konnte man in der Magellanschen Wolke gerade noch einzelne Sterne beobachten, während sie weiter weg nicht mehr erkennbar waren. Mehr nicht. Erst einige Jahre später ermöglichte das durch Edwin Hubble benützte Teleskop auf dem Mount Wilson in Los Angeles - mit einem 2,5m Spiegel - eine detailliertere Beobachtung.

Mit jeder neuen Technologie hat man sich also schrittweise weiterentwickelt. Dafür benötigte man Überschneidungspunkte zur Verifizierung, wie zum Beispiel die Cepheiden in der Magellanschen Wolke. Ihre Entfernung konnte durch die bedeckungsveränderlichen Sterne präzise bestimmt werden, was es ermöglichte, die Genauigkeit der Distanzbestimmung mit Cepheiden als Standardkerzen zu überprüfen und zu etablieren.

So ist es. Man hat beispielsweise auch Radarstrahlen eingesetzt, um die Entfernung zur Venus direkt und mit hoher Genauigkeit zu messen.

So konnte man die mittles Parallaxe bestimmte Entfernung überprüfen und verifizieren. Zum Glück ist die Zusammensetzung unserer Erdatmosphäre so, dass Radarwellen durchgelassen werden und auch die Lichtwellen des visuellen Spektrums!

Ja, auf der Venus sieht man auf jeden Fall nichts, wenn man auf der Oberfläche steht, aber man hat dann noch ganz andere Probleme.

Warum sind kosmische Distanzbestimmungen aber überhaupt wichtig? Warum ist es für uns als Menschen, die ihren Planeten kaum einmal verlassen können, überhaupt wichtig, wie weit Dinge von uns entfernt sind?

Ja, warum sind diese Informationen wichtig? Um die Physik von Sternen zu verstehen und sie mit der Sonne zu vergleichen, müssen wir ihre Leuchtkräfte und Massen kennen, wozu genaue Entfernungen erforderlich sind.

Wenn wir Raumsonden zu anderen Planeten schicken, müssen wir berechnen, wie viel Treibstoff notwendig ist und welche Bahn die Sonde nehmen muss, um an bestimmten Monden vorbeizukommen. Genauigkeit bei den Entfernungen ist entscheidend für die Navigation solcher Sonden.

Darüber hinaus ist das Verständnis der Entfernungen fundamental für unser Weltbild und die Erforschung des Universums. Die beschleunigte Expansion des Universums wurde erst entdeckt, nachdem Entfernungen zu Galaxien gemessen werden konnten - zunächst durch Hubble mithilfe von Cepheiden, später, vor etwa 20 Jahren, durch Typ-Ia-Supernovae in sehr weit entfernten Galaxien.

Hätte sich die Menschheit vielleicht ganz anders entwickelt, wenn wir all diese Objekte von unserem Planeten aus gar nicht hätten beobachten können? Wenn unsere Atmosphäre blickdicht wäre, wie auf der Venus?

Ich nehme an, die kulturelle Entwicklung der Menschheit wäre ohne die Entdeckung und das Verständnis des Himmels erheblich langsamer verlaufen, wenn sie überhaupt stattgefunden hätte. Der erste Kalender war der Himmel selbst, und ohne Kalender wäre die Entwicklung von Landwirtschaft und Viehzucht nicht möglich gewesen. Der Fortschritt in der Menschheitsgeschichte wäre stark eingeschränkt gewesen.

Ebenso hätte es ohne die Fähigkeit zur Navigation nach den Sternen keine Seefahrt und keinen Handel gegeben, was wiederum die Besiedlung neuer Gebiete beeinflusst hätte. Diese Besiedlung hat die Menschheit stark verändert, obwohl sie auch viel Leid gebracht hat. Die Geschichte der Menschheit wäre sicher ganz anders verlaufen.

Ohne die Möglichkeit, die Erde zumindest kurzfristig zu verlassen und sich Gedanken über das Weltbild zu machen - wie sieht die Welt aus, wie gross ist sie, welche Rolle spiele ich darin - wären auch metaphysische und transzendente Überlegungen wahrscheinlich sehr viel schwieriger gewesen.

Also eine endlose Inspirationsquelle für die Menscheit, dieser Nachthimmel?

Mein ehemaliger Chef hat das einmal sehr gut auf den Punkt gebracht. Er hat den Sternenhimmel als den «Provokateur der Menschheit» bezeichnet. Die Menschen schauten in den Himmel, wurden neugierig, stellten Fragen und entdeckten auf diesem Weg nicht nur mehr über die Erde, sondern erweiterten ihr Wissen auch über den Kosmos.

Und tun es noch immer...