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Große Augen, tiefe Blicke

Große Teleskope und aufwendige Instrumente sind das Handwerkszeug der modernen beobachtenden Astronomie. Sie liefern die Daten, aus denen Wissenschaftler den Aufbau der Sterne und die Entwicklung des Universums erschließen. Neben Kameras, die einen Überblick über die Anzahl, Helligkeit und Positionen von Sternen und Galaxien geben, sind Spektrographen wichtig, mit denen das Licht der Himmelskörper genau analysiert werden kann. Die Landessternwarte Königstuhl, seit dem Jahr 2005 Teil der Universität Heidelberg, konzipiert und baut leistungsstarke Spektrographen für die größten Teleskope der Welt.

Heidelberger Wissenschaftler entwickeln Instrumente für die größten Teleskope der Welt
von Andreas Quirrenbach

 

Wer des Nachts an einem wirklich dunklen Ort den Himmel betrachtet, kann einige tausend Fixsterne erkennen. Für Jahrtausende bildeten sie zusammen mit Sonne, Mond und den fünf hellen Planeten das sichtbare Universum und den Gegenstand der ältesten Wissenschaft, der Astronomie. Im Jahre 1609 war plötzlich alles anders: Galileo Galilei hatte von der Erfindung des Teleskops in den Niederlanden gehört, sich selbst eines gebaut und richtete es nun an den Himmel. Was er sah, revolutionierte unser Weltbild und trug entscheidend zur Entstehung der modernen Astronomie bei: Das diffuse Licht der Milchstraße kommt in Wirklichkeit von vielen einzelnen schwachen Sternen, der Mond hat Krater und Berge, die Venus durchläuft Phasen wie der Mond, und Jupiter wird von vier Monden umkreist.

 

Seit diesen bahnbrechenden Entdeckungen wird der Fortschritt der Astronomie wesentlich von der Entwicklung immer größerer und leistungsfähigerer Teleskope bestimmt. Je größer die „Augen“ des Beobachters, desto tiefer kann er ins All blicken, desto mehr kann er über die Zusammenhänge lernen, die den Kosmos und seine Bestandteile betreffen. So weitete sich im Laufe der Jahrhunderte der Blick von den hellsten, mit bloßem Auge sichtbaren Sternen in der Sonnenumgebung zur Milchstraße als Ganzer, weiter zu benachbarten Galaxien und schließlich zu weit entfernten Galaxien, die man als schwache Lichtpunkte in den tiefsten existierenden Himmelsaufnahmen sehen kann. Weil selbst das Licht diese gewaltigen Entfernungen nur im Laufe von Jahrmilliarden zurücklegt, ist der Blick in die Ferne gleichzeitig ein Blick in die Vergangenheit. Das Teleskop wird gleichermaßen zur Zeitmaschine, die es dem Astronomen erlaubt, das noch junge Weltall zu studieren.

 

Der Hantelnebel wurde mit dem FORS1-Instrument am „Very Large Telescope“ der Europäischen Südsternwarte auf dem Cerro Paranal in Chile aufgenommen.  
Der Hantelnebel wurde mit dem FORS1-Instrument am „Very Large Telescope“ der Europäischen Südsternwarte auf dem Cerro Paranal in Chile aufgenommen. Solche Gaswolken entstehen, wenn Sternen ihr nuklearer Brennstoff ausgeht. Auch unsere Sonne wird in etwa fünf Milliarden Jahren auf diese Weise einen Großteil ihrer äußeren Hülle abstoßen und dann als ausgebrannter „Weißer Zwerg“ enden.
Foto: ESO

Auch für die Heidelberger Astronomen spielen selbstverständlich ihre Beobachtungsmöglichkeiten eine überaus große Rolle. Als im Jahre 1898 die Badische Landessternwarte – heute Teil des Zentrums für Astronomie der Universität Heidelberg (ZAH) – auf dem 568 Meter hohen Königstuhl gegründet wurde, erhielt sie moderne Teleskope, die damals zu den leistungsfähigsten Instrumenten in Europa gehörten. Besonders zu erwähnen ist der Waltz-Reflektor, ein Spiegelteleskop mit 72 Zentimetern Durchmesser. Es war das erste Großteleskop, dessen Spiegel von Schott in Mainz gegossen und dessen Optik von Carl Zeiss in Jena gefertigt wurde; es begründete damit den Weltruf dieser Firmen im Teleskopbau. Mit dem Waltz-Teleskop gelang 1909 die Wiederentdeckung des Halleyschen Kometen, den seine elliptische Bahn alle 75 Jahre ins innere Sonnensystem führt.

 

Diese Entdeckung wäre nicht möglich gewesen ohne eine weitere Erfindung, die der Astronomie noch einmal zu einer wesentlichen Leistungssteigerung verhalf: die Fotoplatte. Max Wolf, der erste Direktor der Landessternwarte, war einer der ersten, der die Bedeutung der Fotografie für die Astronomie erkannte, und rüstete das Institut konsequent mit speziell dafür ausgelegten Geräten aus. Der wesentliche Vorteil der Fotoplatte gegenüber dem menschlichen Auge ist ihre Fähigkeit, über viele Stunden hinweg Licht aufzunehmen und Bildinformationen zu sammeln: Wenn man lange Zeit an den Himmel blickt, wird man auch nicht mehr Sterne sehen als in einem kurzen Augenblick. Eine lange belichtete Fotografie wird jedoch viel schwächere Sterne wiedergeben als eine nur kurz belichtete. So wurde der von Spitzwegs Gemälde bekannte Sternengucker, der seine Beobachtungen mit Bleistiftzeichnungen festhielt, von einem Astrofotografen abgelöst, der seine bisweilen mehrere Nächte lang belichteten Platten behutsam ins Labor trug und dort nach allen Regeln der Kunst entwickelte.

 

Die Dominanz der Fotoplatte endete erst vor etwa zwanzig Jahren, als ihr von elektronischen Detektoren der Rang abgelaufen wurde. Für die Erfindung des wichtigsten Typs dieser neuen Detektoren, der „Charge Coupled Devices“ (CCDs, übersetzt etwa „ladungsgekoppelte Bauteile“, weil bei ihnen Ladungen zwischen benachbarten Pixeln wie bei einer Eimerkette weitergereicht werden können) erhielten gerade vor wenigen Monaten Williard Boyle und George Smith von den Bell-Laboratorien den Nobelpreis für Physik. Inzwischen haben elektronische Detektoren auch in Konsumprodukten wie Digitalkameras Einzug gehalten. Wie jeder weiß, ist es nun viel einfacher, Bilder zu bearbeiten und zu verschicken. Außerdem sind Digitalkameras viel empfindlicher als Fotoapparate mit herkömmlichem Film. Da das auch für die Astronomie entscheidende Vorteile sind, ist das Fotolabor nunmehr durch einen Computerarbeitsplatz ersetzt worden. Daneben wurden in den letzten Jahren auch Detektoren entwickelt, die für Infrarot-Strahlung empfindlich sind. Sie ermöglichen es den Astronomen, auch in diesem Wellenlängenbereich Beobachtungen durchzuführen.

 

Moderne Astronomie wäre aber nicht denkbar ohne eine weitere Entwicklung, die von Heidelberg ihren Ausgang nahm: All unser modernes Wissen über die Eigenschaften und den Lebenslauf von Sternen und Galaxien beruht letztendlich auf der Spektralanalyse, die in der Mitte des 19. Jahrhunderts gemeinsam von dem Physiker Gustav Kirchhoff und dem Chemiker Robert Bunsen erfunden wurde. Sie entdeckten, dass die Spektren von Gasen charakteristische Spektrallinien enthalten, die den Elementen des Periodensystems auf eindeutige Weise zugeordnet werden können. Zerlegt man etwa das Sonnenlicht mit Hilfe eines Prismas oder Beugungsgitters in seine Bestandteile, so zeigen sich dunkle Linien, aus denen man die Zusammensetzung der Sonne aus Wasserstoff, Helium und anderen Elementen erschließen kann. Der Bau leistungsfähiger Spektrographen für die größten Teleskope der Welt, mit denen sich in analoger Weise die Natur schwacher Sterne und Galaxien erforschen lässt, ist heute eine der wichtigsten Aufgaben der Landessternwarte.

 

Nachdem Observatorien in Kalifornien (vor allem das Lick-Observatorium auf dem Mount Hamilton bei San José Mount Wilson nördlich von Los Angeles und Mount Palomar mit seinem Fünf-Meter-Teleskop) jahrzehntelang die Welt der Astronomie dominiert hatten, beschlossen fünf europäische Staaten 1962, eine leistungsfähige Sternwarte auf der Südhalbkugel zu gründen. Die ESO (European Southern Observatory) wird heute von 14 Staaten getragen und besitzt unter anderem vier Teleskope mit einem Spiegeldurchmesser von jeweils acht Metern. Dieses sogenannte „Very Large Telescope“ (VLT) ist heute das leistungsfähigste Observatorium der Welt. Das erste Instrument für das VLT, der FORS1-Spektrograph, wurde von drei deutschen Instituten unter Führung der Landessternwarte gebaut; wenig später folgte mit FORS2 ein zweites ähnliches Instrument. Seit mehr als zehn Jahren dienen diese beiden Spektrographen als „Arbeitspferde“ der europäischen Astronomie und liefern eine große Menge Daten aus den Tiefen des Universums. Mehr als 1100 referierte Publikationen beruhen auf Beobachtungen, die mit FORS1 und FORS2 durchgeführt worden sind.

 

Blick in das Gebäude des „Large Binocular Telescope“ auf dem Mt. Graham in Arizona  
Der Blick in das Gebäude des „Large Binocular Telescope“ auf dem Mt. Graham in Arizona zeigt das Teleskop vor der Installation des LUCIFER1-Spektrographen. Die beiden Spiegel haben jeweils einen Durchmesser von 8,4 Metern. An den schwarzen Schwenkarmen oberhalb der Spiegel sind zwei tonnenförmige Weitwinkelkameras montiert, die in Italien gebaut wurden.
Foto: LBT

Neben Spektren können FORS1 und FORS2 auch Bilder aufnehmen, allerdings immer nur von einer kleinen Region des Himmels. Um etwa ein Gebiet von der Fläche des Mondes aufzunehmen, müsste man 16 einzelne FORS-Aufnahmen zusammensetzen. Deswegen müssen Astronomen in der Regel sehr wählerisch sein und sich ganz genau überlegen, auf welche Himmelsobjekte sie ihre Teleskope richten wollen. Das müssen sie dann in Anträgen begründen, die von Programmkomitees begutachtet werden; nur die besten Beobachtungsvorschläge werden auch tatsächlich durchgeführt. Es gab allerdings seit der Antike – man denke an die Sternkataloge von Hipparchos und Ptolemaios – immer auch Durchmusterungen des Himmels, die alle Gestirne bis zu einer gewissen Helligkeit zu erfassen und katalogisieren trachteten. Heute werden die Daten solcher Projekte systematisch aufgearbeitet und über das Internet Wissenschaftlern wie auch interessierten Amateuren zugänglich gemacht. So entsteht ein „Virtuelles Observatorium“, an dessen Schaffung ein weiteres Institut des ZAH, das Astronomische Recheninstitut, federführend beteiligt ist.

 

Auch das dritte ZAH-Institut, das Institut für Theoretische Astrophysik, ist an einer Kartierung des Himmels ganz besonderer Art beteiligt: Der Planck-Satellit der Europäischen Weltraumagentur ESA misst Strahlung, die von den Anfängen des Universums kündet. Dieser sogenannte kosmische Mikrowellenhintergrund entstand etwa 400 000 Jahre nach dem Urknall, zu einem Zeitpunkt, als das Universum auf etwa 3000 Grad Celsius abgekühlt war. Ursprünglich glich das Spektrum der Hintergrundstrahlung dem Licht einer Glühlampe, deren Glühfaden ja auch eine Temperatur von etwa 3000 Grad Celsius hat. Durch die Ausdehnung des Universums hat sich die Wellenlänge der kosmischen Hintergrundstrahlung jedoch vertausendfacht und liegt nun im Bereich der Mikrowellen. Aus einer genauen Analyse des kosmischen Hintergrundes erwartet man sich ein besseres Verständnis der Frühgeschichte des Universums und der Entstehung der ersten Sterne und Galaxien.

 

Der Untersuchung von jungen Galaxien diente auch ein Experiment mit FORS1, das auf den ersten Blick völlig sinnlos erscheint: Insgesamt 50 Stunden wertvoller Teleskopzeit wurden damit zugebracht, auf ein Stück „leeren Himmels“ zu starren! Nun, dies war natürlich kein Versehen: In einer tiefen Aufnahme mit einem großen Teleskop findet sich ein große Anzahl von schwachen Galaxien, die repräsentativ für die verschiedenen Entwicklungsstadien des Universums stehen. Leider kann man solchen Bildern nicht ohne weiteres entnehmen, welche Entfernung ein bestimmtes Objekt von uns hat – nahe und ferne Galaxien erscheinen ja in jeder Aufnahme bunt durcheinandergewürfelt nebeneinander am Himmel. Um hier weiterzukommen, kann man jedoch wieder eine besondere Fähigkeit von FORS ausnutzen, nämlich die Möglichkeit, von bis zu 19 Objekten gleichzeitig Spektren aufzunehmen. In jedem dieser 19 Spektren finden sich wie oben beschrieben charakteristische Absorptionslinien, die nicht nur Aufschluss über die Zusammensetzung und Eigenschaften der jeweiligen Galaxie geben, sondern auch darüber, wie schnell sie sich von uns entfernt.

 

Das Instrument LUCIFER  
Das Instrument LUCIFER wurde von der Landessternwarte Königstuhl und ihren Partnerinstituten in Deutschland gebaut und dann von Mitarbeitern dieser Institute in Arizona beziehungsweise Chile installiert und in Betrieb genommen.

 

Das ist der sogenannte Dopplereffekt: Die Spektrallinien eines Objektes werden zu größeren Wellenlängen hin verschoben, und zwar umso mehr, je schneller es sich fortbewegt. (Umgekehrt findet eine Verschiebung zu kürzeren Wellenlängen bei einer Bewegung auf uns zu statt. Der Effekt lässt sich sehr schön am Martinshorn eines Polizeiwagens oder am Motorgeräusch eines Rennwagens beobachten, dessen Tonhöhe plötzlich abfällt, wenn der Wagen schnell an uns vorbeifährt.) Durch die Ausdehnung des Universums entfernen sich alle Galaxien voneinander wie die Perlen auf einem Gummiband, das man durch Ziehen dehnt; dabei wächst der Abstand zwischen weit voneinander entfernten Perlen stärker an als der zwischen benachbarten Perlen. Weiß man also von einer Galaxis, dass sie sich schnell von uns fortbewegt, so können wir schließen, dass sie weit von uns entfernt ist. Ihr Licht war demnach lange auf dem Weg zu uns und enthält somit Informationen über die Frühzeit des Universums.

 

Für besonders präzise Messungen können die vier Teleskope des VLT auch zusammengeschaltet werden; hierbei überlagern sich die von den einzelnen Teleskopen eingefangenen Lichtwellen. Mit dieser Technik, der Interferometrie, lassen sich feine Details erkennen, die mit einem einzelnen Teleskop nicht beobachtbar sind. Betrachtet man mit einem herkömmlichen Teleskop einen Stern, so erscheint er immer nur als Lichtpunkt – man kann weder seinen Durchmesser bestimmen, noch Details auf seiner Oberfläche sehen. Mit Interferometern, die Beobachtungen mit höherer Auflösung ermöglichen, können wir zumindest die Durchmesser von Sternen bestimmen. Das sind wichtige fundamentale Daten zum Verständnis des Sternaufbaus. Da wir von unserem eigenen Stern, der Sonne, ja wissen, dass sie Flecken und andere Strukturen an ihrer Oberfläche zeigt, möchte man auch von anderen Sternen Bilder erhalten, auf denen ähnliche Strukturen zu sehen sind. Bislang gelang das nicht, aber mit Hilfe der Interferometrie ist es immerhin schon möglich, Materie in unmittelbarer Umgebung von Sternen zu untersuchen. Das können zum Beispiel Scheiben aus Gas und Staub von der Größe unseres Planetensystems sein, in denen gerade ein junger Stern entsteht, oder auch Winde, die von Sternen am Ende ihrer Lebenszeit weggeblasen werden. Sternwinde sind für uns von Bedeutung, weil in ihnen der Staub produziert wird, aus dem dann später neue Planetensysteme entstehen können.

 

Diese Blase aus heißem interstellarem Gas hat einen Durchmesser von 300 Lichtjahren und befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke  
Diese Blase aus heißem interstellarem Gas hat einen Durchmesser von 300 Lichtjahren und befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke, einer Satellitengalaxie unserer Milchstraße am Südhimmel. Heiße Sterne blasen im Laufe ihres Lebens einen erheblichen Anteil ihrer Hüllen fort und werden schließlich am Ende in einer Supernova-Explosion fast völlig zerrissen. Aus diesem Gas nähren sich solche „Superblasen“. Die Aufnahme stammt von FORS2 am „Very Large Telescope“.
Foto: ESO

 

Mit interferometrischen Beobachtungen kann man auch winzige Bewegungen von Sternen am Himmel nachweisen; die Astronomen der Landessternwarte arbeiten intensiv daran, diese Technik zu vervollkommnen. Die Möglichkeit solcher Messungen findet in den letzten Jahren großes Interesse, weil sich mit ihnen auf indirekte Weise Planeten nachweisen lassen, die sich um diese Sterne bewegen. Das Prinzip ist recht einfach: Zwar wird oft gesagt, Kopernikus, Galilei und Kepler hätten bewiesen, dass die Erde sich um die Sonne bewege und nicht die Sonne um die Erde, aber ganz stimmt das nicht. Wenn ein Vater mit seinem Sohn auf dem Spielplatz auf eine Wippe geht, so kann sich der Vater ganz nah an die Mitte setzen und braucht sich nur wenig zu bewegen, um den Sohn, der am Ende der anderen Seite sitzt, weit in die Höhe zu heben, aber ganz still kann auch der Vater nicht bleiben. So muss sich auch die Sonne zusammen mit der Erde um den gemeinsamen Schwerpunkt bewegen – aber weil die Sonne etwa 300 000-mal so schwer ist wie die Erde, ist ihre Bewegung auch 300 000-mal kleiner. Sieht man also, dass ein Stern solch eine winzige Bahn am Himmel vollführt, so kann man darauf schließen, dass er einen Planeten besitzt, der seinerseits eine viel größere Bahn beschreibt. Wir können damit auf die Existenz von Planeten schließen, ohne sie selbst je zu Gesicht zu bekommen. Planeten leuchten ja nicht selbst und sind deswegen mit den Instrumenten der Astronomen, die vom Licht des viel helleren Muttersterns geblendet werden, normalerweise nicht zu sehen.

 

Neben dem VLT steht gegenwärtig ein weiteres Großteleskop im Mittelpunkt des Interesses in Heidelberg, nämlich das „Large Binocular Telescope“ (LBT) in 3200 Metern Höhe über dem Meeresspiegel auf dem Mount Graham in Arizona. Die Landessternwarte und das benachbarte Max-Planck-Institut für Astronomie sind Mitbesitzer des LBT; beide Institute tragen aus ihren Haushalten zum Bau und Betrieb des Teleskops bei. Das LBT besitzt zwei Spiegel mit Durchmessern von 8,4 Metern, die in einer Fassung montiert sind, und ist damit das größte Einzelteleskop der Welt. Kürzlich wurde am LBT der Spektrograph „Lucifer 1“ in Betrieb genommen, der von einem deutschen Konsortium unter Federführung der Landessternwarte gebaut worden ist. Anders als FORS werden Lucifer 1 und sein Zwilling Lucifer 2, der derzeitig in Heidelberg und Garching entsteht, nicht sichtbares Licht, sondern Infrarotstrahlung detektieren und analysieren. Infrarotstrahlung wird weit weniger als sichtbares Licht von Staubwolken absorbiert, in denen vor allem junge Sterne oft verborgen sind. Außerdem werden bei weit entfernten Galaxien durch den Dopplereffekt wichtige Spektrallinien vom sichtbaren Wellenlängenbereich ins Infrarote verschoben. Die Lucifer-Spektrographen sind deswegen für Beobachtungen von Galaxien im frühen Universum besonders gut geeignet. Da sie wie FORS bis zu 100 Spektren gleichzeitig aufnehmen können, wird es möglich sein, viele schwache Galaxien zu untersuchen und damit einen umfassenden Einblick in die Geschichte des Universums zu erhalten.

 

Prof. Dr. Andreas Quirrenbach  

Andreas Quirrenbach ist seit 2006 Professor am Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg und Direktor der Landessternwarte Königstuhl. Nach dem Physikstudium in Bonn und Heidelberg entschied er sich für die Astronomie. Für seine Promotion in Bonn konnte er eines der größten Augen der Welt nutzen, das 100-Meter-Radioteleskop in Effelsberg. Über Postdoc-Aufenthalte in Washington D.C. und Garching sowie Professuren an der University of California in San Diego und an der Universität Leiden kam er schließlich zurück an die Alma Mater Ruperto Carola.

 

Kontakt: a.quirrenbach@lsw.uni-heidelberg.de

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Letzte Änderung: 11.07.2014