Beobachtende Astronomie

Gegenstand und Grundlagen

Die beobachtende Astronomie untersucht Himmelskörper anhand der Strahlung und Teilchen, die von ihnen zur Erde gelangen. Im Mittelpunkt steht die elektromagnetische Strahlung im gesamten Spektrum: von Radiowellen über Infrarotstrahlung, sichtbares Licht und Ultraviolettstrahlung bis zu Röntgen- und Gammastrahlung. Aus Einfallsrichtung, Helligkeit, zeitlicher Veränderung und Spektrum lassen sich Eigenschaften der aussendenden oder absorbierenden Objekte erschließen.

Richtungsmessungen liefern Angaben zu Position, Entfernung, Bewegung und Struktur. Fotometrie, also die quantitative Helligkeitsmessung, bestimmt unter anderem die Leuchtkraft und Helligkeitsänderungen. Spektroskopie, die Zerlegung und Untersuchung des Lichts nach Wellenlängen, gibt Hinweise auf chemische Zusammensetzung, Temperatur, Druck, Magnetfelder und Bewegungen. Kosmische Teilchen und möglicherweise Gravitationswellen eröffnen zusätzliche Informationswege.

Astronomische Objekte können meist nicht unter kontrollierten Laborbedingungen untersucht werden. Direkte Untersuchungen sind nur bei nahen Objekten möglich, vor allem beim Mond sowie bei Planeten und Monden, die Raumsonden erreicht haben oder von denen Bruchstücke als Meteoriten zur Erde gelangen. Deshalb ziehen Astronomen systematische Schlüsse aus vielen beobachtbaren Beispielen. Statt die Entwicklung eines Sterns über Jahrmilliarden zu verfolgen, vergleichen sie Sterne in unterschiedlichen Entwicklungsstadien. Das kosmologische Prinzip erlaubt es außerdem, Erkenntnisse über nahe Beispielobjekte auf weit entfernte Objekte zu übertragen.

Nach Spektralbereichen unterscheidet man Radioastronomie, Infrarotastronomie, optische Astronomie, Ultraviolettastronomie, Röntgenastronomie und Gammaastronomie. Diese Gebiete überschneiden sich mit objektbezogenen Bereichen wie Sonnenforschung, Planetologie, Stellarastronomie und Astroteilchenphysik.

Historische Entwicklung

Der Beginn astronomischer Beobachtungen ist nicht eindeutig bestimmbar. Manche etwa 20.000 Jahre alten Höhlenmalereien könnten Sternbilder zeigen. Die Ägypter nutzten seit ungefähr 3000 v. Chr. einen auf Siriusbeobachtungen beruhenden Kalender; auch Maya und Assyrer hinterließen astronomische Aufzeichnungen. Hipparchos von Nicäa und Ptolemaios erfassten Sternhelligkeiten und nutzten einfache Instrumente zur Positionsbestimmung. Astrolabien ermöglichten Zeitbestimmungen und die Vorhersage von Ereignissen wie dem Sonnenaufgang. Im 16. Jahrhundert erreichte Tycho Brahe mit noch teleskoplosen Geräten hohe Messgenauigkeit.

Mit Galileis erstem dokumentierten astronomischen Teleskopeinsatz 1609 begann die Entwicklung immer leistungsfähigerer Fernrohre. Gregory, Cassegrain und Newton entwickelten Formen des Spiegelteleskops; Herschel und Parsons bauten immer größere Instrumente. Ein späterer Meilenstein war Hales 100-Zoll-Teleskop von 1917 am Mount-Wilson-Observatorium.

Im 19. Jahrhundert kamen Spektroskopie und Fotografie hinzu. Herschel wies 1800 mit Prisma und Thermometer die Wärmewirkung der Sonnenstrahlen nach und begründete damit die Infrarotastronomie. Wollaston und Fraunhofer entdeckten Spektrallinien im Sonnenspektrum; Stokes veröffentlichte 1852 Beobachtungen ultravioletten Sonnenlichts. Bunsen und Kirchhoff bestimmten Mitte des 19. Jahrhunderts aus Spektrallinien die chemische Zusammensetzung der Sonne. Fotografische Verfahren steigerten ab Ende des Jahrhunderts Genauigkeit und Empfindlichkeit.

Das 20. Jahrhundert brachte elektronische Detektoren und die Ausweitung auf weitere Wellenlängen. Jansky und Reber begründeten in den 1930er Jahren die Radioastronomie. In den 1940er Jahren wurden Photomultiplier eingesetzt; später folgten elektronische Bildaufnahme und CCD-Detektoren. Beobachtungen oberhalb der absorbierenden Atmosphäre begannen 1946 im Ultravioletten und 1949 im Röntgenbereich mit V2-Raketen. Uhuru wurde 1970 der erste Röntgensatellit, IRAS 1983 das erste Infrarot-Observatorium. Lunik 1 erkundete 1959 den Mond, Mariner 2 erreichte 1962 die Venus; später gelangten Sonden zu allen großen Planeten.

Victor Franz Hess fand 1912 bei Ballonfahrten erste Hinweise auf kosmische ionisierende Strahlung. Ab 1983 entstanden große Neutrinodetektoren; sie registrierten Sonnenneutrinos und Neutrinos der Supernova 1987A. Moderne Projekte verbinden unterschiedliche Spektralbereiche, erhöhen die Präzision und erfassen große Datenmengen. Dazu dienen Satellitenobservatorien wie Hubble, aktive und adaptive Optik sowie Großanlagen wie LOFAR.

Zentrale Beobachtungsgrößen

Jede Untersuchung beginnt mit dem Nachweis eines Objekts und gegebenenfalls seiner Struktur. Danach folgen meist die Bestimmung der Himmelskoordinaten sowie Messungen von Helligkeit, Farbe und Spektrum. Sternbilder erleichtern die Orientierung, doch ihre Muster sind nach heutigem Verständnis weitgehend zufällig und sagen nichts über die Eigenschaften der beteiligten Sterne aus. Historische Berichte über vorübergehende Erscheinungen können dagegen Novae, Supernovae oder Kometen dokumentieren.

Teleskope sammeln mit großen Linsen oder Spiegeln mehr Licht als das Auge und besitzen ein höheres Auflösungsvermögen, also eine bessere Fähigkeit, nahe beieinanderliegende Details zu trennen. Dadurch lassen sich Planetenoberflächen, Doppelsterne, Nebel und Strukturen ferner Galaxien untersuchen. Objekte werden seit etwa dem 18. Jahrhundert systematisch katalogisiert, unter anderem im Messier-Katalog, New General Catalogue und Index Catalogue. Direkte Nahbeobachtungen sind nur durch Raumsonden möglich, etwa Pioneer, Voyager 1 und Voyager 2.

Die Astrometrie bestimmt Positionen durch Winkelmessungen in astronomischen Koordinatensystemen. Der Höhenwinkel ist beispielsweise der Winkel zwischen der Sichtlinie zum Objekt und dem Horizont. Positionsänderungen entstehen unter anderem durch Erdrotation und Erdbahn. Bis 1956 beruhte die Sekundendefinition auf dem mittleren Sonnentag, bis 1967 auf der Erdbahn; seit 1967 wird die SI-Sekunde durch Strahlung bestimmter Atome definiert. Umgekehrt ermöglicht die Messung von Sonnen- oder Sternörtern mit einem Sextanten die astronomische Navigation.

Wichtige astrometrische Größen sind Aberration, Parallaxe und Eigenbewegung. Die Parallaxe ist die perspektivische Verschiebung naher Sterne gegenüber ferneren Sternen bei verschiedenen Beobachtungsorten, etwa den Positionen der Erde im Winter und Sommer, und dient der Entfernungsmessung. Bahnstörungen führten zur Entdeckung Neptuns und indirekt Plutos; eine Anomalie der Merkurbahn erwies sich als Folge der Allgemeinen Relativitätstheorie. Hipparcos bestimmte mehr als eine Million Sternörter; Gaia soll unter anderem winzige, durch Exoplaneten verursachte Taumelbewegungen von Sternen erfassen.

Die scheinbare Helligkeit hängt von Leuchtkraft und Entfernung ab. Ist die absolute Helligkeit bekannt, kann ein Objekt als Standardkerze zur Entfernungsmessung dienen; wichtige Beispiele sind Cepheiden und Supernovae vom Typ Ia. Lichtkurven zeigen zeitliche Helligkeitsänderungen. Bei bedeckungsveränderlichen Doppelsternen verraten sie, dass sich die Partner regelmäßig gegenseitig verdecken; daraus lassen sich Umlaufbahnen und Massen bestimmen. Andere periodische Schwankungen entstehen durch Sternpulsationen.

Spektren und Wellenlängenbereiche

Spektrallinien sind Emissions- oder Absorptionslinien mit für bestimmte Atomsorten charakteristischen Wellenlängen. Sie zeigen die chemische Zusammensetzung und über Stärke und Form auch Bedingungen wie Temperatur und Druck. Spektral- und Leuchtkraftklassen ordnen Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm ein und bilden eine Grundlage der Modelle von Sternentstehung und Sternentwicklung. Die Metallizität beschreibt den Anteil schwererer Elemente und gibt Hinweise auf Entstehungsmilieu sowie Geschichte und Struktur der Milchstraße.

Der Dopplereffekt verschiebt Spektrallinien aufgrund der Bewegung eines Objekts und liefert dessen Geschwindigkeitskomponente in Beobachtungsrichtung. Bei spektroskopischen Doppelsternen zeigen periodische Linienverschiebungen die Umlaufbewegung. Die kosmologische Rotverschiebung verschiebt das Licht ferner Galaxien mit wachsender Entfernung zu längeren Wellenlängen. Gemeinsam mit Entfernungsmessungen machte sie die beschleunigte Expansion des Universums sichtbar, die als Hinweis auf Dunkle Energie gilt. Systematische Rotverschiebungsmessungen heißen Redshift Surveys.

Die Multiwellenlängen-Astronomie verbindet Beobachtungen mehrerer Spektralbereiche:

• Radioastronomie arbeitet zwischen Millimetern und Hunderten Kilometern. Radiowellen durchdringen Staub- und Nebelwolken weitgehend. Beobachtet werden unter anderem Radiogalaxien, Pulsare und die kosmische Hintergrundstrahlung, die vor rund 14 Milliarden Jahren entstand und den Zustand des Universums etwa 400.000 Jahre nach dem Urknall erkennen lässt. Radarastronomie sendet Mikrowellen aus und wertet ihre Reflexion an Planeten, Asteroiden oder Kometen aus.

• Infrarotastronomie umfasst 700 nm bis 300 μm. Sie eignet sich für kalte Objekte, Braune Zwerge, Protosterne und staubverdeckte Regionen wie das galaktische Zentrum.

• Ultraviolettastronomie arbeitet zwischen 10 und 380 nm. Sie untersucht besonders heiße Sterne, Doppelsterne, Materieströme und anhand von Absorptionslinien das interstellare Medium.

• Röntgenastronomie umfasst 12 nm bis etwa 2,5 pm. Typische Quellen sind Akkretionsscheiben Schwarzer Löcher, Röntgendoppelsterne, heißes Gas in Galaxienhaufen, Schockfronten und Sternkoronen.

• Gammaastronomie untersucht Wellenlängen im Pikometerbereich und darunter. Zu ihren Objekten gehören aktive Galaxienkerne, Mikroquasare und Gammablitze. Als Quellen der Gammablitze werden je nach Dauer bestimmte Supernova-Explosionen oder Verschmelzungen von Neutronensternen angenommen.

Teilchen und Gravitationswellen

Die Astroteilchenphysik untersucht kosmische Teilchen. Primäre kosmische Strahlung besteht hauptsächlich aus Protonen, Elektronen und einzelnen vollständig ionisierten schwereren Atomkernen; ein Teil ist der Sonnenwind. Beim Zusammenstoß mit Atomen der Atmosphäre entsteht sekundäre kosmische Strahlung in Form von Teilchenschauern. Als Quellen galaktischer und extragalaktischer Strahlung gelten Schockfronten von Supernovae und gebündelte Jets nahe Schwarzen Löchern oder anderen kompakten Objekten.

Kosmische Neutrinos entstehen beispielsweise bei Supernova-Explosionen. Nachgewiesen wurden laut Artikel Neutrinos der Sonne und der Supernova 1987A; größere Detektoren sollen auch Neutrinos naher Aktiver Galaktischer Kerne finden. Gesucht werden außerdem Teilchen der Dunklen Materie, die bisher nur indirekt durch ihre Gravitationswirkung nachweisbar ist. Dazu dienen Experimente wie CRESST und EDELWEISS.

Teilchenschauer werden etwa im Pierre-Auger-Observatorium in Wassertanks durch Tscherenkow-Strahlung nachgewiesen, die schnelle Teilchen im Wasser erzeugen. Super-Kamiokande nutzt einen riesigen Wassertank für Neutrinos; AMANDA und IceCube verwenden das antarktische Eis. H.E.S.S. beobachtet Tscherenkow-Lichtblitze, die Gammastrahlen in der Atmosphäre auslösen. Satelliten wie GLAST registrieren Gammastrahlen direkt mit Szintillationszählern, Photomultipliern oder Halbleiterdetektoren.

Der Artikel beschreibt den direkten Nachweis von Gravitationswellen noch als unrealisiertes Ziel. Gravitationswellen sind Verzerrungen der Raumzeit, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten und von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt werden. Indirekte Hinweise lieferten Beobachtungen von Doppelsternsystemen wie PSR J1915+1606. Genannt werden LIGO, Virgo und GEO 600. Interferometrische Detektoren messen winzige Änderungen eines zwischen Spiegeln laufenden Laserstrahls; Resonanzdetektoren sollen minimale Schwingungen massiver Metallkörper erfassen. Ziel sind Informationen über die Verschmelzung von Neutronensternen oder Schwarzen Löchern, asymmetrische Supernovae und Phasenübergänge im frühen Universum.

Instrumente, Messverfahren und Atmosphäre

Optische Teleskope sammeln Licht mit Linsen und/oder Spiegeln und erzeugen ein vergrößertes, besser aufgelöstes Bild. In der Forschung haben Spiegelteleskope die reinen Linsenteleskope weitgehend verdrängt, weil sie größer gebaut werden können. Genannt werden das geplante Thirty Meter Telescope mit 30 m Durchmesser und das E-ELT mit 39 m. Amateurinstrumente besitzen häufig 10 bis 30 cm Öffnung, etwa Newton-Teleskope auf Dobson-Montierungen oder Schmidt-Cassegrain-Teleskope. Computer steuern die Nachführung gegen die Erddrehung. Sonnenteleskope verwenden unter anderem Coelostaten; Koronografen verdecken die Sonnenscheibe zur Beobachtung der Korona.

Astrofotografie kann während langer Belichtungen Licht sammeln und dauerhaft aufzeichnen. Fotografische Platten wurden in den letzten 30 Jahren fast vollständig von empfindlicheren CCD- und CMOS-Sensoren ersetzt. Elektronische Rohbilder stehen sofort zur Verfügung. Eine Dunkelaufnahme erfasst das Detektorsignal ohne Lichteinfall; eine Aufnahme einer gleichmäßig beleuchteten Fläche bestimmt Empfindlichkeitsunterschiede. Beide dienen der Korrektur der astronomischen Aufnahme.

Fotometrische Messungen vergleichen ein Objekt meist mit einem Referenzobjekt bekannter Helligkeit. Bei CCDs ist das elektronische Bildsignal über einen weiten Bereich proportional zur scheinbaren Helligkeit. Filter begrenzen den erfassten Spektralbereich; das UBV-Filtersystem erlaubt Rückschlüsse auf Spektraltyp und Temperatur äußerer Sternschichten. Spektrografen zeichnen Spektren auch schwacher Objekte auf. Moderne Geräte nutzen meist Beugungsgitter; besonders leistungsfähig sind Echelle-Spektrografen.

Für andere Wellenlängen werden die Instrumente angepasst. Infrarotteleskope müssen gekühlt werden. Radioteleskope benötigen wegen der langen Wellenlängen große Schüsseln. Röntgenteleskope arbeiten oberhalb der Atmosphäre; bis etwa 10 keV verwenden Wolterteleskope flach angestrahlte, verschachtelte Spiegel, bei höheren Energien Kollimatoren oder kodierte Masken.

Interferometrie kombiniert mehrere Teleskope, sodass ein Auflösungsvermögen wie bei einem wesentlich größeren Instrument entsteht. Das Very Large Array koppelt 27 Radioteleskope. Bei der Very Long Baseline Interferometry werden weit entfernte Anlagen mit hochgenauen Zeitmarken nachträglich rechnerisch zusammengeschaltet. Optische Beispiele sind das Large-Binocular-Telescope-Interferometer und das Very Large Telescope Interferometer.

Die Atmosphäre verursacht Absorption, astronomische Refraktion und Seeing, also Bildunschärfe durch Luftturbulenzen. Seeing kann im sichtbaren Bereich bereits bei Öffnungen von 15 bis 20 cm merklich werden. Adaptive Optik, Speckle-Interferometrie und Lucky Imaging gleichen einen Teil der Störungen aus. Lichtverschmutzung erschwert schwache Beobachtungen; geeignete Lampen und Filter können sie mindern. Höhenobservatorien wie Paranal, Cerro Tololo, La Silla, Hawaii und La Palma bieten günstigere Bedingungen. Für weitgehend absorbierte Röntgen-, Gamma-, UV- und Infrarotstrahlung nutzt man Ballons, Flugzeuge oder Weltraumteleskope wie Hubble, James Webb, ROSAT und WMAP.

Exakte Zeitangaben stammen heute aus der internationalen Atomzeit TAI und sind über GPS zugänglich. Sie werden unter anderem für Astrometrie, Interferometrie, Radar, Laserentfernungsmessung und Pulsarbeobachtungen benötigt. Positionsinstrumente reichen von Sextanten, Theodoliten und Meridiankreisen bis zu Hipparcos und Gaia, die große Winkel zwischen zwei Teleskoprichtungen präzise zu einem Netz von Sternpositionen verbinden.