RÖNTGENASTRONOMIE

Auf der energiereicheren Seite jenseits des blauen und ultravioletten Lichts wird das elektromagnetische Spektrum um die Röntgenstrahlung ergänzt (Wellenlänge: 10 Nanometer bis 10 Pikometer). In den 1960er-Jahren drangen Astronomen unter der Ägide von Riccardo Giacconi mithilfe von Raketenbeobachtungen in diesen bis dahin verborgenen Bereich des Spektrums vor. Dabei entdeckten sie Doppelsterne als Röntgenquellen sowie eine diffuse Hintergrundstrahlung im Röntgenlicht. In den 1990er-Jahren kartierte das Röntgen-Weltraumteleskop ROSAT (kurz für Roentgen Satellite) den Himmel und zeichnete mehr als 340.000 Röntgenquellen auf. Mit den neueren Röntgensatelliten Swift, XMM-Newton und Chandra ist deren Anzahl auf 1.250.000 gewachsen. Diese Strahlung stammt von den heißesten Quellen im Universum oder von Orten mit starken Magnetfeldern, in denen Teilchen auf hohe Geschwindigkeiten beschleunigt werden.

Im Juni 2020 lieferte das satellitengebundene Röntgenteleskop eRosita eine neue Himmelskarte mit einer Million neuen Röntgenquellen; ein Großteil davon sind heiße Kerne von fernen Galaxien. Zudem zeigt die Karte Überreste von Sternexplosionen sowie die Verteilung von heißem Gas in der Umgebung der Milchstraße.

An diesen Bereich des elektromagnetischen Spektrums schließt sich der Höchstenergiebereich an, in dem uns die Gammastrahlung (Wellenlänge: jenseits von 10 Pikometer oder Energien oberhalb von 120 Kiloelektronvolt) sowie hochenergetische Teilchenstrahlung aus dem Kosmos erreichen. Diese kosmische Strahlung entdeckte vor mehr als 100 Jahren der Physiker Victor Hess bei atmosphärischen Messungen während einer Ballonfahrt. Heute erforschen Astronomen den Ursprung dieser Strahlung in dem noch verhältnismäßig jungen interdisziplinären Gebiet der Astroteilchenphysik.

GRAVITATIONSWELLENDETEKTOREN

Ganz neue Möglichkeiten, das Weltall zu erforschen, bietet seit 2015 die Gravitationswellenastronomie. Mit ihr lassen sich astrophysikalische Phänomene abseits des elektromagnetischen Spektrums untersuchen. Gravitationswellen entstehen laut Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie immer dann, wenn Massen sich beschleunigt bewegen. Sie eilen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum und verzerren diesen vorübergehend.

Um diese Verzerrungen zu messen, haben Physiker spezielle Gravitationswellendetektoren entwickelt. Sie arbeiten nach dem Prinzip der Laserinterferometrie – einer Methode, die auch Architekten verwenden, wenn sie mit einem Laser Raumlängen ausmessen. Ein Gravitationswellendetektor besteht aus zwei mehrere hundert bis einige tausend Meter langen Messstrecken, die senkrecht zueinander in Vakuumröhren verlaufen. Am Ausgangspunkt dieser Messstrecken wird ein Laserstrahl an einem halbdurchlässigen Spiegel aufgespalten; die beiden Teilstrahlen laufen dann die Vakuumröhren entlang (siehe hier). An den Enden der Messtrecken werden die Laserstrahlen von einem Spiegel reflektiert und zurück an ihren Ausgangspunkt geschickt. Dort treffen sie wieder aufeinander und überlagern sich: Sie interferieren miteinander. Bei diesem Effekt kommt die Wellennatur des Lichts zum Tragen. Wie stark das addierte Signal ist, hängt davon ab, in welcher Wellenphase sich die beiden Laserstrahlen relativ zueinander befinden. Schwingen sie im Gleichtakt und addieren sich zwei Wellenberge beziehungsweise zwei Wellentäler, verstärkt sich die Lichtintensität: Es kommt zu konstruktiver Interferenz. Treffen dagegen Wellenberg und Wellental, also phasenversetzt, aufeinander, löschen sich die Laserstrahlen aus und das Signal ist dunkel (destruktive Interferenz).

Wenn eine Gravitationswelle den Detektor passiert, dehnt und staucht sie vorübergehend die Raumzeit entlang der Messarme des Interferometers. Dann treffen die Laserstrahlen im Messpunkt in einer jeweils anderen Phase aufeinander als in Ruhe, und die Intensität des Signalstrahls beziehungsweise das Interferenzmuster ändert sich.

LICHT ALS INFORMATIONSTRÄGER

TEMPERATUR

In der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts erkannten die beiden österreichischen Physiker Josef Stefan und Ludwig Boltzmann, dass die von einem warmen Körper abgestrahlte Energiemenge von dessen Temperatur abhängt: Die Strahlungsleistung eines Körpers nimmt mit der vierten Potenz der Temperatur zu (Stefan-Boltzmann-Gesetz).

Nur wenige Jahre später fand ihr deutscher Kollege Wilhelm Wien zudem heraus, dass auch die Wellenlänge, bei der ein warmer Körper die meiste Energie abgibt, von seiner Temperatur abhängt: Je heißer ein Körper ist, umso kürzer ist die Wellenlänge, bei der er am hellsten strahlt (Wiensches Verschiebungsgesetz). Eine tiefere physikalische Erklärung dieser Zusammenhänge lieferte um 1900 Max Planck mit dem Konzept, dass Licht Energie stets in Form von Energiepaketen, sogenannten Quanten oder Photonen, transportiert. Aus dieser Grundannahme folgte eine ganze Reihe an Spielregeln, die die Grundlage der sich später daraus entwickelnden Atom- und Quantenphysik bilden. Sie erklärt neben der Position des Maximums auch die charakteristische Form eines von einem warmen Körper abgestrahlten thermischen Spektrums, wie es sich über einen breiteren Wellenlängenbereich erstreckt.

Mit diesem Wissen lässt sich auch die Oberflächentemperatur von Sternen anhand ihrer Farbe erkennen: Das Licht sehr heißer Sterne enthält einen größeren Blauanteil, kühlere Sterne hingegen erscheinen eher rötlich. Die heißesten astrophysikalischen Quellen sind aufgeheizter Wasserstoff in den Halos von Galaxien oder auch heißes Gas in Materiescheiben um Schwarze Löcher: Sie leuchten im energiereichen Röntgenlicht. Ferner lässt sich bei unbekannten Strahlungsquellen im Kosmos anhand der Form des Spektrums ablesen, ob es sich um eine thermische Quelle – also einen heißen Körper einer bestimmten Temperatur – handelt oder ob die Strahlung durch geladene Teilchen erzeugt wird, die in kosmischen Magnetfeldern auf extreme Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden. Diese sogenannte Synchrotronstrahlung hat einen völlig anderen spektralen Verlauf.

SPEKTRALLINIEN

Doch aus Sternenlicht lässt sich noch weit mehr als nur die Temperatur eines Objekts ablesen. Als Sir Isaac Newton 1666 mit einem Glasprisma experimentierte, konnte er zeigen, dass sich weißes Licht aus verschiedenen Farben zusammensetzt. Damit gelang es ihm auch zu beschreiben, wie ein Regenbogen durch Lichtbrechung in Wassertropfen entsteht, obwohl Newton noch davon ausging, dass Licht aus materiellen Teilchen, sogenannten Korpuskeln, bestand. Physikalisch besser lässt sich die Brechung von Licht anhand seiner Wellennatur erklären. Dieses Konzept führte der niederländische Physiker und Kontrahent Newtons, Christiaan Huygens, ein: Da Licht unterschiedlicher Wellenlänge verschieden stark gebrochen wird, wenn es von einem optischen Medium wie Luft in ein anderes optisches Medium wie etwa Glas übergeht, fächert es sich in seine Bestandteile den Wellenlängen nach auf. Alternativ zu einem Prisma lässt sich Licht auch mit einem optischen Beugungsgitter in sein Spektrum zerlegen. Nach diesen Prinzipien funktionieren auch moderne Spektrografen, die heute zum Grundinventar eines jeden Observatoriums gehören.

Im Jahr 1802 fiel dem britischen Arzt und Physiker William Wollaston auf, dass das Spektrum des Sonnenlichts von feinen schwarzen Linien durchbrochen war. Doch er beachtete dieses Phänomen nicht weiter. Erst zwölf Jahre später studierte Joseph Fraunhofer unabhängig von Wollaston das Sonnenspektrum ausgiebig: Akribisch zeichnete er über 350 Linien auf, erwähnt hat er sogar 574. Die Linien entstehen, da die Atome in der Atmosphäre der Sonne – wie auch in allen anderen Sternen – Strahlung bei ganz charakteristischen Wellenlängen herausfiltern.

Warum welche Atome bei welchen Wellenlängen Licht absorbieren oder aussenden, ließ sich erst schlüssig mit dem Aufkommen der Atomphysik Anfang des 20. Jahrhunderts erklären: In der Hülle von Atomen eines bestimmten Elements bewegen sich ebenso viele Elektronen wie es Protonen (positiv geladene Nukleonen) in seinem Atomkern besitzt. So ist jedes Atom nach außen hin elektrisch neutral. Die Hüllenelektronen können unterschiedliche Energiezustände einnehmen. Dabei gehen die Energiezustände innerhalb der Atomhülle nicht kontinuierlich ineinander über, sondern liegen in diskreten, ebenfalls durch die Spielregeln der Quantenphysik festgelegten Abständen zueinander – bildlich kann man sich diese Energiezustände als Schalen um den Atomkern vorstellen. Bevorzugt halten sich diese Hüllenelektronen im niedrigsten möglichen Energiezustand auf, also in der kernnächsten Schale. Dabei kann ein Energiezustand von maximal zwei Elektronen besetzt werden, soweit diese sich in einer Quanteneigenschaft, dem Spin (Quantendrehimpuls) unterscheiden. Um in eine höhere Schale zu wechseln oder gar die Atomhülle zu verlassen, müssen die Elektronen Energie in Form von Photonen, also Lichtquanten, aufnehmen – man spricht dann vom angeregten beziehungsweise ionisierten Zustand. Die dazu notwendigen Energien entsprechen in der Regel Licht mit Wellenlängen im ultravioletten oder sichtbaren Bereich.

Mit diesem Wissen lässt sich anhand von Sternspektren ablesen, welche chemischen Elemente in der Sternatmosphäre vorkommen und in welchem Zustand sich die Atome befinden. Welche Energiezustände die Atome einnehmen können, hängt unter anderem von der Temperatur und der Dichte des Gases ab. So sind die Sternspektren zugleich ein Abbild der physikalischen Bedingungen der Sternatmosphäre.

Speziell bei Wasserstoffatomen ist für Astronomen zudem ein Energieübergang interessant, der eintritt, wenn das Elektron in der niedrigsten Schale seine Spinorientierung ändert. Dieser Übergang absorbiert oder sendet Radiostrahlung einer Wellenlänge von 21 Zentimetern aus. Zudem können auch Moleküle, also chemische Verbindungen von Atomen, Licht bei spezifischen Wellenlängen – meist im Infraroten oder Radiobereich – aufnehmen und aussenden. Je nach geometrischer Form besitzen Moleküle mehrere, räumlich unterschiedlich orientierte Rotationsachsen. Ändern sie ihren Rotationszustand, so senden sie Strahlung bei einer für diesen Übergang charakteristischen Wellenlänge aus oder nehmen Strahlung auf, Kohlenmonoxid beispielsweise bei 2,6 Millimetern.

Anhand der 21-Zentimeter-Linie des Wasserstoffs oder auch von Molekülspektren lässt sich das Gas untersuchen, das den Raum zwischen den Sternen ausfüllt. So avancierte die Spektralanalyse von Sternen, aber auch von interstellarer Materie oder ganzen Galaxien, im Laufe der Zeit zu einem völlig eigenen Forschungsgebiet der Astrophysik.

DER DOPPLEREFFEKT

Da sich Licht mit endlicher Geschwindigkeit als Welle fortbewegt, tritt bei bewegten Lichtquellen ein ähnlicher Effekt auf wie bei Schall: der Dopplereffekt. Er lässt sich auch im Alltag erleben: Bewegt sich ein Krankenwagen mit schallender Sirene auf uns zu, hören wir das Martinshorn höher; sobald es an uns vorübergefahren ist, erklingt das Martinshorn tiefer. Sendet eine Schallquelle, die sich auf uns zu bewegt, regelmäßig Signale aus, wie das bei Schallwellen gewissermaßen passiert, hat das jeweils später ausgesandte Signal einen kürzeren Weg zu uns zurücklegen, als das zuvor ausgesandte Signal. Die Signale kommen also mit einer höheren Frequenz bei uns an als sie von der Schallquelle ausgesendet werden. Das Martinshorn erklingt höher. Entfernt sich eine Schallquelle, haben hintereinander ausgesandte Signale eine jeweils längere Strecke zurückzulegen; die Signale erreichen uns mit einer niedrigeren Frequenz, das Martinshorn klingt tiefer. Ganz ähnlich verhält es sich mit Licht: Das Licht einer Lichtquelle wird zu höheren Frequenzen beziehungsweise kürzeren Wellenlängen hin verschoben, wenn sich die Lichtquelle auf uns zu bewegt: Es erscheint blauer. Entfernt sich eine Lichtquelle von uns, verschiebt sich ihr Licht zu niedrigeren Frequenzen: Es erscheint rotverschoben.

Um herauszufinden, ob sich ein Stern oder eine Galaxie von uns weg- oder auf uns zubewegt, vergleichen Astronomen die Position bekannter Spektrallinien im Spektrum des Sternenlichts mit Referenzspektren aus dem Labor. So können minimale periodische Schwankungen der Linienpositionen beispielsweise einen Doppelstern oder Exoplaneten bei einem fernen Stern entlarven, da diese Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt mit ihrem unsichtbaren Partner hin- und herpendeln. Anhand der Rotverschiebung fand auch Edwin Hubble heraus, dass sich die meisten Galaxien in größeren Entfernungen von uns fortbewegen. Diese scheinbare Fluchtbewegung ist allerdings der Expansion des Universums zuzuschreiben (siehe hier).

DER BLICK IN DIE VERGANGENHEIT

Nichts bewegt sich im Vakuum schneller als Licht, und dennoch ist die Lichtgeschwindigkeit mit 299.792 Kilometern pro Sekunde endlich. Im Alltag nehmen wir diese Eigenschaft von Licht nicht unmittelbar wahr, doch wir nutzen sie etwa bei der Navigation per GPS: Die Positionsbestimmung geschieht über die Lichtlaufzeiten zwischen einem Objekt und mehreren Empfängern. Bei Entfernungen im Weltraum macht sich die Lichtgeschwindigkeit bald bemerkbar. Ein Radarsignal benötigt über eine Strecke von 384.400 Kilometern von der Erde zum Mond und wieder zurück etwa 2,6 Sekunden; von der Sonne zur Erde – eine Strecke von 150 Millionen Kilometern oder einer Astronomischen Einheit – braucht das Licht bereits acht Minuten.

Im Sonnensystem wird die Lichtgeschwindigkeit auch dann relevant, wenn Funksignale zwischen Satelliten und Erde übertragen werden. So dauerte es beispielsweise 45 Minuten, bis die Raumfahrtingenieure im Kontrollzentrum der ESA am 14. Januar 2014 das erste Signal der über 800 Millionen Kilometer entfernten Raumsonde Rosetta nach ihrem „Winterschlaf“ empfingen und sicher sein konnten, dass der Satellit nach einer langen Ruhezeit noch einwandfrei funktionierte. Von Pluto zur Erde benötigt das Licht schon rund fünf Stunden, wobei die Lichtlaufzeit je nach seiner Bahnposition stark variieren kann. Als die Sonde New Horizons im Juli 2015 an dem Zwergplaneten vorbeiflog, erreichten ihre Daten die Erde mit einer Verzögerung von 4,5 Stunden.

Von der Oortschen Wolke, die das Sonnensystem vermutlich bis in eine Entfernung von 100.000 Astronomischen Einheiten umgibt und die als Reservoir vieler Kometen gilt, benötigt das Licht 1,6 Jahre – man sagt, sie ist 1,6 Lichtjahre entfernt. Dabei entspricht ein Lichtjahr derjenigen Strecke, die Licht im Vakuum in einem Jahr zurücklegt: 9,5 Billionen Kilometer. Bis zu unserem nächsten Stern, Alpha Centauri, ist es mit einer Entfernung von 4,3 Lichtjahren nur knapp dreimal so weit. Die meisten Sterne in Sonnennähe, die wir in Sternbildern sehen, sind bis zu 50 Lichtjahre entfernt.

Je tiefer wir ins All blicken, desto weiter sehen wir also auch in die Vergangenheit. Bis zu unserer Nachbargalaxie, der Andromeda-Galaxie, sind es bereits 2,5 Millionen Lichtjahre. Würden wir in dieser Galaxie heute einen Stern explodieren sehen, hätte sich diese Supernova bereits vor 2,5 Millionen Jahren ereignet. Das ist auch die größte Entfernung, über die wir mit bloßem Auge sehen können: Die Andromeda-Galaxie ist als schwaches Nebelfleckchen im Sternbild Andromeda zu erkennen.

ENTFERNUNGSMESSUNG