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Astronomisches Uhrwerk und die Vermessung des Himmels

Die Astronomie ist die älteste Wissenschaft, sie reicht bis in jene fernen Zeiten zurück, in denen man, der unmittelbaren Anschauung folgend, meinte, die Erde sei flach und liege in der Mitte des Weltalls. Um sie, die »Unbewegliche, Ruhende«, wie die Erde in alten indischen Texten genannt wird, schwinge sich der ganze Himmel in 24 Stunden einmal herum. Allerdings sah man auch, dass es Himmelskörper gibt, die unter den Fixsternen eigene Bahnen ziehen. Bewegungen am Himmel
Man sah, wie sich der Mond schnell vor dem Hintergrund der Sterne bewegt, und erkannte den Jahreslauf der Sonne. Verwirrung und Unruhe riefen ungewöhnliche Ereignisse hervor, besonders Verfinsterungen der Sonne und des Mondes. Man wusste noch nicht, dass sie durch exakte Konjunktionen von Sonne, Erde und Mond Zustandekommen, bemühte sich aber erstaunlich früh, Erfahrungsregeln für ihr Auftreten zu finden, wie schon jungsteinzeitliche Bauten vermuten lassen. Für die Griechen war der grundlegende Unterschied zwischen den fünf hellen, mit bloßem Auge leicht sichtbaren Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn und den unbeweglichen Sternen längst eine elementare Erkenntnis, selbst wenn sie noch an der Vorstellung einer Kristallkugel festhielten, an der die Fixsterne befestigt sein sollten. Es setzte sich die Lehre durch, dass die Wandelsterne (griech.: Planeten), zu denen auch Sonne und Mond gezählt wurden, ihre Bahnen zwischen der im Mittelpunkt ruhenden, bereits als Kugel erkannten Erde und der Sternsphäre auf Kreisen durchlaufen. Im System des Ptolemaios (etwa 90-168 n. Chr.), das im ganzen Mittelalter als verbindlich galt, war die ältere Vorstellung einfacher Kreisbahnen durch ein kompliziertes System exzentrisch angeordneter und aufeinander abrollender Kreise ersetzt worden. Einerseits glaubte man aus philosophischen Gründen an den Kreisen festhalten zu müssen, andererseits wurde es jedoch immer schwieriger, die Beobachtungen durch einfache geometrische Bewegungsmodelle befriedigend darzustellen. Schon im Altertum war vereinzelt der Gedanke aufgetaucht, dass sich die Erde um ihre Achse drehe und gleichzeitig um die in der Mitte ruhende Sonne bewege (Aristarchos von Samos, etwa 310-230 v. Chr.). Aber erst mit dem Werk des Ermländer Domherrn Nicolaus Copernicus (1473-1543) »De Revolutionibus Orbium Coelestium« (1543) gelang der Durchbruch des heliozentrischen Weltsystems. Damit war die Erde endgültig als ein Planet unter anderen Planeten erkannt und die Bedeutung der Sonne als Zentralkörper herausgestellt. Freilich konnte sich auch Copernicus noch nicht von dem Dogma der Kreisbahnen lösen und benötigte wie Ptolemaios exzentrische Punkte, Leitkreise (Deferenten) und Aufkreise (Epizykel), um seine Beobachtungen darzustellen. Aber sein System führte unter anderem dazu, dass die wahren Größenverhältnisse im Sonnensystem und die ungeheure Entfernung der »Fixsterne« besser erkannt wurden. Die Geburt der neuzeitlichen Astronomie
Unvermeidlicherweise stieß das Copernicanische System auf heftigen Widerspruch. Tycho Brahe (1546-1601), ein dänischer Astronom und unermüdlicher Himmelsbeobachter, glaubte, dass sich die anderen Planeten zwar um die Sonne bewegen, dass aber diese selbst mit ihnen, ebenso wie der Mond, um die Erde laufe, die nach wie vor in der Weltmitte ruhe. Das reiche Beobachtungsmaterial Tychos kam in den Besitz seines letzten Mitarbeiters, Johannes Kepler (1571-1630). Dieser hat in jahrelanger, zermürbender Rechenarbeit herausgefunden, dass die Planeten sich nicht in Kreisen, sondern in Ellipsen um die Sonne bewegen, und zwischen 1609 und 1618 die nach ihm benannten drei Grundgesetze der Planetenbewegung veröffentlicht: 1. Die Planeten bewegen sich in Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. 2. Der von der Sonne zum Planeten gedachte Strahl überstreicht in gleichen Zeiträumen gleiche Flächen (was besagt, dass sich der Planet in Sonnennähe am schnellsten bewegen muss). 3. Die Quadrate der Umlaufzeiten zweier Planeten verhalten sich wie die dritten Potenzen ihrer großen Bahnachsen. Dieses 3. Keplersche Gesetz ermöglichte die Bestimmung der Entfernung aller Planeten von der Sonne, sobald man die Astronomische Einheit – die Entfernung zwischen Sonne und Erde – in absolutem Maß kannte, da die Umlaufzeiten längst feststanden. Der Engländer Isaac Newton (1642-1727) vollendete das Werk von Copernicus und Kepler, indem er 1687 in seinem Buch »Philosophiae Naturalis Principia Mathematica« das allgemeine Gravitationsgesetz mathematisch formulierte und mit Hilfe der von ihm miterfundenen Infinitesimalrechnung daraus die Bahnkurven der Himmelskörper ableitete. Die Weite der Sternenwelt
Newtons Zeitgenosse Edmond Halley (1656 bis 1742) wies nach, dass auch die ungeheuer weit entfernten »Fixsterne« nicht »fix« (lat.:, angeheftet) sind, sondern ihre Stellung zueinander im Lauf längerer Zeit merklich ändern können. Doch erst 1838 gelang es erstmals, die Entfernung von Sternen wirklich zu messen: Friedrich Bessel in Königsberg errechnete für einen Stern im Schwan, der durch hohe »Eigenbewegung« aufgefallen war, eine Entfernung von etwa 96 Billionen km, so dass das Licht 11 Jahre braucht, um diese Entfernung zurückzulegen. Dabei sind 11 Lichtjahre fast nichts gegenüber dem Durchmesser unseres Milchstraßensystems, und es gibt ungezählte Millionen solcher Weltinseln im Universum. Die Vermessung des Himmels
Die Größe des Weltalls ist unvorstellbar. Man kann sich zwar einen Begriff davon machen, wie weit es von München bis New York oder von New York bis Sydney ist, auch der Mond ist nicht weiter entfernt, als zehn Reisen um die Erde ausmachen. Aber schon eine Million Kilometer – eine im kosmischen Maßstab recht bescheidene Strecke – übersteigt jedes Anschauungsvermögen. Frühe Entfernungsschätzungen
Im Altertum hatte man noch keinen Maßstab für astronomische Entfernungen und unterschätzte z. B. völlig die Größe der Sonne. Immerhin war es bereits gelungen, die Größe des Erdkörpers erstaunlich genau zu messen. Viel wirklichkeitsnäher wurden die Entfernungsschätzungen, als sich die Erkenntnis durchzusetzen begann, dass die Erde nicht der Mittelpunkt des Universums ist. Giovanni Cassini (1625-1712) kam mit seiner Angabe von 138 Millionen km für die Entfernung zwischen Erde und Sonne der Wahrheit schon näher. Die Bestimmung dieser Größe war eine wichtige Aufgabe, da es sich hierbei um die sogenannte Astronomische Einheit handelt. Ausgehend von der Entfernung Sonne-Erde konnte man dann leicht ein maßstäbliches Modell des ganzen Sonnensystems aufstellen, weil nach dem 3. Keplerschen Gesetz eine einfache mathematische Beziehung zwischen der Umlaufzeit eines Planeten und seiner mittleren Entfernung von der Sonne besteht. Die Umlaufzeiten waren durch Beobachtungen längst gut bekannt: beispielsweise für die Erde ein Jahr zu 365,25 Tagen, für den weiter entfernten Mars etwa 687 Tage. Das Parallaxenverfahren
Um die Entfernungen der Planeten von der Erde zu bestimmen, bediente man sich der Parallaxen. Dieses auch bei der Landvermessung angewandte Verfahren beruht darauf, dass ein mäßig weites Objekt sich vor einem entfernten Hintergrund in verschiedener Stellung abzeichnet, je nach der Position des Beobachters. Wenn der Beobachter seine Stellung quer zum Objekt um eine bestimmte Basisdistanz verschoben und jedes Mal die Winkel zum Objekt gemessen hat, kann er mit Hilfe der Trigonometrie leicht die Entfernung des Objektes berechnen. Edmond Halley (1656-1742) schlug vor, das an sich recht seltene Ereignis der Venusdurchgänge – wenn die Venus von der Erde aus vor der Sonnenscheibe zu sehen ist – für eine Absolutmessung ihrer Entfernung zu benutzen. Versuche in den Jahren 1761 und 1769 brachten nur Teilerfolge: Kapitän Cook war dazu sogar eigens in die Südsee, nach Tahiti, entsandt worden. Die nächsten Durchgänge in den Jahren 1874 und 1882 wurden von großen Expeditionen beobachtet. Die Astronomische Einheit ergab sich übereinstimmend mit knapp 150 Millionen km. Eine unerwartete Schwierigkeit bereitete der optische Effekt, dass die Venus vor dem Sonnenrand wie ein »schwarzer Tropfen« erschien, der sich nur zäh ablöste, so dass der genaue Zeitpunkt des beginnenden Durchgangs nicht exakt festzustellen war. 1877 bemühte man sich, auch die Parallaxen der drei Kleinplaneten Iris, Victoria und Sappho, die als sternartige Punkte erscheinen mussten, zu bestimmen. Als 1931 der Planetoid Eros in nur 24 Millionen km Entfernung an der Erde vorbeizog, lief ein weltweites Beobachtungsprogramm zur präzisen Messung seiner Parallaxe. Neue Verfahren bedienen sich der Radartechnik. Dabei wird ein kurzer Stoß hochfrequenter Energie auf das Objekt gerichtet, von diesem zur Erde reflektiert und als Echo aufgefangen. Da die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Radiowellen gleich der des Lichts, somit bekannt und unveränderlich ist, ergibt sich aus der Verzögerung des Echos gegenüber dem Sendeimpuls, also der doppelten Laufzeit der Wellen zwischen der Erde und dem Himmelskörper, dessen Entfernung. Die Länge der Astronomischen Einheit liegt heute bei 149 600 000 km. Das Problem der Sternentfernungen
Die Entfernungen der Sterne, selbst der unserem Sonnensystem nächsten, sind so gewaltig, dass ihre Bestimmung besonders schwierig war. Auch hier begann man mit optischen Parallaxen. Als Basis diente der Durchmesser der Erdbahn, indem die erforderlichen Winkelmessungen gegenüber dem Hintergrund weit entfernter Sterne in Abständen von einem halben Jahr vorgenommen wurden. Friedrich Bessel (1784-1846) fand 1838 heraus, dass ein schwacher Stern im Schwan 11 Lichtjahre entfernt ist. Ein Lichtjahr ist die Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt, also rund 1013 (genau 9 460 000 000 000) km. Für die näher befindlichen Sterne reichen die optischen Parallaxen aus, aber bei einigen Hundert Lichtjahren werden die Winkeländerungen so winzig, dass man weniger direkte Methoden anwenden muss. So kann man aus dem Spektrum eines Sterns auf seine wahre, absolute Helligkeit schließen und aus dem Vergleich mit der beobachtbaren scheinbaren Helligkeit die Entfernung ableiten. Der Durchmesser unseres ganzen Milchstraßensystems liegt bei 100 000 Lichtjahren. Es gibt aber sehr viele solcher Sternsysteme. Manche im Fernrohr wie Nebel erscheinende Objekte sind in Wirklichkeit Ansammlungen von Myriaden Sternen, die viele Millionen Lichtjahre entfernt sind. Um die Entfernung solcher »Weltinseln« zu bestimmen, konnte man sich zunächst einer Beziehung zwischen der absoluten Leuchtkraft und der Periode des Lichtwechsels bestimmter veränderlicher Sterne bedienen. Noch weiter hinaus kam man mit der Rotverschiebung im Spektrum ganzer Galaxien, die mit der Entfernung offenbar zunimmt.

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