Entfernungsmessung im Universum

Entfernungen zu messen zählt in der Astronomie zu den schwierigsten Aufgaben überhaupt, da wir auf eine flächig erscheinende Himmelssphäre hinausschauen. Um die dritte Dimension des ausgedehnten Universums zu schließen, wenden die Astronomen unterschiedliche, einander überlappende Methoden an. Dabei arbeiten sie sich durch das Aneinanderreihen der Verfahren stufenweise in die Milliarden von Lichtjahren überspannenden Weiten des Weltalls vor, gewissermaßen von Leitersprosse zu Leitersprosse. Die Fachleute sprechen daher von einer „kosmischen Entfernungsleiter“.

Trigonometrische Parallaxe

Die erste Stufe zu den Sternen zu erklimmen ermöglichte den Astronomen die Parallaxen-Methode, ein Verfahren, das auf rein geometrischen (also mathematischen) Grundlagen beruht. Es handelt sich dabei um das trigonometrische Anpeilen eines entfernten Punktes oder Objektes aus verschiedenen Richtungen. Unter parallaktischer Verschiebung (kurz: Parallaxe) versteht man die scheinbare Positionsverschiebung eines Zielobjekts auf Grund des Standortwechsels eines Beobachters. Dies ist auch der Winkel zwischen den Geraden, die von den zwei Standorten auf das Objekt gerichtet sind. Der Abstand der beiden Standorte, vom beobachteten Objekt aus gesehen, ist die „Basislinie„.

Ein leicht nachzuvollziehendes Beispiel für eine parallaktische Verschiebung ist der sog. „Daumensprung„. Hält man einen hochgestreckten Finger vors Gesicht und schließt abwechselnd ein Auge, springt der Finger vor dem Hintergrund scheinbar hin und her, da er den Augen viel näher ist als die Umgebung. Je näher der Finger vor dem Gesicht ist, desto größer wird die Verschiebung ausfallen. Wenn man dann die Entfernung zwischen den Augen (Basislinie) voneinander misst (circa 6,5 Zentimeter) und die Größe des Winkels bestimmt, um den sich der Finger beim Umschalten von einem Auge auf das andere Auge verschiebt (sie beträgt bei ausgestrecktem Arm und durchschnittlicher Armlänge etwa sechs Winkelgrad), findet man durch die Konstruktion eines Dreiecks heraus, wie weit der Finger von den Augen entfernt ist.

Die Parallaxenverschiebung naher Objekte nutzt auch unser Gehirn, um Abstände einzuschätzen. Um die Entfernungen von Himmelskörpern mit der Parallaxe zu bestimmen, kann man zwei Beobachtungspunkte auf der Erdoberfläche verwenden. Auf diese Weise konnte erstmals die Distanz zum Mond und zu nahen Planeten gemessen werden. Frühere Astronomen entdeckten bei der Venus noch eine andere Möglichkeit zur Entfernungsbestimmung: Sie maßen bei ihren auf der Erde zu beobachtenden seltenen Durchgängen vor der Sonne die Parallaxe relativ zum Sonnenrand. So erbrachten sie auch erste Werte für den Radius der Erdbahn um die Sonne.

Um die Entfernung von Sternen zu berechnen, müssen die Astronomen als Parallaxe zwei Punkte auf der irdischen Umlaufbahn um die Sonne nehmen. Der Stern entspricht dabei dem Finger, die Position der Erde auf der Sonnenumlaufbahn den Augen. Die maximal möglich Basislinie für die Messung ergibt der Durchmesser der Umlaufbahn, der seinerseits mit den Parallaxen der Planeten im Sonnensystem ermittelt wurde. Er beträgt zwei Astronomische Einheiten (AE), wobei eine AE dem Abstand der Erde von der Sonne (rund 150 Millionen Kilometer) entspricht.

Für die weiteren Berechnungen beobachten die Astronomen die Position des Sterns am Himmel, wenn die Erde auf entgegengesetzten Seiten ihrer Bahn um die Sonne steht, was Messungen nach sechs Monaten entspricht. Dabei erscheint die Position naher Sterne am Himmel geringfügig perspektivisch versetzt. Aus den Werten der parallaktischen Verschiebung lässt sich jetzt mittels einfacher Trigonometrie die Stern-Distanz errechnen. Mit dieser Messung konnte Friedrich Wilhelm Bessel erstmals 1838 die Entfernung eines Sterns bestimmen.

Damit hatten die Astronomen auch eine neues Entfernungsmaß an der Hand. Beträgt die Parallaxe eine Bogensekunde (1/3600 Winkelgrad), sprechen wir von einem Parsek (Abkürzung für Parallaxe von einer Bogensekunde). Ein Parsek entspricht einer Entfernung von rund 9,5 Billionen Kilometern (ca. 1013 km) oder 3,26 Lichtjahren. Ein Megaparsek (eine Million Parsek), wäre eine Strecke, die etwa dreißig Mal so groß ist wie der Durchmesser unserer Milchstraße: etwa 30 Trillionen Kilometer.

Die parallaktische Verschiebung fällt umso kleiner aus, je weiter der Stern von uns entfernt ist; sie nimmt umgekehrt proportional zur Entfernung ab. Nähere Objekte zeigen also eine größere Parallaxe als ferne. Bei dem mit 4,22 Lichtjahren nächsten Stern, Proxima Centauri, beträgt die Parallaxe lediglich eine dreiviertel Bogensekunde, etwa 1/5000stel Grad. Mit dieser Beobachtungsgenauigkeit könnte man bei einer Fliege, die in einem Kilometer Entfernung auf einer Blume sitzt, den Augenabstand messen. Teleskope auf dem Erdboden können heute gerade noch eine Parallaxe von 0.01 (1/100stel Bogensekunde) auflösen und so Entfernungen von 100 Parsek mit etwa 10% Genauigkeit bestimmen. Mit der Methode der parallaktischen Verschiebung lassen sich so die Entfernungen nur solcher Sterne bestimmen, die sich im Umkreis von etwa 300 Lichtjahren um die Sonne befinden.

Um die Parallaxen-Methode auch auf größere Distanzen ausdehnen zu können, startete die europäische Weltraumbehörde ESA 1989 den Astrometrie-Satelliten Hipparcos, der mit einem Auflösungsvermögen von 0,001 Bogensekunden den zugänglichen Entfernungsbereich um den Faktor 10 vergrößerte. 2013 wurde er von der ESA-Sonde Gaia abgelöst. Mit aktuellen Technologien lassen sich noch Parallaxen von Sternen bis in Entfernungen von Zehntausenden von Lichtjahren messen. Dadurch kommt ein Großteil der Milchstraßensterne in Reichweite. Bei Abständen zu Galaxien außerhalb der Milchstraße lassen sich die Parallaxenwinkel aber nicht mehr genau genug bestimmen. Dies erfordert andere Methoden, die man mit der Parallaxenmethode kalibrieren kann. Diese dient somit also als wichtige Grundlage für größere Abstandsmessungen, als „erste Leitersprosse“ auf dem Weg in den Weltraum.

Absolute Helligkeit

Die zweite Sprosse auf der kosmischen Entfernungsleiter ermöglichte die absolute Helligkeit eines Sterns. Diese kann man auch dann noch bestimmen, wenn ein Stern zu weit weg ist für eine Parallaxenmessung.

Das Hauptproblem war es, geeignete Sterne zu finden, deren Leuchtkraft gut bekannt ist und die hell genug waren, damit man sie auch noch in größeren Entfernungen eindeutig identifizieren konnte. Sie müssen eine einheitliche Helligkeit haben, oder ihre Helligkeit muss in einer festen Beziehung zu einer anderen , entfernungsunabhängigen Größe der Objekte stehen. Die Astronomen sprechen von Standardkerzen. Kennt man die Leuchtkraft einer weit entfernten Standardkerze, kann ihre Helligkeit mit hoher Genauigkeit umgerechnet und damit die kosmische Distanz des Sterns bestimmt werden.

Die Astronomen suchten also den Himmel nach weiter entfernten Sternen ab, von denen sie annehmen mussten, dass sie in Wirklichkeit ebenso hell leuchten wie die vorher direkt gemessenen sonnennahen Sterne. Dann verglichen sie deren auf der Erde gemessenen scheinbaren Helligkeiten mit denen der weiter entfernten. Da die Intensität einer Lichtquelle mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, würde uns bei zwei hinsichtlich der Leuchtkraft identischen Sternen in vier und acht Lichtjahren das Licht des vier Lichtjahre entfernten Himmelskörpers nicht doppelt, sondern vierfach so hell erscheinen. Umgekehrt würde die scheinbare Helligkeit des ferneren Sterns ein Viertel von der des näheren betragen.

Ursprünglich fand die Messung der Helligkeit über den Spektraltyp eines Sterns statt, denn die absolute Helligkeit eines Sterns ist eindeutig mit seiner Spektralklasse (gewissermaßen seiner Farbe) verknüpft. So konnten die Astronomen dank der über viel größere Distanzen messbaren Emissionslinien im Sternspektrum den Abstand dieser Sterne errechnen, wenn sie die Spektralklassen anhand von näheren Sternen geeicht hatten. Mittlerweile sind die Parallaxen von Tausenden von Sternen mit unterschiedlicher Genauigkeit vermessen worden, so dass es möglich ist, die Entfernungen verschiedener Sterne weit über die Milchstraße hinaus zu bestimmen.

Allerdings gibt es in der Sonnenumgebung keine Sterne, die so hell leuchten, dass man sie auch über wirklich kosmische Entfernungen hinweg sehen könnte. Daher liefert diese zweite Leitersprosse nur für Objekte in der Milchstraße und ihren Satellitengalaxien akzeptable Ergebnisse.

Cepheiden

Sehr erfolgreich werden heute die Cepheiden als Standardkerzen genutzt. Sie werden nach dem Prototyp des Sterns mit der Bezeichnung Delta im Sternbild Cepheus auch Delta-Cepheiden genannt. Es sind seltene, helligkeitsvariable Riesensterne mit teilweise der 100 000-fachen Leuchtkraft der Sonne, die noch in einer Entfernung von 130 Millionen Lichtjahren erspäht werden können. Sie pulsieren innerhalb weniger Wochen oder Tage periodisch, d. h. sie ändern ihren Radius (ihre Größe) und ihre Farbe aufgrund schwankender Brennphasen regelmäßig wie ein Uhrwerk. Die typischen Perioden reichen zwischen ein und über 130 Tage.

Die entscheidende Beobachtung war, dass die Periode des veränderlichen Sterns ein Maß für seine eigentliche Helligkeit ist. Sterne mit der gleichen Schwankungsdauer leuchten gleich hell. Die „Perioden-Leuchtkraft-Beziehung“ ist linear: Je heller ein Stern leuchtet, desto länger ist seine Periode. Findet man demnach zwei gleichgroße Cepheiden, die bei gleicher Pulsfrequenz verschieden stark leuchten, liegt es an der unterschiedlichen Entfernung.

Mit der Perioden-Helligkeits-Beziehung können wir generell die absolute Entfernung von jedem Cepheiden am Himmel berechnen, vorausgesetzt, dass wir wenigstens die Entfernung zu einem dieser Sterne kennen. Dazu nimmt man ein nahes Exemplar (man findet Cepheiden vor allem in den dünnen Scheibe der Milchstraße) und bestimmt dessen Entfernung mithilfe der Parallaxen-Methode. (Delta-Cephei beispielsweise hat eine Parallaxe von 3,77 Millibogensekunden und eine Periode von genau 5,366341 Tagen.) Dann misst man die Distanz zu einem weiter entfernten Cepheiden, indem man seine Pulsationsdauer misst und daraus die absolute Helligkeit ableitet. Aus der Differenz der scheinbaren und absoluten Helligkeit ergibt sich dann die Entfernung des Sterns.

Einige relativ nahe Cepheiden konnten an den Hyaden, einem Sternhaufen im Sternbild Stier, geeicht werden. Diese sind mit geometrischen Methoden gerade noch erreichbar. Es ließ sich ihre Entfernung bestimmen, die bei 156 Lichtjahren liegt. Dadurch ist der Abstand einiger Cepheiden von der Erde bekannt, und damit ihre tatsächliche Leuchtkraft.

In unseren nächsten Nachbarn im All, den Magellan’schen Wolken am Südhimmel, und auch noch im zwei Millionen Lichtjahre entfernten Andromeda-Nebel, der nächsten großen Spiralgalaxie, konnten weitere Cepheiden entdeckt und ihre Distanz von der Erde gemessen werden. Da Cepheiden hell strahlen, können die Astronomen mit ihnen auch die Entfernung weiter gelegener Galaxien verlässlich bestimmen. Je weiter man aber in den Raum blickt, umso schwieriger wird es, noch einzelne Cepheiden aufzuspüren und mit ausreichender Genauigkeit zu beobachten. Erst die hohe Empfindlichkeit des Hubble-Weltraumteleskops – das jenseits der störenden Erdatmosphäre arbeitete – hat es ermöglicht, Cepheiden in großen Distanzen von bis zu 65 Millionen Lichtjahren zu beobachten. (So machte man im Jahr 1995 Cepheiden in einer Galaxie des 56 Millionen Lichtjahre entfernten Virgo-Haufens aus.)

[Einige Forscher sind sich bis heute allerdings unsicher,, ob man die Cepheiden und ihr Umfeld richtig versteht bzw. ob diese eine wirklich präzise Entfernungsmessung erlauben. So driften die hellen Riesensterne oft in mit kosmischem Staub gefüllten Sternhaufen durchs All, was die Abschätzung ihrer Helligkeit verzerren könnte.]

In den ferneren Galaxien, jenseits der Entfernung von 65 Millionen Lichtjahren, lassen sich keine einzelnen Sterne mehr auflösen. Das bedeutet, dass die bewährte Cepheidenmethode bei ihnen nichts bringt. Wir benötigen also andere Verfahren bzw. andere Standardkerzen als Messhilfe. Das Problem ist allerdings, im Universum entsprechende Marker mit bekannter Leuchtkraft zu identifizieren.

Galaxien

Als Lösung bot sich die Leuchtkraft einer Galaxie an. Drei Methoden zu ihrer Bestimmung basieren auf bestimmten Eigenschaften von spiralförmigen und von elliptischen Galaxien:

Die Tully-Fisher-Relation besagt, dass die Rotationsgeschwindigkeit einer Spiralgalaxie mit ihrer Leuchtkraft korreliert. Je heller eine Galaxie strahlt, desto massiver scheint sie zu sein, und umso schneller muss sie rotieren, um stabil zu bleiben. Die Korrelation ist exzellent, wie die Beobachtung von Hunderten von Spiralgalaxien zeigt. Wir messen also einfach die Rotationsgeschwindigkeit und wissen so auch, wie hell die Galaxie ist. Dann messen wir die für uns sichtbare Strahlung. Der Unterschied, den wir durch das Entfernungsgesetz („Leuchtet eine Galaxie nur ein Viertel so hell wie eine zweite mit ansonsten ähnlichen Eigenschaften, so ist sie schätzungsweise doppelt so weit entfernt“ ) ermitteln, erlaubt es uns, ihren Abstand von uns zu messen – bei einer Unsicherheit von 10 bis 20%.

Für elliptische Sternsysteme gibt es eine ähnliche Beziehung: Die Sterne in den hellsten dieser Galaxien weisen einen größeren Bereich von Umlaufgeschwindigkeiten auf, haben also eine größere Geschwindigkeitsstreuung. Ein drittes Verfahren nutzt den Umstand, dass es mit zunehmender Entfernung immer schwieriger wird, einzelne Sterne in einer Galaxie zu erkennen. Aus der Stärke der Helligkeitsvariationen kann man auf die Entfernung schließen.

Viele astronomische Entfernungen wurden inzwischen bereits mittels dieser einfachen Beziehungen gemessen. Alle diese Verfahren lassen sich allerdings nur bis zu einer Entfernung von etwa 150 Megaparsek nutzen. Die Methoden versagen also vollkommen für sehr weit entfernte Sternsysteme, denn die Größen und Leuchtkräfte der Galaxien verändern sich im Laufe der kosmischen Entwicklung.

Supernovae Ia

Supernovae vom Typ Ia eignen sich ganz hervorragend als kosmische Standardkerzen. Sie ereignen sich in Doppelsternsystemen, in denen vermutlich nach und nach Materie eines ausgedehnten Sterns auf einen kompakten Weißen Zwerg übergeht.

Weiße Zwerge sind Sterne mit dem Radius der Erde und der Masse der Sonne. Es sind die heißen Kerne Roter Riesen, die übrig bleiben, wenn jene ihre Sternhülle abgeworfen haben. Sie bestehen im Normalfall im Innern aus heißer entarteter Materie (Materie in einem Zustand, der aufgrund quantenmechanischer Effekte von dem in der klassischen Physik üblichen abweicht) von extrem hoher Dichte, haben aber trotz hoher Oberflächentemperatur nur eine geringe Leuchtkraft.

Erreicht die Masse des Weißen Zwergs ungefähr 1,4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Limit), fusioniert sein Wasserstoff wie bei einer Wasserstoffbombe und der Stern kollabiert. Der Stern explodiert und leuchtet innerhalb einiger Stunden oder Tage sehr hell auf. Dabei kann er so hell wie 10 Milliarden Sonnen werden und ist darum noch in weiter Ferne sichtbar. Dann verblasst er binnen Wochen. Es ist also immer dieselbe kritische Masse, bei welcher der Kollaps einsetzt, dementsprechend auch dieselbe Energie, die frei wird. Die Kaskade physikalischer Prozesse läuft dabei stets mehr oder weniger gleich ab. Da also die Zündbedingungen, die maximale Helligkeit und die Zeitdauer bei allen Supernovae dieses Typs stets etwa gleich sind, eignen sich diese Phänomene sehr gut als himmlischer Maßstab.

Zunächst lieferten diese Verfahren lediglich relative Entfernungen. Um absolute Entfernungen zu erhalten, benötigten die Astronomen eine möglichst gute Eichung mit einer Supernova des gleichen Typs, deren Entfernung bekannt war. Die benötigte Kalibrierung lieferten dabei Cepheiden. Aufgrund detaillierter Beobachtung weiterer naher Supernovae des Ia-Typs mit den modernsten Teleskopen gelang es den Forschern, sie zu den zuverlässigsten kosmologischen Standardkerzen zu machen und damit zu einem wertvollen Werkzeug, um kosmische Entfernungen zu messen. Sobald das Licht einer Sternexplosion dieses Typs die Erde erreicht, können Astronomen auf Basis der gemessenen Helligkeit den Abstand der Quelle von der Erde bestimmen – einfach gemäß dem Gesetz, wonach die Helligkeit mit dem Quadrat der Entfernung zunimmt (s. o.).

1987 hatte eine Supernova in der Großen Magellan’schen Wolke unerwartet die Möglichkeit geboten, die kosmische Entfernungsskala zu überprüfen. Aus den gefundene Werten ergab sich eine Entfernung zu dieser Galaxie von etwa 169 000 Lichtjahren, was gut mit den Werten übereinstimmte, die mit klassischen Methoden (Cepheiden) gemessen wurden. Bei einer zweiten unabhängigen Methode wurde eine Entfernung von 160 000 Lichtjahren ermittelt. Dies ist – für astronomische Verhältnisse – eine hervorragende Übereinstimmung mit dem vorher ermittelten Wert.

1999 stellte man allerdings fest, dass die etwas helleren Sternexplosionen ein wenig länger leuchten. Die Ursache für die Dehnung der Lichtkurve ist die Expansion des Raumes. Die Astronomen mussten daher eine Beziehung zwischen der Helligkeit und der Form der Lichtkurve der Supernova berechnen und eine neue Eichung vornehmen, um zu genaueren Werten für die Entfernung zu kommen.

Supernovae vom Typ Ia liefern Ergebnisse mit halb so großer Unsicherheit wie Galaxien. Da sie extrem hell sind, werden Messungen von Entfernungen möglich, die bis zu 100mal weiter ins Universum hinausreichen als mit Cepheiden – rund 400 Megaparsek. In dieser Entfernung beträgt die Fluchtgeschwindigkeit bereits 30 000 km/s, die typischen Eigenbewegungen der Galaxien von 200 bis 300 km/s fallen also nur noch mit weniger als einem Prozent ins Gewicht. Es gelang den Astronomen sogar, die Entfernungen von Supernovae zu messen, die explodierten, als das Universum halb so alt war wie heute.

Allerdings sind Supernovae vom Typ Ia unvorhersagbar und selten. Sie ereignen sich in einer typischen Galaxie schätzungsweise nur einmal pro Jahrhundert, so dass es nötig ist, ständig weite Himmelsbereiche mit empfindlichen Teleskopen zu überwachen, um möglichst viele dieser Phänomene zu erfassen.

[Die Grundidee, dass alle Supernovae Ia genau dann explodieren, wenn sie 1,4 Sonnenmassen erreicht haben, lässt sich nach Meinung einiger Astronomen aber kaum noch generell aufrechterhalten. Die genauen Umstände einer derartigen Explosion ist nach neuen Studien komplizierter als gedacht. Danach saugt ein Weißer Zwerg in einem Doppelsystem von einem anderen Weißen Zwerg Masse ab, bis er schließlich in einer doppelten Detonation explodiert. Dabei zerbricht zuerst die Hülle aus Helium, die den Weißen Zwerg umgibt. Diese erste Detonation löst wohl schließlich die Explosion des Kohlenstoff-Kerns aus. Diese Art der Supernova-Explosion würde knapp unter der Massegrenze des Chandrasekhar-Limits liegen. Trotzdem können die Supernovae vom Typ Ia auch weiterhin als kosmische Distanzmesser dienen.]

Alternativen

Mittlerweile ist es den Astronomen gelungen, die kosmische Distanzleiter Sprosse für Sprosse zu präzisieren und die unvermeidlichen systematischen Fehler dabei immer besser in den Griff zu bekommen. Trotzdem birgt das Hochklettern auf der kosmischen Abstandsleiter immer noch eine ganze Reihe von Unsicherheiten und Ungenauigkeiten, die u. a. auch aus der Abhängigkeit vom Kosmologischen Standardmodell resultieren, das von einer Reihe wichtiger Annahmen (z. B. der Dunklen Energie) ausgeht. Die Forscher versuchen daher, Alternativen zu den bisherigen Leitersprossen zu entwickeln.

Inzwischen gibt es gut ein Dutzend verschiedener Typen von Standardkerzen. 2011 ermittelten die Kosmologen die absolute Helligkeit von aktiven galaktischen Kernen (Quasaren) und setzten sie in Beziehung dazu, wie hell die Galaxienkerne von der Erde aus erscheinen. So erhält man ein Maß für ihren Abstand von der Erde. Die neue Methode erlaubt es, größere kosmische Distanzen zu messen als vorher möglich war, bis in Entfernungen von etwa 55% vom Radius des sichtbaren Universums.

Supernovae vom Typ II lassen sich ebenfalls als Entfernungsindikatoren verwenden. Bei einer Typ-II-N-Supernova kollidieren die fortgeschleuderten Sternreste mit dem Material, welches das Gestirn zuvor ausgeworfen hatte. Die Zeit zwischen dem Ausbruch der Supernova und der explosiven Kollision beträgt nach ersten Beobachtungen etwa 40 Tage, was auf einen kausalen Zusammenhang beider Ereignisse hindeutet. Mit Hilfe der gemessenen Helligkeit kann dann ihre Distanz bestimmt werden.

Diese Methode funktioniert bis zu Entfernungen von 200 Megaparsek. Da bei solchen Supernovae vom Typ II aber sehr massereiche Sterne unterschiedlicher Größe explodieren, zeigen sie eine größere Bandbreite an Leuchtkräften als die Vertreter vom Typ Ia und sind deshalb keine guten Standardkerzen. Allerdings lässt sich ihre Entfernung durch spektroskopische Untersuchungen ihrer expandierenden Hüllen und durch fotometrische Messungen ihres Winkeldurchmessers ermitteln.

Eine andere Möglichkeit zur Bestimmung von kosmischen Entfernungen sind beispielsweise sog. Megamaser, die oft viele hundert Millionen Lichtjahre entfernt sind. Bei ihnen handelt es sich vermutlich um supermassereiche Schwarze Löcher mit vielen Millionen Sonnenmassen, die von Molekülwolken umkreist werden. Dank der markanten Strahlung, die von diesen Systemen ausgeht, kann man u. a. den Abstand der Wolken vom Schwarzen Loch ermitteln und auf Umwegen letztlich ihren Abstand zu uns. Leider sind bisher nur wenige solcher Systeme bekannt.

Auch mit Hilfe von Gravitationslinsen lassen sich kosmische Entfernungen schätzen. Darunter versteht man sehr massereiche Objekte, deren Wirkung groß genug ist, um Licht abzulenken. Vor allem sind das große elliptische Galaxien oder Galaxienhaufen, aber auch Schwarze Löcher. Sie „verbiegen“ den Raum (genauer: die Raumzeit) derart, dass sich Lichtstrahlen in ihrer Nähe nicht geradlinig, sondern gekrümmt ausbreiten, so dass gigantische Verzerrungen auftreten. Ein Quasar oder eine Galaxie, die hinter der Gravitationslinse liegen, erscheinen dabei nicht nur bogenförmig verzerrt und auseinandergezogen, sondern auch wie durch eine riesige Lupe vergrößert – manchmal um einen Faktor von 20 bis 100. Auf diese Weise erzeugen Gravitationslinsen in ihrer Helligkeit verstärkte Abbilder von leuchtenden astronomischen Objekten, die sich, von der Erde aus gesehen, hinter ihnen befinden.

Besonders interessant ist diese Anordnung, wenn die Helligkeit einer Quelle im Hintergrund variiert, was beispielsweise bei Quasaren der Fall ist. Befindet sich die Gravitationslinse außerdem minimal neben der kürzesten Verbindung zwischen Quelle und Beobachter, erscheint dieses Flackern auf der Erde nicht gleichzeitig, sondern für die jeweiligen Bilder der Quelle kurz hintereinander, da ihr Licht unterschiedlich lange unterwegs ist. Nimmt man ein System aus zwei „gravitationsgelinsten“ Bildern eines weit entfernten Objekts und misst die Zeitverzögerung zwischen beiden Bildern, kann man daraus auf die absolute Entfernung zum Objekt schließen. Damit hat man eine elegante Möglichkeit gefunden, mit Hilfe des Gravitationslinseneffekts die kosmische Entfernungsskala zu eichen.

REM

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