Table Of ContentNigel Henbest und Michael Marten
DieNeue Astronon1ie
Aus dem Englischen übersetzt
von Tony Westermayr
Wissenschaftliche Beratung
Prof. Dr. Bemhard Koch
Springer Basel AG
Dank
Spezieller Dank geht an Heather Couper, Mandy Caplin,
Nigel Coke, Rosemary Taylor und Salim Pat el.
Das Buch wäre nicht möglich gewesen ohne die Hilfe vieler
einzelner, die Hinweise auf Bilder gaben, Bildmaterial zur
Verfügung stellten oder eigens für uns anfertigten.
Besonderer Dank für ihre Zeit und Mühe geht deshalb an:
David Allen, R. ]. Allen, Phil Appleton, John F. Arens,
Paul Atherton, Rainer Beck, Sidney van den Bergh,
Ralph Bohlin, Peter Clegg, Robin Conway, Bryn Cooke,
Karl Esch, Fred Espenak, Giovanni Fazio, Eric Feigelson,
John C. Geary, Leon Golub, John C. Good, Steve Gull,
Ted Gull, Brian Hadley, Ken Hartley, Paul & Tony Jorden,
DanielA. Klinglesmith, William Hsin-Min Ku, MarthaLiller,
David Malin, Tom Muxlow, Maleolm Niedner, P. Nisenson,
Agnes Paulsen, John Pye, Matthew Schnepps, Fred Seward,
Tom Stephenson, Larry D. Travis, Patrick Wallace,
John Walsh, Margaret B. Weems, Richard Willingale.
Die Otiginalausgabe erschien 1983 unter dem Titel
•>The New Astronomy~
© 1983 Science Photo Books Ltd.
Text: Nigel Henbest
Bildbeschaffung und -auswahl: Michael Marten
Buchgestaltung: Richard AdamsfADCO
Diagramme: David Parker
CIP-Kurztitelaufnahme der Deutschen Bibliothek
Die Neue Astronomie f Nigel Henbest u. Michael
Marten. Aus d. Engl. übers. von Tony Westermayr.
~Basel; Boston; Stuttgart: Birkhäuser, 1984.
Einheitssacht.: The new astronomy
ISBN 978-3-7643-1616-7
NE: Henbest, Nigel [Mitverf.]; EST
Die vorliegende Publikation ist urheberrechtlich geschützt. Alle
Rechte vorbehalten. Kein Teil dieses Buches darf ohne schriftliche
Genehmigung des Verlages in irgendeiner Form durch Fotokopie,
Mikrofilm oder andere Verfahren reproduziert oder in eine für
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bare Sprache übertragen werden. Auch die Rechte der Wiedergabe
durch Vortrag, Funk und Fernsehen sind vorbehalten.
© 1984 Springer Basel AG
Ursprünglich erschienen bei Birkhäuser Verlag, Basel 1984
Softcover reprint of the hardcover 1st edition 1984
Umschlaggestaltung: Albert Gomm asgfswb
ISBN 978-3-7643-1616-7 ISBN 978-3-0348-6748-1 (eBook)
DOI 10.1007/978-3-0348-6748-1
Inhalt
1 Die Neue Astronomie . . . . . . . 6 7 Radioastronomie . . . . . . . . . . . 122
2 Sonnensystem . . . . . . . . . . . . . . 15 8 Milchstraßensystem . . . . . . . . 134
Die Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 Das galaktische Zentrum . . . . . . 142
Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 Die Große Mageilansehe Wolke . 146
Jupiter...................... 29
Saturn . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34 9 Ultraviolettastronomie . . . . . 152
3 Optische Astronomie . . . . . . . 40 10 Normale Galaxien .......... 160
Die Andromeda-Galaxie (M31) . 163
4 Sternentstehung . . . . . . . . . . . . 57 M33 ......................... 171
M51 ......................... 175
Orion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
M101 ........................ 179
Pferdekopfnebel.............. 63
M81/82-Gruppe ............... 182
Orionnebel................... 65
M81 ......................... 184
Orions infrarote Gaswolken . . . . 70
M82 ......................... 186
W3 ......................... 74
Carina-Nebel . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
Eta Carinae . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80 11 Röntgen- und Gammastrahlen
Hyaden . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82 Astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . 192
5 Infrarotastronomie . . . . . . . . . 84 12 Aktive Galaxien ............ 206
Centaurus A ................. 208
6 Sternuntergang . . . . . . . . . . . . 92 Cygnus A .................... 216
NGC 7027.................... 94 M87 ......................... 219
Krebsnebel . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97 NGC 1275 .................... 225
Tychos Supernovaüberrest ..... 104 3C 273 ....................... 228
Cassiopeia A . . . . . . . . . . . . . . . . . 106 Doppelquasar . . . . . . . . . . . . . . . . 232
Vela-Supernovaüberrest ....... 112
Bildquellen .................. 236
ss
433 ....................... 116
G109.1-1.0 ................... 120 Personen- und Sachregister . . . . 238
1 Die Neue Astronomie
Die »neue Astronomie« ist eine Erscheinung der letzten zwei optische Strahlung aus dem Weltraum vorhanden ist. Zwei
oder dreiJahrzehnteund hat unsere Vorstellung vom Univer Haupthindernisse wurden allerdings erst in den vergangeneo
sum von Grund auf umgekrempelt. Während die traditionelle Jahrzehnten überwunden. Erstens gibt es technische Pro
Astronomie sich damit befaßte, das Licht - optische Strah bleme. ·Wir müssen neuartige Teleskope bauen, um andere
lung - von Objekten im Weltraum zu studieren, erlaßt die Strahlungsarten einzufangen und sie zu einem Bild zusam
neue Astronomie alle Strahlungen, die Himmelsobjekte aus menzufügen. Ferner müssen wir neue Detektoren entwickeln,
senden: Gammastrahlen, Röntgenstrahlen, ultraviolettes, die das Bild registrieren und es uns auf eine Weise zeigen, die
sichtbares und infrarotes Licht sowie Radiowellen. wir verstehen können. Das zweite Hindernis ist ein naturge
Der Bereich des Lichts ist übrigens erstaunlich schmal. Er gebenes. Die Erdatmosphäre absorbiert den größten Teil der
umfaßt nur Strahlung von Wellenlängen, die 30 Prozent kür Strahlung aus dem Weltraum, bevor sie den Boden erreicht,
zer bis 30 Prozent länger sind als die Wellenlänge, für die und die neuen Detektoren für viele Wellenlängen müssen
unsere Augen die größte Empfindlichkeit besitzen. Die neue hoch über der Atmosphäre im Flug eingesetzt werden (Abbil
Astronomie erfaßt extreme Strahlungen. Die kürzesten Gam dung 1.2). Diese Zweige der neuen Astronomie konnte man
mastrahlen haben Wellenlängen von weniger als einem Mil nicht weiterbetreiben, bis Teleskope von den Raketen hinauf
lionstel, die längstten Radiowellen solche von mehr als dem getragen und von den Satelliten befördert werden könnten,
Hundertmillionenfachen der Wellenlänge des Lichts (Abbil die erst das ~>Raumzeitalter« mit sich brachte.
dung 1.2). Um einen Vergleich mit dem Schall herzustellen: Um das neue Gelände eines weiteren Wellenlängenbereichs
Die traditionelle Astronomie war ein Versuch, die Symphonie zu erobern, begannen die Astronomen in der Regel damit, den
des Universums mit Ohren zu hören, die nur das mittlere C Himmel nach Que)len dieser Strahlung abzusuchen, ihre Hel
und die beiden Töne davor und d;mach wahrnehmen konn ligkeit und Spektren zu messen und einfache Karten herzu
ten. stellen, oft als Konturendiagramme. Erst später können die
Der rasche Aufstieg der neuen Astronomie beruht zum Teil Teleskope und Detektoren genauere Bilder der beobachteten
auf der zufälligen Entdeckung von Radiowellen außerhalb Objekte liefern. Die Folge ist, daß Bilder bei anderen Wellen
der Erde in den dreißiger Jahren. Sie bewiesen, daß nicht- längen als dem des Lichts erst seit den letzten Jahren zur
Abb. 1.1 Diese Radioaufnahme der Galaxie JC449 zeigt Strahlen, die
mehr als eine Million Lichtjahre vom Kern (grünes Oval in der Mitte)
hinausreichen. Die Radiohelligkeit wird angezeigt durch Farbe, der
Hintergrundhimmel ist dunkelblau, zunehmend hellere Emissions
zonen sind rosarot, gelb und grün; der Norden ist links. Die Strahlen
Die Neue Astronomie 7
Verfügung stehen. Überdies sind Computertechniken ent ten Gebilde im Universum, aber unsichtbar, außer für Astro
wickelt worden, um diese Bilder zu verarbeiten. Frühere nomen, die Radioteleskope benützen (Abbildung 1.1).
Astronomiebücher mußten sich zur Bebilderung auf optische Die Strahlungen, von denen die Bilder in diesem Buch
Aufnahmen stützen, und das sogar dort, wo sie sich mit herrühren, tragen verschiedene Namen - etwa Röntgen
Aspekten der neuen Astronomie befaßten. Dieses Buch legt strahlen oder Radiowellen - sind aber ihrer Art nach grund
zum erstenmal eine Sammlung von Bildern vor, die alle Seiten sätzlich gleich, nämlich *Wellem, die aus schwankenden elek
der neuen Astronomie zeigen. Optische Aufnahmen bleiben trischen und magnetischen Feldern bestehen und sich von
nicht unberücksichtigt, sondern nehmen ihren· natürlichen einer Quelle her ausbreiten-sei es Stern, Pulsar oder Quasar.
Platz als nur eine von vielen Sehweisen ein, zu denen wir jetzt Der Unterschied liegt in der Wellenlänge, der Entfernung von
imstande sind. Bei allen Bildern ist Norden oben, außer, wo »Berg« zu *Berg« der elektrischen Welle, vorstellbar ganz ähn
anders angegeben. lich wie die Aufeinanderfolge von Meereswellen.
In vielen Fällen ist das optische Bild am wenigsten interes Sichtbares Licht ist Strahlung von •>mittlerer« Wellenlänge
sant. Dunkle Staubwolken im Weltraum verbergen völlig die ungefähr 400 Nanometer (ein Nanometer ist ein Millionstel
Stellen, wo Sterne entstehen - Regionen, deren Einzelheiten Millimeter). Im alltäglichen Sinn sind die Wellen sicherlich
bei Infrarot- und Radiowellenlängen mühelos sichtbar wer kurz: Um die Dicke dieser Buchseite zu umspannen, wären
den. Das Gas im Weltraum ist lichtdurchlässig und von opti mehr als hundert Wellenberge erforderlich. Das menschliche
schen Teleskopen nicht erfaßbar, gibt aber Radiowellen und Auge nimmt Licht unterschiedlicher Wellenlänge als die ver
Gammastrahlen ab, so daß sie bei diesen Wellenlängen hell schiedenen Farben des Regenbogens wahr: Das rote Licht hat
leuchtend hervortreten. Ferne Galaxienhaufen halten Wol die längsten Wellen, von Berg zu Berg rund 700 Nanometer;
ken von sehr heißem Gas mit einer Temperatur von Millionen Blauviolett ist das kürzeste, mit Wellenlängen von etwa 400
Grad gefangen, und diese sind nur durch ihre Röntgenstrah Nanometern.
lenemission erkennbar. Explosionen im Mittelpunkt mächti Strahlung mit kürzeren Wellenlängen ist für das Auge un
ger Galaxien schleudern strahlenförmig Elektronen hinaus, sichtbar. Der Strahlungsbereich mit Wellenlängen von 390 bis
die ungeheure Säcke von Magnetfeldern aufblähen-die größ- hinunter zu 10 Nanometern ist das Ultraviolett. Das sind die
bestehen vermutlich aus sehr schnellen Elektronen, die sich ausbreiten
und an ihren Außenrändern große, diffuse Wolken von Radiostrah
lung bilden. Ströme und Wolken sind für optische Teleskope völlig
unsichtbar.
8 Die Neue Astronomie
ART DER RÖNTGEN
GAMMASTRAHLEN INFRAROT RADIOWELLEN
STRAHLUNG STRAHLEN
0.0001
WELLEN MIKRON
LÄNGE
10 MILLIMETER
10 100 ZE
ABGESTRAHLT
VON OBJEKTEN
BEl INER
TEMP RATUR
VON
VON KOSMISCHEN
STRAHL N. DIE VON ELEKTRO EN
STRAHLUNGS GASATOME IN W LTRAUM IN MAGNHF LDERN
OUELLEN UND NEBELN TREFFEN (SYNCHROTONSTAAHLUNG)
300
z
ABSORPTION a:
200 w
IN DER tü
RD- 0~
ATMOSPHARE >..<.J
~
100 UJ
I
0
J:
MEERES
HOHE
ABSORBIERT
VON
TELESKOPE ZUR
HERSTELLUNG ERDROTATIONS ANTENNENFELD
MIT FREQUENZAUFBEREITUNG
VON BILDERN
DETEKTOREN
ART DER GAMMASTRAHLEN RÖNTGEN IN RAROT RADIOWELLEN
STRAHLUNG STRAHLEN
Abb. 1.2 Strahlung unterschiedlicher WeUenlängen wird hervorge Erdatmosphäre absorbiert und verlangen nach verschiedenen Arten von
rufen von diversen Prozessen in verschiedenen Typen astronomischer Teleskopen und Detektoren (unten).
Objekte (oben). Die Wellen werden in unterschiedlichem Maß von der
Die Neue Astronomie 9
Abb. 1.3 Diese Röntgenstrahlenansicht des Galaxiehaufens Hydra A
zeigt nicht die Galaxien selbst, sondern eine gigantische Gaswolke zwi
schen ihnen. Das Gas hat eine Temperatur von 100 Millionen Grad und
ist, außer für Röntgenstrahlenteleskope, unsichtbar.
Tatsächlich erzeugen alle Objekte irgendeine Strahlung. Je
niedriger die Temperatur, desto länger die Wellenlänge der so
entstehenden Strahlung. Die heiße Wendel einer Glühbirne
leuchtet auf natürliche Weise mit sichtbarem Licht, ein elek
trisches Heizgerät mit Infrarot von kürzerer, und unsere
Körper tun es mit Infrarot von größerer Wellenlänge. Ob
jekte, die abgekühlt werden, bis sie fast den absoluten Null
punkt erreichen (-273,15° Celsius), geben derart lange Infra
rotstrahlung ab, daß sie theoretisch in den Bereich von Ra
diowellen fällt. Unsere Betrachtung des Himmels bei ver
schiedenen Wellenlängen ist in vieler Beziehung eine Darstel
lung verschiedener Temperaturen, und für den Astronomen
ergibt es mehr Sinn, Temperaturen vom absoluten Nullpunkt
an aufwärts zu messen- statt mit dem ziemlich willkürlichen
System nach Celsius, das auf dem Schmelzpunkt von Eis und
dem Siedepunkt von Wasser auf der Meereshöhe unseres eige
nen Planeten beruht. Absolute Temperaturen beginnen beim
absoluten Nullpunkt: 0 K. Das Symbol K steht für Grad
Strahlen im Sonnenlicht, die unsere Haut bräunen; für den Kelvin, benannt nach dem Physiker Lord Kelvin, der als
Astronomen sind sie >>Licht<< von den heißesten Sternen. Wäh erster die Vorteile begriff, in der Wissenschaft absolute Tem
rend ihres Flugs durch den Weltraum wird ultraviolette peraturen zu verwenden. Der Schmelzpunkt von Eis (0° C)
Strahlung mit unschätzbarer Information über die dünnen liegt bei etwa 273 K, die Zimmertemperatur bei rund 300 K,
Gase zwischen den Sternen versehen. der Siedepunkt des Wassers bei etwa 373 K. Um Celsiusgrade
Bei kürzeren Wellenlängen als dem Ultraviolett finden sich in Grad Kelvin umzuwandeln, addiert man 273.15. Der abso
die Röntgenstrahlen, deren Wellenlängen von 10 bis hinunter lute Maßstab läßt sich in einer Beziehung bildlich sogar leich
zu nur 0.01 Nanometer reichen - letzteres ungefähr ein Zehn ter vorstellen, weil es keine negativen Temperaturen gibt -
tel der Größe eines Atoms. Röntgenstrahlen aus dem Welt kälter als der absolute Nullpunkt kann nichts sein.
raum sind das Kennzeichen überhitzter Gase bei einer Tem Infrarotastronomen können kühle Wolken aus Staub im
peratur von mehr als einer Million Grad. Röntgenstrahlen Weltraum >>sehen<<, die bei anderen Wellenlängen unsichtbar
quellen können sein die heißen, von explodierenden Sternen sind. Diese verborgenen Staubwolken sind das Entstehungs
hinausgeschleuderten Gase; Ringe aus Gas, die auf einen Pul gebiet für neue Sterne, und Infrarotastronomen haben das
sar oder ein Schwarzes Loch hinabstürzen; die heißen Gase Glück, die ersten Anzeichen von Sterngeburten zu sehen.
einer Quasarexplosion oder die ungeheuren Gaswolken, die Jenseits des Infrarots liegt der letzte Strahlungstyp. Radio
ganze Galaxienhaufen ausfüllen (Abbildung 1.3). wellen umfassen einen riesigen Bereich von Wellenlängen;
Noch kürzer sind die Gammastrahlen - der Name für die technisch gesehen, sind sie Strahlung mit einer Wellenlänge
gesamte Strahlung, deren Wellenlänge unter 0.01 Nanometer von mehr als 1 Millimeter. Radioastronomen beobachten re
liegt. Sie stammen von den aktivsten astronomischen Objek gelmäßig den Himmel bei Wellenlängen von wenigen Milli
ten: kompakte Pulsare und gigantische Explosionen ferner metern oder Zentimetern, aber einige Radioteleskope sind so
Quasare. Gammastrahlen können auch entstehen bei Kern konstruiert, daß sie Wellen bis zu einer Länge von mehreren
reaktionen in Gegenden des Weltraums, wo ungeheuer Metern oder sogar Kilometern auffangen können. Natürliche
schnelle Elektronen und Protonen mit Atomen im Weltraum Radioquellen im All sind gewöhnlich Stätten von tobendem
zusammenprallen und Kernreaktionen hervorrufen, ähnlich Chaos, wo sehr schnelle Elektronen - negativ geladene sub
wie in den Anlagen zur Teilchenbeschleunigung, mit denen atomare Teilchen - in stärksten Magnetfeldern umhergewir
Physiker die letzten Bausteine der Materie zu ergründen ver belt werden.
suchen. Die Teleskope, mit denen man diese Strahlungen beobach
In der anderen Richtung der Wellenlängen-Skala, bei län tet und auffängt, werden in den Kapiteln mit ungeraden
gerer Strahlung als Licht, gelangen wir in den Bereich des Zahlen beschrieben, die Ergebnisse in den gerade numerier
Infrarots. Diese Strahlen haben Wellenlängen zwischen dem ten; die bei verschiedenen Wellenlängen erzielten Darstellun
des roten Lichts-700 Nanometer-und etwa 1 Millimeter. Im gen werden in Bildform gezeigt. Diese Darstellungen spei
Alltagsleben kennen wir Infrarot als Wärmestrahlung, etwa chert man routinemäßig in einem Computer und verarbeitet
die Strahlen eines elektrischen Heizgeräts. Für Astronomen sie auf vielerlei verschiedene Art. Einzelheiten dazu findet
ist Infrarot die Signatur der kühleren Objekte im Weltraum. man in den Kapiteln 3 und 5.
Ein Heizstrahler ist bei einer Temperatur von wenigen hun Da die Computer allgemein Fernseh-Farbmonitoren besit
dert Grad Celsius nach kosmischen Maßstäben ziemlich kühl; zen, kann man Farbkodierung nutzen, um die Masse der
dort hat ein durchschnittlicher Stern eine Temperatur von Information in jedem Bild herauszuholen. In Wahrheit be
mehreren tausend Grad, manche Gaswolken sind viele Millio steht Farbe aus Licht von verschiedenen Wellenlängen. Wer
nen Grad heiß. Auch Objekte bei Zimmertemperatur erzeu den Darstellungen beispielsweise bei einer Wellenlänge im
gen infrarote Strahlung. Wir sind auf der Erde von dieser Röntgenstrahlen- oder Radiobereich erzielt, besitzt Farbe
Strahlung ständig umgeben, so daß wir sie nicht bemerken. keine eigentliche Bedeutung, und wir können Farbkodierung
Ein Infrarotastronom jedoch kann die Strahlung eines Plane auf vielerlei neue und eindrucksvolle Art nutzen (Abbildun
ten erfassen, der alltägliche und sogar noch niedrigere Tem gen 1.4-1.7). In diesem Buch wird Farbe vorwiegend zu drei
peraturen aufweist. Zwecken verwendet.
10 Die Neue Astronomie
Abb. 1.4-1.7 Methoden der »neuen Astronomie« für Computerverar Ränder in der Art von Konturlinien um einen Gipfel im hellsten,
beitung sind hier auf eine alte Aufnahme des Halleyschen Kometen zentralen Teil des Kometenkopfes. Diese Methode zeigt deutlich einen
angewendet worden, um verborgene Einzelheiten herauszuholen. Die kleinen Strahl hinter dem Kopf (auf der linken Seite). Abb. 1.6 (unten
Qriginalaujnahme, Abb. 1.4, (oben links) entstand am 25. Mai 1910 in links) zeigt dieselben Daten. aber mit viel mehr Konturenstufen und in
Agypten bei der letzten Rückkehr des Kometen zur Sonne. Sie zeigt mehreren Farben kodiert. Die zusätzlichen Konturen tragen dazu bei,
Einzelheiten im Schweif, aber relativ wenig vom Aufbau des leuchtenden die begrenzte Reichweite des Strahls anzuzeigen. Das scheinbar drei
Kopfes. Vier in dieser Nacht aufgenommene Photographien wurden dimensionale Bild ( Abb. 1.7) entstand dadurch, daß man das elektro
mit einem kleinen Lichtpunkt abgetastet und die elektronischen Wieder nische Bild leicht verschob und das verschobene Bild vom Original sub
gaben von einem Computer zusammengesetzt, um die vier übrigen Bilder trahierte. Der Kometenkopf erscheint als Gipfel, von unten rechts be
hervorzubringen (jedes zeigt außerdem vier Abschnitte von mehreren leuchtet, die scheinbare Höhe zeigt die Helligkeit an. Die Methode
Sternbildern im Nachlauf, als die Kamera den Kometen im Flug verringert starke Kontraste und läßt Einzelheiten mit schwächeren
verfolgte). In Abb. 1.5 (oben rechts) sind hellere Stufen des Bildes Kontrasten besser hervortreten. Abb. 1.7 zeigt neben dem Strahl auch
kodiert durch hellere Blautönungen, bis zu einer Stufe (weiß), wo die helle Gasbogen vor dem Kometenkopf (unten rechts), die in anderen
Kodierung zu Schwarz zurückspringt und sich dann wieder zu Weiß Darstellungen der Aufnahme nicht leicht zu erkennen sind.
fortentwickelt. Eine Folge solcher Sprünge liefert die dunklen und hellen
