Die Weitung des Weltbilds

Davon hatte Friedrich Wilhelm Herschel geträumt. Der durch seine Entdeckung des Planeten Uranus 1781 berühmt gewordene Astronom katalogisierte zusammen mit seiner Schwester Caroline über 2.400 lichtschwache, leicht diffuse Objekte am Himmel. Viele dieser Nebel haben eine spiralförmige Struktur, andere jedoch nicht. Zunächst meinte Herschel – ähnlich wie Kant –, dieser Objekte seien wie die Galaxis eigenständige Sterneninseln. Doch den Schleier ihres Geheimnisses konnte er nicht lüften. Als er bei einem Nebel schließlich fündig wurde, sah er darin nur einen einzigen Stern, nicht Tausende (es war ein sogenannter Planetarischer Nebel in der Milchstraße: die abgesprengte Hülle einer ausgebrannten Sonne). Daraufhin verabschiedete Herschel sich von der Idee der Sterneninseln, und sie geriet außer Mode.

Später stellte sich heraus, dass die Nebel ein Sammelsurium ganz unterschiedlicher Objekte sind. Manche zeigten Sterne, andere schienen aus Gas und Staub zu bestehen, könnten aber auch so weit entfernt sein, dass die besten Teleskope schlicht nicht ausreichten, um Sterne aufzulösen – so wie es vor der Erfindung des Teleskops auch bei der Milchstraße der Fall war. Das Grundproblem blieb ungelöst: Sind manche Objekte, besonders die Spiralnebel, galaktische Sternhaufen wie die Plejaden? Oder befinden sie sich viel weiter entfernt – womöglich außerhalb der Galaxis?

Auch die Parallaxen-Methode, die von Bessel erstmals erfolgreich angewandte geometrische Entfernungsbestimmung, half nicht weiter, da sie nur für nahe Sterne geeignet ist. Doch dann kamen die Gestirne gleichsam selbst zu Hilfe.

1784 bemerkte der 20 Jahre alte Amateurastronom John Goodricke, dass sich die Helligkeit des Sterns Delta Cephei regelmäßig verändert – im Zeitraum von knapp fünfeinhalb Tagen, wie er bald ermittelte (er zog sich dabei eine Lungenentzündung zu und starb zwei Jahre später). Erst im 20. Jahrhundert entdeckten Astronomen die Ursache für die Variabilität dieses Sterns und zahlreicher ähnlicher, die nunmehr Cepheiden genannt wurden. 1914 erkannte Harlow Shapley am Observatorium der Princeton University, dass es sich nicht um Doppelsterne handelt, sondern um pulsierende Einzelsterne. Unter der Oberfläche dieser alten Riesensterne sammelt sich Licht, das von den Kernfusionsprozessen im Zentrum stammt. Ist der Strahlungsdruck groß genug, entkommt in einer kurzen Zeitspanne sehr viel mehr Licht als zuvor. Daraufhin kühlen die äußeren Schichten des Sterns ab, ziehen sich zusammen und werden erneut lichtundurchlässiger, sodass die Helligkeit des Sterns wieder abnimmt. (Entscheidend für die wechselnde Opazität ist der temperaturabhängige Ionisationszustand des Heliums.)

Cepheiden faszinierten auch Henrietta Leavitt. Sie war kränklich, taub wie Goodricke und mindestens so beharrlich. Am Harvard College Observatory suchte sie ab 1907 akribisch Fotos der Kleinen Magellanschen Wolke nach solchen Sternen ab. Dabei entdeckte und studierte sie über 2.000 Cepheiden mit Helligkeitsschwankungen zwischen wenigen Tagen und ein paar Monaten. 1912 stellte sie fest, dass die Sterne umso heller leuchteten, je länger die Periode ihrer Pulsationen war. Die Messung der sternspezifischen Dauer der Helligkeitsvariabilität erlaubte also einen Rückschluss auf die Leuchtkraft und somit auf die Distanz der Cepheiden: Das macht sie bis heute zu exzellenten astronomischen Entfernungsindikatoren.

Nachdem Ejnar Hertzsprung in Potsdam 1913 die Periode-Leuchtkraft-Beziehung mit der Parallaxen-Methode erstmals grob zu eichen vermochte, war der Weg frei zur Messung immer größerer kosmischer Distanzen. Shapley verbesserte den Ansatz und entdeckte daraufhin 1918, dass die Milchstraße viel größer ist als bis dahin angenommen. Er meinte, dass sie all die seltsamen Nebel enthält. Ironischerweise schuf er aber gerade das Werkzeug, das seine kosmologische Überzeugung alsbald widerlegte (siehe Artikel „Das Inseluniversum“).

Herschels ursprüngliche Vermutung war doch richtig: Viele Nebel sind extragalaktisch. Der Naturforscher Alexander von Humboldt bezeichnete sie im 1845 erschienenen ersten Band seines Werks „Kosmos“ in Anlehnung an Kants „Weltgebäude“ als „Weltinseln“. Ormsby MacKnight Mitchel übersetzte dies in dem von ihm gegründeten Sidereal Messenger, der ersten amerikanischen Astronomie-Monatszeitschrift, 1846 missverständlich als „island universes“. Der Begriff etablierte sich in den 1860er-Jahren im Sprachgebrauch.

Superhaufen im All

„Inseluniversen“ sind jedoch nicht die größten Strukturen im All. Dank immer empfindlicherer Detektoren und präziserer Methoden der Entfernungsbestimmung wurde bald deutlich, dass die Galaxien umfassendere hierarchische Systeme bilden: Gruppen aus Dutzenden, Haufen aus Hunderten und sogar Superhaufen aus vielen Tausend Galaxien (siehe Artikel „Der vermessene Himmel“). Superhaufen werden nach den Sternbildern benannt, in denen sie überwiegend zu finden sind, oder nach den Himmelsdurchmusterungen, mit denen sie entdeckt wurden. Es gibt jedoch einen, der den Namen eines Menschen trägt: der rund 700 Millionen Lichtjahre entfernte Shapley-Superhaufen.

Nachdem Shapley seinen kosmologischen Irrtum eingesehen hatte, begann er in den späten 1920er-Jahren Galaxien auf empfindlichen Fotografien vom Südhimmel zu untersuchen. Dabei fand er einige Jahre später im Sternbild Zentaur eine gewaltige, langgestreckte Konzentration von Galaxien – sie stellte sich als das Zentrum eines Superhaufens heraus, wie Somak Raychaudhury von der britischen Cambridge University 1989 richtig erkannte, der auch den Namen einführte. Seitdem ist Shapley gewissermaßen an einem Himmel verewigt, den er maßgeblich zu erschließen half, obwohl er ihn sich zunächst ganz anders vorgestellt hatte.