Im Gegensatz zu anderen Naturwissenschaftlern sehen sich Astronomen mit einem speziellen Problem konfrontiert: Sie können ihre Forschungsobjekte nicht selbst im Labor untersuchen. Statt dessen sind sie gewissermaßen auf eine Ferndiagnose angewiesen. Alle Informationen müssen sie im wesentlichen aus dem Licht gewinnen, das uns auf der Erde von Himmelskörpern erreicht.

Relativ einfach lassen sich noch Winkeldurchmesser oder Helligkeit himmlischer Objekte ermitteln. Doch beides sind nur "scheinbare Größen" – solange der Astronom nicht weiß, wie weit das Objekt von ihm entfernt ist, kann er weder dessen tatsächliche Größe noch seine wahre Helligkeit ermitteln. Die Sonne und der Erdmond zum Beispiel erscheinen am Firmament beide unter einem Winkel von etwa einem halben Grad – diesem besonderen Umstand ist es übrigens zu verdanken, daß gelegentlich eine totale Sonnenfinsternis wie die am 11. August letzten Jahres in Europa zu beobachten ist. Doch wie groß sind beide Himmelskörper tatsächlich? Und was ist ihre physikalische Natur? Jahrhundertelang rätselten unsere Vorfahren über solche und ähnliche Fragen. Antworten fanden sie erst, nachdem sie gelernt hatten, Entfernungen astronomischer Objekte mittels geometrischer Messungen zu bestimmen.

In der Antike hatten schon Aristarch von Samos (um 310 – um 230 v. Chr.) und Hipparch von Nikaia (um 190 – um 125 v. Chr.) die Phasen des Mondes sowie Mond- und Sonnenfinsternisse beobachtet. Daraus folgerten diese Pioniere der Astronomie, daß unser Tagesgestirn größer sein müsse als die Erde (Kasten Seite 55). Und erst, nachdem Johannes Kepler (1571–1630) vor fast 400 Jahren die Gesetzmäßigkeiten der Planetenbewegung erkannt hatte, wurde deutlich, daß die fünf damals bekannten "Wandelsterne" Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn wohl so etwas ähnliches sein mußten wie die Erde. So konnte gezeigt werden, daß Jupiter genau 5,204mal so weit von der Sonne entfernt ist wie die Erde. Nach wie vor aber blieb zu Zeiten Keplers weiterhin unbekannt, wie weit wirklich. Im Vergleich zu Jupiter hätte unser Heimatplanet ein kleiner Staubkrümel sein können – oder umgekehrt.

Nach Keplers Pionierarbeiten dauerte es noch über ein halbes Jahrhundert, bis die Frage nach der Stellung der Erde im Kreis der nun als ihre Geschwister erkannten anderen Planeten beantwortet wurde. Dazu fuhr 1672 der französische Astronom Jean Richer (1630–1696) zur Insel Cayenne (Französisch-Guayana), um gleichzeitig mit seinem in Paris zurückbleibenden Kollegen Giovanni Domenico Cassini (1625–1712) den Mars zu beobachten. Aus den Keplerschen Gesetzen hatten die beiden Forscher berechnet, daß der Rote Planet in jenem Jahr der Erde besonders nahe kommen sollte. Cassini und Richer maßen nun so oft wie möglich die Position des Mars relativ zu Sternen in seiner unmittelbaren Umgebung am Himmel. Auf diese Weise konnten sie den perspektivischen Positionsunterschied ermitteln, der sich durch ihre weit auseinanderliegenden Beobachtungsorte ergab. Der Versuch, eine solche "parallaktische Verschiebung" – kurz Parallaxe genannt – an Kometen zu messen, war ein Jahrhundert zuvor noch erfolglos geblieben. Doch den beiden französischen Astronomen gelang es nun, die Parallaxe des Mars zu 15 Bogensekunden zu bestimmen. Der Meßfehler betrug weniger als zwei Bogensekunden – das entspricht nur einem Tausendstel des Vollmonddurchmessers am Himmel. Aus ihren Messungen errechneten die Franzosen, daß die Entfernung unseres Nachbarplaneten zu jenem Zeitpunkt 15000mal so groß sein mußte wie der Abstand zwischen ihren beiden Teleskopen.

Eine Meßgenauigkeit von nur wenigen Bogensekunden war also erforderlich, um auch nur den nächsten aller planetaren Nachbarn einigermaßen genau zu vermessen. Doch mit Hilfe der Keplerschen Gesetze waren damit auch die Distanzen und Durchmesser aller Planeten und der Sonne festgelegt. Somit hatten die Astronomen einen ersten entscheidenden Schritt auf dem langen Weg von ihrer zweidimensionalen Himmelskugel zu einem wirklich räumlichen Bild des Universums zurückgelegt – ihr Vorstoß in die dritte Dimension des Weltraums hatte begonnen. Wie groß die Leistung von Cassini und Richer war, zeigt sich daran, daß ihr Meßwert trotz vielfältiger Bemühungen erst 1769, also fast hundert Jahre später, anläßlich eines Vorübergangs der Venus vor der Sonnenscheibe verbessert wurde.

Gegen Ende des 18. Jahrhunderts waren die Teleskope so leistungsfähig geworden, daß die Astronomen neben Sternen und Planeten auch zahlreiche schwach leuchtende diffuse Objekte am Nachthimmel beobachten konnten. Viele dieser "Nebel" waren offensichtlich mit Sternen oder Sternhaufen verknüpft; bei anderen war ein solcher Zusammenhang zumindest nicht eindeutig erkennbar, wieder andere standen in völlig sternleeren Arealen des Himmels. Schon früh in der Erforschung dieser diffusen Gebilde kam die Frage auf, ob sie Gaswolken im Raum zwischen den Sternen oder selbst riesige Sternsysteme seien – vergleichbar unserem Milchstraßensystem.

Allmählich konzentrierte sich die Diskussion insbesondere auf die Spiralnebel, unter anderem weil sie sich gerade in solchen Himmelsgegenden häufen, in denen besonders wenige Sterne stehen. Mehr als hundert Jahre stritten sich die Forscher über deren wahre Entfernung und ihre Natur, ohne ein Ergebnis zu erzielen. Anfang des 20. Jahrhunderts spitzte sich die Debatte so weit zu, daß die Akademie der Wissenschaften der USA 1920 zwei der prominentesten Verfechter der beiden unterschiedlichen Standpunkte zur berühmten "Großen Debatte" in Washington zusammenrief: Harlow Shapley (1885–1972) als Vertreter der Meinung, daß unsere Milchstraße schon das ganze Universum sei, und Heber Doust Curtis (1872–1942) als Vertreter der sogenannten Welteninsel-Theorie, welche die Spiralnebel als eigenständige Sternsysteme in einem weit größeren Universum vermutete.

Shapley und Curtis kämpften mit vielen guten Argumenten für ihre jeweiligen Standpunkte – doch die Frage blieb weiterhin offen. Erst Jahre später konnte Edwin Hubble (1889–1953) die Entscheidung zugunsten der Welteninsel-Theorie herbeiführen. Der amerikanische Astronom konnte mit dem neuen 2,5-Meter-Teleskop der Mount-Wilson-Sternwarte bei Pasadena (Kalifornien) einige relativ nahe Spiralnebel in einzelne Sterne auflösen und damit zeigen, daß sie eigene Galaxien außerhalb unseres Milchstraßensystems sind.

Dieser Spiralnebelstreit war letztlich eine Frage nach der Entfernung von Himmelsobjekten und damit nach der Größe des Weltraums, in dem wir leben. Hätte man damals die Entfernung zu den Nebeln bereits direkt messen können, wäre die Antwort leicht gefallen. Bis zum heutigen Tag ist die Entfernungsbestimmung eines der zentralen Probleme der Astronomie geblieben. Ein seit 20 Jahren andauernder wissenschaftlicher Streit um das Alter des gesamten Universums ist ebenso eine Auseinandersetzung über die kosmische Entfernungsskala. Immerhin geht es dabei heute nicht mehr wie einst um einen Faktor 10000, sondern nur noch um einen Unterschied von 50 Prozent.

Schon um das Jahr 1600 hegten Astronomen den Verdacht, daß die Sterne des Nachthimmels physikalisch unserer Sonne vergleichbar sein könnten. Oder, anders herum gesagt, daß auch die Sonne ein Fixstern sei. Der enorme Helligkeitsunterschied sei allein durch die sehr unterschiedliche Distanz von der Erde zu erklären. Eine direkte Entfernungsmessung, die den Verdacht hätte bestätigen können, blieb aber noch für über zwei Jahrhunderte außerhalb der technischen Möglichkeiten. In der Zwischenzeit versuchten es die Astronomen mit anderen, indirekten Methoden. Deren wichtigste war die sogenannte photometrische – also helligkeitsbezogene – Entfernungsbestimmung.

Die Distanz zu einem fernen Himmelskörper läßt sich sehr leicht ermitteln, wenn man eine Annahme über seine Leuchtkraft macht. Die auf der Erde beobachtete scheinbare Helligkeit nimmt nämlich mit dem Quadrat der Entfernung ab: Rückt man eine Lichtquelle etwa in die doppelte Distanz, dann erscheint sie noch ein Viertel so hell wie vorher. Viele astronomische Entfernungen wurden mittels dieser einfachen Beziehung bestimmt. Unsere heutigen Vorstellungen von den wirklich großen Distanzen im Kosmos basieren fast ausschließlich auf dieser Methode. Sie verlangt jedoch, daß schon einiges über die fraglichen Himmelskörper bekannt ist.

Der erste, der die photometrische Entfernungsbestimmung auf Sterne anwandte, war Christiaan Huygens (1629–1695). Der Gedanke des niederländischen Naturforschers war folgender: Wenn Sirius, der hellste Stern am Himmel, in Wirklichkeit ebenso hell leuchtete wie die Sonne, dann ließe sich aus dem Verhältnis der scheinbaren Helligkeiten beider Himmelskörper sofort das Verhältnis der Distanzen ausrechnen. Wie aber sollte Huygens das Helligkeitsverhältnis bestimmen? Er entschloß sich, das Licht der Sonne so weit abzuschwächen, daß nur noch ein Lichtpunkt von der scheinbaren Helligkeit des Sirius übrigblieb. In seinem Labor in Paris ließ er dazu Sonnenlicht durch ein winziges Loch in einer Messingscheibe in einen ansonsten völlig abgedunkelten Raum fallen. Da dies noch nicht reichte, "verdünnte" der Astronom das Sonnenlicht zusätzlich, indem er es durch eine Glasperle hinter dem Loch zerstreute.

Auf diese Weise fand Huygens, daß Sirius mindestens 28000mal so weit von uns entfernt sein müsse wie die Sonne. Der tatsächliche Wert beträgt sogar nochmals das Zwanzigfache davon. Diese Abweichung ist hauptsächlich darauf zurückzuführen, daß Sirius in Wirklichkeit eben nicht gleich hell wie die Sonne strahlt, sondern wesentlich heller. Der Rest der Diskrepanz erklärt sich zwanglos durch die Unsicherheit im Durchmesser der von Huygens benutzten Lochblende, in der Schwierigkeit des eigentlichen Helligkeitsvergleichs sowie in einer nicht ganz richtigen Einschätzung des Effekts der benutzten Glasperle.

Huygens hätte freilich noch wesentlich weiter danebenliegen können. Hätte er statt Sirius etwa den am Himmel nahe benachbarten hellen Stern Rigel benutzt, dann hätte der Astronom mit seiner Entfernungsmessung sogar um einen Faktor 2000 daneben gelegen.

Abgesehen von wenigen, sehr speziellen Ausnahmefällen gibt es nur eine einzige Möglichkeit, solcherlei Fehlschlüsse zu vermeiden: die Methode der parallaktischen Verschiebung, wie sie erstmals erfolgreich am Planeten Mars angewandt wurde. Die Parallaxe ist indes um so kleiner, je weiter das zu messende Objekt entfernt ist (sie nimmt umgekehrt proportional zur Entfernung ab). Nach dem Befund von Huygens war zu erwarten, daß Sterne mindestens zehntausendmal weiter entfernt sind als die Planeten unseres Sonnensystems. Und das bedeutete, daß man eine Meßgenauigkeit brauchte, die um eben diesen Faktor besser war als jene, die bis zum Ende des 17. Jahrhunderts erreicht werden konnte. Dies erschien den damaligen Astronomen jedoch völlig undenkbar. Bereits Paris und Cayenne waren ungefähr einen halben Erddurchmesser voneinander entfernt und boten somit die größtmögliche Basislänge für die trigonometrische Entfernungsbestimmung. Oder doch nicht?

Tycho Brahe, der für die Sternenkunde ausgeklügelte Meßtechniken und Geräte entwickelte, hatte Ende des 16. Jahrhunderts die richtige Idee: Man beobachte denselben Himmelskörper zu verschiedenen Jahreszeiten von demselben Observatorium aus, lasse dieses mit der Erde um die Sonne tragen und erhalte so statt des Durchmessers unseres Heimatplaneten denjenigen der Erdbahn als Meßbasis (Bild auf Seite 52). Wie wir heute wissen, vergrößert sich die Basislänge dadurch von 13000 auf 300 Millionen Kilometer, also auf mehr als das 20000fache. Ironischerweise nutzte Tycho dieses Argument in umgekehrter Richtung: Weil er selbst mit seiner für damalige Verhältnisse revolutionären Meßgenauigkeit keine parallaktische Verschiebung der Sterne zu messen vermochte, sah er das Kopernikanische Weltbild als widerlegt an, nach dem die Erde um die Sonne läuft. Nach seinem negativem Befund hätten die Sterne nämlich mindestens einige tausendmal so weit von uns entfernt sein müssen wie die Sonne (von deren Distanz zu jener Zeit auch nur bekannt war, daß sie sehr groß sein mußte). Damit hätte das Universum "unvernünftig" groß sein müssen. Das war ein wissenschaftlich korrektes Argument, wenn auch mit völlig falschem Ergebnis. Tycho konnte nicht ahnen, wie unvernünftig groß das Universum tatsächlich ist.

Im 17. und 18. Jahrhundert wurden viele Versuche unternommen, Parallaxen von Fixsternen zu messen. Zwar verbesserten Astronomen die Meßgenauigkeit ihrer Fernrohre stetig, aber der Erfolg blieb dennoch aus. Als Kandidaten für besonders große Parallaxen wählten sie stets besonders helle Sterne aus oder solche, die sich im Laufe eines Jahrhunderts am Himmel merklich gegenüber den übrigen Sternen bewegt hatten. Denn beides konnte als Anzeichen besonderer Nähe gedeutet werden. Zu Beginn des 19. Jahrhunderts gab es immer wieder Erfolgsmeldungen, die jedoch der Nachprüfung nicht standhielten. Der deutsche Astronom und Mathematiker Friedrich Wilhelm Bessel (1784–1846) kommentierte im Jahre 1838: "Ich glaube nicht, daß durch alle die angeführten Versuche, die Parallaxen der Fixsterne zu entdecken, etwas anders gewonnen ist, als die Überzeugung, daß sie sehr kleine, sich den gewöhnlichen Beobachtungsarten entziehende Größen sind. Man konnte sie noch eben so gut für innerhalb einiger Tausendtel, als innerhalb einiger Zehntel einer Secunde liegend halten." Mit anderen Worten: Alle bis zu jener Zeit untersuchten Sterne mußten Parallaxen von deutlich weniger als einer Bogensekunde haben, sind also weit über 200000mal so weit von uns entfernt wie die Sonne. Und die indirekte Beobachtung von Huygens an Sirius, die eine Parallaxe von 7 Bogensekunden bedeutet hätte, war damit auch widerlegt.

Bessels Kommentar beleuchtete auch seine Gefühle bezüglich seiner eigenen, mehr als zwanzigjährigen erfolglosen Bemühungen. Doch in dem gleichen Beitrag in den "Astronomischen Nachrichten" konnte der berühmte Mathematiker und Astronom endlich die erste erfolgreiche Messung einer Fixsternparallaxe melden. Als Objekt hatte sich Bessel den Doppelstern 61 Cygni ausgesucht, dessen Himmelsposition sich pro Jahr um fünf Bogensekunden verändert. Die Astronomen mutmaßten daher, daß 61 Cygni einer der sonnennächsten Sterne sein müsse.

In 98 klaren Nächten der Jahre 1837 und 1838 bestimmte Bessel die Winkelabstände von 61 Cygni zu zwei lichtschwachen – und deshalb vermutlich sehr viel weiter von der Sonne entfernten – Nachbarsternen mit einer für die damalige Zeit unerhörten Genauigkeit von 0,13 Bogensekunden. Zahllose Nächte quälte sich der Professor in Königsberg am Teleskop. Aber die Anstrengung wurde belohnt: Tatsächlich überlagerte sich der schon bekannten Bewegung des Sterns am Himmel eine kleine Schwankung von genau der Form, wie man sie für den Parallaxeneffekt erwarten mußte. Bessel errechnete daraus die Parallaxe von 0,314 Bogensekunden. Das entsprach einer Entfernung von 10,4 Lichtjahren. Bessels Kollegen akzeptierten dieses Resultat ohne Einschränkung und feierten es als großen Durchbruch. Das lag nicht nur an der Qualität der Beobachtung selbst, sondern auch an der Schönheit ihrer Darstellung durch den Mathematiker. Es ist heute noch ein Genuß, Bessels Artikel über seine Entdeckung zu lesen.

Die mühsame Technik der Parallaxenmessung am Fernrohr wurde erst im Laufe des 19. Jahrhunderts allmählich verbessert. Die Astronomen konnten so immerhin die Parallaxen von einigen hundert Gestirnen bestimmen, zumeist jedoch ungenauer als bei 61 Cygni. Erst Anfang des 20. Jahrhunderts brachte die Photographie erneut einen großen Durchbruch. Das Ausmessen von Sternbildchen auf einer Photoplatte war erheblich einfacher, schneller und bequemer als mit dem bloßen Auge am Fernrohr. So lagen im Jahre 1935 bereits rund 4000 photographisch bestimmte Parallaxen vor. Bis 1991 war deren Anzahl auf 8000 gestiegen, zudem hatte die Genauigkeit der Daten zugenommen.

Dennoch blieb die Situation in gewisser Weise unbefriedigend: Ein Großteil der beobachteten Parallaxenwerte übertraf kaum ihren Meßfehler – typischerweise etwa 0,010 Bogensekunden. Aus der Parallaxe eines Sterns läßt sich aber nur dann einigermaßen zuverlässig – etwa auf einen Faktor zwei genau – dessen Entfernung ermitteln, wenn der mittlere Fehler der Messung weniger als 20 Prozent des Absolutwertes ausmacht. Dieses Kriterium erfüllen nur 1800 – also weniger als ein Viertel – der im Parallaxen-Katalog von 1991 vorhandenen Sterne. Und die liegen alle sozusagen direkt vor unserer kosmischen Haustüre, zumeist weniger als einige Dutzend Lichtjahre von uns entfernt. Ein Ausmessen des ferneren Universums blieb also nach wie vor anderen, indirekten Methoden vorbehalten. Aber genau dafür bildeten die relativ wenigen direkten Parallaxenmessungen eine wichtige Grundlage.

Photoplatten – und ab Mitte des 20. Jahrhunderts elektronische Lichtempfänger – hatten außer für Parallaxenmessungen auch für die photometrische Entfernungsbestimmung eine enorme Bedeutung. Erst mit diesen Techniken war es möglich, Sternhelligkeiten präzise zu messen. Die sogenannte kosmische Entfernungsleiter war das Mittel, mit dem die Astronomen schließlich von den nur ungefähr hundert Lichtjahren weit reichenden Parallaxenmessungen die Milliarden von Lichtjahren überspannenden Weiten des Weltalls ausloten konnten (siehe Kasten auf Seite 57). Ein solches stufenweises Vorgehen wird schlicht durch die unvorstellbare Größe des Kosmos erzwungen. Die fernsten Sterne, die der Parallaxenmessung noch zugänglich waren, sind rund 10 Millionen mal so weit von uns entfernt wie die Sonne. Doch das gesamte heute mit Teleskopen überschaubare Universum ist noch 100 Millionen mal größer.

Um diese gewaltige Raumtiefe zu überdecken, braucht die kosmische Entfernungsleiter rund ein halbes Dutzend Sprossen. Doch bei jeder Sprosse müssen Annahmen über die Eigenschaften der beobachteten Himmelskörper getroffen werden. Dadurch entstehen zwei Unsicherheiten: Jede der verwendeten Annahmen kann falsch sein. Außerdem werden sich in jeder Sprosse simple Meßungenauigkeiten anhäufen, die eine anfänglich gute Entfernungsskala auch ohne grobe Irrtümer mit zunehmender Distanz immer ungenauer werden lassen. Obwohl die Parallaxen einiger sonnennaher Sterne sehr genau bekannt sind, streitet man sich – wie erwähnt – um einen Unterschied von 50 Prozent bei der Größe des fernen Universums. Gegen beide Probleme gab es nur eine Abhilfe: viel mehr und viel genauere Parallaxen.

- Eine möglichst große Anzahl bekannter Parallaxen ist schon deshalb wünschenswert, weil die Astronomen dann die Sterne selbst, ihren inneren Aufbau, ihre Entwicklungsgeschichte und Energieerzeugung besser verstehen lernen.

- Ungewißheiten über die Eigenschaften von Sternen werden sich weniger auf den Aufbau der Entfernungsleiter auswirken, wenn man viele Paare von unterschiedlich weit entfernten Sternen gleichen Typs mißt, die sich sozusagen gegenseitig kontrollieren.

- Für eine sehr weit entfernte Sterngruppe muß stets das gleiche Ergebnis herauskommen, gleichgültig, welches ihrer Mitglieder als Gegenstück eines näheren Sterns benutzt wird. Dazu braucht man Parallaxen von möglichst vielen verschiedenen Objekten.

In der unmittelbaren Umgebung der Sonne sind jedoch viele wichtige und interessante Sterntypen leider gar nicht vertreten. Gerade helle Objekte sind im Kosmos sehr selten. Die Parallaxe eines 30 Lichtjahre entfernten Sterns mißt etwa 0,1 Bogensekunden, die eines 300 Lichtjahre entfernten nur noch 0,01 Bogensekunden. Will man beider Entfernung etwa auf 20 Prozent genau bestimmen, ist im ersten Fall also auf 0,02 Bogensekunden, im zweiten auf 0,002 Bogensekunden genau zu messen. Man brauchte also nicht unbedingt ein größeres, aber jedenfalls ein viel präziseres Instrument, um weiter in das All vorzudringen. Gelänge dies, könnte man nicht nur neue Sterntypen direkt vermessen, sondern eventuell auch die ersten Sprossen der Entfernungsleiter überspringen.

Parallaxen mit einer Genauigkeit von 0,002 Bogensekunden zu messen ist sehr schwierig. Auf einer Winkelmeßskala von einem Meter Durchmesser beispielsweise entsprechen 0,4 Bogensekunden einem tausendstel Millimeter. Wenn sich ein Fernrohr von zwei Metern Länge nur um einen tausendstel Millimeter verbiegt, verändert sich seine Blickrichtung folglich um 0,2 Bogensekunden, was eine präzise Positionsmessung schon vereiteln kann. Temperaturänderungen, die Schwerkraft, die Alterung von Werkstoffen und andere Effekte können sogar noch größere Verformungen verursachen. Ähnliches gilt für das Aufquellen oder Schrumpfen von photographischen Schichten während der Verarbeitung und Lagerung der Photoplatte.

Zu diesen mehr technischen Problemen kommen grundsätzliche Schwierigkeiten hinzu: Störungen durch die variable Brechung des Sternenlichts in der Erdatmosphäre, das Funkeln und Zittern der Sterne infolge der Luftunruhe und schließlich die Unregelmäßigkeiten der Erdrotation.

Die Mehrheit der genannten Probleme wird dadurch verursacht, daß das Meßinstrument auf der Erde steht. Dies erkannte Pierre Lacroute schon 1967, als er den Bau eines Positionsmeßinstruments zum Betrieb im Weltraum anregte. Der französische Astronom wollte damit 700 Sterne auf 0,01 Bogensekunden genau messen lassen. Es dauerte noch 13 Jahre, bis das Projekt technisch und wissenschaftlich so weit gereift war, daß die inzwischen gegründete europäische Raumfahrtagentur ESA den Bau eines derartigen Satelliten beschloß. Diese Verzögerung war indes kein Schaden. Denn der technische Fortschritt erlaubte nun eine wahrhaft revolutionäre Vorgabe: Die Positionen, jährlichen Bewegungen und Parallaxen von über 100000 Sternen sollten mit einer Genauigkeit von mindestens 0,002 Bogensekunden vermessen werden.

Das Projekt erhielt den Namen Hipparcos, eine Ehrung des altgriechischen Astronomen Hipparch. Zugleich ließ sich aus den Anfangsbuchstaben des Pioniers der Astronomie das Akronym für High Precision Parallax Collecting Satellite (Satellit zur Sammlung hochgenauer Parallaxen) basteln. Konstruktion und Bau des Satelliten dauerten bis 1987. Wegen technischer Probleme der Europarakete Ariane erfolgte der Start erst 1989. Die eigentlichen Messungen wurden von Ende 1989 bis Mitte 1993 durchgeführt. Nach weiteren vier Jahren intensiver Arbeit konnten die beteiligten Wissenschaftler ihren Kollegen in aller Welt die Endergebnisse übergeben.

Am Ende hatte Hipparcos die Parallaxen von fast 120000 Sternen mit einer durchschnittlichen Genauigkeit von fast 0,001 Bogensekunden bestimmt – fast zweimal genauer als ursprünglich geplant. Sowohl das Meßinstrument als auch die mathematischen Eich- und Auswerteverfahren funktionierten besser als vorgesehen. Dieser Gewinn von einem Faktor zwei war ein Geschenk für die Wissenschaft: Ein auf die Hälfte reduzierter Meßfehler bedeutet bei gleicher relativer Genauigkeit doppelt so große Entfernungen. Und damit war das Volumen des Weltraums, der sich mit dieser Präzision vermessen ließ, acht-mal so groß.

Gleichsam mit einem Schlag hat Hipparcos also

- den Standard einer guten Parallaxe auf fast das Zehnfache verbessert,

- die Genauigkeit des himmlischen Koordinatennetzes um fast das Hundertfache erhöht sowie

- die Anzahl der wirklich sinnvoll gemessenen Parallaxen enorm vergrößert: Statt von 1800 Sternen kennt man nun von fast 50000 die Entfernungen auf 20 Prozent genau.

Seit Mitte 1997 sichtet und wertet die weltweite Astronomengemeinde diesen riesigen Schatz von Beobachtungen. Innerhalb von nur zwei Jahren erschienen fast 1000 wissenschaftliche Arbeiten, die sich mit den Hipparcos-Daten befassen – freilich nicht nur mit den Parallaxen. Denn der Satellit hat auch Positionen und Bewegungen mit bisher unerreichbarer Präzision und Anzahl bestimmt. Und ganz nebenbei entdeckte er zum Beispiel 3000 neue Doppelsterne und 8000 neue Veränderliche, führte zehn Millionen extrem präzise Helligkeitsmessungen durch und bestätigte die Allgemeine Relativitätstheorie von Einstein durch Beobachtung der schwerkraftbedingten Lichtablenkung an der Sonne auf ein Promille genau.

Zwei frühere Vorhersagen der an Hipparcos beteiligten Projektwissenschaftler haben sich bereits bewahrheitet: erstens, daß der Satellit nahezu jedes Spezialgebiet der Astronomie beeinflussen und neu beleuchten würde, und zweitens, daß es sehr lange dauern würde, bis die wissenschaftlichen Konsequenzen der neuen Daten erfaßt werden können. Die große Zahl von Veröffentlichungen zeigt jedenfalls, daß sich die Astronomen daran gemacht haben, viele der Grundpfeiler ihrer Wissenschaft auf den Hipparcos-Daten neu aufzubauen. Neu, das heißt genauer, sicherer und glaubwürdiger – nicht unbedingt mit neuen Ergebnissen. Die Mehrheit der bisherigen Untersuchungen bestätigen frühere Lehrsätze und Vermutungen auf wesentlich gehobenerem Niveau.

Lodewijk Woltjer, der Präsident der Internationalen Astronomischen Union, faßte im Mai 1997 das Ergebnis der Hipparcos-Mission mit einem Satz zusammen: "Das Problem der Positionsmessung am Himmel, mit ausreichender Genauigkeit für Navigatoren und Astronomen, und systematisch über die ganze Himmelskugel, ist endlich gelöst."

Literaturhinweise

Dividing the Circle – the Development of Critical Angular Measurements in Astronomy 1500–1850. Von A. Chapman. John Wiley & Sons, Chichester 1995.

Modern Astrometry. Von J. Kovalevsky. Springer, Heidelberg 1995.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 2 / 2000, Seite 50
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