In einem Spiegelkabinett wird der amüsierte Besucher mit mehreren – manchmal stark verzerrten – Bildern von sich selbst konfrontiert. Aus den Details der verzerrten und verschmelzenden Bilder könnte er im Prinzip die Form der Spiegeloberflächen ableiten. Und wenn der Betrachter nicht durch den häufigen Blick in flache Spiegel längst wüsste, wie er wirklich aussieht, könnte er aus den Zerrbildern sogar ein getreues Bild von sich selbst rekonstruieren.

Auch in unserem Universum lassen sich gelegentlich zwei, drei oder mehr – meist stark verzerrte – Bilder von weit entfernten Himmelsobjekten beobachten. Solche Mehrfachbilder kommen zustande, wenn Lichtstrahlen durch die Schwerkraftwirkung anderer Himmelskörper abgelenkt werden.

Dieser so genannte Gravitationslinseneffekt gibt Astrophysikern die Möglichkeit, über das Universum und seine kosmischen Objekte Erkenntnisse zu gewinnen, die sonst nur schwierig oder gar nicht zu erhalten wären – über die rätselhafte dunkle Materie, die großräumige Massenverteilung im Universum oder die innerste Struktur der Quasare, extrem leuchtkräftiger Kerngebiete weit entfernter Galaxien.

Astrophysik mit Gravitationslinsen ist ein noch junges Forschungsgebiet. Dennoch haben die Astronomen schon vielfältige Erscheinungsformen "verbogenen" Lichts entdeckt. So wurde etwa die fokussierende Wirkung von einzelnen Sternen nachgewiesen, deren Masse nicht größer als die der Sonne ist. Auch Galaxien mit bis zu einer Billion Sonnen wurden als Schwerkraftlinsen identifiziert, und sogar ganze Galaxienhaufen, die Hunderte von Galaxien umfassen können. Andererseits entdeckten die Forscher an den "gelinsten" Objekten – sowohl Sterne als auch Galaxien und Quasare –Veränderungen in der Helligkeit oder in der Form, die durch die Lichtablenkung hervorgerufen werden.

Bei einem Gravitationslinsensystem liegt zwischen dem irdischen Beobachter und einer weit entfernten Lichtquelle ein weiteres kosmisches Objekt, das als Schwerkraftlinse wirkt, etwa ein Stern, eine Galaxie, ein Galaxienhaufen oder ein Schwarzes Loch. Solche Massenkonzentrationen lenken die Lichtstrahlen weiter entfernter Lichtquellen vom geraden Weg ab. Der Beobachter auf der Erde kann dadurch ein Objekt doppelt oder mehrfach sehen, obwohl es in Wirklichkeit nur einmal existiert. Bei einer solchen Konstellation sprechen Fachleute vom "starken Gravitationslinseneffekt". Ist die fokussierende Masse nicht sehr kompakt oder steht die Quelle nicht genau hinter der Linse, führt die Lichtablenkung zu weniger dramatischen Konsequenzen, etwa nur zu leichten Verzerrungen in der Form einer fernen Galaxie – im Fachjargon "schwacher Gravitationslinseneffekt".

Nach unserer Alltagserfahrung brei-tet sich Licht geradlinig aus. Wodurch kommt es im All vom geraden Wege ab? Prinzipiell folgt das Licht der kürzestmöglichen Verbindung zwischen zwei Punkten, und das ist im Normalfall eine Gerade. Doch da das Universum gewaltige Ansammlungen von Materie enthält und gemäß Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie jede Masse je nach ihrer Größe den umgebenden Raum mehr oder weniger stark krümmt, folgen auch kosmische Lichtstrahlen mitunter krummen Wegen. Die Stärke der Ablenkung hängt davon ab, wie nahe der Strahl an einem Himmelsobjekt vorbeigeht und wie viel Masse dieses hat: Der Ablenkwinkel ist direkt proportional zur Masse des ablenkenden Objekts und umgekehrt proportional zum Abstand zwischen Objekt und Lichtweg.

Diese kosmische Kuriosität vermag einige der faszinierendsten Probleme der modernen Astrophysik einer Lösung näher zu bringen: Größe, Alter und Geometrie des Universums, die innere Struktur von Quasaren, die Entstehung und Entwicklung von Galaxien oder die Suche nach der merkwürdigen dunklen Materie. Die Forscher hoffen sogar, mit diesem Phänomen erdähnliche Planeten um andere Sterne aufzuspüren.

Der Gravitationslinseneffekt beeinflusst die Eigenschaften der Lichtquellen:

- Position: Durch die Lichtablenkung verändert sich die scheinbare Position eines Sterns oder einer Galaxie am Himmel. Dieser Effekt ist meist nicht beobachtbar, weil wir nicht wissen, an welchem Ort das Himmelsobjekt ohne die Lichtablenkung wäre. Nur wenn sich eine bestimmte Linsenkonfiguration innerhalb kurzer Zeit – maximal während der Lebensspanne eines Astronomen – verändert und wir sozusagen den Vorher-Nachher-Effekt sehen können, ist diese Wirkung messbar.

- Helligkeit: Die Lichtablenkung und -fokussierung beeinflusst die mit einem Teleskop gemessene Helligkeit weit entfernter Sterne oder Galaxien. Die meisten kosmischen Objekte werden minimal geschwächt, einige werden verstärkt. Nur wenige Quellen erscheinen durch den Gravitationslinseneffekt sehr viel heller – sogar Verstärkungen um das Hundertfache wurden schon beobachtet. Diese sind natürlich besonders interessant.

- Form: Durch den Gravitationslinseneffekt erscheinen Galaxien in eine tangentiale Richtung auseinandergezogen und bogenförmig verzerrt. Im Extremfall können sogar ringförmige Bilder entstehen.

- Anzahl: Als dramatischste Auswirkung des starken Gravitationslinseneffekts kann es zu Doppel- oder Mehrfachbildern von weit entfernten Galaxien oder Quasaren kommen. Die zusätzlichen Bilder entstehen stets paarweise, wobei eines spiegelverkehrt ist.

Mit einer Computersimulation lassen sich all diese Auswirkungen der gravitativen Lichtablenkung besonders deutlich illustrieren.

Dass Lichtstrahlen durch die Schwerkraft kosmischer Objekte abgelenkt werden, sagte Albert Einstein 1915 in seiner Allgemeinen Relativitätstheorie vorher. Aber damit war er nicht der Erste. Bereits 1801 hatte der Berliner Astronom und Geodät Johann Georg Soldner berechnet, dass die Position eines Sterns durch die Schwerkraftwirkung der Sonne um einen winzig kleinen Winkel verschoben sein müsste. Einsteins Resultat für den Ablenkwinkel war allerdings doppelt so groß, und dieser Effekt wurde während einer Sonnenfinsternis im Jahre 1919 durch die britischen Astrophysiker Arthur Eddington und Frank Dyson gemessen. Als erste Bestätigung der Allgemeinen Relativitätstheorie war dies ein außerordentlicher Erfolg. Sogar die Tagespresse berichtete seinerzeit darüber und begründete so Einsteins immense Popularität.

In den dreißiger Jahren befasste sich Einstein erneut mit der gravitativen Lichtablenkung. Er berechnete, dass man zwei verstärkte Bilder eines Sternes sehen müsste, wenn zwischen diesem Stern und uns ein anderer als Linse wirkt; bei exakter Ausrichtung entstünde sogar ein ringförmiges Abbild. Allerdings bezweifelte Einstein, dass so etwas je tatsächlich zu beobachten sein würde. Auch andere berühmte Astrophysiker beschäftigten sich damals mit dem Linseneffekt; Fritz Zwicky war überzeugt, dass man mit Sicherheit Galaxien finden werde, die als Gravitationslinsen wirken. In den sechziger Jahren gab es nochmals eine Welle von theoretischen Arbeiten zum Thema; insbesondere konnte Sjur Refsdal – damals noch an der Universität Oslo, seit langem jedoch an der Sternwarte Hamburg-Bergedorf – zeigen, dass die Lichtablenkung dazu dienen kann, die Größe des Universums zu messen.

Erste Doppelbilder

Doch erst 1979 entdeckte Dennis Walsh aus Manchester das erste Doppelbild am Himmel: Eine zwischen einem weit entfernten Quasar und uns stehende Galaxie lenkt, so fand der britische Astronom, das Licht des Quasars so stark ab, dass wir zwei Quasarbilder sehen. In den folgenden Jahren wurden mehr und mehr Gravitationslinsen-Phänomene aufgespürt. Die ersten "gigantischen leuchtenden Bögen" – durch die fokussierende Wirkung eines ganzen Galaxienhaufens erzeugte, stark verzerrte Bilder von Hintergrund-Galaxien – wurden 1986 entdeckt, und zwar von Roger Lynds von den National Optical Astronomy Observatories in Tucson und Vahe Petrosian von der Stanford University sowie unabhängig von einem Team um Genevieve Soucail vom Observatoire Midi-Pyrénées in Toulouse. Und erst vor wenigen Monaten zeigten vier verschiedene Beobachterteams, dass sich die großräumigen Strukturen im Universum auch durch den schwachen Gravitationslinseneffekt bemerkbar machen.

Starke Linseneffekte werden im Kosmos relativ selten beobachtet, dafür sind sie aber bei Einzelobjekten leicht zu erkennen – als Mehrfachbilder, lange Bögen oder Ringbilder um Galaxien. Häufiger tritt der schwache Linseneffekt auf; um ihn nachweisen zu können, müssen die Forscher allerdings eine große Anzahl von Objekten untersuchen und dann die Linsenwirkung auf statistischem Wege ermitteln. Je nach der Masse der als Linse wirkenden Objekte oder nach der Art der vom Linseneffekt verzerrten Hintergrundquelle ergeben sich die unterschiedlichsten Phänomene.

Mehrfachquasare:Bis heute sind den Astronomen mehr als fünfzig Beispiele von Doppel-, Dreifach- oder Vierfachquasaren bekannt. Da die Winkelaufspaltungen zumeist nur wenige Bogensekunden betragen, sind Teleskope an den besten Standorten der Welt erforderlich, um die Bilder untersuchen zu können. Zunächst muss man Indizien dafür sammeln, dass es sich auch tatsächlich um Mehrfachbilder eines einzigen Quasars handelt und nicht um eine reale Gruppe solcher Himmelsobjekte. Zum einen muss die Entfernung – gemessen durch die Rotverschiebung ihres Spektrums – identisch sein. Dann müssen die Spektren selbst, die für Quasare so charakteristisch sind wie ein Fingerabdruck für einen Menschen, miteinander übereinstimmen. Starken Auftrieb erhält die Linsenhypothese, wenn sich zwischen den Quasarbildchen eine als Linse wirkende Galaxie ausfindig machen lässt, deren Entfernung deutlich geringer ist als die der Quasare. Der ultimative Beweis ist erbracht, wenn die Helligkeitsveränderungen, die ein Quasar mit der Zeit ausführt, in allen Bildern parallel verlaufen, eventuell mit einer gewissen Zeitverzögerung. Solche Mehrfachquasare sind allerdings sehr selten – nur etwa einer von 500 Quasaren ist durch eine Gravitationslinse doppelt zu sehen – und entsprechend schwer zu finden. Die Linse ist in den meisten Fällen eine Galaxie.

Gigantische leuchtende Bögen, Arcs und Arclets: Wenn ganze Galaxienhaufen mit ihrer kombinierten Masse fokussierend wirken, kann der Ablenkwinkel zehnmal größer sein als bei Galaxien-Linsen, und der Effekt erfasst oft viele Hintergrundgalaxien auf einmal. Dabei entstehen stark verzerrte Bögen, so genannte Arcs, und noch viel mehr leicht verzerrte "Arclets" (Bild Seite 51 oben). Fast hundert Galaxienhaufen sind inzwischen als "linsend" registriert. Mit Hilfe der in einer tangentialen Richtung verzerrten Hintergrundgalaxien kann man die Masse des Galaxienhaufens messen und seine genaue Massenverteilung rekonstruieren. Dabei stellt sich eindeutig heraus, dass in Galaxienhaufen eine noch unbekannte Art von nichtleuchtender, dunkler Materie vorherrscht.

Einstein-Ringe: Wenn eine Galaxie mit nahezu kugelsymmetrischer Massenverteilung direkt vor einer weiter entfernten Galaxie liegt, können wir ein ringförmiges Bild der Hintergrundgalaxie sehen – einen so genannten Einstein-Ring (Bild oben). Sind die Entfernungen beider Galaxien bekannt, lässt sich aus dem Durchmesser des Ringbildes sehr genau die Masse der Vordergrundgalaxie bestimmen. Normalerweise ist die Gesamtmasse von Galaxien nur schwer abzuschätzen: Man muss aus dem von den Sternen und dem Gas einer Galaxie ausgestrahlten Licht auf die Masse schließen. Darum ist der Gravitationslinseneffekt eine elegante und wichtige Methode zur Massenbestimmung geworden.

Mikrolinseneffekt bei Quasaren: Die Linsenwirkung ist nicht immer so offensichtlich wie bei den bisherigen Beispielen. Wenn etwa ein Stern Doppelbilder erzeugt, dann liegen sie so nahe beisammen, dass selbst die besten Teleskope der Welt sie nicht aufzulösen vermögen. Aber selbst dann ist der Effekt noch durch die zeitlich veränderliche Verstärkungswirkung eines Sternenfelds messbar, hinter dem ein Quasar sich bewegt: Wir sehen ihn zu verschiedenen Zeiten verschieden hell (siehe Bild auf der gegenüberliegenden Seite). Der Grad der Verstärkung hängt auch von der unbekannten Größe des Quasars ab: Ein relativ großer Quasar wird nur wenig verstärkt, seine Helligkeit ändert sich nur allmählich; ein kleiner Quasar ist hingegen starken Helligkeitsvariationen unterworfen.

Mikrolinseneffekt bei Sternen: Wie wir aus vielerlei astronomischen Messungen wissen, enthalten die Milchstraße und andere Galaxien in ihren äußeren Bereichen sehr viel nichtleuchtende Materie. Die Natur dieser dunklen Materie zählt zu den großen Rätseln der heutigen Astrophysik. Denn aus theoretischen Gründen muss diese mysteriöse Substanz völlig andere Eigenschaften haben als die normale, aus den bekannten Elementarteilchen aufgebaute Materie.

Im Jahre 1986 machte Bohdan Paczy´nski von der Princeton University folgenden Vorschlag: Mit Hilfe des Mikrolinseneffekts solle man nachprüfen, ob die dunkle Materie in den äußeren Bereichen unserer Milchstraße in Form von kompakten Objekten vorliegt, den so genannten Machos (Massive Compact Halo Objects). Wenn ein Macho von uns aus gesehen vor einem Stern einer Nachbargalaxie – der Großen Magellanschen Wolke – vorbeizieht, dann würde uns dieser Stern zunächst in charakteristischer Weise verstärkt erscheinen, bis seine Helligkeit nach dem Vorübergang wieder auf den Normalwert abfällt.

Mehrere internationale Forscherteams – unter anderem eine amerikanisch-australische Gruppe ("Macho"), eine französische ("Eros") sowie eine polnisch-amerikanische ("Ogle") – begaben sich Anfang der neunziger Jahre mit dieser Methode auf die Suche nach Machos. Im Laufe von sieben Jahren wurden fast zwei Dutzend solcher Mikrolinsenereignisse an Sternen der Großen Magellanschen Wolke gefunden. Die Lichtkurven könnten durch Objekte von etwa der halben Sonnenmasse erzeugt worden sein. Die Gesamtanzahl ist aber so gering, dass sie nur einen Bruchteil der dunklen Materie in unserer Milchstraße zu erklären vermag.

Dieselben Beobachterteams suchen derzeit noch in einer anderen Richtung nach solchen Mikrolinsenereignissen, nämlich zum Zentrum unserer Milchstraße hin. Dort wurden inzwischen über 500 derartige Lichtkurven gefunden – weit mehr als ursprünglich erwartet. Aber in diesem Fall verbergen sich hinter den Gravitationslinsen nicht Machos, sondern ganz normale Sterne niedriger Masse, die sich in der Scheibe der Milchstraße aufhalten. Die Tatsache, dass diese häufiger auftreten als erwartet, zeigt, wie unvollständig unsere Kenntnis des eigenen Milchstraßen-"Hinterhofs" war – und wie der Linseneffekt uns hilft, Neues über die Struktur der Milchstraße zu erfahren.

Trotz des notwendigen großen Beobachtungsaufwands sucht man intensiv nach dem kollektiven Ablenkeffekt, den Materiehäufungen im Rahmen der großräumigen Struktur des Universums auf dahinter liegende Galaxien ausüben. Da die ablenkende Materie in diesem Fall weit verteilt ist, erwartet man keine spektakulären Mehrfachabbildungen. Wegen der großen Vielfalt der Galaxienformen und ihrer nur geringfügigen Verzerrung durch die Lichtablenkung lässt sich der Effekt nicht – wie etwa bei den gigantischen Bögen – für eine einzelne Galaxie nachweisen. Der einzig mögliche Weg ist, die Form vieler Tausender sehr weit entfernter Galaxien zu analysieren und nach einer systematischen Deformierung zu suchen: Alle Galaxien sollten ein klein wenig in die gleiche Richtung verzerrt sein.

Da die zu erwartenden Effekte so klein sind, erfordern diese Projekte Teleskope mit sehr großen Abbildungsfeldern, viele Nächte mit optimalen Beobachtungsbedingungen und ein Höchstmaß an Analysekunst. Dennoch konnten vor wenigen Monaten gleich vier internationale Wissenschaftler-Teams – unter David J. Bacon von der Cambridge University, Nick Kaiser vom Institute of Astronomy in Hawaii, Ludewik van Waerbecke vom Canadian Institute for Theoretical Astrophysics in Toronto und David M. Wittman von Lucent Technologies in Murray Hill – den Nachweis dieses sehr schwachen Gravitationslinseneffekts bekannt geben. Die Technik verspricht in naher Zukunft Aufschlüsse darüber, welches kosmologische Modell unsere Welt am besten beschreibt.

Eine Grundfrage der Kosmologie ist die nach Größe und Alter des Universums. Wie wir wissen, dehnt sich das Weltall insgesamt aus: Je weiter eine Galaxie von uns entfernt ist, desto größer ihre so genannte Fluchtgeschwindigkeit. Der Zusammenhang zwischen Entfernung und Geschwindigkeit – der Proportionalitätsfaktor heißt nach dem Entdecker der Fluchtbewegung "Hubble-Konstante" – ist allerdings nur relativ ungenau bekannt.

Der Kehrwert der Hubble-Konstante gibt in etwa das Weltalter an, und multipliziert mit der Lichtgeschwindigkeit ergibt sich aus diesem Weltalter eine Länge. Sie gibt ungefähr die heutige Größe des Universums an. Das Problem ist leider, dass man zwar die Geschwindigkeit einer Galaxie oder eines Quasars anhand der Rotverschiebung sehr genau messen kann, die Entfernung aber nicht.

Wie der Astrophysiker Sjur Refsdal schon 1964, lange bevor die erste Gravitationslinse entdeckt wurde, gezeigt hat, bietet der Linseneffekt eine elegante Möglichkeit, diese kosmische Entfernungsskala zu bestimmen und unseren Rotverschiebungsmaßstab zu eichen: Man nehme ein System aus zwei "gravitationsgelinsten" Bildern eines sehr weit entfernten Quasars und messe die Zeitverzögerung zwischen beiden Bildern.

Die Idee funktioniert folgendermaßen: Erzeugt eine Galaxie ein Doppelbild eines dahinter liegenden Quasars, gehen die beiden Lichtbündel beispielsweise links und rechts an der Gravitationslinse vorbei. Die beiden Lichtwege sind im Allgemeinen unterschiedlich lang. Durch diese Wegdifferenz erreicht ein Quasar-Signal in den beiden Bildern die Erde zu verschiedenen Zeiten. Zu dieser geometrischen Zeitverzögerung kommt noch die gravitative auf Grund der Allgemeinen Relativitätstheorie: Weil das eine Lichtbündel näher am Zentrum der Linse vorbeigeht und darum stärkeren Gravitationsfeldern ausgesetzt ist, wird dort das Licht stärker gebremst als auf dem anderen, weiter außen vorbeiführenden Weg. Interessanterweise sind beide Verzögerungen – die geometrische und die gravitative – von der gleichen Größenordnung.

Wie lässt sich nun aus der Zeitverzögerung auf die absolute Entfernung zum Quasar schließen? In einer statischen Beobachtungssituation kann man nur dimensionslose Größen messen: die Winkelabstände und Helligkeitsverhältnisse zwischen den Bildern sowie die relative Helligkeitsverteilung der Linsengalaxie. Daraus lässt sich eine Massenverteilung für das Linsensystem konstruieren, die alle Beobachtungsgrößen reproduziert. Ein solches Modell für die Gravitationslinse gibt auch an, welchen relativen Anteil die Laufzeitdifferenz an der gesamten Lichtlaufzeit hat.

Zeitlich versetzte Lichtkurven

Das Modell ist aber nicht eindeutig: Verdoppelt man die absolute Entfernungsskala, Größe und Masse der Linsengalaxie beispielsweise, dann erhält der Beobachter auf der Erde dasselbe Erscheinungsbild. Somit vermag eine fotografische Aufnahme des Gravitationslinsensystems zwischen diesen beiden Modellen nicht zu unterscheiden. Allerdings ändert sich im zweiten Fall der absolute Wert der Lichtlaufzeitdifferenz: Er wird doppelt so groß. Das heißt: Wenn es gelingt, die Laufzeitdifferenz zu messen, lässt sich daraus die Lichtlaufzeit absolut bestimmen.

Beim Doppelquasar sagt das Modell voraus, dass die Differenz etwa ein Zehnmilliardstel der gesamten Laufzeit ausmacht. Man muss also die gemessene Ankunftszeitdifferenz nur mit zehn Milliarden – und mit der Lichtgeschwindigkeit – multiplizieren und erhält so die Entfernung zum Quasar. Sind die Rotverschiebungen und damit die Fluchtgeschwindigkeiten von Linse und Quasar bekannt, errechnet sich daraus die Hubble-Konstante.

Die Lichtlaufzeitdifferenz ist allerdings nur messbar, wenn der ferne Quasar seine Leuchtkraft mit der Zeit verändert. Dann kann man durch wiederholtes Messen der Helligkeit beider Quasarbilder ihre Lichtkurven bestimmen und daraus die relative Verschiebung des Signals ermitteln. In der Praxis ist das aus vielerlei Gründen nicht einfach. Deshalb hat es auch fast zwanzig Jahre gedauert, bis die erste Zeitverzögerung zweifelsfrei bestätigt wurde. Der daraus abgeleitete Wert für die Hubble-Konstante ist zwar noch immer etwas ungenau. Inzwischen wurden aber Zeitverzögerungen bei mehreren Gravitationslinsensystemen gemessen. Die Tendenz der Ergebnisse deutet auf eine relativ niedrige Hubble-Konstante von etwa 65 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec hin. Dies entspricht einem hohen Alter des Universums. Wahrscheinlich wird mit der Refsdalschen Gravitationslinsenmethode der Wert der Hubble-Konstante bald mindestens so genau bestimmt sein wie mit anderen Verfahren.

Vermutlich macht die dunkle Materie den größten Teil der Masse im Universum aus. Doch da sie kein Licht ausstrahlt, wissen wir kaum etwas über ihre Natur und ihre Verteilung. Denn astrophysikalische Messungen beruhen fast ausschließlich auf elektromagnetischer Strahlung, die wir von kosmischen Objekten empfangen. Die dunkle Materie dagegen verrät ihre Existenz allein durch ihre Schwerkraft – und genau deswegen lenkt sie auch Lichtstrahlen ab.

Somit ist der Gravitationslinseneffekt einer der wenigen Zugänge zu dem Rätsel, das die dunkle Materie umgibt. Bei Galaxienhaufen konnten die Astrophysiker aus der Lichtablenkung – sowie durch Analyse der Galaxien-Geschwindigkeiten oder der emittierten Röntgenstrahlung – die Gesamtmenge der Materie abschätzen. Dieser Wert übertrifft jedoch stets deutlich die Gesamtmasse der Licht aussendenden Sterne – ein klares Indiz dafür, dass die Differenz in nichtleuchtender Materie stecken muss. Seit es gelang, aus der leichten Verformung der Hintergrundgalaxien die Verteilung der vorwiegend dunklen Materie in den Galaxienhaufen zu bestimmen, weiß man, dass sie sich in der Nähe der leuchtenden Materie aufhält. Allerdings ist man damit dem Wesen der dunklen Materie noch nicht sehr viel näher gekommen.

Gäbe es völlig dunkle Galaxien – etwa große Gasansammlungen, bei denen aus irgendwelchen Gründen die Sternentstehung verhindert wäre – oder isolierte Schwarze Löcher mit galaxienähnlichen Massen, dann sollten auch sie ab und zu Mehrfachquasare erzeugen. Doch da man in allen bekannten Fällen stets zwischen den Quasar-Bildern eine normale Galaxie als Linse identifizieren konnte, lässt sich ausschließen, dass solche dunklen Galaxien oder isolierte supermassive Schwarze Löcher in großer Anzahl existieren.

Bestünde die dunkle Materie in den äußeren Bereichen unserer Milchstraße aus den bereits erwähnten Machos, so müssten sie ihre Existenz durch gelegentliche Mikrolinsenereignisse verraten. Ihre Seltenheit deutet jedoch darauf hin, dass Machos höchstens einen Teil der dunklen Materie in der Milchstraße erklären können. Durch die Analyse der Lichtkurven von Mehrfachquasaren lassen sich im Prinzip solche Machos auch in anderen Galaxien nachweisen. Aber auch dort sprechen die bisherigen spärlichen Ergebnisse eher dagegen, dass die dunkle Materie in dieser Form vorliegt. Zwar ist es bisher auch mit dem Gravitationslinseneffekt noch nicht gelungen, der dunklen Materie ihr Geheimnis zu entreißen – aber man ist ihr auf der Spur.

Nachweis erdähnlicher Planeten

Wie erwähnt wurden bisher in Richtung Milchstraßenzentrum rund 500 Mikrolinsen entdeckt, wobei die Linsen vermutlich gewöhnliche Sterne sind. Wird nun ein solcher Stern von einem Planeten umkreist, kann es gelegentlich vorkommen, dass das kurzfristig verstärkte Licht des Hintergrundsterns geringfügig verändert wird (Kasten auf Seite 50). Obgleich die von dem Planeten erzeugten Helligkeitsänderungen meist nur wenige Prozent betragen, sind solche Variationen messbar. Mehrere Beobachtergruppen – das PLANET-Team unter Penny Sackett aus Groningen, MPS geleitet von David Bennett aus Notre Dame oder MOA unter Phil Yock aus Auckland – setzten bei der Suche nach Planeten um andere Sterne auf diese Methode. Bisherige Erfolgsmeldungen konnten zwar noch nicht zweifelsfrei bestätigt werden. Aber es ist nur eine Frage der Zeit, bis der erste wirklich überzeugende Planetenkandidat mit der Gravitationslinsenmethode gefunden wird.

Dies ist bisher auch die einzige Methode, die mit irdischen Teleskopen Planeten mit Erdmasse entdecken kann. Alle anderen Suchmethoden sind noch nicht empfindlich genug. Denn die Wirkung eines Planeten auf Position oder Geschwindigkeit des Zentralsterns – diesen Effekt nutzen die meisten Methoden – schwindet mit kleiner werdender Planetenmasse. Bei der Mikrolinsenmethode kann auch ein Planet kleiner Masse eine deutliche Verstärkung des Hintergrundsterns herbeiführen.

Schließlich kann der Linseneffekt auch zur Lösung der Frage beitragen, ob es eine "kosmologische Konstante" gibt und wie groß sie ist. In den zwanziger Jahren baute Einstein diese mathematische Größe zunächst in seine Formeln ein, um ein statisches Universum zu ermöglichen. Später – nachdem der Astronom Edwin Hubble die Expansion des Weltalls entdeckt hatte – revidierte Einstein dies. Doch in jüngster Zeit gibt es wieder Erkenntnisse, die für eine kosmologische Konstante sprechen (siehe "Der explosive neue Kosmos", Spektrum der Wissenschaft 3/2001, S. 30).


Die kosmologische Konstante bewirkt eine beschleunigte Ausdehnung des Weltalls; möglicherweise verhindert sie dadurch auch für alle Zeiten eine Abbremsung der Expansion und einen anschließenden Kollaps des Universums. Ihre genaue Wirkung hängt von ihrer heutigen Größe und dem Wert der Materiedichte des Weltalls ab.

Hier kommt der Gravitationslinseneffekt ins Spiel. Da die Geometrie und die Expansionsgeschwindigkeit des Universums vom genauen Wert der kosmologischen Konstante abhängen, beeinflusst sie die Häufigkeit von – durch Gravitationslinsen vorgespiegelten – Mehrfachquasaren und die Entfernungsverteilung von Galaxien-Linsen. Die neuesten Ergebnisse von Emilio Falco, Chris Kochanek und Jose Munoz vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge (Massachusetts) liefern über den Gravitationslinseneffekt eine obere Grenze für die kosmologische Konstante. Ihre Schlussfolgerung: Wäre die Konstante größer, müssten wir deutlich mehr Mehrfachquasare finden. Dieser Grenzwert für die kosmologische Konstante ist im Augenblick gerade noch verträglich mit anderen Messungen zur Geometrie des Universums, die auf der Helligkeitsverteilung von Supernovae beruhen.

Die tatsächlich beobachtete Seltenheit von Gravitationslinsen favorisiert demnach kleinere Werte der kosmologischen Konstante – und könnte sogar ganz ohne sie erklärt werden –, während die Supernova-Methode eher auf einen größeren Wert hinweist. Zur Zeit finden mehrere Himmelsdurchmusterungen statt, die ganz ohne Zweifel auf weitere Mehrfachquasare stoßen werden. Diese neuen Untersuchungen werden wesentlich bessere Häufigkeitsanalysen von Quasaren in Gravitationslinsensystemen ermöglichen, sodass die spannende Frage nach der Größe der kosmologischen Konstante hoffentlich bald eine genauere Antwort finden wird.

In nicht mehr als zwanzig Jahren hat sich der Gravitationslinseneffekt als wichtige Forschungsmethode in der Astrophysik etabliert. Besonders interessante Ergebnisse hat er in der Kosmologie erbracht – ob bei der Bestimmung der Hubble-Konstante, der Frage der kosmologischen Konstante, der Suche nach der dunklen Materie, bei der Messung der Masse und Massenverteilung von Galaxienhaufen oder der großräumigen Struktur des Universums. Auch für unser Verständnis der Quasare hilft uns die Lichtablenkung weiter: Sowohl Größe als auch Helligkeitsprofil ihrer innersten Regionen sind durch den Mikrolinseneffekt zugänglich. Und selbst zum Thema Galaxienentstehung und -entwicklung oder Struktur der Milchstraße haben in letzter Zeit Gravitationslinsen neue Erkenntnisse gebracht. Mit dem Linseneffekt können wir die Ablenkwirkung über einen Massenbereich von mehr als zwanzig Zehnerpotenzen hinweg messen – von Planeten bis zur großräumigen Struktur des Universums.

Die Wirkungen des Effekts können Astronomen mit unterschiedlichen Techniken untersuchen: mit direkten Abbildungen, Spektren oder Zeitserien. Teleskope ganz verschiedener Größe werden zu seiner Erforschung genutzt. Von sehr langwelligen Radioemissionen über Infrarot, sichtbares und ultraviolettes Licht bis zu hochfrequenten Röntgenstrahlen wurden gravitative Ablenkungen über das gesamte Spektrum nachgewiesen – das sind mehr als 15 Größenordnungen auf der Wellenlängenskala. Die Zukunft des Gravitationslinseneffekts hat gerade erst begonnen.

Literaturhinweise


Nützliche Illusionen – Astrophysik mit Gravitationslinsen. Von Joachim Wambsganß. Physik in unserer Zeit 3/2000, S. 100.

Gravitationslinsen. Von Edwin L. Turner. Spektrum der Wissenschaft 9/1988, S. 104.

Gravitational Lenses. Von Peter Schneider, Jürgen Ehlers und Emilio E. Falco. Springer, 1992.

Aus: Spektrum der Wissenschaft 5 / 2001, Seite 44
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