Niemand hätte um das Jahr 1900 erwartet, welch epochale Umbrüche sich zu Beginn des 20. Jahrhunderts ereignen und insbesondere auf den Ersten Weltkrieg von 1914 bis 1918 folgen würden. In Europa brachen Königshäuser, Machtstrukturen und überhaupt die »alte Ordnung« zusammen. Die Völker experimentierten mit Demokratie und Freistaaten, mit Revolution und Kommunismus.

Auf einer ganz anderen Ebene kam zur gleichen Zeit die »alte Physik« ins Wanken. Naturwissenschaftler experimentierten mit Licht und Materie, zerlegten die nur scheinbar unteilbaren Atome in ihre Bestandteile und begannen die Natur des Lichts zu verstehen. Das Zeitalter der »modernen Physik« war angebrochen, das sich auf zwei große Säulen stützt: die Quantenphysik und die Relativitätstheorie, die beide ab 1900 ihre Blütezeit erlebten.

Die heute schillerndste Persönlichkeit der Wissenschaft war an der Entwicklung dieser zwei großen Theorien maßgeblich beteiligt: Albert Einstein (1879–1955). Während viele namhafte Physiker an der Quantentheorie mitgewirkt haben, ist die Relativitätstheorie eindeutig Einsteins alleiniges Jahrhundertwerk. Sie gehört bis heute zu den besten physikalischen Theorien, die sich bei der Beschreibung der Natur bewährt haben. Einstein formulierte 1905 die spezielle Relativitätstheorie, welche die Physik bei Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit beschreibt und unsere Vorstellungen von Raum, Zeit, Energie und Masse revolutionierte. Im Jahr 1915 veröffentlichte er die allgemeine Relativitätstheorie, die uns ganz neue Einsichten in das Wesen der Gravitation bietet. Einsteins Theoriegebäude war damit schon 1915 abgeschlossen und musste nun nur noch durch Experimente untermauert werden.

Schon wenige Jahre später, im Jahr 1919, ereignete sich ein Himmelsphänomen, dessen präzise Auswertung über Aufstieg und Fall eines Genies entscheiden sollte: Die Sonnenfinsternis am 29. Mai 1919 bot die Gelegenheit, zu überprüfen, ob die Lichtstrahlen von Hintergrundsternen in dem Maß um die Sonne gebogen werden, wie es Einsteins neue Gravitationstheorie vorhersagte. Tatsächlich konnten britische Astronomen diesen Nachweis führen. Der darauf folgende weltumspannende Medienhype machte Einstein quasi über Nacht zum Superstar und ebnete seinen Weg zum Jahrhundertgenie der Physik.

Eine fast perfekte Gravitation

Bis zur Wende vom 19. zum 20. Jahrhundert war zur Beschreibung der Schwerkraft die Gravitationstheorie von Sir Isaac Newton das Maß aller Dinge. Newtons große Leistung im 17. Jahrhundert war es, zu erkennen, dass die fernen, kosmischen Körper wie Kometen und Planeten denselben Gesetzmäßigkeiten folgen wie irdische Körper, zum Beispiel ein herabfallender Apfel oder die Bahn einer Kanonenkugel. Der geniale Naturforscher fand heraus, dass sich zwei Objekte umso mehr anziehen, je größer ihre Massen sind und je kleiner ihr Abstand ist.

Genauer gesagt nimmt die newtonsche Gravitationskraft mit dem Abstand zum Quadrat ab. Das heißt, stünde die Erde in doppelter Entfernung zur Sonne, so würde die Schwerkraft zwischen den beiden nur noch ein Viertel so groß sein. Die Proportionalitätskonstante bei diesem Kraftgesetz ist die newtonsche Gravitationskonstante. Ihr Zahlenwert folgt nicht aus der Theorie, sondern muss experimentell ermittelt werden. Der verhältnismäßig kleine Wert verrät uns, dass die Gravitation eine schwache Kraft ist.

Eines der wichtigsten und rätselhaftesten Prinzipien von Newtons Physik ist die Äquivalenz von schwerer und träger Masse: Die Eigenschaft eines Objekts, andere Körper anzuziehen, heißt schwere Masse. Je größer sie ist, desto stärker ist die Anziehung. Als träge Masse bezeichnen Physiker wiederum diejenige Eigenschaft, die gegenüber einer Bewegungsänderung einen Widerstand entgegensetzt. Je größer diese Trägheit ist, desto stärker muss eine Kraft sein, um eine Beschleunigung auf den Körper auszuüben. Newton fasste dies als Trägheitsgesetz zusammen, mit dem heutzutage jeder Schüler konfrontiert wird. Es ist jedoch in der klassischen Physik überhaupt nicht ersichtlich, warum träge und schwere Masse identisch sein sollten.

Newtons Konzept von der Schwerkraft konnte bis zu Beginn des 20. Jahrhunderts fast alle beobachteten Phänomene der Gravitation ausreichend gut beschreiben. Eine Ausnahme stellt die bereits im 19. Jahrhundert bekannte merkwürdige Bahnbewegung von Merkur dar. Merkurs ellipsenförmige Bahn ist nicht geschlossen, sondern bildet eine rosettenartige Kurve im Raum. Denn mit jedem Umlauf des Planeten um die Sonne dreht sich die Bahnellipse ein bisschen weiter. Entsprechend bewegt sich Merkurs sonnennächster Punkt, das Perihel, auch um die Sonne.

Diesen Effekt der Periheldrehung gibt es auch in der newtonschen Gravitation und wird verursacht durch das Zusammenwirken der Gravitationskräfte von der Sonne und den Planeten, vor allem von Jupiter. Diese Himmelskörper ziehen Merkur ein wenig aus seiner Bahn. Eine Berechnung mit Newtons Gleichungen ergibt, dass sich Merkurs Ellipse dadurch um 5,3 Bogensekunden pro Jahr oder 0,15 Grad pro Jahrhundert dreht. Seltsam ist nur, dass für Merkur eine Drehung von 5,7 Bogensekunden pro Jahr beobachtet wurde – immerhin ein Unterschied von sieben Prozent. Ein kleiner Messfehler, könnte man meinen. Jedoch waren astronomische Messungen schon im 19. Jahrhundert genau genug, dass Astronomen nach einem Grund für diese Gravitationsanomalie von Merkur suchten.

Könnte ein bis dato unbekannter Planet in Sonnennähe Merkurs Bahn beeinflussen? Tatsächlich wurde die Hypothese vom Planeten Vulkan aufgestellt. Er wurde niemals entdeckt. Man braucht ihn auch gar nicht, denn beschreibt man die Merkurbewegung mit Einsteins neuer Theorie, ergibt sich tatsächlich der Beobachtungswert von 5,7 Bogensekunden pro Jahr. Die unerklärliche Abweichung verschwindet und damit auch die Notwendigkeit von Vulkan. Der innerste Planet Merkur ist so nah an der Sonne, dass neue relativistische Effekte wichtig werden, die in Newtons Gravitation fehlen.

Einstein hatte sein Heureka-Erlebnis, als er den exakten Beobachtungswert der Periheldrehung von Merkur mit seiner Theorie berechnen konnte. Später berichtete er, dass er vor Glück nicht schlafen konnte. Heute gilt diese Bestätigung als der erste erfolgreiche Test der allgemeinen Relativitätstheorie.

Einsteins gekrümmte Raumzeit

Schon die Grundannahme der Relativitätstheorie scheint unserer Erfahrung zu widersprechen: Raum und Zeit sind keine getrennt zu betrachtenden Eigenschaften der Natur. Vielmehr bilden die drei Raumdimensionen und die Zeit als vierte Dimension ein vierdimensionales, verformbares »Gitternetz«: die Raumzeit. Neu ist im Vergleich zu den alten Vorstellungen von Galileo Galilei und Isaac Newton, dass die Raumzeit als Bühne des Naturgeschehens nicht unabhängig ist von den Objekten, die in Raum und Zeit existieren. Die Raumzeit reagiert dynamisch auf alles, was in ihr existiert.

Nach Einsteins Weltbild ist die Gravitation keine Kraftwirkung zwischen Massen, sondern vielmehr eine Verformung des Raum-Zeit-Gefüges durch die Massen selbst. Einstein geht dabei über Newton hinaus. In Newtons Physik folgen alle Körper einer geradlinigen Bahn, es sei denn, eine Kraft wirkt auf sie. Bei Einstein beschreiben alle kräftefreien Körper eine Bahn, die so gerade ist, wie es geht: die Geodäte. Weil Massen und andere Energieformen jedoch die Raumzeit krümmen, sind Geodäten im Allgemeinen krumme Kurven. Was die allgemeine Relativitätstheorie mathematisch so schwierig macht, ist der Teufelskreis der Nichtlinearität, denn die von Masse gekrümmte Raumzeit beeinflusst wiederum die Bewegung der Masse selbst und anderer Massen.

Die Tatsache, dass krumme Linien die kürzeste Verbindung darstellen können, lässt sich an der Bahn eines Langstreckenflugs veranschaulichen (siehe Abbildung).

Einsteins Ausgangspunkt für seine neue Gravitation war die spezielle Relativitätstheorie, die er 1905 veröffentlichte. Wie schon der Titel seiner Publikation »Zur Elektrodynamik bewegter Körper« verrät, wurde Einstein von der Elektrodynamik geleitet, jener Theorie von James Clerk Maxwell aus dem 19. Jahrhundert, welche die elektrischen und magnetischen Erscheinungen physikalisch beschreibt. Einstein bemerkte, dass die Gleichungen der Elektrodynamik ihre Form verändern, wenn man die alten Konzepte von Galilei und Newton einer absoluten Zeit zu Grunde legt. Einsteins radikale Forderung einer absoluten, das heißt in allen Bezugssystemen konstanten Lichtgeschwindigkeit ging einher mit einer relativen, also von der Relativgeschwindigkeit abhängigen Zeit. Noch schlimmer: Auch die Länge eines Objekts ist eine relative Größe und hängt von der Geschwindigkeit des Beobachters relativ zum Objekt ab. Schon in der speziellen Relativitätstheorie werden Raum und Zeit zur vierdimensionalen Raumzeit vereinigt. In Abwesenheit von Massen ist diese Raumzeit noch flach. In der zehn Jahre später veröffentlichten allgemeinen Relativitätstheorie wird die Raumzeit durch Massen und andere Energieformen verbogen.

Einstein bezeichnete es später als seinen glücklichsten Einfall, der ihn zur allgemeinen Relativitätstheorie geführt hatte: Im freien Fall spürt man das eigene Gewicht nicht. Ein frei fallender Körper ist kräftefrei. Daraus folgte das einsteinsche Äquivalenzprinzip, das besagt, dass man in einer geschlossenen Kapsel überhaupt nicht unterscheiden kann, ob man im Schwerefeld mit dieser Kapsel ruht oder in einer Rakete nach oben beschleunigt wird. Die Auswirkungen auf Testkörper im Innern der Kapsel sind dieselben. In anderen Worten: Es gibt keinen Unterschied zwischen Körpern, die auf die Erde fallen und mit 9,81 Metern pro Sekunde zum Quadrat zum Erdmittelpunkt beschleunigt werden, und Körpern, die in einer Rakete in der Schwerelosigkeit mit 9,81 Metern pro Sekunde zum Quadrat nach oben beschleunigt werden. Diese Nichtunterscheidbarkeit heißt Äquivalenzprinzip und ist genau gleichbedeutend mit der Aussage, dass schwere und träge Masse gleichwertig sind.

Der Krieg kam dazwischen

Einstein veröffentlichte schon 1911 eine Arbeit mit dem Titel »Über den Einfluss der Schwerkraft auf die Ausbreitung des Lichts«, in der er spekulierte, dass die gekrümmte Raumzeit nicht nur die Bahn eines Körpers, sondern auch die von Lichtstrahlen ändern würde. Qualitativ folgt diese Einsicht direkt aus dem Äquivalenzprinzip.

Somit war nach der Periheldrehung von Merkur ein weiterer, zweiter Test von Einsteins neuer Gravitationstheorie offenkundig: Mit der bekannten Masse der Sonne konnte er ausrechnen, dass Sterne, deren Lichtstrahlen genau am Rand der Sonnenscheibe vorbei zu uns gelangen, um etwa 0,85 Bogensekunden verschoben werden. Der Effekt wird kleiner, je weiter der Strahl vom Sonnenrand entfernt vorbeiläuft. Heute nennen wir dieses Phänomen den Gravitationslinseneffekt, weil die Masse der Sonne wie eine Linse wirkt und Lichtstrahlen ablenkt.

Nun ist die Messung von Sternpositionen nahe der Sonne alles andere als trivial. Schon 1913 fragte Einstein beim Leiter des Mount Wilson Observatory in Kalifornien, George Hale, an, bis zu welchem Abstand Astronomen am lichten Tag Sterne in Sonnennähe beobachten können. Hale reichte die Frage an William Campbell, dem Chef des Lick Observatory weiter, der Einstein keine Hoffnung machen konnte, dass dieses Unterfangen gelingt. Denn die Sonne überstrahlt natürlich alle Hintergrundsterne – außer bei einer Sonnenfinsternis. Eine tollkühne Idee war geboren: In den wenigen Minuten, in denen sich die Sonne komplett verdunkelt, müsste ein Astronom möglichst viele Sternpositionen in der Nähe der Sonnenscheibe messen. Den gleichen Himmelsausschnitt misst er dann bei Nacht zu einem anderen Zeitpunkt, wenn die Sonne nicht zwischen Erde und den gleichen Sternen steht, und vergleicht dann die Positionen der Sterne.

Ein junger Astronom aus Berlin, Erwin Freundlich, war von dem Vorhaben gepackt. Er versuchte den Effekt auf alten Fotoplatten mit Aufnahmen von Sonnenfinsternissen zu finden, jedoch ohne Erfolg. Im August 1914 sah er endlich seine Chance: Er startete eine Expedition, um Einsteins Effekt bei einer totalen Sonnenfinsternis auf der Halbinsel Krim im Russland zu messen. Am 1. August, nur drei Wochen vor der Sonnenfinsternis, erklärte der deutsche Kaiser Russland den Krieg. Das deutsche Expeditionsteam wurde in Russland festgesetzt und konnte die Messung nie durchführen.

In den Kriegsjahren erkannte Einstein einen Fehler in seinen Berechnungen. Er musste sein ursprüngliches Ergebnis auf rund 1,7 Bogensekunden verdoppeln. Wäre Freundlichs Expedition in Russland erfolgreich gewesen, so hätte er Einstein unter Annahme des ursprünglichen Resultats widerlegt, und die Zweifler an Einsteins revolutionärer Theorie hätten Recht bekommen. So hatte Einstein großes Glück, dass die Sonnenfinsternismessungen erst in einem neuen Anlauf fünf Jahre später gemacht werden konnten.

Noch mehr Sonnenfinsternisjäger

In der Zwischenzeit hatten britische Astronomen schon zu Kriegszeiten durch den Physiker Willem de Sitter aus den neutralen Niederlanden Wind von Einsteins bahnbrechender Theorie bekommen.

Eine der Schlüsselfiguren war Frank Dyson (1868–1939), zu jener Zeit Astronomer Royal, quasi der königliche Chefastronom des Vereinigten Königreichs. Der zweite Protagonist war der Astrophysiker Sir Arthur Eddington (1882–1944). Er hatte sich bereits einen Namen als mathematisch-physikalisches Multitalent gemacht und bekleidete ab 1913, also schon mit 31 Jahren, den wichtigsten Lehrstuhl für Astronomie an der University of Cambridge.

Eddington war bekannt, dass es schon in der newtonschen Schwerkraft einen Lichtablenkungseffekt gibt, der aber noch nie gemessen wurde. Unter der Annahme, dass Licht aus massebehafteten Teilchen (Korpuskeln) besteht, lässt sich mit Hilfe des newtonschen Gravitationsgesetzes eine Abweichung berechnen, die genau halb so groß ist wie der einsteinsche Wert. Der bayerische Physiker und Landvermesser Johann Georg von Soldner (1776–1833) hatte dies 1801 für Sterne nah am Sonnenrand zu 0,84 Bogensekunden berechnet und 1804 veröffentlicht. Um 1784 war das Henry Cavendish (1731–1810) auch gelungen, nur veröffentlichte er das nicht.

Die Voraussetzungen waren also gut, um in einem Experiment nachzuprüfen, wer Recht hat. Hätte Einstein seinen Fehler von 1911 jedoch nicht korrigiert, wäre es unmöglich gewesen, die beiden Gravitationstheorien gegeneinander auszuspielen.

Dyson und Eddington schmiedeten den Plan, es Freundlich gleichzutun, und wollten die Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919 verfolgen, um Einsteins neue Gravitation zu überprüfen. Bei diesem Ereignis würde die Sonne vor dem offenen Sternhaufen der Hyaden stehen; sehr günstig, um zu testen, ob die Position dieser Sterne verzerrt werden. So entsandten die Briten zwei Expeditionen: Während Eddington mit seinem Team die Verfinsterung auf der Insel Príncipe im westafrikanischen Golf von Guinea verfolgte, beobachtete der Brite Andrew Crommelin mit dem zweiten Team in Sobral, im Nordosten von Brasilien. Die Ausbeute fiel sehr unterschiedlich aus. Crommelin kehrte mit acht brauchbaren Fotoplatten zurück, während Eddington wetterbedingt nur zwei Platten mitbrachte.

Die Briten krönen Einstein

Eddington gab vorab im September 1919 in einem Vortrag auf einer Tagung in Bournemouth bekannt, dass die gemessenen Verschiebungen der Sternorte in Sonnennähe mit Einsteins neuer Theorie übereinstimmten. Am 6. November 1919 folgte dann die denkwürdige gemeinsame Sitzung der Royal Society und der Royal Astronomical Society. Sitzungsleiter Crommelin präsentierte die endgültigen Resultate der Sonnenfinsternisexpeditionen. Im Prinzip wurden die Fotoplatten mit Finsternis verglichen mit Platten des gleichen Sternfelds ohne Sonne im Vordergrund. Der Vergleich enthüllte direkt, dass die Positionen einiger Sterne in Sonnennähe um ein paar hunderdstel Millimeter verschoben wurden. Anders ausgedrückt betrug die Lichtablenkung am Sonnenrand 1,98 ± 0,12 Bogensekunden im südamerikanischen Sobral beziehungsweise 1,61 ± 0,30 Bogensekunden in Afrika. Beide Messwerte sind nah an Einsteins Vorhersage von 1,7 Bogensekunden. Die Daten bestätigten die neue Gravitationstheorie auf spektakuläre Weise. Ein Schaubild aus ihrer Veröffentlichung von 1920 zeigt die Vorhersage der beiden konkurrierenden Theorien nach Newton und Einstein als zwei Linien. Die Messpunkte liegen allesamt so, dass nur die allgemeine Relativitätstheorie sie zu erklären vermag und Newtons Gravitation quasi ausgeschlossen ist.

Diese Entdeckung blieb auch von einer breiteren Öffentlichkeit nicht unbemerkt: Die »verrückte« Theorie, die auf einer konstanten Lichtgeschwindigkeit, Gedankenexperimenten und einem sich krümmenden Raum basiert, schaffte es sogar in die »New York Times« im November 1919. Vergleichbar wäre das heute vielleicht mit der Meldung über die Entdeckung des Higgs-Teilchens 2012 oder der Bekanntgabe von dem direkten Nachweis der Gravitationswellen im Jahr 2016, die auch auf den Titelseiten von Zeitungen sowie in den Abendnachrichten zu sehen waren. Der Unterschied hierbei liegt jedoch in der untypisch kurzen Zeitspanne zwischen Vorhersage und Entdeckung: Im Fall des Higgs-Bosons zogen etwa 50 Jahre ins Land, bei den Gravitationswellen ein ganzes Jahrhundert. Dyson und Eddington konnten hingegen eine nur vier Jahre alte Theorie bestätigen. Damals entwickelte sich die Physik sehr rasant – ähnlich lief es bei den Erfolgen mit der Quantentheorie.

Zu revolutionär für seine Zeit

Im Jahr 1921 wurde Einstein mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. Für eine neue Theorie von Raum und Zeit und für die korrekte Vorhersage der Planetenbahn von Merkur sowie der quantitativ richtigen Beschreibung der Lichtablenkung am Sonnenrand – könnte man vermuten. Weit gefehlt, denn das Auswahlkomitee der Nobelstiftung traute sich nicht. Zu vielen waren die einsteinschen Konzepte von Raum, Zeit, Energie, Materie und Gravitation zu revolutionär. Immerhin widersprach Einsteins Werk nicht nur Newtons jahrhundertealten, bewährten Physik, sondern auch fast allen namhaften Philosophen der Zeit. Deshalb verlieh man Einstein den Nobelpreis »für seine Verdienste um die theoretische Physik, besonders für seine Entdeckung des Gesetzes des photoelektrischen Effekts«, also ausdrücklich für einen Effekt der Quantenphysik, den er beschreiben und erklären konnte.

Albert Einstein war seiner Zeit weit voraus. In der Folgezeit und selbst noch nach Einsteins Tod im Jahr 1955 gab es viele weitere Tests der allgemeinen Relativitätstheorie, die seine Theorie immer wieder glänzend bestätigten: die Fluchtbewegung von Galaxien in einem expandierenden, relativistischen Universum; die Gravitationsrotverschiebung im Schwerefeld von Massen, deren Kehrseite nichts anderes ist als die gravitative Zeitdehnung (»Uhren im Tal ticken langsamer als auf dem Berg«); die Laufzeitverzögerung von elektromagnetischen Wellen (Shapiro-Effekt); der Mitnahmeeffekt einer rotierenden Raumzeit (Lense-Thirring-Effekt) und zuletzt der direkte Nachweis von Gravitationswellen. Diese qualitativ und quantitativ präzisen Bestätigungen machen unmissverständlich klar, dass Einsteins größter Wurf bis heute die beste Gravitationstheorie ist.

Lichtablenkung reloaded

Der relative Messfehler bei den Plattenresultaten von 1919 betrug 10 bis 20 Prozent. Das ist groß genug, dass diese Messungen allein Zweifel wach werden ließen. Daher wurde in weiteren Sonnenfinsternissen versucht, die Genauigkeit zu erhöhen – mit mäßigem Erfolg. Am renommierten Royal Greenwich Observatory nahe London wurden im Jahr 1979 die alten Platten von 1919 mit neuen Präzisionsverfahren neu ausgemessen. Das Ergebnis wurde so auf 1,98 ± 0,18 Bogensekunden beziehungsweise 1,90 ± 0,11 Bogensekunden verbessert. Die relative Ungenauigkeit von knapp sechs Prozent für den letztgenannten Wert ist noch ausbaufähig.

In der Tat wurde die Lichtablenkung an der Sonne mit neuen Objekten wiederholt: 3C 273 und 3C 279 sind zwei Quasare, die glücklicherweise in der Nähe der Sonnenbahn lokalisiert sind. Quasare sind leuchtkräftige Zentren von Galaxien, die durch den Materieeinfall auf ein extrem massereiches Schwarzes Loch – übrigens ebenfalls eine Vorhersage von Einsteins Theorie – gespeist werden. Jedes Jahr am 8. Oktober wird 3C 279 sogar von der Sonne bedeckt. Der andere Quasar 3C 273 ist von seinem Kompagnon etwa vier Grad oder acht scheinbare Sonnendurchmesser entfernt. Dieser Abstand muss sich auf Grund der Lichtablenkung am Sonnenrand – genauer gesagt: der Ablenkung der Radiowellen der Quasare durch die Sonnenmasse – verändern, und genau das haben Radioastronomen präzise gemessen. Es kommt ihnen ein Verfahren der Apertursynthese namens Very Long Baseline Interferometry (VLBI) zugute. Hierbei werden Radioantennen zu einem Verbund zusammengeschlossen, um die Auflösung zu erhöhen. Mit VLBI lassen sich die Himmelsorte der Quasare extrem genau bestimmen und die für das genannte Quasarpaar der relative Fehler auf 0,1 Prozent herabsetzen.

Im Jahr 2004 konnten Radioastronomen die einsteinsche Ablenkung mit Hilfe von mehreren hundert Radioquellen auf einen relativen Messfehler von nur 0,002 Prozent genau bestätigen.

Der ESA-Astrometriesatellit Gaia soll am Missionsende 2020 die Lichtablenkung durch die Sonnenmasse auf 0,0001 Prozent messen können. Gaia führt diese Messungen jedoch nicht nahe am Sonnenrand, sondern bei Winkelabständen von 45 bis 135 Grad durch.

Gravitationslinsen in den Tiefen des Alls

Die Lichtablenkung an Massen ist der Spezialfall des Gravitationslinseneffekts. Die Bezeichnung rührt daher, weil eine Masse, zum Beispiel die Sonne, wie eine Linse auf Lichtstrahlen wirkt und diese bündelt. Das »normale« auf der Erde beobachtbare Abbild eines fernen Hintergrundobjekts kann durch die Wirkung einer Massenlinse zwischen Objekt und Erde stark verzerrt werden. Im Idealfall, in dem Hintergrundobjekt und Linse entlang der Sichtlinie achsensymmetrisch sind, ergibt sich für einen Beobachter auf der Erde der berühmte Einsteinring: Das Licht der fernen Punktquelle wird kreisförmig um die Linse gebogen. Dabei wird die Helligkeit des gelinsten Objekts auch verstärkt, weil mehr Licht auf Umwegen zur Erde gelangt.

Zum ersten Mal beobachteten Radioastronomen im Jahr 1987 ein derart merkwürdig verzerrtes Bild, und zwar bei der Radioquelle MG1131 + 0456 (4C 05.51). Das Foto wurde bei einer Wellenlänge von zwei Zentimetern mit dem Very Large Array in New Mexico, USA, aufgenommen.

Letztlich ist der Einsteinring ein Sonderfall mit unendlich vielen Mehrfachbildern des gelinsten Objekts, die sich kreisförmig anordnen. Sind die Verhältnisse nicht mehr achsensymmetrisch, sondern asymmetrisch, was im Allgemeinen der Fall ist, dann ergeben sich verzerrte einfache Bilder der Quelle oder Mehrfachbilder. Ein besonderer Fall ist hierbei das Einsteinkreuz mit vier Bildern der ursprünglichen Quelle, die sich kreuzförmig anordnen. Diese seltsame Erscheinung wurde beim Quasar Q 2237+030 entdeckt. Einstein hatte derartige »kosmische Fata Morganen« bereits Jahrzehnte früher vorweggenommen und das bizarre Phänomen inklusive seiner Erklärung im Jahr 1936 im Fachjournal »Science« publiziert.

In der Folgezeit wurden immer mehr Gravitationslinsen entdeckt, vor allem bei Galaxien und bei Galaxienhaufen. Aber auch kleinere Objekte können als Gravitationslinse wirken. Die Astronomen nennen solche Miniformen des Gravitationslinseneffekts Mikrolinsenereignisse. Schon vor Jahren konnten Beobachter mit Hilfe des Gravitationslinseneffekts im galaktischen Halo der Milchstraße Objekte aufspüren: die MACHOs. Das sind sternartige Gebilde, die wie Linsen wirken. Das Akronym steht für Massive Compact Halo Objects. Sie wandern mehr oder weniger unsichtbar durch die Milchstraße und verraten sich nur, wenn sie zufällig das Licht eines Hintergrundsterns Richtung Erde bündeln und auf sehr gleichförmige Weise verstärken. Der charakteristische und symmetrische Verlauf der Lichtkurve, einer Darstellung der Helligkeit über der Zeit, ist eigentümlich für Gravitationslinsenereignisse. Durch eine sorgfältige Analyse der Lichtkurve ist es möglich, sie von »normaler« Variabilität eines veränderlichen Sterns zu unterscheiden.

Die meisten MACHOs konnten als kaum direkt sichtbare, lichtschwache Braune Zwerge – Zwitterobjekte zwischen Stern und Planet – identifiziert werden. Manchmal waren es jedoch auch rote Zwergsterne der Spektralklasse M, die ebenfalls leuchtschwach, aber sehr zahlreich sind. Sie hatten sich entlang der Sichtlinie zwischen Erde und fernem Hintergrundstern gemogelt und kurzzeitig den charakteristischen »Linsenblitz« erzeugt. Beide Objektklassen – Braune Zwerge und M-Sterne – bestehen natürlich aus normaler (baryonischer) Materie.

Die Linsenmethode funktioniert in gleicher Weise bei Objekten, die noch kleiner sind. So war es im Jahr 2003 zum ersten Mal gelungen, einen Exoplaneten nachzuweisen, der als Mikrolinse wirkte: Ein Vordergrundstern zog vor einem Hintergrundstern vorbei und verstärkte dessen Licht auf einer Zeitskala von etwa sechs Wochen. Dabei stieg die Helligkeit des Hintergrundsterns innerhalb eines Tages nochmalig merklich an und fiel ebenso schnell wieder ab. Das wurde so interpretiert, dass ein um den Vordergrundstern kreisender Exoplanet das Licht des Hintergrundobjekts zusätzlich zu seinem Wirtsstern verstärkt hatte.

Und die nächste Revolution?

Im Mai 2019 feiern wir zu Recht das 100-jährige Jubiläum einer von vielen einsteinschen Vorhersagen: die Lichtablenkung durch Massen, die zum ersten Mal 1919 bei einer Sonnenfinsternis bestätigt werden konnte. Danach wurden Lichtablenkung und Gravitationslinseneffekt genutzt, um unzählige weitere astronomische Entdeckungen zu machen. Die Naturwissenschaften, und insbesondere die Astronomie, haben sich in den letzten 100 Jahren enorm weiterentwickelt – auch dank Einstein. Dennoch bleiben viele Rätsel, die es zu lösen gilt, wie die Singularitäten in Schwarzen Löchern, die Natur der Dunklen Materie, die Ursache für ein beschleunigt expandierendes Universum und der Urknall selbst.

Manchmal wünscht man sich als Wissenschaftler so eine Zeit wie damals, eine Zeit der Umwälzungen und der wissenschaftlichen Unruhe, in der eine neue Theorie innerhalb von wenigen Jahren bestätigt werden konnte. Doch eine neue Theorie der Gravitation, die über Einstein hinausgeht, scheint ferner denn je. Zwar gibt es seit einigen Jahrzehnten Anwärter für solche Theorien, wie die Stringtheorie oder die Schleifenquantengravitation, aber sie bleiben uns den Beweis bis zum heutigen Tag schuldig, dass sie die Natur besser beschreiben als Einsteins Jahrhundertwerk.

Die Wissenschaftsgeschichte lehrt uns jedoch vor allem eins: Die Natur und die Naturwissenschaften sind immer für eine Überraschung gut. In Zeiten des scheinbaren Stillstands kommt ein neues Phänomen oder eine Forscherpersönlichkeit um die Ecke, mit der keiner gerechnet hat. Hoffentlich ist es bald wieder so weit.