Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

aus ihrer Entdeckung. Die intrinsische Strahlungsmenge konnte für diese veränderlichen Sterne berechnet werden, und man konnte natürlich auch deren beobachtete Helligkeit messen. Wenn die Entfernung wenigstens für einige Objekte bekannt wäre, könnte die gesamte Perioden-Leuchtkraft-Beziehung für Entfernungsbestimmungen anderer veränderlicher Sterne geeicht werden.
    Nur ein Jahr später gelang dem dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung besagte Eichung mit Hilfe helligkeitsveränderlicher Sterne in der Milchstraße. Die Grundlagen zur galaktischen und extragalaktischen Entfernungsbestimmung waren gelegt. Da zu dieser Zeit noch nicht bekannt war, dass das Universum größer als nur die Milchstraße war, bot diese Methode auf einmal die Möglichkeit zu schauen, ob es vielleicht noch etwas außerhalb der Galaxie geben könnte.
    So beobachtete der Amerikaner Edwin Hubble veränderliche Sterne in verschiedenen schwachen Nebeln Nacht für Nacht mit dem 2,5 m Hooker-Teleskop auf dem Mount Wilson in Südkalifornien. Teleskopbeobachtungen waren übrigens bis Mitte der 1960er Jahre nur für Männer zugelassen, damit sie sich dort ungestört ihrer Arbeit widmen konnten. Mit der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung für veränderliche Sterne konnte Hubble jedenfalls um 1923 zeigen, dass diese Nebel viel zu weit entfernt waren, um Teil der Milchstraßengalaxie zu sein. Diese Nebel stellten sich nun plötzlich als eigenständige Galaxien heraus, die sich außerhalb der Milchstraße befanden.
    Und wieder hatten neue Erkenntnisse das Weltbild wortwörtlich um Lichtjahre erweitert. Bis dahin waren kosmischen Objekten Entfernungen von bis zu etwa 100 Lichtjahren zugesprochen worden. Mit der Entdeckung von anderen Galaxien konnten nun viele Millionen Lichtjahre weit entfernte Objekte gefunden werden. Dadurch stellte sich schließlich heraus, dass die Milchstraße nur ein relativ kleines Objekt in einem viel größeren Universum ist. Das Universum bestand von nun an aus Tausenden oder noch mehr Galaxien und nicht nur einer einzigen. Natürlich stieß auch diese Entdeckung erst einmal auf Widerspruch von anderen führenden Astronomen, besonders von Harlow Shapley von der Harvard-Universität. Dennoch setzte sich das neue Wissen durch, und der Andromeda-Nebel wurde bald zur Andromeda-Galaxie, von der wir heute wissen, dass sie unsere Schwester-Galaxie ist.
    Schon 1921 starb Leavitt mit nur 53 Jahren an Krebs. Zu Lebzeiten erhielt der »Computer« wenig Anerkennung für ihre fundamentale Arbeit, die unser Verständnis vom Universum so veränderte. Als »Computer« hatte sie mit 25 bis 30 Cents pro Stunde auch nur schlecht verdient, da dies weniger als das Gehalt einer Sekretärin war. In Unkenntnis ihres Todes wäre sie 1924 fast für einen Nobelpreis vorgeschlagen worden. Da dieser Preis aber nur an lebende Personen vergeben wird, wurde sie letztendlich nie dafür nominiert.
    Zur gleichen Zeit war ein weiterer »Computer« dabei, Sternspektren in einer neuartigen Weise zu klassifizieren. Die Amerikanerin Annie Jump Cannon begann nach ihrem Physik- und Astronomiestudium 1896 für Pickering zu arbeiten. Ihre Aufgabe als Astronomin war es, den Draper-Katalog, eine riesige Ansammlung von Sternspektren, zu katalogisieren und ein Klassifikationssystem zu entwickeln.
    Cannon war die Erste, die Spektren nach der Temperatur der Sterne einteilte, da sie die Temperaturabhängigkeit der Stärke der Spektrallinien erkannt hatte. Ihr neues System wurde später als das Harvard-Klassifikationsschema berühmt. Sie unterteilte die Spektren unter anderem in die noch heute benutzten O-, B-, A-, F-, G-, K- und M-Klassen, die man sich mit Hilfe des Spruchs »Oh Be a Fine Girl, Kiss Me« merken kann. Sie basieren auf der Stärke der Wasserstofflinien, eines der wichtigsten Merkmale in stellaren Absorptionsspektren. O-Sterne sind dabei die heißesten (mit Oberflächentemperaturen von bis zu 50 000 Grad Kelvin), wohingegen M die kühlsten Sterne (mit manchmal nur 2000 Grad Kelvin an ihrer Oberfläche) bezeichnet. Abbildung 2.3 zeigt Beispielspektren für die verschiedenen Spektralklassen in der Form, wie sie heute benutzt werden.

Abb. 2.3: Beispiele für Sternspektren, die die heutigen Spektralklassen illustrieren. Verschiedene Absorptionslinien sind markiert. Je nach Oberflächentemperatur sind nur bestimmte Linien im Spektrum detektierbar. Mit diesen aus den Roh-Spektren (wie z.B. in Abb. 2.1 ) extrahierten Spektren wird heutzutage gearbeitet.
    Die riesige