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Geschichte der Kosmologie

Die Kosmologie hat ihre Ursprünge in magischen Vorstellungen von älteren Kulturen. Zuerst trat sie inform von mythischen Vorstellungen bezüglich der Weltentstehung auf Glaube und Götter hatten hierbei einen imensen Einfluss auf damalige Denkweisen. Aufgrund fehlender Naturkenntnisse wurde im 6.Jahrhundert v.Chr. von einem Kampf der Götter als eine Art Ursprung oder Urknall gesprochen. Im antiken Griechenland hatten erstmals Himmelsbeobachtungen Einfluss auf die damalige Kosmologie. Damals schrieb man Beobachtungen auf und deutete diese anschließend. Vor knapp zweieinhalb Jahrtausenden niedergeschriebenen Vorstellungen des Naturphilosophen Platon deuten darauf hin, dass Parallelen zwischen der Runden Form von Kopf, Erde und Kosmos geschaffen wurden. Aufgrund dieser äußerlichen Ähnlichkeiten galt der Kopf als wichtigster Teil des Körpers.

Der Bauernring:
Der Bauernring ist ein kleines Instrument welches ca. ab dem 15.Jahrhundert nach Christus genutzt wurde. Es handelt sich hierbei um einen kleinen Ring welcher am Finger oder an einer Kette getragen wurde und wie eine herkömmliche Sonnenuhr in tragbahrer Variante diente. Das Zifferblatt befindet sich auf der inneren Ringfläche. Durch ein kleines Loch welches im Ring angebracht wurde kann Licht eindringen und auf eine Ziffer scheinen welche bei richtiger Anwendung dann die Uhrzeit anzeigt. Um den Bauernring richtig verwenden zu können muss jedoch die Jahreszeit aufgrund des Sonnenstandes bestimmt sein. Auf der inneren Fläche sind hierfür zusätzliche Deklinationslinien angebracht. Diese sind Kreise um die Ringachse. Zum Ablesen der Zeit wird der Bauernring an einer kleinen Öse aufgehängt welche oftmals außen angebracht ist und so um die Vertikale gedreht, dass der Lichtfleck auf den gültigen Deklinationskreis fällt. Ein Bauernring kann immer nur auf einer Polhöhe (auf einem Breitengrad) benutzt werden. Eine neuere Variante des Bauernrings besteht aus zwei konzentrischen ringen und kann aufgrund von fehlender Exaktheit nur Stundenangaben machen. Der Ring mit dem Loch wird gegen den Hauptring entsprechend der Jahreszeit (Monats-Skala) eingestellt. Die Stunden können unabhängig von der Jahrezeit immer auf der gleichen Skala abgelesen werden.

Der Oktant:
Der Oktant ist ein nautisches Gerät, welches zur Messung von Winkeln genutzt wird. Der Name leitet sich aus dem lateinischen ab und weist auf ein äußerliches merkmal des Instrumentes hin, denn jeder Oktant besteht aus einem abgeteilten Bogen eines Kreisausschnittes welcher eine Spanne von 45 Grad, sprich ein Achtel eines Kreises vermisst. Der Messumfang beträgt das doppelte der Spannweite (90°). John Hardley stellte den Oktant 1731 der Royal Society vor welchen er zuvor mit seinen Brüdern Georg und Henry entwickelt hatte. Das als Vorreiter des Sextanten bezeichnete Instrument konnte durch die Nutzung von Messing kompakter als die ca. 50 cm große Erstvariante aus Holz gebaut werden und wurde dadurch handlicher als zuvor. Ende des 18 Jahrhunderts wurde der Oktant nach und nach durch den weitaus praktischeren Sextanten ersetzt, da dieser nicht nur auf 90° Messumfang beschränkt war.

Die Erde im Mittelalter:
Im Gegensatz zu unserer heutigen Vorstellung,dass die Menschen im Mittelalter dachten, dass die Erde einen Scheibe sei, war den gebildeten Menschen der damaligen Zeit klar, dass die Erde kugelförmig ist. So war schon den Seeleuten der damaligen Zeit bekannt, dass bei einem am Horizont auftauchenden Segelschiff immer zuerst die Mastspitzen zu sehen waren. Diese Abfolge ist bei einem exakt flachen Horizont nicht möglich. Bei diesem würde von Anfang an das gesamte Objekt sichtbar sein. Erasthotenes konnte gestützt auf diese Kugelhypothese, im 3. Jahrhundert v. Chr. mit ziemlicher Genauigkeit den Erdumfang berechnen. Römische Kaiser wurden in der Antike häufig mit einem Globus in der Hand dargestellt welcher oftmals mit einem Kreuz geziert war, was die Welt unter Gottes Herrschaft präsentieren sollte. Unsere Annahme von der Scheibenvorstellung der Erde im Mittelalter ist dementsprechend als Legende anzusehen.

Die Grundlagen der mittelalterlichen Kosmologie
Die mittelalterliche Kosmologie basierte so wie ihre antiken Ursprünge auf der Beobachtung von Himmelskörpern im Raum. Über die physikalischen Ursachen wurde kaum weiter philosophiert und auch nichts weiteres Grundlegendes ausgesagt. Widersprüche zwischen Vorstellung und Beobachtungen führten jedoch schon damals zu Korrekturen. Die beiden Vorstellungen von Aristoteles und Ptolemaios galten als Idealvorstellung (Aristoteles) und mathematische Berechnungsvorschrift (Ptolemaios).

Ptolemaios stellte mehrere Thesen auf:

Religiöser Einfluss:
Grundlagen des frühmittelalterlichen Weltbildes waren wesentlich durch die Vorstellungen des alttestamentlichen Judentums und den neutestamentlich - christlichen Ergänzungen geprägt. Ebenso wie einen Anfang hatte die Welt auch ein klar definiertes Ende Die Erde wurde als flache Scheibe beschrieben und diese Annahme vom ungebildeten Volk übernommen. Die Bibel hatte vorallem Einfluss darauf, wie dei Erde scheinbar entstanden war. Aufgrund dessen, dass der Koran im Gegensatz zu der Bibel über kein festgelegtes Weltbild verfügte herrschte im Islam die größte Freiheit in der Erforschung der der damaligen Kosmologie.

Die Entwicklung der Kosmologie im Mittelalter
Wie man einem Zitat von Fritz Gelhar Karol Simonyi entnehmen kann hat man im "11. Jahrhundert lediglich gelernt", im 12. und 13. Jahrhundert "adaptiert" und im 13. und 14. Jahrhundert das Wissen weiterentwickelt. Wie schon angemerkt hatte der Mensch im Mittelalter Aufgrund der Bibel ganz andere Wertvorstellungen. Die Grundlage dieses Weltbildes war geozentrisch. Obwohl in der Bibel eine feste Vorstellung bezüglich des Ablaufes der Weltentstehung vorgegeben wurde gab es diesbezüglich viele Diskussionen. Als schwerwiegend galten stehts Schriftliche Festhaltungen. Trotz des relativ niedrigen mathematischen und instrumentellen Niveaus wurden erstmals Tabellen zur Berechnung von Breiten- und Längengraden genutzt. Zudem wurden geographische Längenmessungen mithilfe von exakten Mondbeobachtungen an verschiedenen Orten zur jeweils gleichen Zeit vollstreckt, welche aufgrund von qualitativ schlechten Uhren ungenau waren.

Bemerkungen zu den Kometen:
Kometen wurden oftmals in verbindung mit auftretendem Unheil gebracht. Sie erregten vorallem aufgrund ihres unvorhergesehenen Auftretens viel Aufmerksamkeit und wurden deswegen gelegentlich auf mittelalterlichen Bildern dargestellt.

Instrumente der Kosmologie

Die Instrumente der Kosmologie werden beispielsweise zur Messung der Energie von Kosmischer Strahlung genutzt. Man versteht unter ihnen Geräte, welche vom Himmel kommende Strahlung auffangen und untersuchen. Hierbei sind größtenteils Teleskope aller Art gemeint, sowie weitere an ihnen angehängte Geräte welche die Strahlung speichern und analysieren.Heutzutage verfügen jedoch einige dieser Instrumente auch einen Primärempfänger (z.B. einem Teleskopspiegel), welcher die Strahlung zunächst auffängt, sammelt und bündelt sowie einen Sekundärempfänger, welcher die Daten in elektrische Signale umwandeln kann und eine Analysator beispielsweise ein Photometer welchesw die Strahlung untersucht. Oftmals findet jedoch eine Verschmelzung des Analysators und des Sekundärempfängers statt, sodass die jeweiligen Funktionsvorgänge parallel ablaufen.Bei astronomischen Fernrohren sind die Primärempfänger die Linsen (Refraktoren) und die Spiegel (Reflektoren).Obwohl gegen Ende des 17. Jh. Reflektoren von Isaac Newton nerfunden wurden, benutzte man zunächst weiterhin die gewohnten Refraktoren, da sich die Reflektoren die anfangs noch aus leicht verformbarem Metall bestanden bei Hitze schnell verformten.Mit einem Durchmesser von ganzen 100 Metern gilt ein freibewegliches Radioteleskop in der Eifel als das größte seiner Art. Ein weitaus effektivere Variante die zudem kostengünstiger ist bildet die formative Aneinanderreihung von mehreren Radioteleskopen kleinerer Größe (ca.25m). Exemplare der Gattung "Starre Radioteleskope" gibt es in noch größerer Form wie beispielsweise das Arecibo-Radioobservatorium, welches einen stolzen Durchmesser von 300 Metern vorzuweisen hat. Die Oberfläche der meisten Radioteleskope ist parabolisch geformt um die Strahlung effektiv auffangen und weiterleiten zu können.

Es gibt verschiedene Arten von Teleskopen:






optische Teleskope

Fernrohr: Mit einem Fernrohr werden Objekte aus der Ferne mithilfe von Linsen vergrößert dargestellt. Fernrohre spielen eine wichtige Rolle in der Geschichte der Astronomie und bilden zusammen mit Spiegelteleskopen die Klasse der optischen Teleskope. Man unterscheidet zwischen Galilei-Fernrohren und Kepler-Fernrohren, je nachdem wie die Lichtstrahlen durch die Linsen fallen. Ein Fernrohr besteht aus einem dem Objekt (z.b. Sterne) zugewandten Objektiv und einem Okular, durch das das Bild des Gegenstandes betrachtet wird.
1. Galilei-Fernrohr: wurde um 1608 von Lipperhey erfunden und in der Folgezeit von Mathematiker und Physiker Galileo Galilei weiterentwickelt. Es besteht aus einer Zerstreuungslinse im Okular und einer Sammellinse im Objektiv und zeigt das Bild aufrecht und seitenrichtig mit kleinem Sichtfeld an.




2. Kepler-Fernrohr: Es besteht aus einer Sammellinse mit geringer Brennweite im Okular und einer Sammellinse mit größerer Brennweite im Objektiv. Dabei sind das Okular und das Objektiv im Abstand ihrer addierten Brennweiten zueinander aufgestellt. Das Sichtfeld ist ausgedehnter als das des Galilei-Fernrohrs. Der Strahlengang kreuzt sich innerhalb des Fernrohres, wodurch ein auf dem Kopf stehendes und seitenverkehrtes (um 180° gedrehtes) Bild des betrachteten Objekts sichtbar ist, welches man durch das Okular vergrößert betrachtet. Es ist allerding unklar, ob wirklich Johannes Kepler das Kepler-Fernrohr erfunden hat, da das erste überlieferte Kepler-Fernrohr von Christoph Scheiner um 1613 gebaut wurde.
Spiegelteleskop: Ein Spiegelteleskop besteht aus einem Hauptspiegel und einem Fangspiegel. Der Hauptspiegel ist ein Hohlspiegel und wird als Objektiv verwendet. Der Fangspiegel fängt die reflektierten Strahlen vom Hauptspiegel auf und lenkt sie zum Okular und damit zum Beobachter/der Kamera bzw. den angeschlossenen Messgeräten. Spiegelteleskope werden in der beobachtenden Astronomie eingesetzt, sowohl visuell als auch fotografisch. Außer den Bereich des sichtbaren Lichts eignet es sich auch für einen weiten Bereich des elektromagnetischen Spektrums, von Ultraviolett bis Infrarot. Auf Sternwarten verwendete Spiegelteleskope haben einen Durchmesser von 2-10m.

Radioteleskope

Radiowellen sind elektromagnetische Wellen, die sich ohne künstliche Führung im freien Raum ausbreiten. Ihre Frequenzen gehen bis 3000 GHz. Radiowellen umfassen die Frequenzbereiche Langwelle, Mittelwelle und Kurzwelle. Der Bereich der Langwelle umfasst 30kHz-300kHz mit Wellenlängen von 1000-10.000m, Mittelwelle geht von 300kHz-3000 kHz mit Wellenlägen von 100-1000m und Kurzwelle von 3MHz-30MHz mit Wellenlängen von 10-100m. Die Radiowellen wurden 1887 von Heinrich Hertz experimentell nachgewiesen, weshalb die internationale Einheit der Frequenz nach ihm benannt wurde.
Radioteleskope messen die aus dem Weltall kommende Radiofrequenzstrahlung. Sie bestehen meist aus einer Metallfläche in Form eines Parabolspiegels, dessen Brennpunkt auf die Antenne fällt. Die Radiowellen werden dadurch auf die Antenne gebündelt. Oft wird allerdings auch das ganze System als Antenne bezeichnet.
Es gibt bewegliche und unbewegliche Radioteleskope. Unbewegliche Teleskope sind meistens auf den Zenit gerichtet, also gegen die Lotrichtung der Erde senkrecht nach oben. Sie sind aber eher selten. Bewegliche Teleskope sind drehbar, sodass damit in verschiedene Richtungen geblickt werden kann und kommen am häufigsten vor.
Heutige Radioteleskope bestehen meist aus mehreren Parabolantennen, auch Arrays genannt, und einer Auswertungsstation. In einem Array werden die Parabolantennen dann alle auf dieselbe Quelle ausgerichtet, sodass sie wie eine Antenne mit größerem Durchmesser funktionieren. Dieses System lässt sich über die ganze Erde vergrößern, indem über den Globus verteilte Radioteleskope alle dieselbe Quelle beobachten. Dadurch kann die Auflösung deutlich gesteigert werden, die größten Anlagen haben eine 500fach größere Auflösung als optische Teleskope. Neben der Beobachtung von Himmelskörpern werden Radioteleskope auch dazu benutzt, Daten mit weit entfernten Raumsonden auszutauschen oder auch nach außerirdischem Leben zu suchen.




Infrarotteleskope

Technisch unterscheiden sich Infrarotteleskope nicht von optischen Spiegelteleskopen. Die Instrumente müssen allerdings stärker gekühlt werden, damit ihre Wärmestrahlung nicht die des beobachteten Objekts überdeckt. Der infrarote Teil des elektromagnetischen Spektrums wird in drei Bereiche unterteilt:

Infrarotastronomie von der Erde aus ist nur im nahen und mittleren Infrarot möglich da die Erdatmosphäre vor allem durch Wasserdampf die Strahlung in den anderen Infrarotbereichen fast vollständig absorbiert. Ein bodengebundenes Teleskop ist zum Beispiel das „very large telescope“(VLT).






Röntgenteleskope

Mit einem Röntgenteleskop werden Röntgenstrahlen aus dem Kosmos mithilfe von parabolischen und hyperbolischen Spiegeln nachgewiesen. Das Problem beim Bau von Röntgenteleskopen ist, dass es keine Materialien gibt die Röntgenstrahlen wie sichtbares Licht reflektieren oder brechen können. So gut wie alle Materialien absorbieren Röntgenstrahlung und der Brechungsindex ist minimal kleiner 1, weshalb eine optische Abbildung mit Linsen unmöglich ist.
Abbildende Röntgenteleskope fokussieren die Strahlung durch Reflexion an gekrümmten Metallspiegeln, die als Teile eines Paraboloids oder Hyperboloids geformt sind. Auf ihren oft zusätzlich beschichteten Flächen müssen die Röntgenstrahlen aber ganz streifend einfallen. Ist der Einfallswinkel größer als etwa 3°, geht die sehr energiereiche Strahlung durch das Material durch. Die Teleskope sind daher sehr langgestreckte Tuben, ganz anders als die schüsselförmigen Radioteleskope. Sie können aber die Röntgenquellen nicht nur abbilden, sondern auch Strahlungsintensitäten und Spektren messen.






Gammateleskope

Mit einem Gammateleskop misst man die aus dem Weltall kommende Gammastrahlung. Diese Strahlung kommt von astronomischen Objekten und geht von kernphysikalischen Prozessen, von extrem heißen Objekten oder von beschleunigter Materie durch schwarze Löcher aus. Gammateleskope werden nur in Weltraumobservatorien oder Forschungssatelliten eingesetzt, da die Strahlung mit Wellenlängen unter 0.01 nm aufgrund der undurchlässigen Atmosphäre von der Erde aus nicht beobachtbar ist.

Messung von der Erde aus: Seit 2000 ist es möglich kosmische Gammastrahlung indirekt von der Erde aus zu beobachten. Dabei beobachtet man die Wechselwirkung der kosmischen Gammastrahlung mit der Erdatmosphäre, bei der die Gammaphotonen mit den Molekülen der Atmosphäre zusammenprallen. Bei diesem Zusammenprall entstehen sog. Sekundärteilchenschauer, die ein bestimmtes Licht (Tscherenkow-Licht) in Richtung Erde aussenden, was dann mit Tscherenkow-Teleskopen gemessen werden kann. Ein derartiges System ist zum Beispiel das MAGIC-System auf La Palma.






Gravitationswellendetektor

Ein Gravitationswellendetektor ist ein Messgerät zum Nachweis von Gravitationswellen. Gravitationswellen sind winzige Störungen in der Raumzeit, welche den dreidimensionalen Raum und die Zeit in einer vierdimensionalen Struktur darstellt. Albert Einstein hat diese winzigen Störungen bereits in seiner allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt.
Gravitationswellen entstehen durch eine beschleunigte Masse und breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit aus. Sie strecken die Raumzeit quer zu ihrer Ausbreitungsrichtung. Eine Gravitationswelle, die durch in einem Kreis angeordnete Teilchen läuft, bewegt diese Teilchen also wie in der Animation. Die Animation ist allerdings stark übertrieben, eine realistische Gravitationswelle würde selbst den Abstand zwischen Erde und Sonne nur um eine Strecke, die so lang wie der Durchmesser eines Wasserstoffatoms ist, verkürzen bzw. verlängern. Der erste Versuch, Gravitationswellen nachzuweisen, wurde von Joseph Weber in den 1960er Jahren unternommen. Er vermutete, dass auch Festkörper durch eine Gravitationswelle in winzige Schwingungen versetzt werden würden und war sogar überzeugt, dies nachgewiesen zu haben und Gravitationswellen gemessen zu haben. Später wurden jedoch seine Experimente in verbesserter Form nachgebaut und die Daten überprüft, wobei herauskam, dass das nicht stimmen konnte. Im September 2015 wurden dann erstmals Gravitationswellen zweier kollidierender schwarzer Löcher mit dem LIGO-Detektor direkt gemessen und dadurch nachgewiesen.

LIGO
Das LIGO (Laser-Interferometer Gravitationswellen-Observatorium) besteht aus zwei Observatorien in den USA, die sich in Hanford (Washington) und Livingston (Louisiana) befinden.
Funktionsweise des Detektors:
Der LIGO-Detektor ist ein interferometrischer Detektor. Von der Hauptstation des Observatoriums aus wird ein Laserstrahl mit einer Leistung von 200W durch einen speziellen Spiegel geschickt, durch den das Licht in das System gelangt, aber nicht wieder in die umgekehrte Richtung heraus kann. Der Strahl trifft dann auf den Strahlteiler, der den Strahl aufteilt und jeweils zur Hälfte in die beiden 4km langen Arme leitet. In jedem Arm ist ein sogenannter Fabry-Perot-Resonator verbaut, der aus zwei Spiegeln besteht, von denen einer teildurchlässig ist. Das Licht legt diese Strecke dann ca. 280mal zurück und tritt dann durch den teildurchlässigen Spiegel auf den Strahlteiler. Durch die vielen Reflexionen legt das Licht insgesamt eine Strecke von 1120km zurück, wodurch die Empfindlichkeit des Detektors erhöht wird. Beide Teilstrahlen werden an dem Strahlteiler auf eine Fotodiode gelenkt, die die Intensität des ankommenden Lichts misst. Die Spiegel an den Enden der beiden Arme werden so eingestellt, dass die beiden Teilstrahlen sich gegenseitig auslöschen sodass bei der Fotodiode im Idealfall kein Licht ankommt. Da es zahlreiche äußere sowie innere Einflüsse gibt, muss das System ständig justiert werden, damit beide Teilstrahlen sich auslöschen. Eine Gravitationswelle die auf das Observatorium trifft, verändert die Längen der Arme des Interferometers, sie werden entweder kürzer oder länger. Dadurch erfolgt eine Phasenverschiebung der beiden Teilstrahlen und deren Interferenz ändert die Intensität des gemessenen Lichts. Bei einer Phasenverschiebung verschieben sich die beiden Schwingungen leicht, sodass ein Teilchen etwas früher als das andere von der Fotodiode gemessen wird. Interferenz ist die Änderung der Amplitude bei der Überlagerung von zwei Wellen.