Seit 2009 vermisst das Weltraumteleskop Planck das Universum im Lagrangepunkt L2 des Erde-Sonne Systems. Doch der genaue Blick ins All liefert mit jeder Antwort auch ein neues Problem. Die Europäische Weltraumbehörde (ESA) stellte am 21. März 2013 in Paris die Ergebnisse der Planck-Mission nach 15 Monaten vor. Die Himmelskarte der sogenannten Mikrowellen-Hintergrundstrahlung zeigt ein nahezu perfektes Universum, sagte George Efstathiou von der britischen Universität Cambridge.

Die Karte der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung bestätigt den Forschern zufolge das Standardmodell der Kosmologie (sog. LCDM-Modell mit Dunkler Materie und Dunkler Energie ) und legt dessen Parameter sehr genau fest. Allerdings entdeckten die Wissenschaftler auch einige Anomalien, die darauf hindeuteten, dass das Standardmodell noch nicht in allen Aspekten verstanden worden ist. Die Kosmologie ist also noch nicht am Ende!

Die wichtigsten Ergebnisse in Kürze sind:

• Die Hubble-Konstante wird sehr genau bestimmt zu H₀ = (67,3 +- 1,4) km/s/Mpc . Der Urknall ereignete sich damit vor 13,81 Milliarden Jahren. Dieser niedrige Wert der Hubble-Konstante ist im Widerspruch zu klassischen Messungen mittels Cepheiden und Supernovae! Diese Messungen enthalten wahrscheinlich systematische Fehler. Eine niedrige Hubble-Konstante deutet auch auf ein geschlossenes Universum hin!
• Das Universum besteht vor allem aus Dunkler Energie 68,3% (72,8%) und Dunkler Materie 26,8% (22,7%). Atome und gewöhnliche Materie machen nur 4,9% (4,5%) der gesamten Materie-Energiedichte des Kosmos aus. In Klammern die bisher bekannten Werte 'vor Planck'. Damit hat sich an dem Aufbau unseres Universums nicht viel geändert. Wir, als aus Atomen aufgebaute Wesen, sind nur eine Randerscheinung. Was genau nun die Dunkle Materie und Energie sein sollen, darüber verraten die Planck-Daten zunächst einmal nichts.
• Die Fluktuationen im kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) sind in einer Himmelshemisphäre grösser als in der anderen. Dies deutet auf eine Vorzugsrichtung im Universum hin. So eine wird vom Urknallmodell aber nicht vorhergesagt, ihm zufolge sollte die Strahlung aus jeder Richtung des Kosmos isotrop zu uns gelangen.
• Auch zeigen die Daten, dass die Temperaturfluktuationen auf grossen Winkelskalen nicht den im Standardmodell vorhergesagten Werten entsprechen: Ihre Signale sind nicht so stark, wie dies von der von Planck entdeckten kleinskaligen Struktur zu erwarten gewesen wäre.
• PLANCK hat bisher 1227 Galaxienhaufen mittels Sunyaev-Zeldovich Effekt entdeckt.

Refraktor ist in der Astronomie die Bezeichnung für ein Linsenfernrohr. Der Begriff leitet sich vom physikalischen Effekt der Brechnung her und ist auch ausserhalb der Astronomie geläufig für eine lichtbrechende Material- und Luftschicht oder in der Geophysik für eine Dichtetrennschicht. Die Geschichte der Refraktoren beginnt im frühen 17. Jahrhundert, als ein niederländischer Brillenmacher aus einer Sammellinse als Objektiv und einer Zerstreuungslinse als Okular den ersten Refraktoren baute. Galileo Galilei entwickelte ihn weiter, und deshalb wird er als Holländisches Fernrohr oder auch Galileo-Fernrohr bezeichnet. Er hat nur ein kleines Gesichtsfeld und eine kurze Bauweise, gibt die beobachteten Objekte aber aufrecht und seitenrichtig wieder. Auch heute noch wird dieser frühe Refraktortyp verwendet: Als Brillenfernrohr und als Opernglas.
Johannes Kepler entwickelte eine Refraktor-Bauweise mit zwei konvexen Sammellinsen als Objektiv und Okular. Refraktoren dieser Bauweise heissen Kepler- oder auch astronomische Fernrohre. als weiter zu dem nach ihm benannten, auch astronomischem Fernrohr. Da sich die Lichtstrahlen in diesem Refraktor kreuzen, erhält man ein der Wirklichkeit entsprechendes, aber auf dem Kopf stehendes Bild des betrachteten Gegenstandes.

Seit 100 Jahren dominieren Spiegelteleskope die optische Astronomie. Die ersten grossen Spiegelteleskope auf Mount Wilson (seit 1917) und das 5-m Hale-Teleskop auf Mont Palomar (seit 1948) dominieren die Welt für 70 Jahre. Europa holt erst mit der Gründung der ESO vor 50 Jahren langsam auf. Heute verwaltet die ESO drei grosse Observatorien in Chile: La Silla, 4 8-m VLT-Teleskope auf dem Paranal und das sub-Millimeter Observatorium ALMA in Chajnantor. Europa ist astronomisch gesehen erwachsen geworden.

Die Weiten des Weltraums sprengen die irdischen Masse. Daher braucht es andere Masseinheiten im Universum: Lichtjahre, Parsec, Kiloparsec und Megaparsec geben neben der Astronomischen Einheit die Entfernungen an. Wie weit ist es zum nächsten Stern oder zum Rand des Universums? Was lange ein Rätsel war, kann heute mit raffinierten Messmethoden beantwortet werden. Das genaueste Verfahren stammt eigentlich aus der Landvermessung. Es ist die Triangulation, die in der Astronomie als Trigonometrische Parallaxe bezeichnet wird. Wir messen den Ort eines Sternes von verschiedenen Positionen der Erdbahn und erhalten dann ein Dreieck, dessen eine Seite dem Radius der Erdbahn entspricht. Mithilfe trigonometrischer Formeln berechnen wir daraus die Entfernung des jeweiligen Sterns. Bei nahe gelegenen Sternen funktioniert das hervorragend. Aber: Je weiter ein Objekt entfernt ist, desto kleiner ist die Parallaxe. Deshalb dauerte es auch bis zum Jahre 1838, bis die erste Parallaxenmessung gelang, und zwar von Friedrich Wilhelm Bessel am Stern 61 im Sternbild Schwan. Als Ergebnis kam eine Parallaxe von rund 0,3 Bogensekunden heraus, was einer Entfernung von 11,3 Lichtjahren entspricht. Damit war das Tor zu weiteren Entfernungsmessungen nah gelegener Sterne aufgestossen.

Will man jedoch Sterne im ganzen galaktischen Raum unserer Milchstrasse und weiter darüber hinaus vermessen, muss man sich der Helligkeit bedienen. Was wir von einem Stern oder einer Galaxie sehen, ist nur eine scheinbare Helligkeit, denn ein sehr heller Stern, der weit entfernt ist und ein sehr naher Stern, der nur schwach leuchtet, können uns beide gleich hell erscheinen. Daher ist es notwendig, die absolute Helligkeit zu kennen. Darunter versteht man die auf eine Einheitsentfernung bezogene Helligkeit eines Sterns. Aus dem Unterschied lässt sich dann die Entfernung ermitteln.

Ein internationales Astronomen-Team hat Hinweise auf eine möglicherweise bewohnbare Super-Erde in der Nachbarschaft unseres Sonnensystems entdeckt. Sie ist nur 41 Lichtjahre entfernt und gehört zu einer handvoll entdeckter potenziell bewohnbarer Planeten.
777 dieser extrasolaren Planeten - kurz: Exoplaneten - sind bis heute erfasst worden, vermutlich nur ein Bruchteil aller Objekte dieser Art. Aktuelle Forschungsergebnisse legen nahe, dass allein in unserer Galaxie bis zu 300 Milliarden Sterne existieren - und dass mindestens jede zweite dieser Sonnen einen Planeten als Begleiter hat. Es ist nur noch eine Frage der Zeit, bis wir eine zweite Erde finden werden.

Weisse Zwerge und Neutronensterne sind Überreste ausgebrannter Sterne. Jeder Stern, der bei seiner Geburt weniger als acht Sonnenmassen wiegt, endet als weisser Zwerg. Sterne mit mehr als acht Sonnenmassen werden zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern. Jeder zehnte Stern in der Galaxis dürfte sich inzwischen in diesem hochverdichteten entarteten Materiezustand befinden. Physikalisch gesehen ist ein Weisser Zwerg eine entartete Gaskugel. Bei Gasentartung ist es nicht der thermische Gasdruck, der der Schwerkraft Widerpart leistet und den Stern am Kollabieren hindert, sondern der Entartungsdruck der freien Elektronen, ein Phänomen aus der Quantenphysik, das erst in den 1920er Jahren aufgrund der Fermi-Statistik entdeckt worden ist. Aus diesem Grunde nennen wir Weisse Zwerge und Neutronensterne auch Fermi-Sterne. Die Temperatur könnte gegen den absoluten Nullpunkt gehen, der Entartungsdruck bleibt.

Ein Schwarzes Loch ist ein Objekt, an dessen Oberfläche die Schwerkraft so stark ist, dass nichts dieses Objekt verlassen kann - noch nicht einmal Licht. Daher kann man Schwarze Löcher auch nicht direkt beobachten, sondern kann nur durch ihre Auswirkungen auf ihre Umgebung auf ihre Existenz schliessen, zum Beispiel durch intensive Röntgenstrahlung, die von der extrem erhitzten Materie abgestrahlt wird, die gerade in ein Schwarzes Loch hineinspiralt. Ein Schwarzes Loch ist das einfachste Objekt des Universums - zu seiner Konstruktion wird keine Materie benötigt, es besteht nur aus Feld (sprich Geometrie). Wie alle Objekte des Universums rotieren auch Schwarze Löcher, sie haben zwei unabhängige Parameter: die Masse M und den Drehimpuls J.

Man unterscheidet stellare Schwarze Löcher (stellar Black Holes) und supermassereiche Schwarze Löcher (supermassive Black Holes): Stellare Schwarze Löcher sind eine Folge der Sternentwicklung: Während massearme Sterne wie unsere Sonne ihr Leben recht unspektakulär als auskühlender Sternenrest beenden (als so genannter Weisser Zwerg), sieht das bei Sternen, die mindestens die achtfache Masse unserer Sonne haben, anders aus: Sie explodieren am Ende ihres Lebens als Supernova und der übrig bleibende Sternenrest kann zu einem Neutronenstern oder Schwarzen Loch kollabieren. Diese Schwarzen Löcher haben vielleicht acht bis 15 Mal die Masse unserer Sonne.

Die Lichtablenkung im Schwerefeld einer Masse ist eine der grundlegenden Aussagen der Allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein aus dem Jahr 1915. Danach verbiegt die Schwerkraft einer Masse den Raum, ähnlich wie eine Kugel ein Gummituch eindellt. Wenn sich nun andere Massen in diesem verbogenen Raum bewegen, werden sie von ihrer geraden Bahn abkommen und - abhängig von ihrer Anfangsgeschwindigkeit - einen gekrümmten Weg zurücklegen. Dies gilt auch für die Teilchen des Lichts, die Photonen, die sich im masselosen Raum normalerweise geradlinig mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten. Denn nach der Einsteinschen Masse-Energie-Äquivalenz E = mc² entspricht jeder Energie, auch der der Photonen, eine wenn auch sehr kleine Masse, die im Schwerefeld abgelenkt werden kann.

Am 29. Mai 1919 ergab sich eine erste Gelegenheit, diese Aussage der Allgemeinen Relativitätstheorie zu überprüfen. Beobachtet werden sollte eine totale Sonnenfinsternis, denn schon die Sonne lenkt Lichtstrahlen geringfügig ab. Die Überlegung war: Wenn eine Masse den Raum krümmt, sollte auch die Sonne das an ihr vorüberziehende Licht der Sterne aus einer geraden Bahn ablenken. Also müssten Sterne, die sich in unmittelbarer Nachbarschaft der verdunkelten Sonne befinden, um einen winzigen Beitrag verschoben sein, im Vergleich zu ihrem wahren Sternenort, der zuvor ohne (störende) Sonne aufgenommen wurde. Auch wenn das Wetter nur bedingt mitspielte, gelangen zwei Aufnahmen, die die Lichtablenkung bewiesen und damit den Mythos Albert Einstein begründeten. Spätere Auswertungen zeigten allerdings, dass die gemessenen Werte zwar mit den Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie übereinstimmten, jedoch wohl auf zufällig genauso grosse Instrumentenfehler zurückgingen. Zweifel an der Richtigkeit der Lichtablenkung im Schwerefeld bestehen jedoch nicht, der Effekt wurde in der Folgezeit mehrfach gemessen und perfekt bestätigt.

Albert Einstein hatte bereits 1936 in einer Publikation darüber spekuliert, dass auch Galaxien das Licht eines dahinter liegenden Objekts ähnlich einer Glaslinse ablenken könnten. Je nach räumlicher Orientierung von Beobachter, Gravitationslinse und dahinter liegendem Objekt werden bei dieser Lichtablenkung unterschiedliche Bilder erzeugt. Befinden sich zum Beispiel alle drei exakt auf einer Linie - der optischen Achse - entsteht bei einer elliptischen Vordergrundgalaxie ein Ring. Bei diesem sogenannten Einstein-Ring wird das Licht des dahinter liegenden Objekts im Gravitationsfeld gleichmässig abgelenkt. Liegen sie abseits der optischen Achse, erscheinen die Abbildungen der Hintergrundquellen als mehr oder weniger stark gekrümmte Bögen. Es können auch Mehrfachbilder ein und desselben Objekts entstehen, wie zum Beispiel beim Einstein-Kreuz.