Beobachtende Astronomie

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie

Die beobachtende Astronomie ist der Teil der Astronomie, in dem Messungen vorgenommen werden, und der versucht aus diesen Messdaten astronomischer Objekte, den „Beobachtungen“, auf die zugrunde liegenden Naturgesetze zu schließen. Im Gegensatz dazu befasst sich die theoretische Astrophysik damit, aus den bekannten Naturgesetzen auf das Verhalten astronomischer Objekte und deren beobachtbare Eigenschaften zu schließen.

Die Astronomie ist gegenüber anderen Naturwissenschaften insofern benachteiligt, als dass Experimente, bei denen der Experimentator die Ausgangsbedingungen bestimmen kann, nicht möglich sind. Dies wird teilweise dadurch kompensiert, dass Astronomen meist eine ausreichende Anzahl sichtbarer Beispiele untersuchen können. Dies erlaubt es beispielsweise, statt der Entwicklung eines Sterns über Jahrmilliarden, genügend Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien zu beobachten, um den Entwicklungsweg der Sterne zu erforschen. Mit Hilfe nahe gelegener Beispiele und unter Zuhilfenahme des kosmologischen Prinzips kann dann auch auf das Verhalten entfernter Objekte geschlossen werden.

Inhaltsverzeichnis 1 Beobachtungen mit dem bloßen Auge 2 Teleskope 3 Optische Teleskope 4 Andere Instrumente 5 Beobachtungswerkzeuge 6 Beobachtung 7 Weblinks

[Bearbeiten] Beobachtungen mit dem bloßen Auge

Vor der Erfindung des Teleskops beruhte die frühe beobachtende Astronomie auf der Beobachtung mit dem bloßen Auge und verschiedenen Zeit- und Richtungsmessinstrumenten. Tycho Brahe ist bekannt für seine systematischen Himmelsbeobachtungen, die von ihm gesammelten Daten wurden später von Johannes Kepler benutzt, um die Gesetze der Planetenbewegung aufzustellen.

Der Himmel wurde von den Menschen in einer großen Zeitspanne der Geschichte beobachtet. Schon früh wurden Muster aus Stein gebaut, um die Zeit auf Grundlage der Sonnenbewegung zu messen. Sternbilder waren spezifische Muster die mit bestimmten Jahreszeiten, aber auch mit Geschichten und der Mythologie verbunden waren.

Mit dem Auge kann man auch andere Beobachtungen ohne Teleskop machen: Antike Aufzeichnungen beschrieben das Auftreten sehr heller Sterne (Supernovae), die plötzlich am Himmel und sogar bei Tageslicht erschienen. Es gab auch Aufzeichnungen über Kometen als Omen für Katastrophen und Sternschnuppen, die den Himmel „kreuzten“. Heutzutage werden Meteoriten auf den eisigen Flächen der Antarktis gesammelt und untersucht um die Bestandteile von Asteroiden oder sogar der Marsoberfläche zu untersuchen.

[Bearbeiten] Teleskope

Galileo Galilei war der erste bekannte Mensch, der ein Teleskop auf den Himmel richtete und aufschrieb, was er sah. Seit dieser Zeit hat die beobachtende Astronomie mit jeder Verbesserung der Teleskoptechnik Fortschritte gemacht.

Eine traditionelle Unterscheidung zwischen verschiedenen Arten der beobachtenden Astronomie gibt durch den Teil des elektromagnetischen Feldes, der beobachtet wird:

• Die optische Astronomie ist der Part der Astronomie, der optische Komponenten (Spiegel, Linsen und Festkörperdetektoren) um Licht von fast-ultravioletter bis fast-infraroter Wellenlänge zu beobachten. Der Teil der Astronomie, der sichtbares Licht (Wellenlängen, die vom Auge wahrgenommen werden, zwischen 400 - 700 Nanometer) beobachtet, fällt in die Mitte dieses Spektrums
• Die Infrarotastronomie beschäftigt sich mit der Aufspürung und Analyse infraroter Abstrahlung (das heißt normalerweise, dass es um Wellenlängen von etwa 1 μ-Meter geht, die von Silizium-Festkörperdetektoren nicht aufgefunden werden können). Das am öftesten benutzte Instrument ist hier ein Reflektorteleskop mit einem infrarotsensitivem Detektor. Weltraumteleskope werden besonders bei bestimmten Wellenlängen benutzt, welche die Atmosphäre filtert oder um Störungen zu entfernen
• Die Radioastronomie fängt Abstrahlungen von Millimeter- bis zu Dekameter-Wellenlänge auf. Die Empfänger sind die gleichen wie bei der Übertragung von Radioprogrammen, aber viel sensibler. (Siehe auch Radioteleskop)
• Die Hochenergie-Astronomie beinhaltet die Röntgen-, Gammastrahlen- und Extrem-UV-Strahlenastronomie wie auch das Studium der Neutrinos und kosmischen Strahlen.

Optische und Radioastronomie können mit erdbasierten Observatorien durchgeführt werden, weil die Atmosphäre für gewünschten Wellenlängen relativ durchlässig ist. Observatorien sind oft großen Höhenlagen angesiedelt, um die Absorption und Verzerrung durch die Erdatmosphäre zu minimieren. Einige Wellenlängen des infraroten Lichts werden durch Wasserdampf stark absorbiert, weshalb viele Beobachtungsstätten an trockenen Plätzen oder auch im All zu finden sind.

Die Atmosphäre ist undurchlässig für die Wellenlängen, die bei Röntgen-, Gammastrahlen-, UV- und (mit kleinen Ausnahmen, so genannten Wellenlängen-Fenstern) fernen Infrarotastronomie benutzt werden, somit müssen diese Beobachtungen meistens von Ballons oder von Weltraumobservatorien gemacht werden. Kraftvolle Gammastrahlen können durch die großen Luftschauer, die sie verursachen trotzdem aufgespürt werden und die Studie kosmischer Strahlen ist ein schnell wachsender Bereich der Astronomie

[Bearbeiten] Optische Teleskope

Eine lange Zeit in der Geschichte der beobachtenden Astronomie wurden fast alle Beobachtungen im sichtbaren Spektrum mit optischen Teleskopen gemacht. Trotz der Tatsache, dass die Erdatmosphäre in diesem Teil des elektromagnetischen Spektrums transparent ist, hängt ein großer Teil der Arbeit mit dem Teleskop hängt immer noch von Sichtverhältnissen und Lufttransparenz ab und muss deshalb oft in der Nacht erledigt werden. Die Sichtverhältnisse hängen von Turbulenzen und thermalen Unterschieden in der Luft ab. Orte, die oft bewölkt sind oder atmosphärische Turbulenzen besitzen, begrenzen die Auflösung der Beobachtungen. Ebenso kann der Mond mit Streulicht aufhellen und so die Beobachtung von matten Objekten behindern.

Für Beobachtungszwecke ist der optimale Platz unzweifelhaft im All. Dort kann man mit dem Teleskop Beobachtungen machen, ohne dabei von der Atmosphäre beeinflusst zu werden. Allerdings ist es sehr teuer, Teleskope in den Orbit zu schießen. Deshalb benutzt man die nächstbesten Beobachtungspunkte: Manche Bergspitzen haben eine hohe Zahl wolkenfreier Tage und besitzen allgemein gute atmosphärische Bedingungen (also gute Sichtbedingungen). Die Spitzen der Inseln Mauna Kea, Hawaii und La Palma haben diese Eigenschaften, bedingt findet man diese Eigenschaften auch im Inland zum Beispiel in Llano de Chajnator, Paranal, Cerro Tololo und La Silla in Chile. Diese Beobachtungspunkte haben eine große Menge kraftvoller Teleskope, die zusammen mehrere Milliarden Dollar gekostet haben.

Die Dunkelheit der Nacht ist ein wichtiger Faktor in der beobachtenden Astronomie. Mit der Größe der Städte und der Menge der Menschen wächst auch die Menge künstlichen Lichts in der Nacht. Diese künstlichen Lichter erzeugen eine diffusen Hintergrundbeleuchtung, die das Beobachten matter Objekte - ohne Spezialfilter - sehr kompliziert macht. An einigen Orten, wie etwa im US-Bundesstaat Arizona oder in Großbritannien, führte dies zu Aktionen zur Reduktion der Lichtverschmutzung. Die Benutzung von Lampenschirmen bei Straßenlaternen erhöht nicht nur die Menge des zum Boden reflektierten Lichts, sondern vermindert auch die in den Himmel abgestrahlte Menge.

Atmosphärische Effekte (Seeing) können die Auflösung eines Teleskops stark verringern. Ohne Mittel zum Korrigieren des Unschärfeeffekts der sich verändernden Atmosphäre können Teleskope mit einer Blendengröße über 15 bis 20 Zentimeter ihre theoretische Auflösung im sichtbaren Spektrum nicht erreichen. Daraus folgt, dass der primäre Nutzen sehr großer Teleskope die Möglichkeit ist größere Lichtmengen „aufzufangen“, um sehr geringe Größen messen zu können. Dennoch wurde begonnen, das Auflösungsproblem durch Adaptive Optik, Speckle-Interferometrie und „interferometric Imaging“, aber auch Weltraumteleskope zu bewältigen.

Astronomen haben einige Observationswerkzeuge, die sie zum Messen des Himmels benutzen können. An Objekten, die Erde und Sonne relative nahe stehen, kann man anhand einem weit entfernten (und deshalb nahezu still stehenden) Hintergrundobjekt direkte und präzise Messungen machen. Frühe Beobachtungen dieser Art wurden benutzt, um sehr genaue Kreisbahnmodelle der verschiedenen Planeten zu entwickeln und um ihre Massen und Gravitationseinflüsse zu ermitteln. Solche Messungen führten zur Entdeckung der Planeten Uranus, Neptun und (indirekt) des Zwergplaneten Pluto. Sie führten aber auch dazu, dass ein (nicht existenter) Planet namens Vulkan in der Kreisbahn von Merkur vermutet wurde. (Die Erläuterung der Bewegung Merkurs auf seiner Umlaufbahn durch Einstein wird als einer der Triumphe seiner allgemeinen Relativitätstheorie angesehen.)

[Bearbeiten] Andere Instrumente

Zusätzlich zur Untersuchung des Universums im optischen Spektrum, wurde es Astronomen immer mehr möglich, Informationen unter Zuhilfenahme anderer Teile des elektromagnetischen Spektrums zu erfassen. Die frühesten solchen nicht-optischen Messungen wurden über die thermischen Eigenschaften der Sonne gemacht. Instrumente, die während einer Sonnenfinsternis aufgestellt wurden, konnten genutzt werden, um den Umfang der Korona zu messen.

Mit der Entdeckung der Radiowellen begann sich die Radioastronomie als eine neue Disziplin der Astronomie herauszubilden. Die langen Wellenlängen der Radiowellen erforderten sehr große „Schüsseln“ (Radioteleskope), um „Bilder“ mit einer guten Auflösung zu machen. Später führte die Entwicklung zu Interferometern mit mehreren „Schüsseln“ für hoch auflösende Blendensynthese-Radiowellenbilder (auch „Radio Maps“, englisch für „Radiokarten“ genannt). Die Entwicklung des Mikrowellen-Horn-Empfängers führte zur Entdeckung der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, die im Zusammenhang mit dem Urknall steht.

Die Radioastronomie setzt die Erweiterung ihrer Möglichkeiten fort und nutzt sogar Radioastronomiesatelliten, um Interferometer mit einem Umfang größer als jener der Erde, zu „erzeugen“. Durch die sich noch immer ausweitende anderweitige Nutzung des Radiospektrums allerdings werden die schwachen Radiosignale der Sterne teilweise überlagert. Aus diesem Grund könnte die Radioastronomie in Zukunft von „geschützten“ Orten, etwa der erdabgewandten Seite des Mondes, ausgeführt werden.

Im zweiten Teil des zwanzigsten Jahrhunderts erfuhren die astronomischen Instrumente schnell technologische Fortschritte. Optische Teleskope wurden immer größer, Adaptive Optiken halfen atmosphärische Unschärfen teilweise zu entfernen; neue Teleskope wurden ins All gesandt und begannen den Infrarot-, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammastrahlenbereich des elektromagnetischen Spektrums, ebenso wie kosmische Strahlen zu untersuchen; Interferometerfelder erstellten die ersten hoch auflösenden Bilder von Radio-, Infrarot- und optischen Wellenlängen durch Benutzung der Blendensynthese. Die Erde umkreisende Instrumente, wie das Hubble-Weltraumteleskop förderten schnelle Fortschritte des astronomischen Wissens und arbeiteten sozusagen als „Zugpferd“ für Observationen schwach scheinender Objekte. Noch in der Entwicklungsphase befindliche neue Weltrauminstrumente sollen es ermöglichen, Planeten, die um andere Sonnen kreisen, direkt zu beobachten. Möglicherweise befinden sich auch einige erdähnliche darunter.

Zusätzlich zu Teleskopen benutzen Astronomen auch andere Instrumente, um Beobachtungen zu machen. Riesige Tanks wurden erbaut, um von der Sonne oder Supernovae abgestrahlte Neutrinos aufzufangen. Gravitationswellendetektoren werden entwickelt, um Ereignisse wie Kollisionen massiver Objekte, wie Neutronensternen aufzuzeichnen. Auch Weltraumroboter werden zur Erstellung detaillierter Beobachtungen von Planeten in unserem Sonnensystem zunehmend genutzt, sodass das Feld der Planetologie auch immer mehr in den Bereich von Geo- und Meteorologie drängt.

[Bearbeiten] Beobachtungswerkzeuge

Das Kerninstrument nahezu aller modernen beobachtenden Astronomie ist das Teleskop. Es vereint die beiden Ziele, mehr Licht zu sammeln - um schwache Objekte beobachten zu können - und die Vergrößerung des Bildes - um kleine und weit entfernte Objekte beobachten zu können. Für die Nutzung in der optischen Astronomie müssen optische Komponenten eines Teleskops sehr hohe hohe Anforderungen erfüllen, was eine sehr große Präzision bei ihrer Fertigung verlangt. Viele moderne Teleskope sind keine Teleskope im eigentlichen Sinne, sondern ganze Felder von Teleskopen, die zusammengeschaltet sind und durch Blendensynthese eine höhere Auflösung erreichen als Einzelteleskope.

Große Teleskope sind unter Kuppeln untergebracht, um sie einerseits Wetter zu schützen und andererseits die Umweltbedingungen stabil zu halten. Wäre zum Beispiel die Temperatur an einer Seite des Teleskops höher als an einer anderen, würde sich durch die thermische Ausdehnung die Form der Struktur ändern. Dies könnte bewirken, dass optische Elemente an falschen Positionen sind und so die Beobachtungen beeinflussen. Deshalb sind die Kuppeln meist in hellem Weiß gehalten (Titandioxid) oder bestehen aus unbemaltem Metall. Die Kuppeln werden oft mit Sonnenuntergang (nach Osten gerichtet!) geöffnet, lange bevor die Beobachtung beginnen kann, sodass die Luft zirkulieren und das Teleskop auf Umgebungstemperatur bringen kann. Um das Teleskop vor dem Wind, also vor Vibrationen zu schützen, ist es üblich das Teleskop auf einem unabhängigen Betonpfeiler innerhalb des Doms zu befestigen.

Für fast jede wissenschaftliche Arbeit ist es nötig, die Erddrehung durch eine langsame Teleskopdrehung in Gegenrichtung auszugleichen. Bis der durch den Computer kontrollierte Drehmechanismus entwickelt wurde, war die Standardlösung ein „equatorial mount“, für kleinere Teleskope ist diese Dreh-Art noch immer üblich. Dennoch ist das ein eher schlechtes Design, umso mehr, wenn Durchmesser und Gewicht des Teleskops sehr groß sind. Das weltgrößte, nicht mit Computerdrehung betriebene Teleskop ist das rund 5,1 Meter große Hale-Teleskop. Dagegen nutzen neuere 8 - 10 Meter messende Teleskope den strukturell besseren Mechanismus, sind aber eigentlich kleiner - mit Ausnahme ihrer Spiegel - als das Hale-Teleskop. Im Jahr 2006 gibt es allerdings auch Gestaltungsausschreibungen gigantische Teleskope: das Thirty Metre-Teleskop (30 Meter Durchmesser) und das 100 Meter im Durchmesser messende Overwhelmingly Large Telescope (englisch: „Überwältigend großes Teleskop“).

Amateurastronomen benutzen Instrumente wie das Newton-Teleskop und das immer populärer werdende Maksutov-Teleskop.

Das Foto spielte über ein Jahrhundert lang eine entscheidende in der beobachtenden Astronomie, in den letzten 30 Jahren wurde es jedoch zunehmend von digitalen Sensoren wie CCD- (auch in digitalen Fotoapparaten verwandt) und CMOS-Chips abgelöst. Spezialgebiete wie die Photometrie und die Interferometrie nutzen elektronische Detektoren schon erheblich länger. Die Astrofotografie benutzt spezielle Fotofilme (oder auch Glasplatten, welche mit fotografischer Emulsion beschichtet sind), aber auch dort gibt es eine Menge Nachteile, speziell die geringe Quanteneffizienz von etwa 3 Prozent, wohingegen CCD eine Quanteneffizienz von über 90 Prozent bei geringer Bandbreite haben. Nahezu alle modernen Teleskope besitzen elektronische Felder, ältere Teleskope wurden entweder geschlossen oder nachgerüstet. Glasplatten werden immer noch zum Betrachten benutzt, denn die mögliche Auflösung mit chemischem Film ist viel höher als die irgendeines bisher konstruierten elektronischen Sensors.

Vor der Erfindung der Fotografie war alle Astronomie allein vom Auge abhängig. Als aber Film empfindlich genug wurden, ging die gesamte Astronomie zum Film über, denn dieser hat große Vorteile:

• Das menschliche Auge wertet jeweils nur die Eindrücke von Sekundenbruchteilen aus, während man durch Fotografie solange Licht empfangen kann, wie der Verschluss geöffnet ist
• Das entstehende Bild ist auf lange Zeit festgehalten, sodass viele Astronomen die selben Daten nutzen und auswerten können
• Es ist möglich, Objekten beim Sich-Verändern zuzusehen („SN 1987A“ ist ein eindrucksvolles Beispiel).

Der Blinkkomparator ist ein Instrument zum Vergleichen zweier fast identischer Fotografien, die vom selben Himmelsteil zu unterschiedlichen Zeiten gemacht wurden. Der Komparator wechselt die Beleuchtung beider Platten ab, sodass Unterschiede durch blinkende Punkte oder Streifen sichtbar gemacht werden. Dieses Instrument wurde bereits zum Finden von Asteroiden, Kometen und Wandelsternen benutzt.

Die Positionsmessschraube ist ein Gerät, welches zum Messen von Doppelsternen benutzt wurde. Es besteht aus einem Paar dünner, beweglicher Linien, die zueinander oder voneinander bewegt werden können. Die Teleskoplinse wird mit dem Linienpaar durch Positionsdrähte, die im rechten Winkel zu den beiden Sternen liegen, abgeglichen. Die beweglichen Drähte werden dann so eingestellt, dass sie sich mit den beiden Sternenpositionen treffen. Die Entfernung der beiden Sterne wird dann am Instrument abgelesen, dann wird die wahre Entfernung über die Vergrößerung des Teleskops ermittelt.

Ein oft benutztes Werkzeug ist das Spektroskop. Die Absorption bestimmter Wellenlängen des Lichts durch die Elemente erlaubt es, bestimmte Eigenschaften entfernter Körper zu beobachten. Diese Möglichkeit führte etwa zur Entdeckung das Heliums von der Sonne abgestrahlt wird, außerdem konnte man eine viele Informationen über weit entfernte Sterne, Galaxien und andere Himmelskörper herausfinden. Der Doppler-Effekt (insbesondere die Rotverschiebung) von Spektren können auch genutzt werden, um die Drehbewegung oder Distanz zur Erde zu ermitteln.

Frühe Spektroskope hatten Reihen von Prismen, die das Licht in ein breites Spektrum spalteten. Später wurde das Spektroskop mit optischem Gitter entwickelt, was den Lichtverlust verglichen mit Prismen reduzierte und eine höhere spektrale Auflösung hatte. Das Spektrum kann als lange Aufnahme fotografiert werden, sodass sich auch schwache Objekte wie entfernte Galaxien messen lassen.

Stellare Photometrie wird seit 1861 benutzt, um Sternfarben zu messen. Diese Technik misst die scheinbare Helligkeit eines Sterns in bestimmten Frequenzbereichen, erlaubt eine Unterscheidung der gesamten Farbe, also der Temperatur eines Sterns. Seit 1951 wurde ein international standardisiertes System der Ermittlung der scheinbaren Helligkeit benutzt.

Fotoelektrische Photometrie per CCD-Chip wird nun oft benutzt um Beobachtungen durch ein Teleskop zu machen. Diese empfindlichen Instrumente können das Bild fast bis zu einzelnen Photonen aufzeichnen und können auch so eingestellt werden, dass sie für das menschliche Auge unsichtbare Teile des Spektrums sichtbar machen. Die Möglichkeit die Ankunft weniger Photonen über einen Zeitraum aufzuzeichnen, erlaubt es eine Computerkorrektur für atmosphärische Effekte vorzunehmen und das Bild zu schärfen. Zudem können mehrere digitale Bilder verbunden werden, um das Bild weiter zu verbessern. Wenn dies mit der adaptiven Optik kombiniert wird, kann die Bildqualität die maximale mögliche, theoretische Auflösung für ein Teleskop erreichen.

Filter werden benutzt, um ein bestimmtes bei festgelegten Frequenzen oder in festgelegten Frequenzbereichen anzusehen. Mehrschichtige Filter geben die Möglichkeit die blockierten und durchgelassenen Frequenzen sehr genau zu kontrollieren, man kann zum Beispiel nur das Licht angeregter Wasserstoffatome sichtbar machen. Filter können auch die Lichtverschmutzung dämpfen, indem sie ungewolltes Licht ausblenden. Polarisationsfilter können benutzt werden, um festzustellen, ob die Quelle polarisiertes Licht ausstrahlt und wie es polarisiert ist.

[Bearbeiten] Beobachtung

Astronomen können eine große Anzahl astronomischer Quellen, eingeschlossen stark rotverschobene Galaxien, AGNs (Galaxien mit aktivem Kern) und das Nachleuchten des Urknalls sowie viele verschiedene Typen von Sternen und Protosternen.

Aus der Beobachtung ergibt sich eine Vielzahl von Daten für jedes einzelne Objekt. Die Positionskoordinaten lokalisieren den Objektsort am Himmel (unter Nutzung der Techniken der sphärischen Astronomie, die scheinbare Helligkeit gibt die von der Erde aus gesehene Helligkeit an. Die relative Helligkeit in unterschiedlichen Teilen des Spektrums liefert Informationen über Temperatur und physikalische Eigenschaften des Objekts. Fotos der Spektren erlauben es, die chemische Zusammensetzung zu analysieren.

Parallaxenverschiebungen eines Sterns gegen seinen Hintergrund können genutzt werden, um die Entfernung - in von der Instrumentsauflösung gesetzten Grenzen - zu bestimmen. Die Geschwindigkeit einer Sternenbahn und die zeitlichen Positionsveränderungen (Eigenbewegung) können im Vergleich zur Sonne gemessen werden. Helligkeitsveränderungen eines Sterns sind Beweise für Instabilitäten seiner Atmosphäre oder eines im folgenden „Gefährten“. Die Umlaufbahn von Doppelsternen kann zur Errechnung der Massen der beiden oder der des ganzen Systems benutzt werden. Spektroskopische Unterschiede können durch den Doppler-Effekt beziehungsweise die Beobachtung der Doppler-Verschiebungen aufgedeckt werden.

Sterne mit identischer Masse, zu gleicher Zeit unter ähnlichen Bedingungen geformt haben typischerweise fast identische beobachtete Eigenschaften. Wenn man viele nah beieinander liegende Sterne beobachtet, wie etwa in einem Kugelhaufen, kann man Daten über die Verteilung von Sterntypen sammeln. Aus den entstehenden Tabellen kann man das Alter der „Gesellschaft“ feststellen.

Für weit entfernte Galaxien und AGNs können Beobachtungen nur über generelle Form und Eigenschaften der Galaxie und Gruppe, in der sie sich befinden gemacht werden. Beobachtungen bestimmter Typen von Wandelsternen und Supernovae mit bekannter Leuchtkraft - Standardkerzen genannt - in anderen Galaxien erlaubt einen Rückschluss über die Distanz zur unserer Galaxie. Die Erweiterung des Alls bewirkt, dass die Spektren dieser Galaxien abhängig von ihrer Entfernung und verändert durch den Doppler-Effekt ihrer Drehgeschwindigkeit verschoben werden. Sowohl die Größe der Galaxie als auch ihre Roverschiebung erlauben Rückschlüsse auf die Entfernung der Galaxie. Beobachtungen einer großen Zahl von Galaxien werden „Redshift Surveys“ - „Rotverschiebungsstudien“ genannt und werden benutzt, um Evolution der Galaxieformen zu entwickeln.

[Bearbeiten] Weblinks

/www.Space-Agents.de - eine Gruppe engagierter Amateurastronomen aus der Region Karlsruhe, Rastatt, Nordbaden und der Südpfalz. Umfangreiche Informationen über das Thema Astonomie, Teleskope und Erfahrungberichte