Der Nordstern

Polarstern – in dieser Aufnahme vom 14.7.2026 kann man die Auflösung in zwei Sterne nicht erkennen.

Das Teleskop ist aufgebaut; der Tubus mit den Gewichten austariert. Jetzt muss die parallaktische Montierung nur noch nach Norden ausgerichtet werden. Wie heißt das so schön: Man ‚nordet‘ das Teleskop ein. Das dazu kann man einen Kompass oder eine App auf dem Smartphone benutzen. Oder wenn es schon dunkel genug ist, richtet man den Sucher des Teleskops auf den Polarstern aus. Für eine visuelle Beobachtungsnacht reicht das in der Regel schon.

Und dann ist der Nordstern schon wieder vergessen. Eigentlich schade, denn hinter diesen unscheinbaren, mäßig hellen Stern verbergen sich viele kleine, interessante Geheimnisse.

Der Polarstern ist der hellste Stern im Sternbild ‚Kleiner Wagen‘ (HD-Katalog: HD 8890). Deswegen wird das Sternbild auch Ursa Minor genannt. Im Sternbild ‚Kleiner Wagen‘ bekommt er daher auch die Bezeichnung Alpha als einer von 7 Sternen verpasst. Er hat in der Welt verschiedene Namen erhalten: Polaris, Stella Polaris, Nordstern, Ankerstern et cetera. Man kann mit ihm den geografischen Norden bestimmen.

Der Polarstern ist circa 430 Lichtjahre von der Erde entfernt. Mit dem bloßen Auge betrachtet ist er ein kleiner Lichtpunkt hoch oben am Firmament. Manchmal hat man Probleme, ihn zu finden. Dann sucht man nach dem Sternbild Großer Wagen, auch großer Bär genannt, und verlängert den hinteren Bereich des Wagenkastens fünf Mal und dann landet man beim Nordstern. Doch in Wirklichkeit handelt sich es sich bei dem Polarstern nicht nur um einen Stern, sondern es sind derer drei Sterne. A, ist der Hauptstern; B, sein kleiner Begleiter und Ab ein dritter Begleiter, der in einen etwas größeren Abstand von A und B um Polaris A und B kreist. A und B sind schon mit einem einfachen Teleskop zu sehen. Schon Wilhelm Herschel hat dies 1780 erkannt und hat A und B in seinem Teleskop getrennt.

(Quelle Wikipedia. Der Polarstern).

Unregelmäßigkeiten in der Bahnbewegung der beiden Himmelskörper deuteten darauf hin, dass da noch ein dritter Begleiter sein musste. Erst mit dem Weltraumteleskop Hubble konnte man den dritten Teilnehmer direkt beobachten. Ab ist so lichtschwach und steht dem Hauptstern so nahe, dass die Wissenschaftler die gesamte Auflösung von Hubble benötigten, um den Stern abzubilden. Es gibt es keine Chance, ihn in einen Amateur-Teleskop zu sehen.

Lange wurde der Hauptstadt A der Klasse der Cepheiden zugeordnet. Bei Cepheiden sind die Schwankungen in der Helligkeit streng periodisch. Wegen dieser Eigenschaft gelten Cepheiden als Standardkerzen zu Bestimmung von Entfernungen im All. Seit 1980 klingen aber diese Schwankungen bei Polaris A ab, sodass sich der Stern nicht mehr für die Messung von Entfernungen im All verwenden lässt.

Beim nächsten Mal, wenn man das Teleskop ‚einnordet‘, sollte man beim Nordstern eine Weile bleiben und versuchen, ob das eigene Teleskop Polaris A und B auflöst. Das könnte eine interessante Beobachtung sein.

Bewegung der Sterne um den Polarstern. Leider war das Teleskop nicht exakt ausgerichtet. Der Polarstern ist der weiße Fleck in der Mitte. Die weißen Striche sind Satelliten, die das Foto passiert haben.

Aufnahme vom 14.7.2026.

Abell 2744 – QS01

Jüngste Entdeckung eines supermassereichen Schwarzen Lochs durch das James-Webb-Weltraumteleskop (JWST) und die Schlussfolgerungen daraus lassen einem dem Atem stocken und über den Beginn von allen neu nachdenken.

Von Uwe Altemoller – June 2026

Oberseite des JWWT; Quelle Wikipedia.de – James-Webb-Weltraumteleskop

Wow – da gibt es in der in den Weiten des Universums supermassereiche schwarze Löcher von gigantischen Ausmaßen. Abell 2744 -QSO 1 (kurz QSO1) ist so ein Riesending. Es hat die Maße von 50 Millionen Sonnenmassen, also: Die Masse unserer Sonne (riesig) und dann 50 Millionen (Super- riesig).

Über ein Jahrhundert glaubten Astronomen, die grundlegende Abfolge der kosmischen Entwicklung zu kennen. Am Anfang war der Big Bang. Aus der Ursuppe des Big Bang formierten sich die Galaxien. Innerhalb dieser Galaxien starben im Laufe der Zeit die massereichen Sterne und kollabierten zu schwarzen Löchern. Über Milliarden Jahre wurden die schwarzen Löcher von der umgebenden Materie gefüttert und wurden so immer schwerer und schwerer.

Supermassive Schwarze Löcher standen am Anfang von allem?

Das JWST hat nun Löcher in diese Theorie geschlagen. Es hat ein supermassereiches schwarzes Loch QSO1 gefunden, das älter als die ersten Galaxien ist. QSO1 existiert, darauf deuten die Daten des JWST hin, seit 13 Milliarden Jahren und entstand damit 700 Milliarden Jahren nach dem Big Bang. Das supermassive schwarze Loch war von Anfang an so groß und hat sich damit ohne eine Phase des Sternenkollaps und ohne eine wesentliche massereiche Wirtgalaxie entwickelt.

„Diese Schlussfolgerung basiert auf detaillierten Beobachtungen von Abell2744-QSO1 (QSO1), einem prototypischen Little Red Dot.“ (1)

Abell 2744 im Sternhaufen Pandoras; Quelle ESA. Der kleine rote Punkt führt zu QSO1. Little Red Dot Abell2744-QSO1 (NIRCam Image)

Kepler-Bewegungen des umgebenden Gases lassen Ausmaße des Schwarzes Loches erkennen.

Das schwarze Loch selbst kann man nicht messen, aber die Gase und die Materie, die es umkreisen, lassen sich beobachten. QS01 wird von einer Wolke aus leuchtendem Wasserstoff und Heliumgas umkreist. Die gravitative Wirkung des Schwarzen Loches auf das Gas kann das JWST mit dem Intergral Field Unit am NIRSpektrograph messen und kartieren. So konnte man feststellen: Die Rotationsgeschwindigkeit in Abhängigkeit vom Abstand zum Zentrum der Bewegung stellt eine saubere und klare Keplerbewegung dar. Und die Masse des Schwarzen Loches konzentriert sich um das Zentrum. Wäre die Masse stärker verteilt, würde das Gas diese perfekte Keplerrotation nicht aufweisen.

Über die Keplerbewegungen, die den einfachen Gesetzen der Gravitation folgen, kann man die Geschwindigkeit der Gase nutzen, um die Masse des Schwarzen Lochs zu berechnen. Ergebnis ist, dass das schwarze Loch eine Masse von 50 Milliarden Sonnenmassen hat. Zwei Drittel der Masse konzentrieren sich dabei auf das Zentrum von QSO 1. In einer normalen Galaxie macht die Masse des Schwarzen Loches nur einen geringen Anteil an der Gesamtmasse der Galaxie aus. Spektrographische Messungen ergaben weiterhin, dass die Metallizität gering ist (kleiner als 0,5% der Sonnenmetallizität). Da schwere Elemente (= hohe Metallizität) nur in Sternen gebacken werden, deutet die geringe Metallizität daraufhin, dass die Umgebung von QS 01 aus junger, unberührter Materie aus Zeiten des Beginns des Kosmos besteht. QS 01 war von Anfang an Teil des Beginnes des Kosmos, ohne durch eine jahrmilliardenlange Entwicklung der Materie gegangen zu sein. Schwarze Löcher standen am Beginn des Kosmos und waren ein Teil von ihr. Sie standen damit am Anfang aller kosmischen Entwicklung und waren der Gravitationsanker, um den sich Galaxien zusammenfügen konnten. Schwarze Löcher haben Galaxien erschaffen, und die Sterne einer Galaxie erschaffen am Ende ihrer Entwicklung wieder schwarze Löcher.

Natürlich müssen diese Schlussfolgerungen erst noch durch weitere Beobachtungen verifiziert und ausgebaut werden. Aber wir befinden uns einer aufregenden Zeit der astronomischen Entdeckungen. Die Antwort auf allen ist vielleicht doch nicht 42.

Quellen:

JWWST – Substrack: What If Black Holes Came Before Galaxies?

Venus setzt zum Überholen an!

In den nächsten Tagen sollte man nach Westen schauen. Die Venus setzt zum großen Überholmanöver an. Von tief im Westen kommend bewegt sie sich auf den Jupiter zu, um ihm schließlich am 9.6. zu überholen. Das gibt einen wunderschönen Anblick am westlichen Himmel, wo die Sonne kurz nach 21.00 untergegangen ist. Zwar ist es noch nicht dunkel, aber Jupiter und Venus sind hell genug, um sie auch vor dem hellen westlichen Himmel zu erkennen. Der zur Sonne nächste Planet Merkur gesellt sich dann zu dem Planetentreffen dazu.

Planetenkonstellation am 9.6.2026, um 22.30 Uhr MESZ. Links oberhalb der Venus sind Pollux und Castor im Sternbild Zwillinge zu sehen. Screenshot mit Hilfe der App Stellarium

Radioteleskope

Effelsberg 2

Die Winkelauflösung eines Radioteleskops ist wesentlich schlechter als die eines optischen Teleskops. Ein Radiobild, das aus vielen einzelnen Radiomessung zusammengesetzt wird, ist daher aus diesen physikalischen Gründen unschärfer als ein optisches Bild. So hat das Radioteleskop Effelsberg ein Auflösungsvermögen von 9,4 Bogenminuten bei einer Wellenlänge von 21 cm und von 10 Bogensekunden einer Wellenlänge von 3,5 mm. Man müsste immer größere Spiegel bauen, um die Auflösung eines Radiobildes zu erhöhen. Weil man mit der Bauweise des Radioteleskop Effelsberg mit einem Durchmesser von 100 Metern an technische Grenzen gestoßen ist, geht man in der jüngsten Entwicklung der Radioastronomie einen anderen Weg. So werden in den späteren Verlauf der 70er Jahre nicht noch größere Teleskope gebaut, sondern mehrere kleinere mit einem Durchmesser von zirka 30 Metern, dafür aber gleich mehrere an einen Ort. Die Very Large Array (VLA) in Mexiko besteht aus 28 einzelnen Radioteleskop mit einem Durchmesser von 25 Metern, die entlang dreier Y-förmiger Gleise von je 21 km (!) Länge platziert wurden. (5)

Die 28 Teleskope werden so zu einem Interferometer zusammengeschaltet, was zu einem großen Teleskop mit variabler Größe führt. Das VLA kann durch diese Bauweise eine Winkelauflösung von 0,05 Bogensekunden erreichen.

In den letzten 20 Jahren ist man noch einen Schritt weitergegangen. Statt 30 Teleskope auf ein weites Feld zu stellen, nehmen die Astronomen einfach die Teleskope der Welt und formen sie zu einem globalen Radioteleskop. Dazu werden weltweite Messkampagnen organisiert, die zu einem festgelegten Zeitpunkt Messung eines Objektes durchführen. (6)

Die Messung werden mit Zeitmarken korreliert und auf Festplatten gespeichert. Die Datenmenge ist dabei so groß, dass man diese Festplatten braucht. Da die Teleskope an weit entfernten Orten der Erde aufgestellt sind, an denen kein Glasfaserkabel für einen schnellen Datentransport sorgen kann, werden die Festplatten physisch bewegt und in Rechenzentren ausgelesen. So ein Serverraum steht auch in Effelsberg in dem Faraday-Raum. Die einzelnen Messpunkte (Punktquellen) werden rechnerisch mithilfe der Zeitmarken korreliert und ergeben im Zusammenspiel ein Radiobild, dessen Winkelauflösung höher als das optische Signal einer Quelle ist. Hier befinden wir uns hier in einem Bereich von Mikrobogensekunden. Eine besondere Messkampagne galt 2017 dem schwarzen Loch in M87, einer Galaxie im Sternbild Jungfrau in einer Entfernung von 55 Lichtjahren. Im Vergleich zu der optischen Aufnahme durch das Hubble-Teleskop offenbart das Radiobild von M87 die Details der Nebelstruktur der Galaxie in beeindruckender Weise (s. Bild Vergleich M87 im sichtbaren Licht und Radiowellen) (6)

Durch die Vernetzung von Radioteleskopen im Event Horizon Telescope – Verbund (EHT), die Wellenlängen unter 3mm empfangen können, erreichte man immer höhere Auflösungen, die nach Verarbeitung der Daten und der Kalibrierung zu dem spektakulärem Radiobild des Schwarzen Lochs im M87 führte (Schwarzes Loch M87, Visualisierung des Radiobildes 2018). (6)

Quellen:

  • (6) Bildmaterial Prof. Anton Zensus, MPI für Radioastronomie Bonn

Das Radioteleskop Effelsberg

Es ist ein regnerischer Maitag, frisches Grün überall, Vögel zwitschern, aber alles ist nass und der Himmel ist grau. Da geht man vom Parkplatz am Effelsberg in der Eifel die 700 Meter hinunter in das Tal. Weil die Vegetation im Mai schon dicht ist, sieht man es nicht sofort, aber dann nach ein paar 100 Metern nach einer Kurve, erblickt man die riesige Schüssel, die das ganze Tal ausfüllt: Das Radioteleskop Effelsberg des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in der Eifel.

Foto: U.Altemöller

100 Meter Durchmesser misst der Reflektor. Der Spiegel, genauer gesagt die geometrische Antennenfläche, beträgt 7850 Quadratmeter. Diese gewaltigen Ausmaße in einem grünen Tal lassen einem schon den Atem stocken. Und sie dokumentieren einem, wozu der Mensch fähig ist. Man muss sich nicht auf Raketen schnallen, um dem Weltall näherzukommen. Es reicht auch, sich eine Antenne zu bauen, und sie in den Himmel zu halten. Man kann das schon mit einem Ofenrohr und einen Metallstab machen, aber die Erbauer des Radioteleskop Effelsberg wollten aber mehr als ein Ofenrohr in den Himmel halten.

Wie der Name schon sagt, empfängt das Radioteleskop Effelsberg keine optischen Signale, sondern Radiowellen aus dem Weltall. Im Rahmen des Spektrums der elektromagnetischen Wellen bilden die Radiowellen die niederfrequenten und langwelligen Bereiche jenseits von Infrarot- Radar- und Mikrowellen.(4)

Als Radioquelle wird in der Radioastronomie ein astronomisches Objekt bezeichnet, das auf der Erde detektierbare Radiowellen aussendet. Die stärksten astronomischen Radioquellen sind Sonnen, Supernovae, Quasare und Radiogalaxien.(3) Selbst die Milchstraße sendet ein diffuses Radio Radiosignal aus. Dabei sind Radiowellen aus dem Weltall sehr, sehr schwach. Deswegen braucht man eine so große Schüssel, um diese leisen Signale aus dem Weltall zu empfangen. Dabei können terrestrische Radiowellen das Signal sehr stören und übertönen. Solche Störungen sind ein großes Problem für die Radioastronomie und damit so ein ähnliches Problem wie die Lichtverschmutzung in der optischen Astronomie. Effelsberg ist so empfindlich, dass die Radiowellen der Zündkerzen eines vorbeifahrenden Autos zu Messstörungen führen können. Darum heißt in der Nähe des Teleskops, Handy aus! In Australien dürfen sogar PKWs mit Zündkerzen nicht in die Nähe von Radioteleskopen.

Himmelskörper wie Sonnen und Pulsare werden als radiolaut bezeichnet, im Gegensatz zu den radioleisen Objekten wie Nebelwolken und weit entfernte Sterne, die fast keine Radiowellen aussenden. Vorteil der Radioastronomie ist, dass Radiowellen weniger von intergalaktischen Staub- und Nebelwolken absorbiert werden: Man kann mit Hilfe von Radiowellen hinter einer Wolke schauen. Ein bestimmter Messwert gibt an, mit welcher Intensität die Radiowellen aus der Richtung eintreffen, auf die das Teleskop gerichtet ist. Ein „Blick“ durch ein Radioteleskop ergibt also noch kein Radiobild, sondern nur einen einzigen Radio-Bildpunkt, d.h. die einzelnen Messwerte müssen hinterher im Rahmen einer nachträglichen Bearbeitung zu einem Radiobild zusammengesetzt werden.

Radiowellen kann man auch am Tage empfangen, so dass man nicht darauf angewiesen ist, in der Nacht Lichtquellen am Himmel zu suchen. Allerdings ist auch Radioastronomie eingeschränkt. So kann es dazu führen, dass schlechtes Wetter es unmöglich macht, Radiowellen aufzuzeichnen. Der Frequenzbereich der Radioastronomie ist u.a. auch durch die Erdatmosphäre eingeschränkt. Unterhalb einer Frequenz von 10 MHz ist sie für Radioquellen undurchlässig, da die Ionosphäre Radiowellen niederer Frequenz reflektiert. Oberhalb von 100 GHz werden Radiowellen durch Wasser und andere in der Luft enthaltenen Moleküle absorbiert, was auch dazu führt, dass höherfrequente Radioquellen nicht richtig aufgenommen werden können, (1) Daher ist der meistgenutzte Frequenzbereich in der Radioastronomie, der von 10 MHz bis 100 Ghz. Das entspricht den Wellenlängen von 30 Metern bis 3 Millimeter. Schlechtes Wetter mit einer hohen Luftfeuchtigkeit kann also dazu führen, dass man das Radioteleskop Effelsberg nicht anwenden kann. Dieser Tag im Mai war so ein regnerischer Tag mit hoher Luftfeuchtigkeit. Und das Radioteleskop war nicht in Betrieb, sondern die Schüssel war gerade in den Himmel gerichtet, um Wartungsarbeiten an den Systemen durchzuführen. (5)

Bei Radioteleskopen unterscheidet man, ob sie beweglich oder starre Antennen haben (starr im Verhältnis zum Erdboden; da sich die Erde dreht, ist so ein Teleskop im Verhältnis zum Weltall natürlich auch beweglich). Effelsberg ist der zweitgrößte bewegliche Radioteleskop nach dem Green Bank Observatorium in West Virginia, USA.(3)

Um die Radiowellen in den Frequenzbereich von 0,5 bis 95 GHz zu empfangen, stehen 23 hochempfindliche Empfänger zur Verfügung: 13 für den Primärfokus, der sich im Brennpunkt der konkaven Schüssel befindet; und 10 für den Sekundärfocus am Boden der Schüsselkrümmung (siehe schematische Darstellung des Spiegels).(2)

aus: Norbert Tacken – Dr. Alex Kraus Radioteleskop Effelsberg 50 Jahre 1971 . 2021 Max-Planck-Institut für Radioastronomie       

In den Empfängerkabinen befinden sich sehr empfindliche Radioempfänger, die die Wellenlängen von einem Meter bis 3,5 Millimeter empfangen können. Damit können sie sehr leise Radiowellen aus dem Weltall verstärken und dabei messbar und sichtbar machen. Im Back End werden die bisher analogen Signale digitalisiert, weiterverarbeitet und gespeichert. Gleichzeitig wird jeden Datenpunkt mit einer genauen Zeitmarke versehen. Für diese Datenverarbeitung steht in Effelsberg ein Serverraum zur Verfügung: Der sogenannte Faraday-Raum. Das ist also ein von äußerer elektromagnetischer Strahlung geschützter Raum. Von hier aus werden die Daten weltweit vernetzt.

Foto: U. Altemöller