Autor: Denis Pfeiffer
Im Jahre 1924 prägte der nordamerikanische Astronom Edwin P. Hubble (1889-1953) unser heutiges Weltbild entscheidend, indem er bewies, dass es neben unserer Galaxie noch zahlreiche andere Galaxien im Kosmos gibt, zwischen denen sich große Räume befinden, die auf den ersten Blick leer scheinen. Für seine Beweisführung musste Hubble die jeweiligen Entfernungen zwischen den Galaxien messen. Bis dahin hatte man die Entfernung zweier Sterne noch durch die sogenannte „Parallaxe“ messen können, d.h. durch die Beobachtung der relativen Verschiebung des einen Sterns vor dem Hintergrund des anderen, wenn sich der Beobachter bewegt. Dies ist vergleichbar mit der Vorstellung, wie ein etwa fünf Meter von einer Hauswand entfernter Baum seine relative Position zur Fassade ändert, wenn der Beobachter an ihm vorbeifährt. Übertragen auf den Kosmos muss das etwaige Vorbeifahren des Beobachters auf einem Fahrrad oder dergleichen mit der Bewegung der Erde im Sonnensystem gleichgesetzt werden. Je näher sich ein Stern folglich der Erde befindet, desto stärker fällt auch ebendiese relative Verschiebung aus – so kann man mithilfe der Parallaxe also die Entfernung von Sternen feststellen.
Das Prinzip der Parallaxe war jedoch für Hubbles Untersuchungen wenig hilfreich, waren die nächsten Galaxien doch viel zu weit entfernt und schienen am Sternenhimmel geradezu fixiert zu sein. Hubble bediente sich also einer anderen Methode, die sich auf eine andere Eigenschaft der Sterne stützte, ihre „Helligkeit“: Die Intensität der stellaren Helligkeit hängt einerseits von der Entfernung des Sterns ab, da mit zunehmender Entfernung die Intensität des Lichtes sinkt, andererseits aber auch von der Eigenstrahlung des Sterns, seiner individuellen Leuchtkraft. Hubble fand heraus, dass Sterne gleicher Art, sprich sich in der Charakteristik ihres emittierten Lichtes gleichende Sterne, alle die gleiche Leuchtkraft aufwiesen. Ähnelte also das Lichtspektrum eines weit entfernten Sterns dem eines Sternes, dessen Leuchtkraft bereits bezüglich seiner Entfernung bestimmt werden konnte (in diesem Fall anhand der Parallaxe), so konnte umgekehrt eine gleiche Leuchtkraft beim ersten Stern angenommen werden, wodurch wiederum auf seine Entfernung geschlossen werden konnte.
Neben der Helligkeit gibt ferner die Art des Lichts Aufschluss über einen Stern: Newton hatte zwar schon vorher entdeckt, dass man Sonnenlicht durch ein Prisma in seine einzelnen Bestandteile zerlegen kann, jedoch war Hubble der erste, der meinte, man könne Sterne damit unterscheiden. Die Entdeckung des „Sternspektrums“ ist demnach hauptsächlich ihm zuzuschreiben. Mittels der jeweiligen Spektralfarben des Sternenlichts können somit Aussagen über die Temperatur sowie die chemische Zusammensetzung von Sternen getroffen werden. Was es mit der Temperatur auf sich hat, wird sich zeigen, wenn man sich näher mit dem Begriff der „Schwarzkörperstrahlung“ beschäftigt: Laut Erkenntnis des deutschen Physikers Gustav Kirchhoff gebe jeder Körper bei Erwärmung, vergleichbar mit einem Stück glühendem Eisen, eine charakteristische Strahlung ab, wobei über die Verteilung der thermisch bedingten Strahlungsfrequenzen die Temperatur des Objektes ermittelt werden kann. Weiterhin lassen sich auch aufgrund von spezifischen Farben, die sich mehr oder weniger stark im Sternenspektrum abzeichnen, die einzelnen chemischen Bestandteile eines Sterns herausfiltern, da jedes chemische Element eine andere Farbe absorbiert.
Hubbles Entdeckung führte dazu, dass Physiker in den 1920er Jahren mit der Untersuchung der Galaxienspektren begannen, wobei sie eine höchst seltsame Entdeckung machten: Die Spektren anderer Galaxien wiesen zwar große Ähnlichkeiten mit denen der Sterne in unserer Galaxis auf, jedoch waren sie alle um den gleichen Betrag hin zum roten, soll heißen niederfrequenteren Bereich (größere Wellenlänge als blau), verschoben. An dieser Stelle ist eine Parallele zum sogenannten „Doppler-Effekt“ zu erkennen, bei dem sich durch ein bestimmtes Phänomen ebenfalls die Frequenz, nur in diesem Fall die des Schalls, verändert: Hört man z.B. ein Polizeiauto mit laufender Sirene als stehender Beobachter auf sich zu fahren, so nimmt man ein im Vergleich zum wirklichen Ton etwas höheres Heulen der Sirene wahr. Sobald das Auto jedoch an einem vorbeigefahren ist, schlägt der Ton sofort in einen vergleichsweise tieferen Ton um. Stellt man sich den Schall als Welle vor, die er ja auch ist, so verkürzt sich seine Wellenlänge beim Entgegenfahren und wird beim Wegfahren logischerweise größer, was die Frequenz des Schalls erhöht respektive erniedrigt. Ähnliche Effekte sind auch bei Licht- oder Radiowellen zu beobachten. Ein rotverschobenes Spektrum bedeutet zunächst eine Verlängerung der Wellenlänge und diese wiederum wird nur erreicht, sollte sich der Abstand zwischen Erde und Stern im Gesamten vergrößern.
Nachdem Hubble schließlich die Existenz weiterer Galaxien bewiesen hatte, setzte er seine Untersuchungen in der von nun an festen Erwartungshaltung, ebenso viele rot- wie blauverschobene Sternspektren dieser Galaxien anzutreffen, fort. Allein der Zufall sei nach dieser Auffassung dafür verantwortlich, dass es sowohl rotverschobene als auch blauverschobene (kleinere Wellenlängen) im Universum gebe. Nichtsdestotrotz musste Hubble aber in seiner Veröffentlichung von 1929 eingestehen, dass er hauptsächlich Rotverschiebung beobachtet hatte und dass diese weiterhin sogar proportional zur Entfernung zu unserem Sonnensystem war. Je weiter die Sterne weg waren, desto größer war die Verschiebung, was im Umkehrschluss bedeutet, dass sich die Regionen, die weiter von uns entfernt sind, gleichsam schneller von uns fortbewegen. Und diese fundamentale Entdeckung ließ nur einen logischen Schluss zu: Das Universum dehnt sich aus.