Die Fernrohrbeobachtungen GALILEO GALILEIs (1564-1642) darf man als entscheidenden
Wendepunkt am Beginn der Erforschung der Galaxis ansehen. GALILEI richtete
um das Jahr 1610 zum ersten Mal ein Fernrohr auf das diffus leuchtende
Band der Milchstraße und konnte es in einzelne Sterne auflösen.
Damit erhob sich die Frage, weshalb die Sterne in einem flachen Band konzentriert
sind und an anderen Stellen des Himmels in wesentlich geringer Anzahl
auftreten.
Frühe Spekulationen zur Gestalt
und Entstehung unseres Sternsystems
Der englische Uhrmacher THOMAS
WRIGHT (1711-1786) unterbreitete im Jahre 1750 einen ersten Erklärungsversuch.
Nach WRIGHT leben wir in einer scheibenförmigen Ansammlung von Sternen,
die langsam um ein Massezentrum
rotieren. Blickt man von innen aus diesem System nach außen, dann
nimmt man in der Hauptebene der Scheibe deutlich mehr Sterne wahr als
beim Blick senkrecht dazu.
Der deutsche Philosoph IMMANUEL KANT (1724-1804) veröffentlichte in seiner berühmten Schrift "Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels" im Jahre 1755 seine Ansichten über dieses Problem. Danach sind die Sterne nicht im Weltall verteilt, sondern ordnen sich in flachen Systemen an, die man über das gesamte Himmelszelt verteilt finden kann. Tatsächlich waren schon zu KANTs Zeiten verschiedene diffuse Lichtflecken bekannt, die im Fernrohr zumindest teilweise den Anblick flacher Objekte erkennen ließen.
Frühe Beobachtung von "Nebeln"
Im Jahre 1781 erstellte CHARLES
MESSIER (1730-1817) einen Katalog der hellsten flächenhaften
und diffus leuchtenden Gebilde, die man am Nachthimmel beobachten kann.
Wie man erst viel später lernte, handelte es sich bei den MESSIER-Objekten
keineswegs nur um Sternsysteme,
sondern auch um "gewöhnliche" Gasnebel
und Sternhaufen,
die sich innerhalb der Galaxis befinden.
Mithilfe von Teleskopen konnte man auch im 18. und 19. Jahrhundert die
große Vielfalt dieser Objekte am Sternhimmel ausmachen. Dass sich
hinter den Leuchtgebilden völlig verschiedenartige Gruppen von Himmelsobjekten
befanden, war allerdings damals noch unerkannt. Nach Einführung der
Spektroskopie in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts gelang eine
Klassifikation der leuchtenden Nebel, die über ihr äußeres
Erscheinungsbild hinausging. Ein Teil der Nebel ist diffus und emittiert
spektroskopisch vorwiegend Kontinuumstrahlung. Eine zweite Gruppe besitzt
eine spiralartige Form, während die dritte Sorte meist faserartige
Strukturen zeigt und sich ihr Licht ausschließlich aus Emissionslinien
zusammensetzt.
Die ersten beiden Gruppen entpuppten sich erst im 20. Jahrhundert als
entfernte Galaxien, nur die dritte Gruppe stellte sich als die der galaktischen
Emissionsnebel heraus, die aus ionisiertem Gas bestehen.
Anfänge der Stellarstatistik
Da die Sterne in der weiteren Umgebung der Sonne offenbar ungleichmäßig
verteilt sind, bot sich als naheliegende Idee zur Erforschung der Struktur
des Milchstraßensystems an, in verschiedenen Raumrichtungen Einheitsflächen
an der Himmelskugel festzulegen und in diesen Flächen dann Sternanzahlen
unter Berücksichtigung der scheinbaren Helligkeiten der Sterne zu
ermitteln. Die erste Untersuchung dieser Art, die man gleichzeitig als
Geburtsstunde der Stellarstatistik
ansehen kann, erfolgte durch FRIEDRICH
WILHELM HERSCHEL (1738-1822) ab dem Jahre 1784. Mathematisch ausgearbeitet,
verfeinert und für Strukturbestimmungen des Milchstraßensystems
eingesetzt, wurde die Stellarstatistik am Beginn des 20. Jahrhundert vor
allem durch die deutschen Astronomen HUGO
VON SEELIGER (1849-1924) und KARL
SCHWARZSCHILD (1873-1916).
Die letzte große Untersuchung dieser Art erfolgte durch den dänischen Wissenschaftler JACOBUS CORNELIUS KAPTEYN (1851-1922). KAPTEYNs Arbeiten mündeten in einem Bild von der Galaxis, dass als KAPTEYN-Universum in die Geschichte der Astronomie eingegangen ist.
Viele Astronomen war natürlich auch damals schon bewusst, dass
Ergebnisse, die sie aus ihren statistischen Arbeiten erhalten hatten,
einen stark vereinfachenden Charakter trugen. Durch die Untersuchungsmethode
begründet, stand beispielsweise immer die Sonne im Zentrum unseres
Sternsystems.
Kugelsternhaufen als Schlüssel
zum Bauplan der Galaxis
Nach der Entdeckung der Kugelsternhaufen
wurde die wahre Struktur der Galaxis in den ersten Jahrzehnten des 20.
Jahrhunderts verstanden. Dabei stellte sich vor allem heraus, dass die
Sonne keineswegs - wie immer angenommen - in der Mitte unserer Sterninsel
steht. Eine Schlüsselrolle bei diesen Forschungen spielt der amerikanische
Astronom HARLOW SHAPLEY
(1885-1972). SHAPLEY bestimmte als Erster die Entfernungen zu Kugelsternhaufen.
Dabei erkannte er, dass sich diese Objekte weit außerhalb der Milchstraße
befinden und eine kugelförmige Verteilung gegenüber einem Punkt
aufweisen, der sich etwa 10 kpc von der Sonne entfernt in Richtung des
Sternbildes SCHÜTZE befindet. Dieser Punkt ist das Zentrum des Milchstraßensystems.