Die kosmische Entfernungsleiter

1908 untersuchte Henrietta Swan Leavitt, eine gehörlose amerikanische Astronomin am Harvard College Observatory und eine der Harvard Computers, eine Klasse pulsierender Sterne in der Kleinen Magellanschen Wolke. Es waren Cepheiden — Sterne, deren Helligkeit in einem gleichmäßigen, uhrwerkartigen Takt an- und abschwillt. Leavitt fiel auf, dass die helleren länger für einen vollen Zyklus brauchten, und weil alle Sterne dieser Wolke ungefähr gleich weit von der Erde entfernt liegen, vertrat die scheinbare Helligkeit recht zuverlässig die wahre: wie hell ein Stern aussah, verriet gut, wie hell er in Wirklichkeit war. Damit hatte sie die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung gefunden — misst man den Takt eines Cepheiden, kennt man seine wahre Helligkeit, und kennt man die wahre Helligkeit eines Sterns, dann sagt seine scheinbare Schwäche, wie weit er entfernt ist. Das 1912 veröffentlichte Leavitt-Gesetz verwandelte die Astronomie von einer bloß katalogisierenden Disziplin in eine quantitative Kosmologie. Zu Lebzeiten wurde Leavitt kaum gewürdigt.

Die Stärke der Leiter — und zugleich ihre Gefahr — liegt darin, dass jede Sprosse an der darunterliegenden geeicht wird: Ein Fehler weit unten pflanzt sich nach ganz oben fort und verschiebt am Ende den Wert der Hubble-Konstante. Die unterste Sprosse ist die Parallaxe — die winzige Hin-und-Her-Verschiebung der scheinbaren Position eines nahen Sterns, während die Erde von einer Seite ihrer Bahn zur anderen schwingt. Sie ist reine Geometrie, frei von Annahmen, und legt die Grundeinheit kosmischer Entfernung fest, das Parsec (etwa 3,26 Lichtjahre). Die Raumsonde Gaia hat inzwischen die Parallaxen von fast zwei Milliarden Sternen mit außergewöhnlicher Genauigkeit vermessen. Eine Sprosse höher stehen die Cepheiden: Leavitts Gesetz übersetzt ihre Pulsationsperiode in eine wahre Helligkeit, und Hubble wie JWST können sie noch in Galaxien einzeln ausmachen, die einige zehn Millionen Lichtjahre entfernt liegen. Jenseits der Reichweite einzelner Sterne wechselt die Leiter zu den Typ-Ia-Supernovae — der thermonuklearen Explosion eines Weißen Zwergs (jener dichten, erdgroßen Glut, die ein sonnenähnlicher Stern bei seinem Tod hinterlässt), sobald er die Chandrasekhar-Grenze überschreitet, die Obergrenze von rund 1,4 Sonnenmassen, jenseits derer sich eine solche Glut nicht mehr selbst tragen kann. Diese Explosionen erreichen alle nahezu dieselbe wahre Helligkeit, was jede von ihnen zu einer Standardkerze macht — einem Objekt bekannter Leuchtkraft, dessen scheinbare Schwäche seine Entfernung verrät —, sichtbar quer durch einen Großteil des beobachtbaren Universums. Es waren genau diese Supernovae, 1998 von Perlmutter, Riess und Schmidt schwächer als erwartet beobachtet, die die Dunkle Energie offenbarten. Auf der obersten Sprosse macht das Hubble-Gesetz aus der Rotverschiebung einer Galaxie — der Dehnung ihres Lichts zu röteren Wellenlängen, während die kosmische Expansion sie von uns forttreibt — eine Entfernung. Heute widersprechen sich die beiden Enden der Leiter: Entfernungen, die aus nahen Cepheiden und Supernovae aufgebaut sind, ergeben eine schnellere Expansionsrate als der Wert, den man aus dem Nachglühen des frühen Universums erschließt — ein Patt, das als Hubble-Spannung bekannt ist, die zentrale offene Frage der beobachtenden Kosmologie der 2020er Jahre.