Das elektromagnetische Spektrum in der Astronomie

Der Nachthimmel, den das menschliche Auge zu lesen gelernt hat, zeigt fast nichts von dem, was tatsächlich da draußen ist. Der kalte Wasserstoff, der die Galaxis durchzieht, die Schwarzen Löcher, die sich in den Zentren ferner Galaxien nähren, das hundert Millionen Grad heiße Plasma, das Galaxienhaufen füllt — nichts davon erscheint im sichtbaren Licht, denn unterschiedliche physikalische Prozesse strahlen bei unterschiedlichen Wellenlängen, und das Auge ist auf ein einziges schmales Band geeicht. Über weite Strecken ihrer Geschichte untersuchte die Astronomie diesen dünnen Streifen und nannte ihn das Universum. Ein vollständiges Bild verlangt, dasselbe Objekt über viele Bänder zu beobachten — Radio, Infrarot, Ultraviolett, Röntgen, Gamma — was Astronomen Multiwellenlängen-Astronomie nennen. Kühle Objekte leuchten im Infraroten und im Radiobereich, heiße im Ultravioletten, Röntgen- und Gammabereich. Der größte Teil des Kosmos ist bei einer einzelnen Wellenlänge unsichtbar — ein „vollständiges“ optisches Bild ist für den größten Teil der Physik also ein nahezu totaler blinder Fleck.

Die Geschichte der modernen Astronomie ist in weiten Teilen die Geschichte der Erschließung neuer Bänder: Radio in den 1930ern, Infrarot in den 1960ern, Röntgen und Ultraviolett über Weltraumteleskope in den 1970ern, Gamma in den 1990ern, Gravitationswellen 2015. Der Radiobereich (Wellenlängen > ~1 mm) zeigt die 21-cm-Linie des neutralen Wasserstoffs, die die Gasverteilung der Milchstraße kartiert, dazu Molekülemission von Kohlenmonoxid und Wasser aus kalten Wolken, AGN-Jets und Pulsarsignale; das Very Large Array in New Mexico und ALMA in Chile sind die meistgenutzten Anlagen. Das Infrarot (~1–300 µm) zeigt kühle Sterne, staubverhüllte Sternentstehungsgebiete, Exoplanetenatmosphären und die rotverschobene optische Emission der entferntesten Galaxien — Spitzer (2003–2020) und JWST (ab 2022) sind die kanonischen IR-Observatorien. Das sichtbare Licht (~400–700 nm) ist das am weitesten ausgebaute Regime; Hubble und die bodengebundene 8–10-m-Klasse sind die Arbeitspferde. Der UV-Bereich zeigt heiße junge Sterne, Sternenflares und aktive galaktische Kerne. Die Röntgenstrahlung zeigt Akkretion auf kompakte Objekte und heißes Plasma in Galaxienhaufen (Chandra, ab 1999). Die Gammastrahlung — die energiereichsten Photonen — ist das Regime der Gammablitze und der AGN (Fermi, ab 2008). Gravitationswellen sind ein ganz anderer Kanal: LIGO, Virgo und KAGRA haben gemeinsam seit 2015 dutzende Verschmelzungen kompakter Doppelsysteme nachgewiesen. Die Beugungsgrenze — Winkelauflösung skaliert mit Wellenlänge geteilt durch Apertur — bindet die Bänder an bestimmte Instrumente: um im Radiobereich die Auflösung eines 10-m-Optikteleskops zu erreichen, braucht man eine synthetische Apertur von Kilometern, weshalb ernsthafte Radioastronomie auf Interferometrie setzt und viele kleine Schüsseln zum Äquivalent einer einzigen riesigen verbindet. Das Event Horizon Telescope schaltete Schüsseln von Hawaii bis in die Antarktis zu einer planetenweiten Apertur zusammen und lieferte die ersten Bilder vom Schatten supermassereicher Schwarzer Löcher. Die Erdatmosphäre ist bei den meisten Wellenlängen undurchlässig oder verfälschend — deshalb müssen Hubble, Chandra und JWST im All sitzen.