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Das HST (Hubble Space Telescope) umkreist seit knapp 10 Jahren die Erde täglich etwa 15 mal in einer Höhe von knapp 600 Kilometern. Es wurde im Aufrag der amerikanischen und europäischen Weltraumbehörden (NASA und ESA) gebaut. Jeder Astronom kann einen Antrag auf HST-Beobachtungszeit stellen, über den ein unabhängiges Gremium allein nach wissenschaftlichen Kriterien entscheidet. Die verschiedenen Instrumente ermöglichen Photometrie (Direktaufnahmen durch verschiedenen Filter) und Spektroskopie (Zerlegung des Lichtes in Farben bzw. einzelne Spektrallinien) im sichtbaren sowie im infraroten (IR) und ultravioletten (UV) Lichtbereich. Anders als Teleskope auf dem Erdboden kann das HST ungestört von der Erdatmosphäre in die Tiefen des All zu spähen. Dies hat drei Vorteile, die das Weltraumteleskop wissenschaftlich gegenüber bodengebundenen Teleskopen so wertvoll machen.

• Die Bilder sind etwa zehnmal schärfer.
• Hundertmal schwächere Lichtquellen können untersucht werden.
• Strahlung im IR- und UV- Bereich, die von der Erdatmosphäre stark behindert wird, kann im Weltraum genauso effektiv registriert und analysiert werden wie das sichtbare Licht.

Das HST kann mit seinen fünf verschiedenen Instrumenten ganz unterschiedliche Arten von Beobachtungen durchführen. Der Hauptspiegel ist mit 2,4 Metern Durchmesser befindet sich etwa in der Mitte des Teleskopes. Er wirft das Licht auf einen kleineren Fangspiegel, der es dann - durch ein zentrales Loch im Hauptspiegel - auf die verschiedenen Lichtanalysegeräte bündelt. Sonnensegel versorgen das HST mit der nötigen Energie. Die digitalen Beobachtungsdaten werden dann über ein Antenne, die auch die Steuerbefehle empfängt, zur Erde gefunkt.

Die Unisternwarte München und das HST erforschen die Tiefen des Universums

Die Astronomen der Universitätssternwarte München zählen zu den intensivsten Nutzern des HST in Europa. Eine unserer Arbeitsgruppen untersucht sehr weit entfernte Galaxien, deren Licht viele Milliarden Jahre bis zur Erde benötigt haben. Galaxien sind Sternsysteme wie unsere Milchstraße, die viele Milliarden Sterne enthalten. Durch erdgebundene Teleskope erscheinen solch ferne Welteninseln , wenn überhaupt, nur als schwach leuchtende, verwaschene Flecken. Das HST dagegen läßt beispielsweise sogar noch die Spiralarme einer Spiralgalaxien in vier Milliarden Lichtjahren Entfernung deutlich erkennen. Wir konzentrieren uns an der Unisterwarte München jedoch auf die sogenannten elliptischen Galaxien, die vorzugsweise in Galaxienhaufen zu finden sind, die wir bei unterschiedlichsten Entfernungen untersuchen. Elliptische Galaxien selbst dienen als ``Standard-Kerzen'' bei der Bestimmung der Geometrie des Weltraums als Ganzes: Wir stellen uns vor, daß Weltraum ist gleichmäßig mit elliptischen Galaxien gleicher Helligkeit erfüllt. Sie erscheinen dann mit zunehmender Entfernung immer schwächer, ein Effekt, der letztlich aus der Kombination von drei Phänomenen beruht:

• Mit wachsender Entfernung nimmt die Helligkeit nach den normalen Gesetzen der Optik quadratisch ab.
Wegen der Expansion des Weltalls nimmt die Fluchtgeschwindigkeit, mit der die Galaxien sich von uns weg bewegen mit ihrer Entfernung zu. Dadurch wird das Licht praktisch gedehnt und wird durch diese sogenannte ``Rotverschiebung'' zusätzlich geschwächt. Dieses Phänomen wird durch den kosmologischen Parameter H_°, die Hubble-Konstante, beschrieben.
• Die Expansionsrate des Weltalls hat sich jedoch seit dem Urknall verringert. Schauen wir daher tief in die kosmologische Vergangenheit, beobachten also sehr weit entfernte Galaxien, wächst die Fluchtgeschwindigkeit im Vergleich zur lokalen Umgebung überproportional stark. Diese Abbremsung der Expansion mit der Zeit beschreiben wir durch den kosmologischen Parameter q_° und schlägt sich in der gemessenen Helligkeitsverteilung elliptischer Galaxien bei verschiedenen Entfernungen nieder.

Während die Hubble-Konstante H_° schon recht gut bekannt ist, besteht hinsichtlich q_° noch große Unsicherheit. Unser Ziel ist daher q_° mit Hilfe der elliptischen Galaxien Und dem HST sogenau wie möglich zu messen. Natürlich sind elliptische Galaxien keine idealen Standardkerzen. Sie bestehen aus unterschiedlich vielen Sternen, deren Helligkeit sich im Laufe der Jahrmilliarden aufgrund ihres ``Alters'' ändert. Deshalb müssen wir für jeden Entfernungsschritt den Durchschnittshelligkeit vieler elliptischer Galaxien eines Haufens gerechnen. Die evolutionsbedingte änderung dieser Helligkeit läßt sich durch zusätzliche spektoskopische Beobachtungen korrigieren. Bereits aufgrund unserer ersten Beobachtungsreihe konnten wir q_° genauer bestimmen als je zuvor.

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