Moderne Großteleskope


 

 

Fernrohre sind sehr nützliche Geräte. Durch ihre lichtsammelnde Wirkung wird es möglich, zu immer schwächeren Sternen und Objekten vorzudringen. Außerdem verbessern sie das Auflösungsvermögen des Auges, man sieht mehr Details als mit bloßem Auge. Die Leistungsfähigkeit eines Teleskops wird dabei in erster Linie vom Objektivdurchmesser bestimmt. Je größer das Objektiv, desto mehr Licht sammelt es. Die lichtsammelnde Wirkung steigt dabei mit dem Quadrat des Objektivdurchmessers: Doppelter Durchmesser bedeutet vierfachen Lichtgewinn. Die Auflösung eines Teleskops steigt proportional zum Durchmesser. Vergleicht man die etwa 5 mm durchmessende Pupille des Auges mit einem 5m-Teleskop, so hat das Teleskop die 1000000-fache Lichtstärke, und ein 1000 mal höheres Auflösungsvermögen. Verständlich, wenn die Astronomen stets nach Teleskopen mit möglichst großen Objektiven Ausschau halten. Klar aber auch, dass mit wachsendem Objektivdurchmesser die Herstellungskosten und die mit der Herstellung verbundenen Probleme enorm steigen. Am 3. Juni 1948 wurde das 5-m Spiegelteleskop auf Palomar Mountain eingeweiht, und war für mehr als ein Vierteljahrhundert das größte Teleskop der Erde. Diesen Rang lief ihm erst im Jahre 1976 das sowjetische 6-mTeleskop in Selentschukskaja ab.

 

Probleme bei sehr großen Teleskopen: Bei sehr großen Teleskopen treten eine Reihe von Problemen auf, die dem Bau immer größerer Instrumente nahezu unüberwindliche Grenzen setzen. Astronomische Fernrohre werden üblicherweise parallaktisch aufgestellt, das bedeutet, eine Drehachse ist parallel zur Erdachse ausgerichtet und zeigt zum Himmelspol. Die Kompensation der Erddrehung kann bei dieser Konstruktion sehr einfach durch Drehung mit konstanter Geschwindigkeit um diese „Stundenachse“ erfolgen. Bei großen Teleskopen, bei denen die Glaskörper der Objektivspiegel immer dicker und schwerer werden, werden die erforderlichen Montierungen riesige, hunderte von Tonnen schwere Stahlkolosse, die sich durch ihr eigenes Gewicht je nach Position mehr oder weniger stark verformen, was eine präzise Nachführung am Himmel unmöglich macht. Überdies wachsen die Schutzbauten der Teleskope, meistens Kuppeln, ins Gigantische. So hat die Kuppel des 5m-Teleskops auf Palomar Mountain schon vierzig Meter Durchmesser. Es ist ferner zu bedenken, dass bei großen Fernrohren die theoretische Auflösung längst nicht erreicht werden kann, weil sich die tonnenschweren Spiegel unter dem eigenen Gewicht verformen. So hat der erwähnte 5-m-Spiegel eine theoretische Trennschärfe von 0.024". Tatsächlich kommt man ohne besondere Hilfsmittel kaum unter 1"! Das Bild links zeigt ein herkömmliches Teleskop mittlerer Spiegelgröße (3,60m), das bereits eine sehr massive Montierung und eine große Kuppel benötigt.

Hinzu kommen eine Vielzahl von äußere Einflüssen, die die Nutzbarkeit von erdgebundenen Teleskopen stark beeinträchtigen. In der Praxis begrenzt unsere Atmosphäre das maximale Auflösungsvermögen enorm. Die in ihr vorhandenen Gas- und Staubteilchen streuen das Licht, und Turbulenzzellen in der Luft verwischen die Sternabbildungen. Außerdem existieren weitere Störfaktoren wie Streulicht vom Mond und das Luftleuchten. In der Ionosphäre verbinden sich ionisierte Atome mit Elektronen, wobei sie je nach Element charakteristische Spektrallinien abstrahlen, die Intensität dieses Effekts hängt stark von der Sonnenaktivität ab. Durch diese Hintergrundhelligkeit wird das Erfassen sehr lichtschwacher Objekte extrem gestört. Und noch eine weitere Eigenschaft der Atmosphäre schränkt die möglichen Beobachtungen stark ein. Die Atmosphäre absorbiert den größten Teil des elektromagnetischen Spektrums. Für den Beobachter auf der Erde stehen aus diesem Grund nur zwei „Fenster“ zur Verfügung. Eins im Bereich der Radiowellen mit Wellenlängen zwischen einigen zehn Metern und etwa einem Zentimeter und ein weiteres im Bereich des sichtbaren Lichts einschließlich Teilen des nahen Infrarots und sehr begrenzt auch Teilen des Ultravioletts.

 

Die Technik geht neue Wege: Eine Möglichkeit, diese missliche Situation zu verbessern, besteht darin, die Teleskope in den Weltraum zu befördern. Im Erdorbit können sie ohne störende Atmosphäre die volle Auflösung nutzen. Dies hat man bereits praktiziert: Seit 1990 kreist das Hubble-Weltraumteleskop um die Erde. Mit 2,4 m freier Öffnung zählt es aber nicht zu den Großteleskopen. Teleskope von vier und mehr Metern Öffnung passen dagegen nicht in ein Space-Shuttle, das sie in den Weltraum hieven könnte. Außerdem sind die Transport- und Betriebskosten für ein Weltraumteleskop enorm hoch, und Wartungsarbeiten sowie Umrüstungen kaum möglich. Es ist also verständlich, dass man trotz der vielen Probleme an leistungsfähigen erdgebundenen Teleskopen interessiert ist. Allerdings musste man revolutionäre neue Techniken entwickeln, um einige der oben erwähnten Hindernisse zu beseitigen. Die Teleskope der neuen Generation für das 21. Jahrhundert zeichnen sich durch folgende Eigenschaften aus: Die Spiegelobjektive sind in extremer Leichtbauweise konstruiert, sie sind viel dünner als bei konventionellen Teleskopen und daher biegsam. So kann man die Spiegelform durch zahlreiche pneumatische Stellglieder im Spiegelträger computergesteuert permanent den Verhältnissen optimal anpassen, und so zum Beispiel gewichtsbedingte Verformungen beim Schwenken des Teleskops ausgleichen. Schließlich werden die neuen Teleskope azimutal (also nicht zum Himmelspol ausgerichtet) aufgestellt. Dadurch wird die gesamte Konstruktion extrem viel leichter und kompakter und passt in viel kleinere Schutzbauten. Natürlich müssen die Teleskope nun in zwei Achsen gleichzeitig extrem präzise nachgeführt werden, und die im Bild auftretende Rotation muss durch Drehen der Kamera kompensiert werden, was überhaupt erst in den letzten Jahren durch leistungsfähige Computertechnik möglich wurde. Um die Störungen durch die Atmosphäre zu verringern, werden die modernen Teleskope in möglichst großer Höhe in möglichst trockenen Gebieten aufgestellt, was erhebliche Anforderungen an die Beobachter stellt, die mit dem geringen Sauerstoffgehalt der Höhenluft auskommen müssen. Das Bild rechts zeigt einen Vertreter der neuen Technologie, das Keck-Doppelteleskop auf dem 4000m hohen Mauna Kea in Hawai. Die immer noch unvermeidliche Reduzierung der Auflösung durch Luftunruhe wird durch raffinierte Auswertung des einfallenden Lichts vermessen, und dann in wenigen Tausendsteln einer Sekunde durch komplexe Verformung eines dünnen, verformbaren Korrekturspiegels im Strahlengang weitgehend ausgeglichen. Gelegentlich wird sogar das Licht eines mittels Laserstahl neben dem zu beobachtenden Objekt erzeugten „künstlichen Sterns“ zur Kompensation der Luftunruhe herangezogen. Es gibt verschiedene technische Ansätze für solche modernen Teleskope, einige werden im Folgenden dargestellt.

 

Multi-Mirror-Technik (MMT): Um die Probleme bei der Herstellung sehr großer Spiegel zu vermeiden, sind bei manchen Teleskopen der neuen Generation die Objektive nicht mehr aus einem monolithischen Spiegel gefertigt, sondern bestehen aus mehreren Spiegelsegmenten, die so arrangiert sind, dass das Licht in eine gemeinsame Brennebene geleitet wird. Auf dem Mt. Hopkins im Süden Arizonas wurde bereits 1979 das erste derartige Teleskop vom Smithsonian Astrophysical Observatory in Betrieb genommen. Das Objektiv setzte sich aus sechs Einzelspiegeln mit je 1,8 Meter Durchmesser zusammen, deren Licht in einem einzigen Fokus vereinigt wurde. Das Gerät hatte damit die effektive Öffnung eines 4,5-Meter-Spiegels. Trotz einer Reihe von Erfolgen hat sich dieses erste MMT nicht so richtig bewährt. Deshalb wurden die sechs Einzelspiegel 1998 durch einen einzigen, dünnen Spiegel von 6,5 Meter Durchmesser mit aktiver Optik ersetzt.

Die beiden Keck Teleskope, so benannt nach ihrem Stifter W. M. Keck, einem amerikanischen Ölmilliardär, wurden auf dem erloschenen Vulkan Mauna Kea auf Hawaii aufgestellt. Sie verfügen ebenfalls über segmentierte Spiegel. Jedes Teleskop setzt sich aus 36 wabenförmigen (hexagonalen) Spiegeln von je 1,8 Meter Durchmesser, aber nur 7,5(!) cm Dicke zusammen, die ständig über 180 Aktuatoren computergesteuert auf optimale Lage justiert werden. Der effektive Objektivdurchmesser beträgt bezüglich der lichtsammelnden Wirkung 9,82 Meter. Somit gehören die Keck-Teleskope der Zehn-Meter-Klasse an, und sind 2006 noch unübertroffen was die Größe betrifft - nicht unbedingt die Leistung. Den prinzipiellen Aufbau der Keck-Teleskope zeigt die Skizze links (Bild: ESO). Ein vermutlich besseres Verfahren zur Herstellung großer Spiegel ist die aktive Optik, die im Folgenden beschreiben wird.

 

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Aktive Optik: Die Methode einen einzelnen sehr großen, aber sehr dünnen Spiegel durch Stellglieder, auch Aktuatoren genannt, computergesteuert stets optimal zu verformen, wird als aktive Optik bezeichnet. Konstruktion und Bau erfordern ein hohes Maß an technischem Know-How. Als erstes Fernrohr mit aktiver Optik ging das New Technology Telescope (NTT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) auf La Silla in Chile in Betrieb. Im Jahre 1989 empfing das NTT sein erstes Sternenlicht. Der Hauptspiegel von 3,58 Meter freier Öffnung hat nur eine Dicke von 24 Zentimetern, während der mit 3,60 Meter Öffnung fast gleich große Reflektor der ESO in klassischer Bauweise eine Spiegeldicke von sechzig Zentimetern aufweist. Das NTT ist in Leichtbauweise azimutal montiert, eine Achse steht senkrecht zur Horizontebene, die Querachse parallel zu ihr. Ein niederfrequentes Korrektursystem (<1 Hz) gleicht kontinuierlich die durch den Stellungswechsel hervorgerufenen Verformungen aus. Dazu dienen 75 Stellglieder (Aktuatoren), die ständig durch Druck und Zugvariation dem Spiegel die optimale Form geben, die ein Computer auf Grund eines vorgegebenen optischen Idealbildes ermittelt. Dabei werden nicht nur die durch die Lageveränderungen hervorgerufenen Abweichungen korrigiert, sondern auch weitgehend optische Abbildungsfehler wie sphärische Aberration, Koma, Astigmatismus usw. beseitigt. Auf dem Bild rechts sieht man die Unterseite eines aktiven Spiegels mit den Aufnahmepunkten der Aktuatoren (Bild: ESO), auf die der Spiegel gerade abgesenkt wird.

Eine noch bessere Leistung versprechen sich die Astronomen von den vier VLT genannten Very Large Telescopes der ESO, die auf dem Paranal, ebenfalls in Chile, ihren Platz haben. Bei 8,2 Meter Durchmesser haben sie eine Spiegeldicke von nur 17,5 cm, während der 5 m-Riese von Palomar immerhin fast einen dreiviertel Meter Dicke aufweist. Während beim NTT noch 75 Aktuatoren ausreichen, sind beim VLT pro Spiegel wegen der erheblich größeren Fläche schon 150 Aktuatoren im Einsatz. Die Konstruktionsprobleme bei großen Spiegeln konnten mit der aktiven Optik sehr gut behoben werden, wegen der relativ langsamen Anpassung der Spiegelform (ca. einmal pro Sekunde) können allerdings schnelle Änderungen im Bild, die durch Luftunruhe entstehen, nicht ausgeglichen werden, und ohne ein weiteres Verfahren, der adaptiven Optik, wären die Teleskope kaum nutzbar.

 

Adaptive Optik: Die oben beschriebenen Verfahren der MMT-Technik und der aktiven Optik lösen zwar die Konstruktionsprobleme bei sehr großen Spiegeln, können aber das durch Luftunruhe hervorgerufene schlechte Auflösungsvermögen in keiner Weise beseitigen. Ohne ein zusätzliches, kompliziertes Verfahren, genannt „adaptive Optik“ wären die Großteleskope also nutzlos. Die Arbeitsweise der adaptiven Optik, wie sie für das VLT und für andere Großteleskope vorgesehen ist, erweist sich als noch viel komplizierter als die der aktiven Optik. Vor allem muss die Reaktionsgeschwindigkeit der Steuerung viel höher sein als bei der aktiven Optik. Innerhalb weniger Millisekunden wird eine in den Strahlengang eingefügte Korrekturspiegeloberfläche computergesteuert so variiert, dass die Störungen durch Luftturbulenzen fast ganz ausgeglichen werden.

Luftturbulenzen stören die sogenannten Wellenfronten beim Weg durch die Erdatmosphäre zum Teleskopspiegel. Die Wellenfront ist die Fläche senkrecht zur Bewegungsrichtung der Photonen. Durch die Luftturbulenzen, die nichts anderes sind als Dichteschwankungen in der Erdatmosphäre, wird die Richtung der Photonen mehr oder minder stark verändert, die Wellenfronten werden deformiert. Die adaptive Optik benutzt nun das Licht eines Referenzsternes, um die Deformation der Wellenfront zu analysieren. Dies geschieht mit Hilfe eines sogenannten Shack-Hartmann-Sensors. Er geht auf eine Entwicklung des US-Verteidigungsministeriums zurück. Eine zweidimensionale Anordnung von winzigen Mikrolinsen wirft das Sternenlicht der gestörten WelIenfront auf einen CCD-Chip, der die Informationen ausliest und an einen Computer weiterleitet. Dieser vergleicht die Lichtverteilung auf dem Chip mit einem Idealbild, das die ungestörte Wellenfront produzieren würde. Daraufhin gibt der Computer Steuersignale an die Stellglieder im Korrekturspiegel, die die optischen Oberflächen so deformieren, dass die Störungen der Wellenfront infolge Luftturbulenzen weitgehend kompensiert werden. Um ihn schnell genug verformen zu können, werden keine mechanischen Aktuatoren verwendet. Da diese viel zu träge wären benutzt man statt dessen piezoelektrische Transduktoren. Dies sind Kristalle, die ihre Ausdehnung verändern, wenn eine elektrische Spannung angelegt wird. Dadurch lassen sich Oberflächendeformationen schnell variieren. Man nennt solche Korrekturglieder auch „Gummispiegel“. Den prinzipiellen Aufbau eines Teleskops mit aktivem Hauptspiegel und adaptivem Sekundärspiegel zeigt das Bild (ESO) links.

Bei der adaptiven Optik muss ein mindestens 7m heller Referenzstern im Bildfeldbereich stehen, was meistens aber nicht zutrifft. In einem solchen Fall kann man sich mit einer Methode behelfen, die als aktive adaptive Optik bezeichnet wird. Bei der aktiven adaptiven Optik arbeitet man mit einem lasergenerierten Referenzstern. Das Licht eines kräftigen Laserstrahls bringt Natrium-Atome in der Hochat­mos­phäre zum Resonanz­leuch­ten, wodurch ein „künstlicher Stern“ entsteht. Dabei muss dieser Stern so platziert werden, dass er möglichst nahe am Bildfeld des Teleskops steht, aber die Aufnahme selbst nicht stört, was nur durch eine sehr präzise Kombinationssteuerung möglich wird.

Obwohl die adaptive Optik anfänglich nur die Kompensation der atmosphärischen Störungen für sehr kleine Bildfelder von einigen Bogensekunden Durchmesser erlaubte, hat sie sich sehr gut bewährt, und findet mittlererweile unverzichtbar bei allen Teleskopen der neuen Generation Anwendung. Schon erste Versuche mit adaptiver Optik ergaben z.B. bei den VLT Trennschärfe von nur 0,27". Einige Bilder, die mit den VLT-Teleskopen aufgenommen wurden, haben wir in Bildtafel 1 (ESO) mit einigen Bildern normaler Großteleskope zusammengestellt. Neuerdings gibt es noch ein Verfahren, um die Auflösung von Teleskopen zusätzlich zu erhöhen, die Zusammenschaltung mehrerer Teleskope mittels Interferometrie.

 

Interferometrie: Durch das Zusammenschalten von benachbarten Teleskopen kann nicht nur die Lichtstärke erhöht werden (z.B. bei den vier VLT auf einen wirksamen Spiegeldurchmesser von 16m), sondern auch das Auflösungsvermögen. Die beiden Keck-Teleskope stehen in einem Abstand von 84m, und können optisch zusammengeschaltet werden: Durch das Verfahren der Interferometrie wird dann theoretisch(!) ein Auflösungsvermögen erreicht, das einem Teleskop von 84 m Öffnung entspricht. Auch wenn der theoretische Wert wegen der enorm komplizierten Technik (die Lichtwege beim Zusammenschalten müssen auf millionenstel Millimeter konstant gehalten werden) nicht erreicht wird, gibt es doch eine erhebliche Verbesserung: Man konnte trotz mäßiger Optik für punktförmige Lichtquellen in einem relativ kleinem Gesichtsfeld eine Auflösung von 0,1" erzielen, man könnte mit beiden Keck-Teleskopen die Rücklichter eines Autos in 4000 Kilometer Entfernung noch als zwei getrennte Lichtpunkte erkennen.

Ebenfalls interferometrisch arbeitet das mit zwei 8,4 m durchmessenden Spiegeln bestückte Large Binocular Telescope (LBT) des Steward Observatoriums, das auf dem Mt. Graham in Arizona aufgestellt wurde. Die beiden Spiegel ergeben zusammen eine effektive Öffnung von zwölf Metern. Das LBT ist frei beweglich und in alle Richtungen schwenkbar. Da beide Spiegel auf der gleichen Montierung sitzen, lassen sie sich relativ leicht interferometrisch zusammenschalten. Es ergibt sich dabei eine virtuelle Öffnung von 23 Metern.

Noch viel besser funktionieren wird das Verfahren bei den vier VLT-Teleskopen, mit drei zusätzlichen 1,8-Meter-Hilfsteleskopen (s. Bild rechts, ESO) wird ein phantastisches Auflösungsvermögen von wenigen Tausendsteln Bogensekunden erreicht werden, was einer virtuellen Teleskopöffnung von 200 m entspricht! Dies wäre dann zehnmal besser als das Auflösungsvermögen eines mittelgroßen Weltraumteleskops, das ungestört von irdischen Luftturbulenzen in 500 Kilometer Höhe die Erde umkreist. Die VLT-Teleskope stellen eine enorme Leistung dar, mitten in der Wüste ist ein riesiger Komplex entstanden, wo internationale Besetzungen an vielen brennenden Fragen der modernen Astronomie arbeiten, und dazu viele verschiedene Geräte an die vier Teleskope ankoppeln können. Einen Eindruck von den VLT und einigen der Messgeräte liefert die Bildtafel 2 (ESO).

Radio-Teleskope: Bei der Besprechung moderner Großteleskope denkt man natürlich zunächst an Teleskope für sichtbares Licht, man sollte jedoch nicht vergessen, dass neben dem sichtbaren Licht auch noch ein gewisser Bereich von Radiostrahlung die Atmosphäre der Erde durchdringt, und so ebenfalls Untersuchungen ermöglicht. In der Tat gibt es schon seit vielen Jahren sogenannte "Radio-Teleskope", riesige Antennenschüsseln, die die Radiowellen aus dem All empfangen und untersuchen. Ein Problem ist dabei das Auflösungsvermögen der Teleskope, das definiert, wie "scharf" ein aufgenommenes Bild ist. Das Auflösungsvermögen ist direkt proportional zum Durchmesser der Teleskop-Öffnung und umgekehrt proportional zur Wellenlänge der empfangenen Welle. Wird zum Beispiel eine 10000mal längere Wellenlänge empfangen, so sinkt die Auflösung um den Faktor 10000, um diesen Verlust auszugleichen, müsste man also den Durchmesser des Teleskops um einen Faktor 10000 vergrößern!

Im sichtbaren Licht ist die Wellenlänge so klein, dass bereits ein Teleskop mit einer Öffnung von 5m ein enorm scharfes Bild liefert. Ein solches Teleskop müsste zum Empfang einer 10000mal längern Welle dann bei gleicher "Bildschärfe" einen Durchmesser von 50000m, also 50km, haben. Das war in der Praxis nicht möglich, die größten Radio-Teleskope (wie das in Arecibo auf dem Bild ganz links) wurden zwar mit hunderten von Metern Durchmesser in geeignet geformte Bodenmulden eingebaut, waren aber dann aber nur mit Hilfe der Erddrehung auf bestimmte Objekte ausrichtbar, und konnten dennoch keine sehr scharfen "Radio-Bilder" liefern. Voll bewegliche Antennen (wie die Antenne bei Effelsberg im Harz auf dem Bild rechts) sind zwar einfach auf Radioquellen ausrichtbar, aber dafür ist der mögliche Durchmesser noch begrenzter.

Erst mit dem enormen Fortschritt in der Elektronik konnte man viele kleinere Radio-Antennen so raffiniert zusammenschalten, dass sie wie ein Teleskop mit einer Öffnung funktionieren, die dem Abstand der am weitesten voneinander entfernten Antennen entspricht. Dabei stehen die Antennen oft in großen Ansammlungen nebeneinander (Arrays), oder es werden auch einzelne größere Teleskope zusammengeschaltet, die auf der Erde weit voneinander entfernt stehen. Theoretisch wäre es so möglich, ein "Radio-Teleskop" zu erstellen, dessen Öffnung fast dem Durchmesser der Erde entspricht, und das dann auch eine ausreichend große Auflösung der erstellten Bilder zeigt. Solche Zusammenschaltungen von Teleskopen nennt man, wie oben auch im optischen beschrieben, Interferometrie. Entscheidend ist dabei, dass die Verbindungsstrecke zwischen den Teleskopen absolut stabil und mit unvorstellbarer Präzision währen der Beobachtung eine konstante Signallaufzeit garantiert, was nur unter Einsatz modernster Technik möglich ist. Solche Radio-Teleskope liefern heute einen wertvollen Beitrag zur Erforschung des Universums, und sind wegen der imponierenden Abmessungen daher ebenfalls in die Rubrik "moderne Großteleskope" einzureihen! Wer sich eingehender über die faszinierende Technik der Radioteleskope und speziell die  Anwendung zur Erzeugung von Bildern des  Mondes informieren möchte, sollte hier weiterlesen!

 

Ausblicke: Die erwähnten Teleskope sind nicht die einzigen neuen Großgeräte, alle aufzulisten würde hier zu weit führen. Inzwischen gibt es auch weitere konkrete Pläne für Teleskope der 8- und 10-Meter-Klasse. Daneben untersucht man die Möglichkeit, wirklich riesige Teleskope von 30 bis 100 Meter Öffnung zu bauen. So hat die ESO das Projekt OWL (Overwhelmingly Large Telescope) angeregt. Zwar werden die Kosten enorm sein, aber vermutlich sind solche erdgebundenen Riesenteleskope immer noch preisgünstiger als neue Weltraumteleskope, deren Lebensdauer zudem wesentlich kürzer ist. Da erdgebundene Teleskope prinzipiell nur den kleinen Wellenlängenbereich beobachten können, der von der Atmosphäre durchgelassen wird, werden allerdings Teleskope im Weltall immer von großer Bedeutung bleiben.

Bereits mit den jetzt fertiggestellten Großteleskopen gewinnen die Astronomen eine Fülle neuer Erkenntnisse. Mit ihnen kann man bis zum Rand des überschaubaren Universums vordringen, die Kerne aktiver Galaxien studieren, Delta-Cephei-Veränderliche in fernen Milchstraßensystemen erkennen, Planeten fremder Sonnen sehen und viele, bis vor kurzem noch unbeobachtbare Objekte oder Vorgänge erfassen. Manche Forscher meinen etwas euphorisch, das „Goldene Zeitalter der Astronomie“ sei angebrochen. Bleibt zu hoffen, dass sie recht behalten.

 

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