Das erste Modell, das es ermöglichte, die Umlaufbahnen der Planeten unseres Sonnensystems zu bestimmen, stammt von Johannes Kepler. Mit einer Fülle von Beobachtungsdaten stellte er am Anfang des 17. Jahrhunderts drei Gesetze auf: Das erste Keplersche Gesetz besagt, dass die Bahnen der Planeten Ellipsen (ausgedehnte Kreise) sind und die Sonne sich in einem der beiden Brennpunkte befindet. Das zweite Keplersche Gesetz (siehe Abbildung) stellt einen Zusammenhang zur Bahngeschwindigkeit der Planeten her, die umso größer ist, je näher sie der Sonne sind. Das dritte Gesetz beschreibt einen Zusammenhang zwischen den Umlaufzeiten der Planeten und ihren Entfernungen zur Sonne.

Dem berühmten Physiker Isaac Newton gelang es gegen Ende des 17. Jahrhunderts, die Ursache für die drei Keplerschen Gesetze zu ergründen. Nach seiner Theorie ziehen sich alle Körper im Universum mit einer Kraft an, die umso größer ist, je mehr Masse die Körper haben und je näher sie beieinander sind. Mit dem Newtonschen Gravitationsgesetz können aber nicht nur die Umlaufbahnen der Planeten berechnet werden, sondern es beschreibt auch die Bewegung von ganz alltäglichen Gegenständen im Schwerkraftfeld der Erde. Newton änderte unsere Sichtweise: Er zeigte, dass dieselben physikalischen Gesetze sowohl für irdische Objekte als auch für Himmelsobjekte gelten. Die Kraft, die den Mond auf seiner Umlaufbahn um die Erde lenkt, lässt auch den Apfel zu Boden fallen.

Mit dem Newtonschen Gravitationsgesetz kann die Bahngeschwindigkeit eines Objektes, das sich auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn befindet, berechnet werden, wenn die Masse des Körpers im Zentrum und der Abstand zu seinem Mittelpunkt bekannt sind.

Dieser Zusammenhang kann aber auch umgekehrt dazu verwendet werden, um bei bekannter Bahngeschwindigkeit die Masse des Zentralkörpers zu bestimmen. Das können wir bei unserem Mond anwenden, um die Masse der Erde zu ermitteln. Der Mond benötigt für einen Umlauf der Erde ungefähr 27 Tage. Den Abstand zwischen Erde und Mond bestimmten schon die griechischen Astronomen vor mehr als zweitausend Jahren. Damit wissen wir wie lange der Weg (Umfang des Kreises) ist, den der Mond während eines vollen Umlaufs zurücklegt, und wir erhalten für seine Bahngeschwindigkeit circa einen Kilometer pro Sekunde. Mit diesem Zwischenergebnis berechnen wir eine Erdmasse von etwa sechs Quadrillionen Kilogramm (das ist eine Zahl mit 25 Stellen!).

Eine weitere Anwendung des Newtonschen Gravitationsgesetzes ist die Berechnung der Fluchtgeschwindigkeit. Das ist jene Geschwindigkeit, die ein Körper überschreiten muss, um das Gravitationsfeld eines Planeten oder eines Sonnensystems verlassen zu können. Diese Geschwindigkeitsgrenze hängt im Wesentlichen von zwei physikalischen Größen ab: Von der Masse des Körpers, der verlassen werden soll, und vom Zentralabstand.

Wenn eine Rakete von der Erdoberfläche aus startet, um unseren Planeten zu verlassen, dann sind die beteiligten Größen die Masse der Erde und der Abstand der Rakete zum Erdmittelpunkt (das entspricht dem Erdradius). Mit einer einfachen Formel erhält man eine Fluchtgeschwindigkeit von ungefähr 11 Kilometer pro Sekunde. Wollten wir unser Sonnensystem verlassen, dann hängt die Geschwindigkeit von der Masse der Sonne und von unserem Abstand zu ihr ab. In diesem Fall würden wir bei der Rechnung etwas mehr als 42 Kilometer pro Sekunde erhalten.

Isaac Newton zeigte Ende des 17. Jahrhunderts, dass sichtbares Licht aus mehreren Farben besteht. Mit Hilfe eines Prismas gelang es ihm, Sonnenlicht in die Spektralfarben Rot, Orange, Gelb, Grün, Blau und Violett zu zerlegen.

Wenn ein Lichtstrahl schräg auf ein Glasprisma trifft, dann ändert er seine Richtung, da das Licht im Glas und in der Luft unterschiedlich schnell ist. Die Aufspaltung in die einzelnen Spektralfarben geschieht, da sich die Brechungswinkel in Abhängigkeit von der Lichtfarbe leicht ändern.

Dieses physikalische Phänomen lässt sich beim Regenbogen beobachten. Das Sonnenlicht trifft auf feine Wassertröpfchen in der Luft und wird dabei in seine Farbbestandteile zerlegt und widergespiegelt.

Das Licht breitet sich als Welle aus. Eine Welle kann durch Schwingungen beschrieben werden, die sich üblicherweise in einem Medium ausbreiten. Es gibt stehende Wellen, wie die schwingende Saite eines Musikinstruments, und es gibt fortlaufende Wellen, wie die Schallwellen, die sich in der Luft fortpflanzen. In beiden Fällen hat die Welle eine bestimmte Wellenlänge, die den Abstand zwischen zwei Wellenbergen festlegt, und eine Amplitude, die der Höhe der Wellenberge beziehungsweise der Tiefe der Wellentäler entspricht.

Bei Schallwellen gilt: Ein hoher Schalldruck (große Amplitude) bedeutet laut und ein geringer Schalldruck (kleine Amplitude) leise. Eine kurze Wellenlänge entspricht einem hohen Ton und eine lange Wellenlänge einem tiefen Ton. Die Lichtwelle hat eine Sonderstellung im Vergleich zu anderen Wellen, da sie kein Ausbreitungsmedium benötigt. Die einzelnen Farben des Lichts haben unterschiedliche Wellenlängen. Das rote Licht hat ungefähr eine doppelt so große Wellenlänge wie das blaue Licht.

Zu Beginn des 19. Jahrhunderts bestätigte Thomas Young mit einem Doppelspaltexperiment die Wellennatur des Lichts. Mit zwei parallelen Spalten erzeugte er das für Wellen typische Interferenzmuster (Licht- und Schattenmuster).

Newton war davon überzeugt, dass das Licht keine Welle ist, sondern aus winzigen Lichtteilchen besteht. Diese Vorstellung untermauerte Albert Einstein am Beginn des 20. Jahrhunderts. Er ging von der Teilchennatur des Lichts aus, um den äußeren photoelektrischen Effekt zu erklären. Seitdem betrachtet man das Licht sowohl als Welle, als auch als Teilchenstrahl. Beide Modelle sind notwendig, um die unterschiedlichen physikalischen Phänomene beschreiben zu können.

Lange Zeit nahmen die Menschen an, dass die Geschwindigkeit des Lichts unendlich groß ist. Im 17. Jahrhundert gab es bereits Versuche gegeben, die Lichtgeschwindigkeit zu messen. Einer der Ersten war Galileo Galilei, doch seine Versuchsanordnung erwies sich als zu wenig ausgereift, um brauchbare Ergebnisse zu erzielen. Die ersten erfolgreichen Versuche zur Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit unternahm der Astronom Ole Römer, der dazu die schwankenden Umlaufzeiten des Jupitermondes Io heranzog.

Ein Umlauf des Jupitermondes Io dauert im Mittel 42,5 Stunden. Die Erde benötigt von jenem Punkt ihrer Umlaufbahn um die Sonne, wo sie sich genau zwischen der Sonne und dem Jupiter befindet, bis zu dem Punkt, wo der Jupiter von der Sonne verdeckt wird, etwas länger als ein halbes Jahr. Da sich die Erde in dieser Zeit vom Jupiter entfernt, hat das Sonnenlicht, das vom Mond zurückgeworfen wird, einen immer weiteren Weg zurückzulegen. Wir erhalten daher die Information über einen vollendeten Umlauf des Jupitermondes einige Sekunden verspätet. Wenn die Erde am weitesten vom Jupiter entfernt ist, dann haben sich diese Verspätungen auf beinahe 17 Minuten summiert. Das entspricht annähernd der Zeit, die das Licht benötigt, um die doppelte Entfernung Erde-Sonne zurückzulegen. Da die Streckenlänge und die Zeit bekannt sind, kann daraus die Lichtgeschwindigkeit bestimmt werden. Aus den damaligen Messergebnissen Ole Römers ist einen Wert von ungefähr 214.000.000 Meter pro Sekunde berechnet worden. Das Liegt im Bereich des tatsächlichen Wertes von 299.792.458 Meter pro Sekunde liegt.

Die Erde bewegt sich mit ungefähr 30 Kilometer pro Sekunde um die Sonne und unser Sonnensystem umrundet mit einer noch viel höheren Geschwindigkeit das Zentrum der Milchstraße[1], die unsere Heimatgalaxie ist. Aufgrund dieses Umstandes haben viele Physiker angenommen, dass das Licht, das in Richtung der Erdbewegung ausgesendet wird, schneller sein muss, als das Licht, das sich im rechten Winkel dazu ausbreitet.

Gegen Ende des 19. Jahrhunderts zeigten Albert Michelson und Edward Morley jedoch, dass die Lichtgeschwindigkeit konstant ist. Mit ihrem bahnbrechenden Experiment wollten sie eigentlich den Geschwindigkeitsunterschied von zwei senkrecht zueinander verlaufenden Lichtstrahlen nachweisen, doch sie stellten fest, dass das Licht in beiden Richtungen, in Bewegungsrichtung der Erde und im rechten Winkel dazu, gleich schnell unterwegs ist.

[1] Unser Sonnensystem umrundet das Zentrum der Milchstraße in einem galaktischen Jahr. Das entspricht ungefähr 225 Millionen Erdjahren.

Am Beginn des 20. Jahrhunderts veröffentlichte Albert Einstein seinen berühmten Aufsatz Zur Elektrodynamik bewegter Körper und begründete damit die spezielle Relativitätstheorie. Die Annahme, dass die Naturgesetze für alle gleichförmig bewegten Bezugsysteme gleich sind, hat er auch auf das Licht angewendet und daraus geschlossen, dass die Lichtgeschwindigkeit für alle Beobachter gleich groß sein muss. Die Folgerungen, die sich daraus ergeben haben, haben unsere Vorstellungen von Raum und Zeit grundlegend verändert.

Eine Konsequenz ist das bemerkenswerte physikalische Phänomen der Zeitdehnung, das als Zeitdilatation bezeichnet wird. Dieser Sachverhalt wird oft mit einem Gedankenexperiment erklärt. Dazu stellen wir uns zwei parallele Spiegel vor, zwischen denen sich ein Lichtpuls hin und her bewegt. Die Zeiteinheit unserer Lichtpulsuhr ist die Dauer eines vollständigen Durchlaufs des Lichts (von ganz unten bis ganz nach oben und wieder zurück). Wir vergleichen nun, wie in der Abbildung dargestellt, eine gleichförmig bewegte Lichtpulsuhr (oben) mit einer ruhenden (unten): Da die Lichtgeschwindigkeit konstant ist und da das Licht in der bewegten Lichtpulsuhr einen wesentlich längeren Weg zurücklegt, müssen die Zeiteinheiten unterschiedlich sein. Eine Zeiteinheit der gleichförmig bewegten Uhr entspricht mehr als einer Zeiteinheit der ruhenden Uhr. Der ruhende Beobachter nimmt daher wahr, dass die gleichförmig bewegte Uhr langsamer läuft als seine eigene Uhr.[2]

Damit ist die Vorstellung einer absoluten Zeit überholt. Es gibt keine universelle Zeit, die für ein Ereignis eine bestimmte Dauer festlegt, denn jeder Beobachter hat sein eigenes Zeitmaß, das von seiner Bewegung abhängt. Es gibt keinen Beobachter, dessen Zeit richtiger wäre als die eines anderen.

[2] Es ist genauso möglich, dieselbe Uhr von zwei Beobachtern betrachten zu lassen. Ein Beobachter befindet sich im Ruhesystem der Uhr, der andere bewegt sich gleichförmig.

Eine weitere Aussage der speziellen Relativitätstheorie weist auf den Umstand hin, dass es nicht möglich ist zu sagen, ob zwei Ereignisse, die an verschiedenen Orten stattfinden, auch zur gleichen Zeit geschehen. Das erscheint auf dem ersten Blick überraschend, da es unseren Alltagsvorstellungen widerspricht, doch wenn die Lichtgeschwindigkeit konstant ist, dann ist das eine notwendige Folge. Wieder hängt es vom Beobachter und seiner Bewegung ab, ob er Ereignisse gleichzeitig wahrnimmt oder nicht.

In ein Luftschiff schlagen zwei Blitze ein, vom Beobachter auf der Erdoberfläche aus gesehen sind beide Einschlagsstellen der Blitze gleich weit entfernt. Er nimmt beide Ereignisse gleichzeitig wahr. Auch vom Beobachter im Luftschiff ist das vordere Ende gleich weit entfernt wie das hintere. Er nimmt die Ereignisse aber nicht gleichzeitig wahr, da sich das Luftschiff bewegt. Die Lichtgeschwindigkeit ist konstant und das Licht hat, wenn es vom hinteren Ende kommt, einen weiteren Weg zurückzulegen, da sich das Luftschiff schon ein kleines Stück nach vorne bewegt hat. Die Lichtstrahlen von der Spitze erreichen daher den Beobachter früher und er nimmt dieses Ereignis zuerst wahr.

Eine andere Erkenntnis der speziellen Relativitätstheorie, die nicht zu unseren üblichen Alltagsvorstellungen passt, ist die Längenkontraktion. Die Grundaussage dieses Sachverhalts lässt sich folgend zusammenfassen: Längen werden in Bewegungsrichtung verkürzt wahrgenommen. Die scheinbare Unvereinbarkeit mit unseren Erfahrungen ist aber nicht verwunderlich, da dieser physikalische Effekt erst bei Geschwindigkeiten, die höher als die halbe Lichtgeschwindigkeit sind, eine maßgebliche Rolle spielt. Wenn wir also mit einem Passagierflugzeug fliegen, was die schnellste massentaugliche Fortbewegungsmöglichkeit unserer Welt ist, dann bewirkt die Längenkontraktion bei einem Airbus A380 gerade eine Verkürzung um einige wenige Atomdurchmesser.

Diesen Sachverhalt wollen wir uns wieder mit einem Gedankenexperiment veranschaulichen: Nach der Generalkonferenz für Maß und Gewicht am Ende des 19. Jahrhunderts ist ein Urmeter aus Platin und Iridium gegossen worden, um die Länge von einem Meter genau festzulegen. Es gibt aber nicht nur ein einziges Urmeter, sondern auch noch mehrere Kopien, die an die Eichämter der Staaten vergeben worden sind. Wir stellen uns jetzt die Frage, ob ein bewegtes Urmeter gleich lang erscheint wie ein ruhendes. Dazu ziehen wir den Versuchsaufbau heran, der in der unteren Abbildung dargestellt ist.

An den beiden Enden des Urmeters mit der Nr. 0 werden Sensoren angebracht. Genau in seiner Mitte befindet sich ein Messgerät. Das Urmeter mit der Nr. 27 bewegt sich am Urmeter Nr. 0 vorbei. Wenn das vordere Ende des Urmeters Nr. 27 den rechten Sensor und das hintere Ende den linken Sensor passiert, dann wird ein Lichtsignal ausgesendet. Das Messgerät, das sich genau in der Mitte von Nr. 0 befindet, wird beide Signale gleichzeitig empfangen. Daher ergibt sich für einen Beobachter, der relativ zu Nr. 0 in Ruhe ist, folgender Schluss: Beide Enden liegen exakt übereinander und daher müssen beide Urmeter gleich lang sein. Das Messgerät, das in der Mitte von Nr. 27 angebracht ist, wird aber eine andere Aufzeichnung erhalten: Da sich das Messgerät auf das vordere Lichtsignal zubewegt und sich vom hinteren entfernt, wird das erstere zuerst eintreffen. Das hintere Ende des Urmeters ist also noch gar nicht bei der Lichtschranke angekommen, als es der Anfang schon wieder verlassen hat. Für einen Beobachter, der sich mit dem Urmeter mit der Nr. 27 mitbewegt, wird daher das Urmeter mit der Nr. 0 verkürzt erscheinen.

Die Zeitdilatation kann zu einigen ungewöhnlichen Situationen führen, die auf dem ersten Blick paradox erscheinen. Das können wir uns mit dem folgenden Beispiel verdeutlichen: Ein Astronaut begibt sich mit einem Raumschiff auf eine lange Reise. Er fliegt von der Erde aus zum ungefähr 17 Lichtjahre entfernten Stern Altair, der im Sternbild des Adlers zu sehen ist. Wir nehmen an, dass die technischen Möglichkeiten seiner Zeit weit fortgeschritten sind und dass das Raumschiff fast so schnell wie das Licht unterwegs ist. Aus Forschungszwecken nimmt er den Sprössling eines Mammutbaumes mit, dessen Wachstum mit dem eines Artgenossen auf der Erde verglichen werden soll. Als der Raumfahrer nach etwas mehr als einem Jahr Flugzeit wieder zurückkehrt, stellt er fest, dass alle anderen Erdbewohner im Vergleich zu ihm sehr stark gealtert sind. Auch die Pflanze, die er mitgenommen hat, ist nur ein kleines Stück größer geworden. Das Exemplar auf der Erde ist jedoch zu einem riesigen Baum herangewachsen.

Wie ist das erklärbar? Aufgrund der Zeitdilatation ist für den Astronauten gerade ein Jahr verstrichen, während auf der Erde beinahe 35 Jahre vergangen sind. Die Pflanze auf der Erde ist somit um fast 34 Jahre älter und hat daher zu einem großen Baum heranwachsen können.

Was ist aber paradox an dieser Situation? Vom Ruhesystem des Astronauten aus betrachtet, ist die Erde durch das Weltall gerast und die Zeit ist auf ihr langsamer vergangen als in seinem Raumschiff, doch nach der Landung stellt er genau das Gegenteil fest. Wie ist das möglich? Beide Bezugsysteme sind nicht gleichwertig, da das Raumschiff mehrere Beschleunigungsphasen durchlaufen hat. Es ist nicht die Zeit auf der Erde, sondern die Zeit für den Astronauten langsamer vergangen.

Einsteins Überlegungen haben aber nicht nur Auswirkungen auf Zeit und Raum, sondern auch Masse und Energie sind keine absoluten Größen mehr. Das bekannteste Ergebnis der speziellen Relativitätstheorie ist die berühmte Formel E=mc². Jeder Masse (m) entspricht einer bestimmten Energie (E), die berechnet werden kann, wenn die Masse mit dem Quadrat der Lichtgeschwindigkeit (c) multipliziert wird.

Das bedeutet aber auch, dass die Masse eines bewegten Körpers höher sein muss als die eines ruhenden. Jedes bewegte Objekt hat eine bestimmte Bewegungsenergie, die von seiner Geschwindigkeit abhängt. Diese Energie entspricht wiederum einer bestimmten Masse, die zur Masse des ruhenden Körpers hinzukommt. Je schneller ein Objekt wird, desto größer wird deswegen seine Masse. Die ständig zunehmende Masse macht es aber immer schwieriger, die Geschwindigkeit weiter zu steigern. Darum ist es auch nicht möglich, einen Körper auf Lichtgeschwindigkeit zu beschleunigen, da dafür unendlich viel Energie erforderlich wäre.

Die Massenzunahme können wir auch mit dem folgenden Gedankenexperiment erklären: Auf eine Korkplatte werden goldene und silberne Kugeln geschossen. Da die Metallkugeln wesentlich härter als der Kork sind, schlagen sie Löcher hinein. Die Tiefe der Löcher hängt von der Masse der Kugeln und ihrer Geschwindigkeit senkrecht zur Platte ab.

Wir betrachten Vorgang von zwei unterschiedlichen Perspektiven aus: Im ersten Fall (links) ist es ein Physiker, der sich im Ruhesystem des Experiments befindet, und im zweiten Fall (rechts) bewegt sich ein anderer Physiker gleichförmig an der Versuchsanordnung vorbei. Beide stellen fest, dass die Kugeln gleich tief in die Wand eindringen, da es sich um dasselbe Ereignis handelt. Der bewegte Physiker beobachtet aber, dass die Zeit im Ruhesystem des Experiments langsamer vergeht und dass sich daher die Kugeln wie in Zeitlupe auf die Wand zubewegen. Trotzdem sind die Löcher, die von den Kugeln geschlagen werden, gleich tief. Das ist aber nur möglich, wenn die Masse im gleichen Verhältnis zunimmt wie die Geschwindigkeit abnimmt.

Zehn Jahre nach der Veröffentlichung der speziellen Relativitätstheorie stellte Albert Einstein seine Ideen zu einer Erweiterung der Theorie vor. Er ging davon aus, dass gleichmäßig beschleunigte Bezugssysteme und Schwerkraftfelder[3] in ihrer Wirkung nicht unterscheidbar sind. Wenn wir ein gleichmäßig beschleunigtes Raumschiff, das fernab von Schwerkraftfeldern durch das Universum fliegt, mit einem ruhenden Raumschiff auf einem Planeten vergleichen, auf dessen Oberfläche betragsmäßig die gleiche Fallbeschleunigung vorherrscht, dann kann mit keinem Experiment innerhalb der beiden Raumschiffe ein Unterschied festgestellt werden. In beiden Raumschiffen würden Gegenstände mit der gleichen Beschleunigung zu Boden fallen.

Diese Grundannahme führt zu bedeutenden Schlussfolgerungen. Ein erstaunlicher Umstand ist die Tatsache, dass Uhren in Schwerkraftfeldern langsamer gehen. Die Stärke eines Feldes hängt von der Masse des Himmelskörpers und von der Entfernung zu ihm ab. Für einen Astronauten, der in großer Höhe mit seinem Raumschiff einen massereichen Planeten umrundet, würde das Leben auf der Oberfläche wie in Zeitlupe erscheinen. Dieser Effekt hat eine große praktische Bedeutung bei der Navigation mit Satellitensignalen: Uhren in den Satelliten gehen schneller als auf der Erdoberfläche. Würde das nicht berücksichtigt werden, erhielten wir kilometerweite Fehler bei den Positionsangaben.

Die allgemeine Relativitätstheorie bietet einen vollkommen neuen Ansatz für die Gravitation. Mit dem Newtonschen Gravitationsgesetz können zwar viele physikalische Phänomene ziemlich exakt beschrieben werden, jedoch steht diese Theorie in gewisser Weise in Widerspruch zur speziellen Relativitätstheorie. Nach Newton ziehen sich Körper mit einer Kraft an, die von der Entfernung zwischen ihnen abhängt. Wenn sich ein Körper bewegt, dann müsste sich die Kraft sofort mitändern, sie müsste sich also unendlich schnell ausbreiten. Das ist aber nicht damit vereinbar, dass nichts schneller als das Licht ist. Einstein hat daher für die Gravitation ein gänzlich anderes Modell entworfen. Seiner Auffassung nach wird der Raum durch die Massen gekrümmt. Wenn die Planeten unsere Sonne umrunden, dann werden sie durch die Form des Raumes auf ihrer Umlaufbahn gehalten.

[3] In diesem Fall werden homogene Schwerkraftfelder angenommen.

Eine andere Folgerung der allgemeinen Relativitätstheorie bezieht sich auf die Ausbreitung des Lichts, wenn es beispielsweise ein Schwerkraftfeld eines Planeten durchquert. Um das zu veranschaulichen, stellen wir uns die folgende Situation vor: Irgendwo im Universum, weit entfernt von irgendwelchen Gravitationsfeldern, fliegt an einem Beobachter eine gleichmäßig beschleunigte Raumsonde vorbei (siehe Abbildung im vorherigen Abschnitt) . Der Beobachter sieht wie ein geradlinig verlaufender Lichtstrahl durch die Glaswand der Sonde einfällt. Ein Beobachter in der Sonde würde aber feststellen, dass der Lichtstrahl nicht gerade verläuft, sondern Richtung Boden abgelenkt wird.

Wir wissen aber, dass gleichmäßig beschleunigte Bezugssysteme gleichberechtigt mit Schwerkraftfeldern sind. Das, was daher für den Beobachter im Raumschiff gilt, muss auch für einen Beobachter auf einem Planeten gelten: Das Licht wird abgelenkt. Wir stellen daher fest, dass das Licht in der Nähe von großen Massen, wie Planeten oder Sternen, seine Richtung ändert, da es wie ein massebehafteter Körper im Schwerkraftfeld beschleunigt wird. Albert Einstein hat angenommen, dass diese Ablenkung zu messen sein müsste, wenn sich das Licht von einem weit entfernten Stern nahe der Sonne vorbeibewegt.

Wegen der großen Helligkeit der Sonne ist solch eine Beobachtung aber nur während einer Sonnenfinsternis möglich, da nur dann die Sterne in der näheren Umgebung wahrgenommen werden können. Der erste Nachweis dieses Effekts ist im Verlauf der Sonnenfinsternis von 1919 auf einer Insel vor der Küste von Westafrika gelungen.

Die Frequenz ist bei einer fortdauernden, gleichbleibenden Schwingung das Maß für die Anzahl der sich wiederholenden, gleichen Schwingungsmuster in einer bestimmten Zeitspanne. Diese Schwingungen können zum Beispiel Schallwellen erzeugen, die von einem akustischen Signal ausgehen. In diesem Fall gilt: Je höher der Ton ist, desto größer ist die Frequenz.

Der Doppler-Effekt, benannt nach dem Physiker Christian Doppler, beschreibt im Wesentlichen den folgenden Sachverhalt: Wenn sich eine Schallquelle und ein Empfänger relativ zueinander bewegen, dann ist die empfangene Frequenz nicht gleich groß wie die ausgesendete Frequenz.

Wenn sich der Empfänger und die Quelle aufeinander zubewegen, dann ist die Frequenz höher, wenn sie sich voneinander entfernen, dann ist sie geringer. Vom Fußgänger auf der linken Seite entfernt sich der Krankenwagen, der Ton des Martinshorns klingt daher tiefer. Der zweite Fußgänger auf der rechten Seite, auf den sich das Fahrzeug zubewegt, hört einen höheren Ton. 

Für die Berechnung werden zwei grundlegende Fälle unterschieden: Entweder bewegt sich der Empfänger auf eine relativ zum Ausbreitungsmedium (in diesem Fall die Luft) ruhende Quelle zu, oder eine Quelle bewegt sich auf einen relativ zum Ausbreitungsmedium ruhenden Beobachter zu. Beide Fälle unterliegen dem gleichen Prinzip, führen aber zu zwei unterschiedlichen Formeln und leicht abweichenden Ergebnissen. Für das Licht erhalten wir ein ähnliches Resultat, da es sich wie eine Welle ausbreitet. Wenn sich ein Beobachter auf eine Lichtquelle zubewegt, dann nimmt die Frequenz des Lichts zu und es wird blauer. Das bedeutet, dass es zu einer Verschiebung der Wellenlänge in den blauen Bereich des Lichtspektrums kommt. Bewegt er sich von der Lichtquelle weg, dann nimmt die Frequenz ab und das Licht wird röter.

Im Unterschied zu einer Wasserwelle oder Schallwelle, benötigt das Licht aber kein Medium, in dem es sich ausbreiten kann. Es macht daher keinen Unterschied, ob sich der Beobachter oder die Lichtquelle bewegt und es kommt daher nur auf die Geschwindigkeit an, mit der sie sich relativ zueinander bewegen. In beiden Fällen erhält man deswegen die gleiche Formel.

Der Astronom Edwin Hubble hat in den 20er-Jahren des letzten Jahrhunderts den Zusammenhang zwischen der Rotverschiebung in den Spektren des Lichts von fernen Galaxien und ihrer Entfernung von der Erde entdeckt. Je weiter die Galaxien entfernt sind, desto größer ist die Rotverschiebung.

Diese bedeutende Beobachtung kann mit dem Doppler-Effekt erklärt werden und es ist möglich, daraus die Fluchtgeschwindigkeiten der Galaxien zu berechnen. Es gilt: Je weiter weg, desto schneller. Das Hubble-Gesetz beschreibt somit, dass sich die Galaxien von uns entfernen und je weiter entfernt sie von der Erde sind, desto schneller bewegen sie sich von uns weg. Die Hubble-Konstante gibt das Verhältnis von der Entfernung der Galaxien zu ihrer Fluchtgeschwindigkeit an.

Wir nehmen aber keinen besonderen Platz im Universum ein. Ein Beobachter in einer anderen Galaxie würde genauso feststellen, dass sich alles von seinem Heimatplaneten wegbewegt und er würde die gleich große Hubble-Konstante messen. Das kann man sich vorstellen wie beim Packen eines Rosinenkuchens. Anfangs liegen die Rosinen eng beieinander, doch wenn der Teig aufgeht, dann entfernen sie sich voneinander. Von jeder Rosine entfernt sich der restliche Kuchen. Ein anderes Beispiel ist das Aufblasen eines Luftballons, auf dem sich die aufgemalten Kreise immer weiter ausbreiten.

Ausgehend von der allgemeinen Relativitätstheorie hat Alexander Friedmann einige wegweisende Behauptungen über das Universum aufgestellt. Anhand zweier Grundannahmen hat er abgeleitet, dass das Universum nicht statisch ist, sondern sich im Lauf der Zeit verändert. Zum einen hat er angenommen, dass das Weltall in alle Richtungen betrachtet eine gleichartige Struktur aufweist. Das klingt überzeugend, denn egal wohin wir auch blicken, sehen wir einen ähnlichen Sternenhimmel. Natürlich sind im Kleinen Unterschiede erkennbar, doch im Großen und Ganzen heben sie sich auf. Zum anderen ist er davon ausgegangen, dass das aber auch für jeden anderen Punkt im Universum gilt. Auch von dort aus gesehen wäre diese Ähnlichkeit erkennbar. Das lässt sich auch auf Hubbles Entdeckung anwenden: Die Galaxien entfernen sich von uns, was aber nicht nur für die Erde gilt, sondern auch für alle anderen Beobachtungspunkte im Universum.

Diese beiden Grundannahmen, die als das kosmologische Prinzip bezeichnet werden, führen zu drei unterschiedlichen Modellen, die die räumliche Entwicklung unseres Universums beschreiben: Zum einen wäre es möglich, dass sich das Universum vom Urknall weg immer weiter ausdehnt bis irgendwann der Zeitpunkt kommt, an dem die Massenanziehung überhandnimmt. Dann kehrt sich der Prozess um, der Abstand zwischen den einzelnen Galaxien würde geringer werden und alles würde sich wieder auf einen Punkt zusammenziehen. Im zweiten Fall dehnt sich das Universum so rasch aus, dass die Schwerkraft das nicht aufhalten kann. Die Galaxien würden sich immer weiter auseinander bewegen. Im dritten Modell würde sich das Universum gerade so schnell ausdehnen, dass das Zusammenziehen ausbleibt. Bei dieser Lösung würde sich die Expansionsgeschwindigkeit zunehmend verlangsamen, doch sie würde immer größer als Null bleiben. Welcher Fall tatsächlich eintreten wird, hängt letztendlich sehr entschieden davon ab, wie groß die Gesamtmasse des Universums ist und wie bedeutend daher die Wirkung der Schwerkraft ist.

Tatsächlich ist das Universum natürlich nicht überall gleich beschaffen und es sieht auch nicht in allen Richtungen gleich aus, da es örtliche Unterschiede gibt. Das führt dazu, dass die tatsächliche räumliche Entwicklung des Weltalls von den Friedmann-Modellen etwas abweicht.