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DaviD Zeller

Hello Universe

11 astronomiscHe PHĂ„nomene, Die JeDer mit eiGenen aUGen seHen Kann Visualisierte Information in Form von Datengrafiken


David Zeller

Hello Universe 11 astronomische Ph채nomene, die jeder mit eigenen Augen sehen kann Visualisierte Information in Form von Datengrafiken

Diplomarbeit Sommersemester 2010 Kommunikationsdesign FH Trier Betreuung Prof. Andreas Hogan Design Typografie


Hello Universe

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Augen auf!


5 Hello Universe

Abgesehen von den Apollo-Astronauten, die auf dem Mond landeten, und einigen unbemannten Sonden, die andere Planeten unseres Sonnensystems erkunden, ist bislang noch kein Mensch zu einem anderen Stern gereist. Alles was wir über den Sternenhimmel mit seiner Vielzahl an leuchtenden Sonnen, Nebeln und Galaxien wissen, stammt also lediglich aus der genauen Beobachtung des Himmels. Trotzdem ist es uns Menschen gelungen, vieles in Erfahrung zu bringen: das Wissen um den Verlauf der Planetenbahnen, die Verteilung von Kometen, die Größe und Entfernung von Sternen oder die Struktur und Zusammensetzung entfernter Galaxien, all dies haben wir herausgefunden, weil wir sehr genau hingeschaut haben. Einige Erkenntnisse haben sogar unser Weltbild verändert. Lernen Sie in diesem Buch elf dieser Phänomene kennen, die in der Reihenfolge ihrer Entfernung zur Erde beschrieben werden.

Augen auf!

Augen auf!


BliCK nACH oBen I N H A LT S V E R Z E I C H N I S

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SternSchnuppen ausserirdische materie, die auf die erde fällt

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monD einzigartiges gestirn an unserem firmament

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Kometen eisbrocken vom rand des sonnensystems

marS ausserirdische Polkappen und wüsten

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orionnebel die geburt von sternen

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milchStraSSe der blick aus dem inneren einer galaxie

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VenuS die höllische schwester der erde

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monDFinSterniS wenn der mond blutrot wird

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Saturn der ring um einen Planeten

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SonnenFinSterniS wenn der tag zur nacht wird

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Jupiter der gigant und seine monde

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WiSSenSWerteS 12.1 » 76 nebel – schmuckstücke des nachthimmels 12.2 » 78 eigene beobachtung der Phänomene 12.3 » 80 tipps zur himmelsbeobachtung 12.4 » 82 begriffserläuterungen 12.5 » 86 Quellenangaben/impressum

»« SternbilDer die orientierung am himmel

Zwischen den einzelnen Kapiteln werden auf insgesamt 10 Doppelseiten 20 Sternbilder beschrieben. Unterteilt in zirkumpolare und jahreszeitabhängige Sternzeichen, werden die größten und bekanntesten der jeweiligen Jahreszeit beschrieben.

Blick nach Oben

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7 inaHltsverZeicHnis

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sternscHnUPPen

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STERNSCHNUP P E N

Ausserirdische Materie, die auf die Erde f채llt


Ausserirdische Materie, die auf die Erde fällt

ausserirdische materie, die auf die erde fällt W

ünsch Dir was! ... sagen viele Menschen, wenn sie in Gesellschaft in einer warmen und klaren Sommernacht gen Sternenhimmel blicken und eine Sternschnuppe entdecken. Wissenschaftlich betrachtet sind Sternschnuppen eine besondere Form der Meteore: Sie werden von Teilchen verursacht, die nur einen Millimeter bis einen Zentimeter groß sind – so klein, dass sie beim Eintritt in die Erdatmosphäre vollständig verglühen. Dringt ein Staubkorn in einer Höhe von etwa 100 km mit einer Geschwindigkeit von bis zu 260.000 km/h in die Erdatmosphäre ein, erhitzt es die umgebende Luft, wodurch die Luftmoleküle ein oder mehrere Elektronen verlieren. Beim anschließenden Einfang von Elektronen wird u.a. Licht ausgesandt. Es ist also die Luft und nicht das Gestein, das aufleuchtet. Sternschnuppen können deshalb noch für einige Sekunden nach dem Aufblitzen gesehen werden: Einige Luftmoleküle fangen immer noch Elektronen ein und leuchten nach. Manchmal ist sogar Donnergrollen zu hören. Eigentlich spricht man auch nur dann von einer Sternschnuppe, wenn sie mit einer scheinbaren Helligkeit bis – 4 mag aufleuchtet – so hell wie die Venus in ihren besten Zeiten. Unter Sternschnuppenschwärmen finden sich aber auch hellere Objekte, die als große Leuchtkugeln über den Himmel ziehen – Boliden genannt (von griech. »Geschoss«). Die »Schnuppe« kommt übrigens vom verkohlten Dochtrest, der von einer Kerze geputzt werden muss, - die Sternschnuppen wurden volkstümlich von den Sternen geputzt. Viele Sternschnuppen treten einzeln auf – sporadische Meteore. Doch meist fallen sie uns dann auf, wenn sie als Schwarm über den Himmel ziehen.

sternscHnUPPen

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meteorSchauer Meteorschauer oder -ströme entstammen ursprünglich dem Schweif von Kometen, die auf ihrer Reise um die Sonne eine Spur aus Staub und Gestein hinterlassen. Es gibt also Gebiete mit besonders vielen Kleinkörpern, die auf festen Bahnen um die Sonne kreisen. Auf ihrer Bahn kreuzt die Erde immer wieder diese Schweifrückstände, die dann am Himmel als Sternschnuppen verglühen. Die Erdbahn führt unseren Planeten jedes Jahr zur gleichen Zeit an die Stellen, wo er die Staubfahnen dieser Meteorströme kreuzt. Daher treten die Schwärme periodisch auf, jährlich zur gleichen Zeit.


Ausserirdische Materie, die auf die Erde fällt

SternSchnuppenSchWÄrme Sternschnuppenschwärme scheinen von einem bestimmten Punkt am Himmel auszuströmen - dem Radianten. Dabei treten die Schnuppen nicht genau an diesem Punkt in Erscheinung. Doch verlängert man ihre Spuren am Himmel, kreuzen sie sich im Radianten. Die sternförmige Verteilung am Himmel ist allerdings nur perspektivisch bedingt: In Wirklichkeit fliegen Sternschnuppen parallel zueinander. Das Sternbild, in dem der Radiant liegt, ist Namensgeber für den Schwarm - denn der Radiant eines Meteorschauers ändert sich auch über Jahre nur wenig. Der Radiant der Ursiden etwa liegt im Sternbild Kleiner Bär (Ursa minor). Jeder Sternschnuppenstrom ist anders: Manche zeichnen sich durch schnelle Schnuppen aus, andere durch viele Boliden, die bekanntesten Ströme aber vor allem durch sehr hohe Fallraten: Die ZHR (Zenithal Hourly Rate) gibt an, wie »lohnend« ein Strom ist. Damit wird die Anzahl an Schnuppen bezeichnet, die Sie in einer wirklich klaren, dunklen Nacht sehen könnten, wenn der Radiant genau im Zenit über Ihnen wäre. Liegt der Radiant eines Schwarms eher tief am Horizont, bei etwas diesigem

sternscHnUPPen

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WaS iSt Der unterSchieD ZWiSchen Kometen, meteoren unD meteoriten? Kometen bleiben ausserhalb der Erdatmosphäre, Meteoren verglühen in der Atmosphäre (Sternschnuppen), und Meteoriten erreichen den Erdboden.

Wo Kann man Die meiSten SternSchnuppen Sehen? Am frühen Abend nach Osten und am frühen Morgen nach Westen, denn die Sternschnuppen kommen immer aus der selben Richtung, aber wir (die Erde) drehen uns.

Wann Kann man Die meiSten SternSchnuppen Sehen? Die Erde sammelt auf ihrem Weg durch das Sonnensystem wie ein Schneepflug Kleinkörper auf. Auf der am Morgen in »Fahrtrichtung« liegenden Seite der Erde sind deshalb mehr Sternschnuppen zu sehen, als auf der nach hinten gewandten Hälfte am Abend. Die Häufigkeit nimmt deshalb im Laufe der Nacht zu.

WieViele SternSchnuppen Kann man nachtS Sehen? Jeden Tag erreichen die Erde 6500 Tonnen Materie aus dem All. Bei einem Gewicht von 10g, das durchschnittlich ein Teilchen besitzt, welches eine Sternschnuppe auslöst, wären das 650 Millionen Sternschnuppen täglich, die in der gesamten Erdatmosphäre aufleuchten.

Wetter und nicht völlig dunklem Himmel, etwa bei Vollmond, werden Sie weitaus weniger Schnuppen finden, als die ZHR angibt. Ströme mit geringer Aktivität haben zum Maximum eine ZHR von drei bis zehn Sternschnuppen pro Stunde. Doch die großen Ströme bringen es auf Fallraten von 120 bis 150 Meteore pro Stunde - da ist schon einiges am Himmel geboten! Weil die Perseiden, mit einem ZHR von 100, in die Ferienzeit fallen und viele Menschen eher draußen sind als in den kalten Jahreszeiten, werden Sternschnuppen von den meisten Menschen mit Sommerabenden verbunden. Tatsächlich sind in kalten Dezembernächten, z.B. während den Geminiden (ZHR von 120), aber noch mehr Sternschnuppen zu sehen als im August. Wenn die Erde ein besonders dichtes Paket von Staubkörnern trifft, kann es sogar zu einem regelrechten »Sturm« kommen. Über 50.000 Sternschnuppen pro Stunde wurden 1833 und 1966 bei den bisher beeindruckendsten dieser Erscheinungen gezählt. Der Eindruck muss überwältigend sein – leider sind solche Stürme für die nächsten Jahrzehnte nicht zu erwarten.


BESTE SICHTBARKEIT DER STERNSCHNUPPEN

GRÖSSTE WAHRSCHEINLICHKEIT, STERNSCHNUPPEN ZU SEHEN

WIRKLICHE MENGE DER STERNSCHNUPPEN

0/24

6

erde

18

12

erde OKTOBER

ZHR 20

perSeiDen aktiv von bis Maximum 17.07. - 24.08. 12.08.

ZHR 100

orioniDen aktiv von bis Maximum 02.10. - 07.11. 21.10.

ZHR 23

leoniDen aktiv von bis Maximum 17. - 19.11. 14. - 21.11.

ZHR 20 - 150

geminiDen aktiv von bis Maximum 07. - 17.12. 14.12.

ZHR 120

urSiDen aktiv von bis Maximum 22.12. 17. - 26.12.

ZHR 10

Ausserirdische Materie, die auf die Erde fällt

Delta-aQuariDen aktiv von bis Maximum 12.07. - 18.08. 28.07.

NOVEMBER

sternscHnUPPen

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AUGUST

DEZEMBER

JULI

sonne JANUAR

JUNI

FEBRUAR

MAI

MÄRZ

APRIL

QuaDrantiDen aktiv von bis Maximum 01. - 05.01. 03.01.

ZHR 120

lYriDen aktiv von bis Maximum 16. - 25.04. 22.04.

ZHR 18

eta-aQuariDen aktiv von bis Maximum 19.04. - 28.05. 06.05.

ZHR 60


m

enschen haben schon vor langer Zeit versucht, Ordnung in das scheinbare Durcheinander des Sternenhimmels zu bringen. Nahe beieinander stehende Sterne oder solche, die markante Muster bilden, wurden zu wiedererkennbaren Bildern zusammengefügt und mit mythologischen Bedeutungen belegt. Unsere heutigen Sternbilder gehen auf die babylonische Astronomie vor 3000 Jahren zurück. Andere Kulturen entwickelten ebenfalls Sternbilder, die den babylonischen verwandt (wie die der alten Ägypter) oder vollkommen fremd (die der Maya-Kulturen und China) waren. Die babylonische Mythologie wurde von den Griechen aufgenommen und verändert. Da dieses antike Firmament über arabische Gelehrte durch das Mittelalter hindurch auf die neuzeitliche europäische Wissenschaft vererbt wurde, haben die meisten Sterne im Gegensatz zu den Sternbildern auch arabische Namen.

S T E R N B I L D E R Zirkumpolar

48 klassische antike Sternbilder gibt es. Als europäische Seefahrer zum Ende des 15. Jahrhunderts die Südhalbkugel der erkundeten und den auch den Griechen unbekannten Südhimmel entdeckten, kamen neue Sternbilder hinzu. Heute gibt es 88 Sternbilder mit festgelegten Grenzen. Jeder Stern kann also einem bestimmten Sternbild zugeordnet werden. Das bekannteste Muster des Sternhimmels – der große Wagen – ist aber gar kein Sternbild, sondern nur ein Teil des viel größeren Bildes der großen Bärin. Wie die meisten Sternbilder ist es nur mit viel Fantasie aus dem Sternhimmel herauszulesen. Nicht verwechseln sollte man die tatsächlich am Himmel zu findenden Sternbilder mit den Sternzeichen der Astrologen, die nur als Gedankengebilde zur Erstellung von Horoskopen verwendet werden. Trotz der gleichen Namen haben sie nichts mit ihnen zu tun – weil die Astrologen noch mit dem Himmel von vor 2000 Jahren rechnen, stimmen Sternbilder und Sternzeichen heute nicht mehr überein.

norDen


Die Orientierung am Himmel sternbilDer

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groSSer bÄr Ursa Major polarStern Polaris

Der Polarstern ist der hellste Stern im Sternbild Kleiner Bär. Er befindet sich nahe dem Nordpol des Himmels (Himmelsnordpol) und ist deshalb ein wichtiges Mittel zur Feststellung der geografischen Nordrichtung.

Der Große Bär (Ursa Major, eigentlich »große Bärin«) ist ein bekanntes Sternbild des Nordhimmels. Der größte Teil ist von Zentraleuropa ganzjährig sichtbar (zirkumpolar). Die sieben hellsten Sterne bilden den als Großen Wagen bekannten Teil des Sternbildes.


monD

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MOND

Landschaften einer anderen Welt


Landschaften einer anderen Welt

einZigartiges gestirn an unserem firmament

monD

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g

uter Mond, Du stehst so stille ... heißte es. Doch der Begleiter unserer Erde steht gar nicht still, sondern bewegt sich so rasch wie kein anderes Gestirn über das Firmament. In 27,3 Tagen umrundet er die Erde einmal. Vom Erdboden aus gesehen sind es 29,5 Tage, weil sich die Erde selbst in dieser Zeit auf ihrer Bahn um die Sonne bewegt: einen Mon(d)at. In dieser Zeit bewegt der Mond sich einmal über den ganzen Sternenhimmel: Von der Nähe der Sonne wandert er an den Abendhimmel, steht 14 Tage später um Mitternacht genau der Sonne gegenüber und wechselt in den Tagen danach an den Morgenhimmel, um dann schließlich wieder mit der Sonne zusammen zu treffen. Seine silbrige Scheibe ist ein vertrauter Anblick am Himmel - und dass, obwohl unser Mond jeden Abend ein bisschen anders aussieht. Er geht ein wenig später auf, steht ein bisschen weiter im Osten, ist ein bisschen voller oder sichelförmiger - und oft genug ist er gar nicht zu sehen. Warum steht er mal tags am Himmel, mal nachts? Und warum steht seine Sichel mal aufrecht, während sie ein anderes Mal beinahe waagrecht liegt? Bewegt sich der Mond eigentlich am Himmel über Australien anders herum? Der Mond ist anders – anders als alle anderen Objekte, die wir am Himmel sehen können.

WaS macht Den monD Zum monD? Er ist das größte und hellste Gestirn für uns neben der Sonne. Er ist so nah wie kein anderer Himmelskörper - mit bloßem Auge können Sie Details auf ihm erkennen. Er bewegt sich als einziger tatsächlich um die Erde, während das restliche Firmament sich nur scheinbar dreht. Darum wandert er auch etwas anders über unseren Himmel als die Sterne oder die Planeten. Folgen Sie dem Mond auf seinen verschlungenen Wegen!

monDZYKluS Von der Stellung des Mondes zu Erde und Sonne ist seine Phase abhängig. Dieser Zyklus wiederholt sich alle 29,5 Tage.


Weil der Mond selbst kein Licht aussendet, sondern nur das Licht reflektiert, gibt es eine Tag- und Nachtseite. Je nach unserem Blickwinkel sehen wir deshalb nur einen Teil des Mondes beleuchtet. Steht der Mond Richtung Sonne, blicken wir auf seine unbeleuchtete Seit und sehen ihn deshalb gar nicht – es ist Neumond.

Am Abendhimmel, wenn der Mond nach der Sonne untergeht, können wir schon einen kleinen Teil seiner beschienenen Seite erkennen. Dieser Anteil nimmt von Abend zu Abend zu, der Mond ist zunehmend. Stehen Sonne und Mond in rechtem Winkel zueinander, spricht man vom Ersten Viertel: Es ist Halbmond.

Steht der Mond der Sonne gegenüber, geht er abends zu Sonnenuntergang auf und morgens zu Sonnenaufgang unter. Die Erde steht dann zwischen Mond und Sonne, wir blicken auf die voll beleuchtete Seit der Mondoberfläche: Es ist Vollmond.

In den darauf folgenden Tagen nimmt der Mond wieder ab, bis er am Morgenhimmel wieder den 90°-Winkel mit der Sonne erreicht: Diesen Zeitpunkt bezeichnet mal als letztes Viertel. Die schmaler werdende Mondsichel erscheint nun immer später am Morgen, bis der Mond gleichzeitig mit der Sonne aufgeht und wieder Neumond ist.

MONDER SCH EIN UN GS BI LD

Neumond Erstes Viertel Vollmond Letztes Viertel

N VO R DE BETRACHTET AUS DE ER

SONNE

Landschaften einer anderen Welt

ERDE

monD

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umlauFZeiten DeS monDeS Der Mond hat verschiedene Umlaufperioden

27,32166 Tage

synodische Umlaufzeit

29,53059 Tage

anomalistische Umlaufszeit

27,55455 Tage

drakonitische Umlaufzeit

27,21222 Tage

BETRACHTET AUS DE ER

siderische Umlaufzeit

R DE

27,32166 Tage

N VO

Rotationszeit

MONDER SC EIN dieser ständige Wechsel der Spannend istHschon UN Mondphasen. Richtig Gbeeindruckend ist aber ein SB IL Mond ist gezeichnet von Blick durchs Fernrohr: Der D Gebirgen und Ebenen! Wie aus der Astronautenperspektive kann man die Mondlandschaften im Relief unter sich vorbeiziehen sehen. Dieses Erlebnis kann schon ein kleines Fernrohr vermitteln. Der Mond ist übersät mit Kratern. Weil er keine Atmosphäre besitzt, erhalten sich die Einschläge von kleineren und größeren Körpern Milliarden von Jahren, wenn sie auf der Erde schon längst bis zur Unkenntlichkeit verwittert sind. Einige »junge« Einschläge – damit sind diejenigen Krater gemeint, die nur Millionen Jahre alt sind – erscheinen besonders hell und man kann die zur Seite geschleuderten Massen erkennen, die bei dem Ereignis aufgeworfen wurden. Sie stehen im Kontrast zu den großen dunklen Ebenen, die man bei Vollmond schon mit bloßem Auge sehen kann. Dabei handelt es sich um dunkle Lava, die in der Frühzeit der Mondgeschichte in große Einschlagsbecken eindrang und diese ausfüllte. Sie wurden von den ersten Teleskop-Beobachtern vor 400 Jahren für Meere gehalten. Weil hier weniger Krater zu finden sind, kann man schließen, dass sie jünger sein müssen als die »Länder« genannten Hochebenen, auf denen sich die Krater gegenseitig überlappen. Seit der Zeit der großen Lavaausbrü-


Die reiSe DeS monDeS Durch Die SternbilDer Einen knappen Monat braucht der Mond, um die Erde einmal zu umrunden - daher haben Mond und Monat ihre so ähnlichen Namen. Ursprünglich wurde der Kalender nach dem Mond gerechnet, im Althochdeutschen hatten Mond und Monat die gleiche Bezeichnung. Doch wie lange der Mond tatsächlich für »eine Runde« braucht, kommt auf das Bezugssystem an. Der Mond hat verschiedene Umlaufperioden: Die siderische, synodische, anomalistische oder drakonitische Umlaufzeit. SiDeriSche umlauFZeit Bezogen auf die Fixsterne umrundet der Mond die Erde einmal in 27,32 Tagen (27 Tage, 7 Stunden, 43 Minuten). Dann kommt er wieder an der gleichen Position am Sternenhimmel an, vor dem gleichen Sternbild. Das ist seine siderische Umlaufzeit. In diesen 27,32 Tagen durchläuft er den ganzen Sternenhimmel entlang der Ekliptik, von Sternbild zu Sternbild durch den Tierkreis. In jeder Nacht begegnet er so anderen Sternen oder Planeten und führt Sie über den Sternenhimmel. immer Die gleiche Seite DeS monDeS In 27,3 Tagen umrundet der Mond einmal die Erde. In der gleichen Zeit dreht er sich auch einmal um seine Achse – und wendet deswegen der Erde immer die gleiche Seite zu. Diese so genannte gebundene Rotation ist kein Zufall: Die starken Gravitationskräfte der Erde bremsen den viel kleineren Mond in seiner Eigenrotation so ab, dass sich die Rotation an die Umlaufzeit angepasst hat. Der Mond bremst aber auch die Erde etwas ab: Die Gezeitenkraft, die sich sogar im Erdmantel bemerkbar macht, verlangsamt die Rotation der Erde: durch diese Gezeitenreibung werden die Erdentage jährlich um rund 16 Mikrosekunden (0,016 Millisekunden) länger.

Die monDphaSen – Von Der Sichel Zum VollmonD Jeden Monat durchläuft der Mond seine Phasen vom Neumond über eine zunehmende Sichel, den Halbmond bis hin zum Vollmond und zurück. Dieser Phasenwechsel entsteht, weil die Mondkugel immer nur zur Hälfte von der Sonne angestrahlt wird. Wir sehen oft nur einen Ausschnitt dieser beleuchteten Halbkugel, abhängig von unserem Winkel zu Sonne und Mond (siehe Grafik oben links). Übrigens: Ist Ihnen schon einmal aufgefallen, dass bei sehr dünner Mondsichel plötzlich auch die restliche, eigentlich unbeschienene Mondscheibe schwach leuchtet? Der Mond scheint im »aschegrauen Licht«. Und das stammt von der Erde: Sie reflektiert so viel Sonnenlicht, dass es den Mond beleuchtet – so wie umgekehrt das Mondlicht unsere Nächte etwas erhellt. SYnoDiScher umlauF Bis zur gleichen Mondphase, von einem Vollmond zum Nächsten, braucht der Mond 29,53 Tage. Nach 29 Tagen, 12 Stunden und 44 Minuten kehrt er der Sonne wieder genau die gleiche Seite zu. Das ist die Lunation, seine synodische Umlaufzeit im Bezug auf die Sonne. Sie ist etwas länger als seine siderische Umlaufzeit um die Erde, da er sich ja mit der Erde auf ihrem Weg um die Sonne mitbewegt. Wenn er nach 27,32 Tagen die Erde einmal umrundet hat, ist diese ja auf ihrer Kreisbahn um die Sonne weiter gewandert – und steht in einem anderen Winkel zu ihr. Der Mond muss noch ein Stück weiter wandern, um wieder im gleichen Winkel zu Erde und Sonne zu stehen. anomaliStiScher umlauF - mal nah, mal Fern Der erDe Es gibt noch eine weitere Umlaufzeit des Mondes, denn seine Bahn um die Erde ist elliptisch. Im Schnitt ist er 384.403 Kilometer von der Erde entfernt. Er kann sich aber bis auf 356.410 Kilometer annähern oder auf 406.740 Kilometer entfernen – ein Unterschied von rund 50.000 Kilometern. Diese Extrempunkte seiner elliptischen Bahn, die so genannten Apsiden, nennt man Perigäum (Erdnähe) und Apogäum (Erdferne). Bis der Mond vom Perigäum über sein Apogäum wieder im Perigäum ankommt, vergehen 27,55 Tage – seine anomalistische Umlaufzeit (27 Tage, 13 Stunden, 19 Minuten). Übrigens entfernt sich der Mond ganz allmählich von der Erde – um durchschnittlich 3,8 Zentimeter pro Jahr. Bis durch die langsam wachsende Distanz allerdings die Dynamik des Doppelsystems Erde-Mond gestört wird, werden einige Hundert Millionen Jahre vergehen.

mal StehenD, mal liegenD - monDSichel in SchieFlagen Der Mond läuft fast auf der gleichen Ebene um die Erde wie diese um die Sonne – auf der Ekliptik. Daher zieht er ähnlich der Sonne übers Firmament: Er geht im Osten auf, erreicht den höchsten Punkt im Süden und geht im Westen unter. Aber seine Bahn ist 5,145 Grad zur Ekliptik geneigt. Sie verläuft also mal oberhalb, mal unterhalb der Ekliptik. Durch die Neigung der Mondbahn zur Ekliptik liegt die Mondsichel immer wieder anders am Himmel: manchmal sehr aufrecht, manchmal in »Kahnlage«. Je steiler Ekliptik und Mondbahn zum Horizont verlaufen, um so mehr scheint die Sichel »auf dem Bauch« zu liegen. Verläuft die Mondbahn dagegen flach zum Horizont, steht die Sichel fast senkrecht. Da die Mondbahn zur Ekliptik geneigt ist, schneidet sie diese an zwei Punkten - den Mondknoten oder Drachenpunkten. Im absteigenden Knoten wechselt der Mond von Norden nach Süden durch die Ekliptik – seine Bahn verläuft daraufhin unterhalb. Im aufsteigenden Knoten wechselt er dagegen nach Norden über die Ekliptik. Bis der Mond wieder durch den gleichen Knoten wechselt, vergehen 27,21 Tage - seine drakonitische Umlaufzeit, auch »Drachenmonat« genannt (27 Tage, 5 Stunden, 6 Minuten). Früher wurde an diesen Punkten ein sonnen- bzw. mondfressender Drache vermutet, denn sie spielen eine wichtige Rolle bei Sonnen- und Mondfinsternissen. Landschaften einer anderen Welt

Die beWegung DeS monDeS am Firmament Bei der Beobachtung des Mondes stellen Sie zwei gegenläufige Bewegungen fest: Mit den Sternen von Ost nach West: Der Mond geht mit der scheinbaren Drehbewegung des Sternenhimmels in Richtung Westen mit, weil sich die Erde »unter« ihm dreht. Der Mond geht also wie alle anderen Himmelsobjekte im Osten auf, erreicht seinen höchsten Stand am südlichen Himmel und versinkt im Westen. Diese scheinbare Bewegung des Himmelsgewölbes wird durch die Eigendrehung der Erde hervorgerufen, die sich kontinuierlich um ihre Achse ostwärts dreht. Schneller Mond: Der Erde hinterher, den Sternen entgegen: Zugleich hat der Mond auch eine Eigenbewegung: Er wandert mit 1.023 Metern pro Sekunde um die Erde - ostwärts und damit in der Drehrichtung der Erde. Er läuft also ein Stück der Bewegung des Firmaments entgegen: Sie können im Lauf einer Nacht beobachten, wie er sich von einem Stern, neben dem er aufgegangen ist, langsam nach links wegbewegt. Pro Stunde entfernt er sich etwa um seinen eigenen Durchmesser, rund ein Grad in zwei Stunden. Wenn er in der nächsten Nacht wieder aufgeht, steht er schon um etwa 13 Grad weiter im Osten. Seine höchste Position im Süden erreicht er dadurch erst 50 Minuten später als in der Nacht zuvor. Und er geht auch später auf und unter - wobei hier der tägliche Unterschied zwischen wenigen Minuten und über einer Stunde schwankt.

etWaS mehr alS Die hÄlFte Wir sehen zwar immer die gleiche Seite des Mondes, doch wer genau hinsieht, sieht ein bisschen mehr: Knapp 60 Prozent der Mondoberfläche bekommen wir im Lauf der Zeit zu Gesicht. Durch seine elliptische Bahn ist der Mond mal schneller, mal langsamer in der Umrundung der Erde – nicht aber in seiner Eigenrotation. Dadurch dreht er uns mal mehr die westliche Seite, mal mehr die östliche zu. Dann können wir ein kleines Stück über seinen rechten oder linken »Rand« hinaus sehen. Und durch die Schräge seiner Bahn zur Ekliptik sehen wir mal etwas nördlichere oder südlichere Bereiche seiner Oberfläche. Diese Schwankungen heißen Librationen des Mondes – sein scheinbares Pendeln um die Achse, aus unserem Blickwinkel. Sie können die Librationen sehen, wenn Sie die Krater oder Berge am Rand der Mondscheibe durch ein Fernrohr beobachten. Die Gravitationskraft des Mondes stabilisiert die Erdachse. Die Erde würde ohne ihren Trabanten leicht ins Taumeln geraten – etwa, wenn ein Planet wie Mars nahe an uns vorbeizieht. Und eine taumelnde Erdachse würde die Jahreszeiten buchstäblich Kopf stehen lassen. Doch wie der schwingende Hammer den Hammerwerfer beim Drehen stabilisiert, so stabilisiert uns unser Mond – und zugleich das Klima der Erde.

17 monD

che hat sich der Mond kaum mehr verändert – er ist praktisch »tot«. Veränderungen auf seiner Oberfläche wurden in den 400 Jahren, seit der Mensch Teleskope besitzt, nicht registriert. Neu war lediglich der Blick auf seine Rückseite. Weil sich der Mond in der selben Zeit einmal um die Erde, aber auch einmal um sich selbst dreht, sehen wir immer die gleiche Mondseite. Die verborgene Rückseite des Mondes war bis 1959 unbekannt. Damals flog erstmals eine sowjetische Sonde »hinter den Mond« und fotografierte ihn.


S T E R N B I L D E R Zirkumpolar

norDen


Kleiner bÄr Ursa Minor

Die Orientierung am Himmel

Der Kleine Bär (eigentlich Kleine Bärin) ist ein Sternbild des Nordhimmels. Er wird auch Kleiner Wagen genannt. Der Kleine Bär ähnelt dem als Großen Wagen bezeichneten Teil des Großen Bären, nur ist beim Kleinen Bären die Deichsel nach oben gebogen. Der Kleine Bär ist von Nordeuropa aus das ganze Jahr über zu sehen (zirkumpolar).

sternbilDer

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KaSSiopeia Cassiopeia

Die Kassiopeia ist ein auffälliges Sternbild des Nordhimmels (auch Himmels-W genannt), die Spitze des W zeigt ungefähr auf Polaris. Die Kassiopeia gehört zu den nördlichen zirkumpolaren Sternbildern, die in unseren Breiten das ganze Jahr über zu sehen sind.


sonnenFinsternis

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SONNENFINSTE R N I S

Wenn der Tag zur Nacht wird


Wenn der Tag zur Nacht wird

wenn der tag Zur nacht wird

S

onne, Mond und Erde - ein kosmisches Dreiecksverhältnis, das ein einmaliges Ereignis im Sonnensystem zur Folge hat: die totale Sonnenfinsternis. Die Sonne ist 400-mal größer als der Mond, und sie ist 400-mal weiter von der Erde entfernt. Dadurch erscheinen uns beide am Himmel gleich groß - etwa ein halbes Grad scheinbare Größe (Begriffserläuterung: Seite 83). Tritt der Mond genau zwischen Erde und Sonne, verdeckt er sie aus unserer Perspektive komplett - eine Sonnenfinsternis. FinSterniS iSt nicht gleich FinSterniS Je nach Länge und Geometrie des Mondschattens kommt es zu einer partiellen, ringförmigen oder totalen Sonnenfinsternis. Bei einer totalen Sonnenfinsternis steht der Beobachter im Kernschatten des Mondes. Die Totalität dauert bis zu 7,5 Minuten. Während der Totalität ist die Korona der Sonne sichtbar und es wird so dunkel, dass man sogar die Sterne sehen kann. Ringförmig sind Sonnenfinsternisse, wenn der Mond auf seiner elliptischen Bahn weiter von der Erde entfernt ist oder die Erde auf ihrer elliptischen Bahn näher an der Sonne ist – die Mondscheibe erscheint in beiden Fällen kleiner als die Sonnenscheibe und kann sie nicht komplett verdecken. Die totale Sonnenfinsternis über Deutschland im Jahr 1999 war mit knapp zweieinhalb Minuten recht kurz. Die längste tatsächlich gemessene Finsternis ereignete sich am 20. Juni 1955 auf den Philippinen mit 7 Minuten und 8 Sekunden. Die theoretische Maximallänge würde die Finsternis am 16. Juli 2186 im Mittelatlantik mit 7 Minuten und 29 Sekunden fast erreichen und wäre dann für die nächsten 1469 Jahre Rekordhalter.

Die regelmÄSSige SenSation Weltweit gesehen sind Sonnenfinsternisse recht häufig: Jährlich finden etwa zwei Finsternisse statt - immer, wenn sich der Mond in einem der Drachenpunkte befindet. Doch da eine Sonnenfinsternis immer nur auf einem höchstens 200 Kilometer breiten Streifen zu sehen ist, ist sie für jeden einzelnen Ort auf der Erde eine Seltenheit.

sonnenFinsternis

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Wenn der Tag zur Nacht wird

Am 11. 08. 1999 blickten Millionen Menschen in Mitteleuropa zum Himmel: Gegen 12 Uhr mittags wurde es zwischen Saarbrücken und Graz dunkel. Der Mond hatte sich vor die Sonne geschoben und bedeckte sie für Minuten komplett: Eine totale Sonnenfinsternis fand statt. Dass es Finsternisse überhaupt geben kann, ist einem unwahrscheinlichen Zufall zu verdanken: Sonne und Mond erscheinen von der Erde aus gleich groß, obwohl unser Tagesgestirn 400-mal so weit weg ist wie der Mond! Diese Übereinstimmung ist so perfekt, dass der Mond die Sonne nur für maximal 7,5 Minuten verdecken kann, wenn er auf seiner Bahn an ihr vorüberzieht. Eigentlich, so sollte man meinen, müsste es eine Sonnenfinsternis jeden Monat geben, nämlich immer dann, wenn Neumond ist und der Mond auf seiner Bahn zwischen Erde und Sonne steht. Dem ist aber nicht so, denn die Ebene der Mondbahn ist zur Ebene der Erdbahn leicht verkippt. Der Mond geht deshalb meistens oberhalb oder unterhalb der Sonne vorbei. Nur wenn einer der Schnittpunkte von Mondbahn und Erdbahnebene, der sogenannte Knotenoder Drachenpunkt, zwischen Sonne und Erde

sonnenFinsternis

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liegt, kann es eine Finsternis geben. Zwei Mal pro Jahr ist dies der Fall, so dass es zu mindestens zwei Sonnenfinsternissen pro Jahr kommt. Eine vollkommene, also »total« bezeichnete Bedeckung der Sonne gibt es aber nur in einem kleinen Gebiet der Erde, da die Geometrie exakt stimmen muss. Ringsherum wird die Sonne nicht ganz bedeckt, sondern nur »partiell«, also teilweise verdunkelt. Totale Sonnenfinsternisse sind daher bezogen auf einen bestimmten Ort auf der Erde sehr viel seltener als partielle. Durch die Umdrehung der Erde unter der Konstellation aus Sonne und Mond hinweg und der Mondbewegung wird das Sichtbarkeitsgebiet der Totalen Bedeckung auf einen langen Streifen auseinander gezogen, den sogenannten Finsternispfad. Diese Zone der totalen Finsternis kann mehrere tausend Kilometer lang sein, aber nur maximal 300 km breit. Dass sich ein beliebiger Ort auf der Welt innerhalb dieser Zone befindet, ist sehr selten – meistens dauert es Jahrhunderte, bis an einem Ort wieder eine Totale Sonenfinsternis sichtbar ist. In Deutschland müssen wir bis zum Jahr 2081 warten – oder dorthin reisen, wo Finsternisse stattfinden.

Wie entSteht Der Feuerring? Auch in Mitteleuropa sind Totale Sonnenfinsternisse spätestens seit 1999 ein Begriff. Fast genauso häufig, aber kaum bekannt, sind die ringförmigen Sonnenfinsternisse. Die Entfernung des Mondes zur Erde ist nicht immer gleich, sondern variiert auf seiner Umlaufbahn: Der Wert schwankt zwischen 407.000 km und 356.000 km. Dem entsprechend erscheint uns der Mond von der Erde aus manchmal etwas größer, dann wieder kleiner. Mit dem bloßen Auge ist der Unterschied kaum zu sehen. Bei einer Sonnenfinsternis gewinnt er aber Bedeutung: Findet eine Finsternis statt, wenn der Mond eher klein erscheint, kann er die Sonne nicht mehr ganz bedecken. Es bleibt dann ein Ring aus Sonnenlicht übrig, der die Mondscheibe umspannt. Auch der schmale Sonnenring um den Mond ist so hell, dass es nicht wirklich dunkel wird – eine Finsternis im Wortsinn findet also nicht statt.

Die Vier KontaKte

2.

1.

KontaKt Bei einer Totalen Finsternis jedoch wird die Sonne immer schmaler, bis schließlich nach etwa einer Stunde nur noch eine feine Sichel übrig bleibt. Nun überschlagen sich die Ereignisse: Das Tageslicht wird plötzlich fahler und nimmt einen gelblichen Ton an. Gleichzeitig schrumpft die Sonnensichel auf eine feine Linie und ihre Strahlen scheinen für Sekunden nur noch durch einzelne Mondtäler, die wie Brillanten auf einem Ring funkeln. Dieser spektakuläre Anblick ist nach einem Wimpernschlag vorbei, und es wird plötzlich dunkel wie in der späten Dämmerung, der 2. Kontakt hat stattgefunden.

KontaKt Eine Sonnenfinsternis beginnt eher unspektakulär mit dem sogenannten 1. Kontakt, wenn die Mondscheibe den Rand der Sonnenscheibe »berührt«. In den nächsten Minuten schiebt sich der Mond langsam vor die Sonne, ohne dass sich selbst bei großen Bedeckungsgraden deren Helligkeit wesentlich abschwächt. Bei einer partiellen Bedeckung bleibt es bei diesem Zustand, solche Ereignisse, die auch bei uns regelmäßig stattfinden, werden von den meisten Menschen deshalb kaum bemerkt.

3.

4.

KontaKt Der sich jetzt bietende Anblick gehört zum Beeindruckendsten, was die Natur auf unserem Globus für Menschen bereithält: Inmitten eines Kranzes aus weißen Strahlen steht die schwarze Mondscheibe, umgeben von blauschwarzem Himmel. Im Fernglas kann man den Strahlenkranz noch besser sehen, es handelt sich um die Korona, die sehr heiße Umgebung der Sonne. Kleine rote Zungen werden am Mondrand sichtbar – die Protuberanzen, leuchtende Wasserstofffontänen, die von der Sonne aufsteigen.

KontaKt Kaum hatte man Gelegenheit, die hellsten Sterne und Planeten am Finsternishimmel zu sehen, wird die totale Verfinsterung mit dem 3. Kontakt schlagartig beendet. Die nachfolgende partielle Phase endet mit dem 4. Kontakt, wenn der Monde die Sonne wieder ganz freigibt.


Wenn der Tag zur Nacht wird

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Erläuterung der Buchstaben ABC auf der folgenden Seite >>>

Die Sonne ist 400 -mal größer als der Mond, aber auch 400 -mal weiter von der Erde entfernt.

Bei einer totalen Sonnenfinsternis wird die »Korona« der Sonne auch fürs bloße Auge sichtbar: Diese äußere Gasschicht reicht einige Kilometer weit ins All.


Wenn der Tag zur Nacht wird

sonne

sonne

sonne

Halbschatten

Halbschatten

Halbschatten

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Kernschatten

Kernschatten

sonnenFinsternis

24

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totale SonnenFinSterniS Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist der scheinbare Durchmesser des Mondes größer als der der Sonne. Die Beobachtung einer solchen Finsternis ist am interessantesten, hauptsächlich weil man dabei die Sonnenkorona beobachten kann, die sonst vom hellen Licht der Sonne überstrahlt wird. Da der scheinbare Durchmesser des Mondes auch bei günstigster Konstellation den der Sonne nur unwesentlich übertrifft, ist die Totalitätszone relativ schmal. Im günstigsten Fall hat der Kernschatten einen Durchmesser von 273 Kilometern. Die Dauer der Totalität an einem Ort wird außer von den Größenverhältnissen zwischen Sonne und Mond auch von der Bahngeschwindigkeit des Mondes und von der Geschwindigkeit der Erdrotation bestimmt. Dabei dauert die Totalität tendenziell im Bereich des Äquators am längsten, da dort die Erde am schnellsten dem forteilenden Mondschatten »hinterherläuft«. Theoretisch kann die Totalität gegenwärtig etwa 7,5 Minuten erreichen.

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hYbriDe SonnenFinSterniS Bei einer hybriden Sonnenfinsternis, auch ringförmig-totale Finsternis genannt, ist der Kernschatten des Mondes nur am Anfang und am Schluss (manchmal nur an einem von beiden) zu kurz, um die Erdoberfläche zu erreichen. In der Mitte seiner Bahn trifft er aber wegen der Kugelform der Erde deren Oberfläche. Eine hybride Sonnenfinsternis beginnt und endet somit (meistens) als ringförmige Finsternis. Dazwischen ist sie total. Am Ort des Übergangs sind beide Phasen je für einen winzigen Augenblick beobachtbar. Die Totalität dauert überhaupt nur wenige Sekunden. Diese Form der Sonnenfinsternis ist äusserst selten und macht im langjährigen Kanon nur ca. 1% aller Fälle aus.

erde

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ringFÖrmige SonnenFinSterniS Wenn aufgrund der elliptischen Umlaufbahnen der Erde um die Sonne und des Mondes um die Erde der scheinbare Durchmesser der Sonne den des Mondes übertrifft, bleibt der äußere Rand der Sonne sichtbar. Sie wird deshalb auch Feuerkranz-Sonnenfinsternis genannt. Der Kernschatten des Mondes ist zu kurz, um die Erdoberfläche zu erreichen. Die Sonnenkorona ist nicht erkennbar, weil sie vom sichtbar bleibenden Teil der Sonne überstrahlt wird. Eine ringförmige Phase kann länger dauern als eine totale Phase. Dies liegt daran, dass der bei einer ringförmigen Finsternis »kleinere« Mond einen längeren Weg zurückzulegen hat, bis er an der Sonnenscheibe vorbei ist. Zudem ist seine Bahngeschwindigkeit wegen seines größeren Abstandes von der Erde kleiner. Theoretisch kann die ringförmige Phase gegenwärtig etwa 12,5 Minuten erreichen.


EXKURSION: SONNE Die Sonne ist unsere Licht-Maschine am Firmament. Aber wie entsteht dieses Licht? Seit ihrer Zündung vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren verschmelzen in ihrem Inneren Wasserstoffatome zu Helium und entfesseln dabei ungeheure Energien: Die Sonne ist ein gewaltiger Fusionsreaktor mit einem hochkomplexen Aufbau. Die Sonne besteht aus Plasma: aus Materie, die so stark erhitzt ist, dass sich die Elektronen von den Atomkernen gelöst haben und sich nun frei zwischen ihnen bewegen. Das gasförmige Sonnenplasma setzt sich aus 73% Wasserstoff und 25% Helium zusammen. Die restlichen zwei Prozent bilden schwere Elemente wie Kohlenstoff und Eisen.

Die energie auS atomen In der Sonne prallen Protonen [1] aufeinander und verschmelzen zu »schwerem« Wasserstoff [2], der aus einem Proton (orange) und einem Neutron (blau) besteht. Der vereinigt sich mit einem weiteren Proton zu Helium-3 [3], und zwei Helium-3-Teilchen verbinden sich zu Helium-4 [4]. Dabei wandelt sich Materie in Strahlung: Ein Gramm liefert die Energie einer Atombombenexplosion.

An der sichtbar brodelnden Oberfläche, der Photosphäre, herrschen dauerhaft durchschnittlich etwa 5500°C – darüber, in der Korona, allerdings Temperaturen von mehr als einer Millionen Grad und im Kern der Sonne sogar unvorstellbare 15 Millionen Grad.

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energieerZeugung Bei der Kernschmelze im Innernen der Sonne geht ein winziger Bruchteil der Masse – 0,7% – »verloren«: Er wird in Energie in Form von Gammastrahlen umgesetzt. Pro Sekunde verwandelt die Sonne auf diese Weise etwa 600 Millionen Tonnen ihres Wasserstoffs in pure Energie – genug, um den weltweiten Bedarf an elektrischem Strom für die nächsten 900.000 Jahre zu decken.


S T E R N B I L D E R Fr端hling

S端Den


Die Orientierung am Himmel sternbilDer

27

bÄrenhüter Bootes

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Der Bärenhüter (gesprochen »Bo‘ótes«, manchmal auch als »Rinderhirte« bezeichnet) ist ein Sternbild nördlich des Himmelsäquators, der aussieht wie eine aufrechtstehende Krawatte.

Der Löwe ist ein leicht erkennbares und markantes Sternbild der Ekliptik. Durch den Löwen zieht sich die Ekliptik, daher wandern die Sonne, der Mond und die Planeten durch das Sternbild. Der Löwe gehört somit zu den Tierkreiszeichen.


monDFinsternis

28

MONDFINSTER N I S

Wenn der Mond blutrot wird


Wenn der Mond blutrot wird

wenn der mond blutrot wird

monDFinsternis

29

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enn der Mond die Erde verfinstern kann, dann muss das auch umgekehrt funktionieren – schließlich ist unser Planet vier Mal so groß wie der Mond, was den Durchmesser betrifft. Dies ist prinzipiell immer möglich, wenn die Erde genau zwischen Sonne und Mond steht. Die Vorraussetzungen, damit eine Mondfinsternis stattfinden kann, sind ähnlich wie bei der Sonnenfinsternis: Einer der Schnittpunkte zwischen Erdbahnebene und Mondbahn, muss vom Mond zu Vollmond durchlaufen werden. Da der Vollmond dem Neumond genau gegenüberliegt und die Bahnknoten deshalb zu beiden Zeitpunkten passen, finden Mondfinsternisse oft 14 Tage vor oder nach Sonnenfinsternissen statt. Die Sichtbarkeit von Mondfinsternissen ist nicht auf kleine Weltregionen beschränkt: Denn es ist so, dass wir nach außen blicken, auf den Schattenkegel der Erde. Das Bild ist deshalb für alle Orte auf der Erde dasselbe – sofern der Mond über dem Horizont steht, also überhaupt sichtbar ist. Auch bei Mondfinsternissen gibt es die Unterscheidung von totalen und partiellen Ereignissen. Total bedeutet hier, dass der Mond ganz in den Kernschatten der Erde eintaucht. Da der Erdschatten in der mittleren Mondentfernung noch rund

zweieinhalb Monddurchmesser groß ist, kommt das relativ häufig vor: Totale Mondfinsternisse sind bezogen auf einen bestimmten Ort auf der Erde viel öfter zu sehen als totale Sonnenfinsternisse. Sie sind auch viel länger: Der Mond braucht etwa eine halbe Stunde, um sich um seinen Durchmesser unter den Sternen zu bewegen. Die totale Phase kann deshalb bis zu 1,5 Stunden lang sein, zusammen mit dem Eintritt in den Schatten und dem Austritt kommt man auf eine maximale Gesamtdauer von mehr als dreieinhalb Stunden. Bei einer partiellen Finsternis streift der Mond nur den Kernschatten, er tritt nicht ganz in ihn ein. weil er entweder ober- oder unterhalb von ihm vorbeigeht. Auch diese Mondfinsternisse sind sehr beeindruckend. Kaum zu sehen sind dagegen Ereignisse, bei denen der Mond nur den Halbschatten der Erde berührt und den Kernschatten verpasst (totale Halbschattenfinsternis) – die geringe Abschwächung des Sonnenlichts führt dazu, dass der Vollmond kaum schwächer wird. Eine Mondfinsternis beginnt deshalb eigentlich erst mit dem 1. Kontakt beim Eintritt in den Kernschatten. Der Schattenrand erscheint dabei nicht scharf, sondern diffus und manchmal grünlich.

Der Vollmond wird bei einer totalen Mondfinsternis in eigenartiges rotes Licht getaucht, dass auf Lichtbrechungseffekte in der Erdatmosphäre zurück zu führen ist.


Wenn der Mond blutrot wird

sonne

Manchmal streift der Mond einen Stern nur mit seinem südlichen oder nördlichen Rand. Solche Bedeckungen dauern nur wenige Sekunden. Besonders beeindruckend sind Ereigenisse, bei denen tiefe Mondtäler den Stern zwischenzeitlich wieder aufblitzen lassen. Für solche Beobachtungen ist allerdings ein kleines Teleskop notwendig. Sehr selten sind Bedeckungen der Planeten durch den Mond. Hier geschieht das Verschinden nicht plötzlich, sondern allmählich, weil die Planeten nicht wie Sterne punktförmig erscheinen, sondern kleine Scheiben sind. Im Fernrohr kann man mitverfolgen, wie sich der Mond vor den Planeten schiebt – je nach Planetengröße ist dieser dann in wenigen Sekunden verschwunden.

Der monD in blutrotem Schimmer Ist ein größerer Teil des Mondes in den Kernschatten eingetreten, erkennt man, dass er dort nicht ganz unsichtbar wird, sondern in einem schwachen rötlichen Licht scheint. Dieses rote Leuchten wird besonders intensiv bei totalen Mondfinsternissen, wenn sich der gesamte Vollmond im Kernschatten befindet. Es beruht auf der lichtbrechenden Wirkung der Erdatmosphäre: Zwar bekommt der Mond kein direktes Licht mehr von der Sonne, aber die Erdatmosphäre streut abgelenkte Lichtstrahlen der Sonne in den Kernschatten, so bleibt der Mond auch bei der größten Verdunkelung noch sichtbar. Blaues und grünes Licht wird durch Staubteilchen und Wasserdampf in der Erdatmosphäre herausgefiltert (deshalb erscheint unser Himmel blau), so dass nur die roten Farben übrig bleiben. Wie rot der Mond leuchtet, ist von Finsternis zu Finsternis unterschiedlich: Der Farbton kann von hellem Orange zu dunklem Rotschwarz variieren.

Die Wolkenbedeckung der lichtbrechenden Atmosphärenregionen an der Tag-Nacht-Grenze und der Staubgehalt in der Luft, der nach Vulkanausbrüchen besonders hoch ist, sind verantwortlich für diese Unterschiede. Weil der Mond während der totalen Phase einer Finsternis viel weniger Licht erhält als sonst, überstrahlt er nicht mehr die Sterne des Nachthimmels – schwächere Sterne, die zuvor bei Vollmond unsichtbar waren, kommen zum Vorschein. Der rote Mond zieht dann durch ein Feld weit entfernter Sonnen – ein beeindruckender Anblick. Mit bloßem Auge sind Mondfinsternisse bereits schön zu sehen, aber den Verlauf der Schattengrenze und die Farben zeigt ein Fernglas viel besser. Beim Fernrohr sollte man eine kleine Vergrößerung wählen, damit der Eindruck erhalten bleibt – mit hohen Vergrößerungen ist nicht mehr, sondern weniger zu sehen.

1.

30 monDFinsternis

WaS iSt eine SternbeDecKung? Weil der Mond der von unserer Warte schnellste Himmelskörper ist, gibt es mit ihm die meisten himmlischen Ereignisse. Sonnen- und Mondfinsternisse sind nur zwei spektakuläre Spezialfälle. Liegt ein heller Stern in der Sichtlinie des Mondes, kommt es zu einer »Sternfinsternis«. Der Mond bedeckt den Stern. Solche Ereignisse können insbesondere bei hellen Sternen beeindruckend sein, denn der Stern verschwindet auf einen Schlag! Bei zunehmendem Mond, also vor Vollmond, findet die Bedeckung am unbeleuchteten dunklen Mondrand statt. Nach Vollmond ist es das Wiedererscheinen, das besonders schön am dunklen Mondrand zu sehen ist.

erde

Erdschatten Halbschatten

KontaKt BERÜHRUNG DES HALBSCHATTENS Die Mondfinsternis beginnt eigentlich mit der ersten Berührung des Mondes mit dem Halbschatten der Erde. Man kann von der Erde zu diesem Zeitpunkt noch keine Verdunkelung am östlichen Rand des Mondes erkennen. Fortan taucht der Mond nun pro Sekunde ca. einen Kilometer tiefer in den Halbschatten der Erde ein. Nach ca. 45 Minuten kann man eine Verdunkelung von West nach Ost erkennen. Sobald der Mond vollständig in den Halbschatten eingedrungen ist, bekommt er eine deutliche bräunliche bis rot-bräunliche Färbung. Nach ein paar Minuten ist der Mond bereit, den weiter wandernden Kernschatten der Erde zu berühren.

2.

KontaKt EINTRITT IN DEN KERNSCHATTEN »Der Drache verschlingt den Mond« Unser Mond hat den Kernschatten der Erde jetzt berührt. Diese Situation wird als zweiter Kontakt bezeichnet. Auf der Erde erkennt man nun am Mond eine deutlich markierte Abschnittsgrenze von Licht und Schatten. Einige Krater auf der Mondoberfläche erleben nun eine totale Sonnenfinsternis, da nun die Erde zwischen Sonne und Mond getreten ist und ihr Kernschatten auf die Mondoberfläche fällt. Ab jetzt spricht man von einer partiellen bzw. teilweisen Mondfinsternis. Die verdunkelte Seite des Mondes schimmert nun in einer kupferroten Farbe dem Betrachter auf der Erde entgegen. Da die Helligkeit des Vollmondes abnimmt, können schon einige Sterne in der Nähe des Mondes sichtbar werden. Der Kernschatten der Erde wandert unausweichlich weiter und geht der Totalität entgegen.

3.

KontaKt ANFANG DER TOTALEN PHASE Die Totalität der Finsternis auf dem Mond hat nun begonnen, der dritte Kontakt. Der Mond ist also voll-

ständig in den Kernschatten eingedrungen. Alle Gebiete der zur Erde gewandten Mondoberfläche leuchten nun kupferrot. Am Höhepunkt der Totalität beginnt das Licht des Mondes in ein schwaches Dunkelrot überzugehen und dann in einem matten bräunlich-grauen Farbton auszuharren. Die totale Verfinsterung des Mondes kann mehr als 105 Minuten dauern.

4.

KontaKt ENDE DER TOTALEN PHASE Der Mond berührt jetzt wieder den Halbschatten der Erde. Die totale Phase der Mondfinsternis ist vorüber und der Kernschatten der Erde wandert unablässig über die Krater des Mondes. Scharfe Konturen von Licht und Schatten sind wieder auf dem Trabanten der Erde auszumachen. Der 4. Kontakt endet mit dem vollständigen Eintritt des Mondes in den Halbschatten der Erde.

5.

KontaKt AUSTRITT AUS DEM KERNSCHATTEN Der Mond hat nun den Kernschatten verlassen. Der fünfte Kontakt beginnt mit dem Eintritt des Mondes in den Halbschatten. Als Beobachter auf der Erde kann man keine Verdunkelung des Mondes mehr erkennen. Die übliche Helligkeit des Mondes kehrt wieder zurück und die Sterne, die man in der Verdunkelungsphase des Mondes noch erkennen konnte, verblassen wieder – werden für das bloße Auge unsichtbar.

6.

KontaKt DIE MONDFINSTERNIS ENDET Nach ca. 60 Minuten endet die Mondfinsternis mit dem Austritt des Mondes aus dem Halbschatten der Erde. Eine Mondfinsternis kann insgesamt 5 bis 6 Stunden dauern. Der Mond tritt nun endgültig aus dem Halbschatten der Erde. »Der Drache, der den Mond in der totalen Phase verschlungen hat, gibt den Mond wieder frei.«


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Jeder totalen Mondfinsternis geht eine partielle Phase voraus, bei der der Mond in den Kernschatten der Erde eintritt.

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ARTEN VON MONDFINSTERNISSEN UND DEREN RELATIVE HÄUFIGKEIT

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Im Allgemeinen werden nur diejenigen Ereignisse als Mondfinsternisse bezeichnet, bei denen der Mond vom Kernschatten der Erde teilweise oder ganz bedeckt wird. Finsternisse, bei denen der Mond nur vom Halbschatten getroffen wird, sind wenig auffällig, werden aber in der offiziell mitgezählt.

29

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S T E R N B I L D E R Fr端hling

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nÖrDliche Korne Coronae Borealis

Die Orientierung am Himmel

Die Nördliche Krone ist ein Sternbild nördlich des Himmelsäquators, klein und sehr markant. Corona Borealis befindet sich zwischen Hercules und Bootes. Die darin enthaltenen Sterne bilden einen Halbkreis. Das Sternbild enthält zwei interessante veränderliche Sterne, die starke Helligkeitsschwankungen aufweisen.

sternbilDer

33

JungFrau Virgo

Die Jungfrau ist ein Sternbild auf der Ekliptik. Sie ist (nach der Hydra) das zweitgrößte Sternbild am Himmel. Sie liegt zwischen dem Löwen (Leo) und der Waage (Libra). Die hellsten Sterne sollen eine liegende Person darstellen.


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34

VENUS

Die hรถllische Schwester der Erde


Die höllische Schwester der Erde

Die höllische schwester der erde

venus

35

S

ie ist unser strahlender Abend- und Morgenstern: die Venus. Unter dichten Wolken verborgen, blieb unsere nächste Nachbarin im All lange ein Rätsel. Inzwischen wissen wir, die Venus ist eine brodelnde Hölle, eine einzige Klimakatastrophe. Warum, konnten auch alle bisherigen Missionen nicht klären. Noch hütet die Venus so manches Geheimnis - und rückt damit wieder in den Fokus der Forschung. Auf den ersten Blickt sieht Venus wie ein Zwilling der Erde aus: Sie ist mit 12.000 km Durchmesser nahezu gleich groß wie die Erde. Sie besitzt eine Atmosphäre und weist Hinweise auf zumindest früher vorhandenen Vulkanismus auf. Unterschiedlich sind die Jahreslänge mit 225 Erdtagen und die Tageslänge mit 243 Erdtagen. Von außen gesehen fällt zunächst die dichte Wolkenhülle auf, die die Venus weiß strahlen lässt und zum hellsten Gestirn an unserem Himmel nach Sonne und Mond macht. Jedoch verbirgt sich eine Hölle unter dieser Hülle: Auf der Venusoberfläche herrscht der 90-fache Druck der Erdatmosphäre. Die Temperatur erreicht ca. 470°C und die »Luft« besteht fast ganz aus Kohlendioxid. Auf Venus regiert der Treibhauseffekt: Die Schwester der Erde ist das warnende Beispiel dafür, dass sich eine Planetenatmosphäre auch in eine lebensfeindliche Richtung entwickeln kann. Die Energie der Sonnenstrahlung – zumindest der Teil, der nicht von den mächtigen Wolken zurückgeworfen wird – bleibt in der Atmosphäre gefangen. Über Jahrmillionen hat dies zur Ausbildung solch extremer Bedingungen geführt, die jedes Leben unmöglich machen.

Das einzige Foto, das jemals von der Venusoberfläche gemacht wurde, stammt von einer sowjetischen Raumsonde, die wenige Minuten nach der Landung durch den gewaltigen Druck der Atmosphäre zerstört wurde.


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ein planet FaSt Wie Die erDe Kein anderer Planet im ganzen Sonnensystem ist unserer Erde so ähnlich wie die Venus. Sie ist – wie die Erde – einer der inneren Gesteinsplaneten und kreist in einem ähnlichen Abstand wie wir um die Sonne. Die Venus hat fast die gleiche Größe, Masse und Dichte wie die Erde. Auch die Schwerkraft auf der Venus ist ähnlich zur Erde: Wiegen Sie auf der Erde 70 Kilogramm, hätten Sie auf der Venus ein Gewicht von etwa 63 Kilogramm. Physikalisch ist die Venus also tatsächlich eine etwas kleinere Zwillingsschwester der Erde.

E

unSere Schnelle nachbarin Die Venus ist auch – abgesehen vom Erdmond – unsere nächste Nachbarin im All: Am erdnächsten Punkt ihrer Bahn um die Sonne hat sie »nur« noch einen Abstand von 41 Millionen Kilometern zu uns. Der Mars, unser äußerer Nachbar, ist dagegen rund 15 Millionen Kilometer weiter weg. Die Venus ist etwas näher an der Sonne und umkreist sie daher auch schneller als die Erde: Hat die Erde nach einem Jahr die Sonne einmal umrundet, ist die Venus schon eine halbe Runde weiter – ein Jahr auf der Venus dauert nur etwa 7,5 unserer Monate.

Wenn tag unD Jahr Vergehen Ganz anders sehen allerdings die Tage auf der Venus aus: Während der Mars etwa in der gleichen Geschwindigkeit wie die Erde um die eigene Achse rotiert, ein Tag also rund 24 Stunden dauert, dreht sich die Venus sehr langsam um sich selbst: 243 Tage vergehen auf der Erde, bis die Venus sich einmal um ihre Achse gedreht hat. In dieser Zeit ist schon mehr als ein Jahr auf der Venus vergangen!


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VerKehrte Welt auF Der VenuS In dieser einen Drehung um die eigene Achse vergehen aber dennoch über zwei Venustage. Denn die Venus steht Kopf: Sie dreht sich im Uhrzeigersinn um die eigene Achse, entgegen ihrer Bewegung um die Sonne. Nur Pluto und Uranus haben ebenfalls eine solche rückläufige Rotation. Würde sich die Venus andersherum drehen, würde sie der Sonne immer die gleiche Seite zuwenden – so wie unser Mond uns. Doch da sie sich rückläufig dreht, geht die Sonne bei einer Umdrehung zweimal auf der Venus auf – allerdings im Westen. Es ist, als ob die Achse der Venus auf dem Kopf steht. Daher gibt man die Neigung der Achse zur Bahn der Venus auch nicht mit 2,7 Grad an, sondern mit 177,3 Grad (um fast 180 Grad »gekippt«). Warum die Venus Kopf steht, ist allerdings ungeklärt.

einFluSS Der groSSen SchWeSter Es gibt noch eine Besonderheit bei unserer »kleinen Schwester« Venus: Mit ein paar einfachen Rechnungen stellt man fest, dass bei Erde und Venus die Eigenrotationen, Sonnenbahnen und Positionen zueinander in besonderen Zahlenverhältnissen stehen, die zu einigen auffälligen Regelmäßigkeiten führen: Die Bahn der Venus über unseren Sternenhimmel ist alle acht Jahre gleich. Fünfmal erreicht die Venus in dieser Zeit ihren erdnächsten Punkt – und dreht uns dabei immer die gleiche Seite zu. Zeichnet man diese fünf Punkte wiederum in

Die höllische Schwester der Erde

DER ERDE

eine Sternenkarte, ergibt sich ein regelmäßiges, fast geschlossenes Pentagramm. Es könnte sich also um ein so genanntes Resonanz-Phänomen handeln: Vermutlich hat unser eigener Planet mit seiner Gravitationskraft so großen Einfluss auf die Drehung der Venus, dass sich diese Regelmäßigkeiten ergeben.

37 venUs

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E UMLAUFZEIT (EIN JAHR) Venus: 2 24,7 E rd

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Sonne und wird wieder zum Abendstern. In ihrem größten Glanz steht die Venus rund einen Monat vor oder nach der unteren Konjunktion: Jetzt ist sie am hellsten, da sie nahe der Erde steht, ihre Sichel aber noch nicht zu dünn ist.

Weil wir von außen zur Venus auf ihre Bahn blicken, zeigt sie uns unterschiedliche Gesichter: Steht Venus zwischen Sonne und Erde, können wir sie nicht sehen, weil sie uns ihre Nachtseite zuwendet. Dagegen ist die Venus voll beleuchtet, wenn sie, für uns unsichtbar, hinter der Sonne steht. Dazwischen entwickelt sie ähnliche Phasen wie der Mond: Nachdem die »Vollvenus« aus den Sonnenstrahlen am Abendhimmel auftaucht, wird der beleuchtete Anteil kleiner. Zum Zeitpunkt ihres größten Abstands zur Sonne zeigt sie sich halb beleuchtet, und wenn sie zur Sonne zurückstrebt, wird sie zur Sichel und gleichzeitig wegen der Annäherung an die Erde immer größer. Anschließend entfernt sie sich wieder von der Sonne und taucht am Morgenhimmel auf. Der beleuchtete Anteil wird dann wieder größer. Es ist die Sichelphase, die am spannendsten zu beobachten ist. Die günstigen Stellungen, wenn Venus am Abendhimmel weit genug von der Sonne entfernt steht, kommen alle eineinhalb Jahre vor. Der Planet ist dann einige Monate als heller Abendstern zu sehen.

Für einen Umlauf um die Sonne braucht die Venus nur 0,61 Erdjahre – sie überholt uns etwa alle 19 Monate. Alle 584 Tage nimmt sie wieder die gleiche Stellung zu Erde und Sonne ein – sei es eine der Konjunktionen oder größten Elongationen. Die Venus ist also immer nur alle eineinhalb Jahre Abendstern, dann allerdings fast neun Monate lang.

Die Venus ist eines der auffälligsten Objekte am Himmel – und nach Sonne und Mond auch das hellste: Ihre dichte Wolkendecke reflektiert 76 % des auftreffenden Sonnenlichts – eine Albedo von 0,76. Die Rückstrahl-Fähigkeit von frischem Schnee ist mit 0,9 nur wenig höher. So erreicht die Venus eine scheinbare Helligkeit (siehe Begriffserläuterungen Seite 83) von -4,4 mag – und ist damit um vier Größenklassen heller als Sirius, der hellste Stern unseres Firmaments (-1,4 mag). So hell, dass Sie die

Venus sogar tagsüber am Himmel finden können, wenn die Sonne weit genug von ihr entfernt ist. Sie ist das erste sichtbare Gestirn in der Abenddämmerung und das letzte vor Sonnenaufgang – mal Abendstern, mal Morgenstern. Doch tief in der Nacht ist die Venus nie zu sehen, dafür ist sie zu nahe an der Sonne: Aus unserem Blickwinkel entfernt sie sich maximal 48 Grad von ihr – und kann ihr so bis zu vier Stunden vorauseilen oder nachfolgen auf der täglichen Bahn über den Himmel.

Schon mit einem kleinen Fernrohr können Sie die Phasen der Venus beobachten. Besonders schön ist der Anblick kurz vor oder nach der unteren Konjunktion: Die Sichel wird so dünn und fein, dass ihre Spitzen übergreifen – die „Venushörner“ tauchen auf. Auch während der unteren Konjunktion können Sie die Venus manchmal beobachten: Gelegentlich steht die Venus dabei genau zwischen Erde und Sonne und wandert als kleines, schwarzes Scheibchen vor der Sonne vorbei - ein Venustransit. Doch da die Venusbahn um 3,4 Grad zur Bahn der Erde geneigt ist, zieht die Venus meist unter- oder oberhalb an der Sonne vorbei - mit einem Winkelabstand bis zu neun Grad.

Die höllische Schwester der Erde

Die Konjunktionen und Elongationen sind keine fixen Punkte auf der Umlaufbahn eines inneren Planeten, sondern drücken immer ein relatives Verhältnis zwischen ihm und der Erde im Bezug auf die Sonne aus: Bei der Elongation ist der Winkel Planet-Erde-Sonne am größten, bei oberer und unterer Konjunktion beträgt er dagegen 0 Grad.

39 venUs

unSer abenD- unD morgenStern Die Venus begleitet die Sonne auf ihrer jährlichen Reise durch alle Tierkreisbilder, doch in eigenem Tempo: Zwischen westlicher und östlicher Elongation wandert sie schneller als die Sonne nach Osten, dann langsamer. Sie finden die Venus immer in der Nähe der Sonne – höchstens ein bis zwei Sternbilder entfernt. Zum Zeitpunkt der unteren Konjunktion, wenn sie uns »auf der Innenbahn« überholt, dreht sie für ein paar Wochen eine kleine Schleife rückwärts am Firmament und wird vom Abend- zum Morgenstern. Zum Zeitpunkt der oberen Konjunktion verschwindet sie für einige Wochen hinter der


S T E R N B I L D E R Sommer

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Die Orientierung am Himmel sternbilDer

41

SchWan Cygnus

Delphin Delphinus

Der Delphin ist ein Sternbild in der Nähe des Himmelsäquators, ein kleines, aber einprägsames Sommersternbild, das die Form einer Raute aufweist. Seiner Lage am Himmelsäquator entsprechend, kann es von der ganzen Welt aus gesehen werden.

Der Schwan ist ein Sternbild nördlich des Himmelsäquators, ein auffälliges Sternbild am Sommer- und Herbsthimmel. Die hellsten Sterne bilden ein markantes Kreuz am Himmel, weshalb er auch manchmal als Nördliches Kreuz bezeichnet wird. Durch den Schwan zieht sich das helle Band der Milchstraße, weshalb das Sternbild reich an interessanten Sternen und nebligen Objekten ist.


mars

42

MARS

Ausserirdische Polkappen und W端sten


Ausserirdische Polkappen und Wüsten

ausserirdische PolkaPPen und wÜsten

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43

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er Planet Mars ist unser äußerer Nachbar und mit einem Durchmesser von knapp 6.800 Kilometern etwa halb so groß wie Erde oder Venus. Bei seiner größten Annäherung an uns ist er etwa 60 Millionen Kilometer entfernt – um die Hälfte mehr als die Venus. Allerdings schwankt die kleinste Entfernung des Mars aufgrund seiner exzentrischen Bahn und kann bei mancher Begegnung auch 100 Millionen Kilometer betragen. Daher ändert sich die scheinbare Größe des Planeten am Firmament stark: Im günstigsten Fall erreicht er fast eine halbe Bogenminute (25‘‘) – zwei- bis dreimal kleiner als die Venus in ihren besten Zeiten. Vom marSStaub gebremSt Von rotem Staub bedeckt, hat der Mars eine geringe Rückstrahlkraft: Mit einer Albedo von nur 0,16 reflektiert der Planet nur 16 Prozent des einfallenden Lichts. Seine scheinbare Helligkeit schwankt sehr stark: Zur Opposition (siehe Begriffserläuterung: Äussere Planeten, Seite 84), wenn ihn die Sonne voll anstrahlt, kann er -2,7 mag erreichen – etwa wie Jupiter. FaSZination in rot-WeiSS Doch der Mars hat ein ganz besonderes Strahlen zu bieten: Er leuchtet rötlich, durch seine oxidierte Oberfläche. Allein deshalb werden Sie keine Schwierigkeiten haben, ihn in den Monaten vor und nach seiner Opposition zu erkennen. Der Mars lohnt auch den Blick durch ein Teleskop. Bei einiger Vergrößerung können Oberflächendetails des zerklüfteten Planeten ausgemacht werden. Und unter optimalen Bedingungen können Sie seine weißen Polkappen aus Eis sehen.

im SauSeSchritt überS Firmament Mars ist der schnellste der äußeren Planeten: In nur 1,88 Erdjahren umkreist er einmal die Sonne. Daher wandert er auch flott über den Himmel: Alle ein bis zwei Monate wechselt er ein Sternbild weiter entlang der Ekliptik, während Jupiter dafür ein Jahr benötigt. Wenn wir ein Jahr nach der letzten Begegnung mit ihm wieder an der gleichen Stelle unserer Umlaufbahn angelangt sind, ist der Mars gerade eine halbe Runde um die Sonne gewandert und ist in Konjunktion hinter der Sonne. In Opposition steht er erst wieder eine ganze Runde später etwa zwei Jahre und einen Monat nach dem letzten Oppositionszeitpunkt. alle ZWei Jahre ganZ nah Dadurch können Sie den roten Planeten nur alle zwei Jahre beobachten, während die anderen äußeren Planeten jedes Jahr etwa zur gleichen Zeit sichtbar sind (die inneren sogar mehrmals im Jahr). Ende Januar 2010 war der Mars zuletzt in Opposition. Im Februar 2011 wird er sich wieder hinter der Sonne verbergen. Und Anfang März 2012 erreicht er erst wieder seine Opposition. Durch seine Nähe ist auch die Oppositionsschleife beim Mars besonders groß. Und er durchläuft sie besonders schnell: während seine Nachbarn Jupiter und Saturn etwa vier Monate lang westwärts wandern, läuft Mars nur für zweieinhalb Monate »rückwärts« auf seiner Bahn.

Die Farbe des roten Planeten ist auf Eisenoxid (Rost) der oberen Bodenschicht zurückzuführen. Die Polkappen aus Eis schmelzen jährlich nahezu komplett ab. Er besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde: Phobos und Deimos (griechisch für Furcht und Schrecken)


Ausserirdische Polkappen und Wüsten

von bakteriellem Leben. Ob diese tatsächlich vom Mars stammen, oder erst auf der Erde den Stein befielen, bleibt derzeit noch offen. Die Raumfahrt verbindet heute mit dem Roten Planeten ihren größten Traum: Ein Flug zum Mars soll das Menschheitsabenteuer des 21. Jahrhunderts schlechthin werden. Der wissenschaftliche Nutzen ist umstritten (wie einst bei den Mondlandungen), aber die Hauptrolle spielt ohnehin mehr menschliches Geltungsbedürfnis. Dabei gab es bei keinem anderen Planeten derart viele fehlgeschlagene Raummissionen: Fast die Hälfte aller bisher gestarteten Marssonden ging verloren, darunter fast alle russischen. Was den mindestens 55 Millionen Kilometer langen Weg schaffte, konnte Ergebnisse zur Erde funken, die beeindruckten: Die Wüstenpanoramen der VikingSonden in den 1970er Jahren ebenso wie die im Internet mitverfolgbaren Touren der Marsautos Spirit und Opportunity.

Beide wurden 1877 von dem USamerikanischen Astronomen Asaph Hall entdeckt und nach den in der Ilias überlieferten beiden Begleitern, die den Wagen des Kriegsgottes Ares (lat. Mars) ziehen, benannt.

Mars ist der einzige Planet, von dem man von der Erde aus die Oberfläche gut beobachten kann. Der kleine Bruder der Erde – er hat nur etwa die Hälfte ihres Durchmessers – besitzt zwar eine Atmosphäre aus Wasserdampf und Kohlendioxid, diese ist aber so dünn, dass Wasser in flüssiger Form nicht vorkommen kann. Zarte Wolken zeigen sich am Marshimmel, der durch globale Staubstürme manchmal für Monate vollkommen verhüllt wird. Im Teleskop sind die hellen Polkappen am auffälligsten. Sie bestehen aus C02- und H2O-Eis, das sich im Marswinter bei -100°C niederschlägt, um im Frühling bei Temperaturen um den irdischen Gefrierpunkt zu verdampfen. Daneben kann man jene dunklen Gebiete erkennen, die man einst für Vegetationszonen hielt. Ein Marstag dauert mit 24 Stunden und 40 Minuten nur wenig länger als bei uns, das Marsjahr misst aber 687 Tage. Der Rote Planet kommt uns nur alle zwei Jahre nahe, wenn wir ihn auf unserer Bahn innen überholen. Dann dominiert sein orangerot funkelndes Leuchten den Nachthimmel.

mars

44

Unser äußerer Nachbarplanet hat seit jeher die Fantasie der Menschen erregt. Seine rötliche Färbung, mit der er sich deutlich von allen anderen Planeten abhebt, und sein großer HeIligkeitswandel um das fast 8O-fache zwischen bester und ungünstigster Sichtbarkeit mögen dazu beigetragen haben. Die Aufregung begann jedoch erst 1877 richtig mit dem italienischen Astronom Giovanni Schiaparelli, der im Fernrohr dunkle linienhafte Gebilde gesehen haben wollte. »Canali« nannte er sie, was sowohl einen natürlichen Graben als auch einen künstlich angelegten Kanal meinen konnte. Seine Zeitgenossen faszinierte der Gedanke an letzteres – den Amerikaner Percival Lowell sogar so sehr, dass er sich eigens eine große Sternwarte dafür bauen ließ. Ein ganzes Netz von Marskanälen kartierte Lowell. Er behauptete auch zu sehen, wie die Kanäle in jahreszeitlichem Rhythmus dunkler wurden und Gebiete zu sehen waren, die mit ihrer Hilfe »bewässert« wurden. Zahlreiche andere Laien und Fachleute nahmen seine Ideen auf, und um 1900 war man allgemein überzeugt davon, dass es auf dem Mars eine hoch entwickelte Zivilisation gäbe. Die »Kleinen grünen Männchen« der Marseuphorie vor 100 Jahren prägen heute noch unser Bild eines Außerirdischen. Doch größere Teleskope und modernere Forschungsmethoden ließen Zweifel an den Marsbewohnern aufkommen. Aber noch in den 1960er Jahren gingen auch Astronomen davon aus, dass zumindest Vegetation auf dem Mars vorhanden wäre. Doch ein einziges unscharfes Bild der Sonde Mariner 4 am 15.07.1965 zerstörte alle Illusionen: Die Marsoberfläche sah aus wie der Mond – eine leblose Kraterwüste. Heute weiß man, dass dies nicht der Realität entspricht, denn weitere Missionen zeigten riesige erloschene Vulkane, gewaltige Canyons – und Spuren von Flüssigkeit, die einst Marslandschaften prägten. Die Frage nach Leben auf dem Mars ist heute deshalb nach wie vor aktuell, wenn sie auch anders gestellt wird: Bakterien werden gesucht, keine Marsianer. Dazu beigetragen hat ein Mars-Meteorit, den man gut erhalten in der Antarktis fand – mit Spuren

phoboS (griech. Furcht) Durchmesser: 26,8 x 22,4 x 18,4 km Große Halbachse: 9.376 km (Phobos ist damit kaum mehr als 6.000 km von der Oberfläche des Mars entfernt und damit ist die Distanz geringer als der Durchmesser des Planeten.) Periodische Umlaufbewegung: 0,31891 Tage Die Umlaufzeit von Phobos ist kürzer als die Rotationszeit von Mars. Der Mond kommt dem Planeten durch die Gezeitenwechselwirkung auf einer Spiralbahn langsam immer näher und wird schließlich auf diesen stürzen oder durch die Gezeitenkräfte auseinander gerissen werden, so dass er für kurze Zeit als Marsring enden wird. Dies wird in ca. 50 Millionen Jahren geschehen.


DeimoS (griech. Schrecken)

Phobos und Deimos sind zwei unregelmäßig geformte Felsbrocken. Möglicherweise handelt es sich um Asteroiden, die vom Mars eingefangen wurden. Die periodischen Umlaufbewegungen der beiden Monde befinden sich zueinander in einer 1:4-Bahnresonanz.

Ausserirdische Polkappen und Wüsten

00

Deimos wird in einer noch ferneren Zukunft dem Mars entfliehen. Er driftet durch die Gezeitenwechselwirkung langsam nach außen, wie alle Monde, die langsamer (und nicht retrograd) um einen Planeten kreisen, als dieser rotiert.

KM

MARSJAHR: 687 TAGE 23 . 4

ERDE

Der Rote Planet kommt uns nur alle zwei Jahre nahe, wenn wir ihn auf unserer Bahn innen überholen. Dann dominiert sein orangerot funkelndes Leuchten den Nachthimmel.

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Durchmesser: 15,0 x 12,2 x 10,4 km Große Halbachse: 23.459 km Periodische Umlaufbewegung: 1,262 Tage


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Die Orientierung am Himmel

Der Pfeil ist ein Sternbild des Nordhimmels. Der Pfeil ist das drittkleinste Sternbild am Nachthimmel. Vier Sterne der 3. und 4. Größenklasse bilden einen Pfeil, wobei der Hellste (Sagittae) die Spitze symbolisiert. Es liegt inmitten des sternreichen Gebietes der Milchstraße.

sternbilDer

47

aDler Aquila

Der Adler ist ein markantes Sternbild des nördlichen Herbst- und Sommerhimmels. Aufgrund des auffallend hellen Haupt-sternes Atair (Aquilae), kann der Adler leicht am Sommerhimmel gefunden werden.


JUPiter

48

JUPITER

Der Gigant und seine Monde


Der Gigant und seine Monde

der gigant und seine monde g

alileo Galileis größte Gabe war seine Neugier. Als im Jahr 1608 die Nachricht zu ihm drang, dass holländische Spiegelschleifer ein Gerät entwickelt hätten, das entfernte Dinge vergrößern könne, war er fasziniert und baute sich selbst ein solches Instrument. Im Januar 1610 richtete er es erstmals an den Himmel – auf Jupiter. Was er sah, muss ihm die Sprache verschlagen haben: Neben dem hellen Planeten standen vier kleine Sternchen, in einer Linie mit Jupiter aufgereiht. Galilei beobachtete die Szenerie jeden der folgenden Abende – jedes Mal standen die vier Sternchen anders, manchmal waren nur drei oder zwei zu sehen. Nach einigen Wochen hatte Galilei die Lösung: Die vier Sternchen kreisen um Jupiter, wie Planeten um die Sonne kreisen. Sie sind Monde eines anderen Planeten! Diese Erkenntnis war revolutionär, denn bis dahin drehte sich alles um die Erde – wenn es nach der kirchlichen Lehrmeinung ging – oder die Sonne, laut Kopernikus. Galileos Beobachtung lässt sich heute mit dem kleinsten Fernrohr nachvollziehen. Die vier von ihm entdeckten Monde – von seinem fränkischen Konkurrenten Simon Marius nur einen Tag später beobachtet und mit den Namen Io, Europa, Ganymed und Kallisto versehen – sind heute als Galileische Monde bekannt. Sie sind die vier weitaus größten von 63, bisher bekannten Körpern, die um den Jupiter kreisen. Die Bahnebene der Monde ist fast mit der Bahnebene von Jupiter und Erde um die Sonne identisch – so dass wir seitlich auf das System blicken. Die Monde bewegen sich nach links oder rechts, je nachdem, ob sie sich vor oder hinter dem Planeten bewegen. Sie können auch vor dem Planeten vorbeigehen oder hinter ihm verschwinden – dann sind sie unsichtbar und scheinen zu »fehlen«.

Spannend wird es, wenn unsere Beobachtungsposition auf der Erde nicht genau zwischen Jupiter und Sonne steht, sondern etwas daneben: Dann kommt der Schattenwurf hinzu. Monde verschwinden hinter Jupiter im Schatten des Planeten – eine Mondfinsternis – und werfen vor dem Planeten ihren Schatten auf Jupiter – eine Sonnenfinsternis. Beides lässt sich mit Übung schon in einem kleinen Teleskop beobachten. Der Tanz der Monde wiederholt sich seit Äonen – stetiger Wandel kennzeichnet aber den Planeten selbst: Wie alle äußeren Planeten (Begriffserläuterung Seite 84) ist er viel größer als die Erde und hat keine feste Oberfläche. Man spricht daher von »Gasplaneten«: Die Wolken werden mit zunehmender Tiefe dichter, es gibt aber keine Kruste, auf der eine Sonde landen könnte. Aufgrund der Umdrehungszeit von knapp zehn Stunden herrschen auf dem Planeten stürmische Verhältnisse in einem vielfältigen Klimasystem. Der größte dieser Stürme ist so groß wie die gesamte Erde und tobt seit 150 Jahren auf dem Planeten: Der so genannte »Große Rote Fleck« ist ein gewaltiger Antizyklon mit Windgeschwindigkeiten von bis zu 500 km/h. Warum er so lange stabil bleibt, ist unbekannt, ebenso ist die Herkunft der roten Farbe nicht ganz geklärt. Der »Große Rote Fleck« ist erst mit größeren Teleskopen zu erkennen. Einfacher zu sehen sind die beiden dominanten dunklen Wolkenbänder, die den Planeten umziehen und die Äquatorrichtung anzeigen. Bei größerer Auflösung ist zu erkennen, dass die Wolkenbänder und die hellen Zonen dazwischen von zahlreichen kleineren Wolkensystemen bevölkert werden. Diese entstehen und vergehen in ähnlicher Weise wie das Wetter auf der Erde – ohne dass auch beim Jupiter eine »Wettervorhersage« bis heute verlässlich möglich wäre.

Jupiter hat keine feste Oberfläche. Sein Anblick wird von dunklen und hellen Wolkenzonen geprägt. Der »Große Rote Fleck« ist ein riesiger Wirbelsturm von der Größe der Erde. Er dreht sich am Rand in 6 Tagen einmal um sich selbst.

JUPiter

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Der Gigant und seine Monde

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10 - 15 Mio. km

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JUPITERMONDE

Die folgende Grafik enthält alle bisher bekannten natürlichen Satelliten des Planeten Jupiter. Sie ist nach der offiziellen Nummer der Internationalen Astronomischen Union (IAU) geordnet. Ausserdem stellt die Grafik den Durchmesser, die Große Halbachse und die Umlaufdauer in Tagen der jeweiligen Monde dar. Die Grafik zeigt, dass die größten Monde dem Jupiter am nächsten sind und dass bei weiter entfernten Monden die Umlaufzeit um den Planeten entsprechend höher ist. Aktuelle Neuentdeckungen tragen einen vorläufigen Zahlencode, bis sie von der IAU auch einen Namen bestätigt bekommen. Die Galileischen Monde Io, Europa, Ganymed und Kallisto mit Durchmessern zwischen 3122 und 5262 Kilometern (Erddurchmesser 12.740 km) wurden 1610 unabhängig voneinander durch Galileo Galilei und Simon Marius entdeckt. Alle anderen Monde, mit Ausnahme der 1892 entdeckten Amalthea, wurden erst im 20. oder 21. Jahrhundert gefunden. Die Galileischen Monde sind die größten Jupitermonde und haben planetennahe, nur wenig geneigte Bahnen. Die erste bekannte mathematische Berechnung der Bahnen der Jupitermonde wurde 1945 von Pedro Elias Zadunaisky in seiner Dissertationsschrift bei Beppo Levi durchgeführt.

Neben den Galileischen Monden gibt es vier weitere Monde auf planetennahen und nur wenig geneigten Bahnen: Metis, Adrastea, Amalthea und Thebe. Diese sind aber mit Durchmessern von 20 bis 131 km wesentlich kleiner als die Galileischen Monde. Man vermutet, dass diese acht inneren Monde gleichzeitig mit dem Jupiter entstanden sind. Die restlichen Monde sind kleine bis kleinste Objekte mit Radien zwischen 1 und 85 km und wurden vermutlich von Jupiter eingefangen. Sie tragen teilweise noch Zahlencodes als vorläufige Namen, bis sie von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) endgültig benannt sind.

beZeichnung: » offizielle Nummer der IAU » Name des Mondes » Jahr der Entdeckung


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Der gigant Jupiter ist nach der Sonne das größte Objekt des ganzen Sonnensystems. Der Gasplanet hat rund doppelt soviel Masse wie alle anderen Planeten zusammen. Sein Durchmesser von knapp 143.000 Kilometern ist elf Mal größer als der der Erde, sein Volumen beträgt mehr als das Tausendfache. Jupiter erlangt eine scheinbare Größe von knapp 47‘‘ und ist damit der Venus vergleichbar. Auch seine Albedo von 0,7 ist fast genauso groß. Dennoch wird er von der viel kleineren Venus um zwei Größenklassen überstrahlt, da er mit 600 Millionen Kilometern etwa 15-mal weiter von uns entfernt ist. Er erreicht nur eine scheinbare Helligkeit von -2,8 mag – immerhin deutlich heller als der hellste Fixstern Sirius.

ein SternbilD pro Jahr Anders als Mars, der nur jedes zweite Jahr sichtbar ist, können Sie Jupiter alljährlich beobachten. Jupiter braucht knapp zwölf Jahre einmal um die Sonne. Daher bewegt er sich am Firmament um über 30 Grad pro Jahr ostwärts. So kommt er im Schnitt pro Jahr um ein Sternbild weiter. Er wandert 2010 vom Wassermann in die Fische, befindet sich im Herbst 2011 unter dem Widder und verbringt den Winter 2012 im Wintersternbild Stier. Dabei läuft er immer im Herbst rückwärts durch die typische Schleife zur Opposition (Begriffserläuterung: Seite 85), in die er jedes Jahr einen Monat später eintritt. Da er weiter innen und damit schneller um die Sonne kreist als Saturn, ist auch seine Schleife um etwa zwei Wochen kürzer.

Der Gigant und seine Monde

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S T E R N B I L D E R Herbst

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Die Orientierung am Himmel sternbilDer

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Der Widder ist ein Sternbild der Ekliptik, ein kleines, aber markantes Sternbild. Es liegt südlich des unauffälligen Sternbildes Triangulum und westlich der Pisces. Der Widder gehört zu den Tierkreiszeichen, da die Ekliptik durch ihn hindurch läuft.

Der Perseus ist ein Sternbild des Nordhimmels und stellt die Gestalt des griechischen Helden Perseus, der die Medusa besiegte, dar. Der Stern Algol repräsentiert das abgeschlagene Medusenhaupt, das er in der Hand hält. Perseus ist in unseren Breiten teilweise zirkumpolar, d.h., das ganze Jahr über sichtbar.


satUrn

54

SATURN

Der Ring um einen Planeten


Der Ring um einen Planeten

Der Ring um einen Planeten Saturn

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D

er Saturnring ist wohl das bekannteste Motiv unseres Sonnensystems, vielleicht der Astronomie überhaupt. Er symbolisiert die himmlische Ästhetik, die Wunder des Kosmos, das Unbegreifliche der weit entfernten Welten. Auch für Galilei war unbegreiflich, was er sah. Zunächst schien der Saturn bei seinen ersten Teleskopbeobachtungen zwei »Henkel« zu haben. Einige Zeit später glaubte er, zwei Monde zu beiden Seiten des Planeten zu sehen. Im Jahr darauf waren diese plötzlich verschwunden. Erst ungefähr 50 Jahre später erkannte Christian Huygens, dass es sich um einen mit der Planetenkugel nicht verbundenen Ring handeln musste. Eine hauchdünne Scheibe Der Saturnring ist enorm schmal: Bei 250.000 Kilometer Durchmesser ist er nur wenige hundert Meter dick – der Vergleich mit einer Schallplatte ist also noch weit untertrieben! Wie kann ein solch zartes Gebilde überhaupt stabil sein? Die Antwort liegt in seiner Natur begründet: Der Saturnring ist nicht fest, sondern besteht aus Millionen von einzelnen Fels- und Eisbrocken von maximal zehn Metern Größe, die in festen Bahnen um den Saturn kreisen – wie abertausend winzige Monde. Durch Wechselwirkungen mit den größeren, weiter außen kreisenden Monden – Saturn hat davon mindestens 61 – gibt es Bahnen, auf denen mehr Brocken kreisen, und andere Bahnen, die fast leer von Materie sind. Raumsonden haben gezeigt, dass der Saturnring eigentlich aus 100.000 einzelnen Ringen besteht,

hier ist der Vergleich mit der Schallplatte angebracht. Sie erscheinen erst aus der Entfernung als nahezu einheitliches Gebilde. bei näherer Betrachtung sieht man sogar »Ecken und Kanten« in einzelnen Ringen – hier spielen wieder Wechselwirkungen mit anderen Monden eine Rolle. Über den Ursprung des Rings ist man sich bis heute noch nicht ganz einig. Die gängigste Theorie geht davon aus, dass ein größerer Mond durch Gezeitenkräfte des Mutterplaneten zerrissen worden ist und sich die Überreste als Ring formiert haben. Womöglich sind die Ringe auch nur kurzfristige Gebilde – in astronomischen Maßstäben –, die sich immer dann formen, wenn ein Mond in die »Gezeitenfalle« seines Planeten tappt. Schon mit einem kleinen Teleskop kann man den Saturnring selbst sehen. Je nach Stellung erscheint er flacher oder weiter geöffnet. Größere Teleskope zeigen den echten dreidimensionalen Effekt: Ein Teil des Rings geht vor dem Planeten vorbei, der andere wird von ihm bedeckt. Schatteneffekte verstärken den irrealen Eindruck noch. Saturn ähnelt sonst in vielem seinem großen Bruder Jupiter. Mit 120.000km Durchmesser ist er etwas kleiner als dieser, mit etwa einer Milliarde Kilometer Entfernung etwa doppelt so weit weg von uns. Auch er besteht aus Gas und zeigt eine Oberfläche aus Wolken, die aufgrund der geringeren Energiezufuhr von der Sonne nicht so turbulent wie beim Jupiter ist.

Der Saturnring ist nicht einzigartig. Bilder der Raumsonden haben gezeigt, dass alle äußeren Planeten – also auch Jupiter, Uranus und Neptun – Ringe besitzen. Sie sind nur wesentlich unauffälliger als die des Saturn und deshalb von der Erde aus kaum zu beobachten.


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Der Ring um einen Planeten

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Der Saturnring besteht eigentlich aus vielen tausend einzelnen Ringen. Er ist nicht überall gleich stark, helle Ringe wechseln sich mit dunklen ab.

Der Anblick der Saturnringe variiert von der Erde aus je nach Stellung der Planeten zueinander. Etwa alle 7,5 Jahre wechselt die Ansicht.

Der Ring ist zur rechten Seite 27° nach unten geneigt. Wir blicken genau auf die Kante und können den Ring praktisch nicht sehen.

27°

Der Ring um einen Planeten

Der Ring fällt vor dem Planeten nach unten ab. Wir blicken von oben durch den Ring auf Saturn.

satUrn

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2017

Der Ring fällt hinter dem Planeten nach unten ab. Wir blicken von unten durch den Ring auf Saturn. Der Ring ist zur linken Seite 27° nach unten geneigt. Wir blicken genau auf die Kante und können den Ring praktisch nicht sehen.

Saturn können Sie leicht am Himmel finden, obwohl er über 1,2 Milliarden Kilometer von uns entfernt ist: Der zweitgrößte Planet gehört zu den hellsten Gestirnen. Über eine Stunde braucht Saturns Licht zu uns, doch er strahlt heller als viele Sterne. Denn der Ringplanet ist mit über 120.000 Kilometern Durchmesser beinahe so groß wie der Gigant Jupiter – fast zehnmal größer als die Erde. Da er so gut zu sehen ist, ist Saturn von alters her bekannt. Seine äußeren Nachbarn Uranus, Neptun und der Zwergplanet Pluto wurden dagegen erst in den vergangenen zweieinhalb Jahrhunderten entdeckt. hell Wie ein erStKlaSSiger Stern Da er doppelt so weit entfernt ist wie Jupiter, erreicht Saturn nur eine scheinbare Größe von maximal zwanzig Bogensekunden (20‘‘) am Firmament - nicht halb so groß wie Jupiter und sogar kleiner als Mars und Venus. Saturn erreicht dennoch eine scheinbare Helligkeit von -0,3 mag, wie ein Stern erster Größenklasse, weil seine Atmosphäre fast 75 Prozent des einfallenden Lichts reflektiert: Seine Albedo von 0,74 erreicht fast das Reflexionsvermögen der Venus, des strahlendsten Planeten. Doch die ist dabei der Sonne 13-mal näher als Saturn. ringe Zu Sehen Schon beim flüchtigen Blick an den Nachthimmel können Sie Saturn kaum übersehen, doch ein Teleskop lohnt sich trotzdem: Denn was im Fernglas immer als leicht verschwommenes, längliches Fleckchen erscheint, entpuppt sich ab fünfzigfacher Vergrößerung als besondere Zierde: Die Ringe des Saturn werden sichtbar. Bei hundertfacher Vergrößerung können Sie sogar die Cassini-Teilung sehen, die zwei der Ringe trennt. Im Jahr 2003 wurde Saturns Südseite voll von der Sonne angestrahlt, seine

Ringe waren für unsere Augen weit »geöffnet«. Da sich die Neigung seiner Achse im Verhältnis zur Erde jedoch verändert – der Ring liegt in der Äquatorebene des Saturn und diese ist um 27° gegen die Ekliptik geneigt – sehen wir auch immer in einem anderen Winkel auf seine Ringe. Mal sehen wir auf die Nordseite des Rings, dann »schließt« er sich und verschwindet ganz, wenn wir auf die Kante blicken. In der Folgezeit »öffnet« sich der Ring wieder, bis die Südseite zu sehen ist. Dieser Zyklus dauert etwa 30 Jahre – ein Saturnjahr. Zwei Mal in dieser Zeitspanne kommt es zu den sogenannten »Kantenstellungen«, wenn wir den Ring genau von der Seite sehen – 2009 trat die Konstellation das letzte Mal ein. Der Ring ist dann selbst mit Teleskopen nicht zu sehen. Mit stärkeren Teleskopen können Sie Strukturen in Saturns oberer Atmosphäre erkennen und sogar seine größten Monde sehen: Titan, Rhea, Japetus, Thetis und Dione. StrahlenD inS FrühJahr In einem Saturnjahr wandert der Planet einmal um die Sonne und auch einmal übers Firmament. Alle zweieinhalb Jahre steht er damit ein Sternbild weiter im Tierkreis. Da er jährlich über zwölf Grad weiter nach Osten zieht, steht er auch pro Jahr etwa zwei Wochen später als im Vorjahr in Opposition. In den nächsten Jahren durchläuft er etwa von Januar bis Mai die typische Oppositionsschleife der äußeren Planeten: Für viereinhalb Monate wandert Saturn westwärts, er ist »rückläufig«. Im März bzw. April erreicht er seine Opposition und damit die Zeit des größten Glanzes. Anfang 2010 hat Saturn das Sternbild Jungfrau erreicht. Saturns Schleife ist deutlich kleiner als die von Mars, da er langsamer um die Sonne wandert.


S T E R N B I L D E R Herbst

pegaSuS Pegasus

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Der Pegasus ist ein Sternbild nördlich des Himmelsäquators, ein ausgedehntes Sternbild am Herbsthimmel, das ein auf dem Kopf stehendes fliegendes Pferd darstellen soll. Wobei der Stern Sirrah eigentlich zur Andromeda gehört.


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Die Orientierung am Himmel

Andromeda ist ein Sternbild des nördlichen Sternenhimmels. Sie ist eines der bekannteren Sternbilder, denn sie enthält die nächstgelegene, der Milchstraße ähnliche Spiralgalaxie M 31, den großen Andromedanebel.

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Kometen

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Eisbrocken vom Rand des Sonnensystems


Eisbrocken vom Rand des Sonnensystems

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ometen sind Meister der Verschleierung ihrer eigenen Natur. Weit draußen am Rand des Sonnensystems, wohin noch keine Raumsonde und kein Teleskop geblickt haben, sind sie eigentlich zu Hause. Mehrere Millionen von ihnen sollen sich in der Oortchen Wolke – so benannt nach Jan Oort, der ihre Existenz voraussagte – aufhalten. Dort draußen sind sie nichts als einige Kilometer große Eisbrocken – »schmutziger Schneeball« ist die passende Umschreibung für Kometen. Kommen Sie jedoch in Sonnennähe – was durch äußere Einflüsse geschehen kann – umgeben sie sich etwa ab der Jupiterbahn mit einer leuchtenden Hülle. Die Sonnenstrahlung lässt das Eis verdampfen. In Sonnennähe sorgt sie zusammen mit dem ständig von der Sonne ausgehenden Teilchenstrom dafür, dass Fahnen aus Staub und Gas entstehen. Der Komet an sich ist dann auch mit den besten Teleskopen von der Erde aus nicht zu sehen, sondern nur das Material, das er zurücklässt. Diese Schweife sind das Erkennungsmerkmal der Kometen: Der auf Fotos bläuliche Gasschweif ist immer genau entgegengesetzt zur Sonne gerichtet, weil deren Strahlung die geladenen Gasteilchen »wegweht«. Der Staubschweif dagegen sieht eher gelblich aus und weist eine Krümmung auf, weil die Staubteilchen durch den Strahlungsdruck der Sonne hinter dem Kometen zurückbleiben. Dem Schweif verdanken die Himmelskörper ihren Namen: »kome« (griech. für Haar) Je näher ein Komet an die Sonne kommt, desto stärker werden seine Schweife ausgebildet – sie können über 100 Millionen Kilometer lang werden,

Kometen sind oft überraschende Gäste – wie 2007 der Komet McNaught, der jedoch nur am Südhimmel einen beeindruckenden Anblick bot.


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Eisbrocken vom Rand des Sonnensystems

»Schmutziger« Schneeball

Kometen

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Der Staubschweif sieht gelblich aus und weist eine Krümmung auf, weil die Staubteilchen durch den Strahlungsdruck der Sonne hinter dem Kometen zurückbleiben.

Der bläuliche Gasschweif ist immer genau entgegengesetzt zur Sonne gerichtet, weil deren Strahlung die geladenen Gasteilchen »wegweht«.

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Je näher ein Komet an die Sonne kommt, desto stärker werden seine Schweife ausgebildet – sie können über 100 Millionen Kilometer lang werden.

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Der halleYSche Komet Die meisten Kometen tauchen unvermittelt aus den Tiefen der Oortchen Wolke auf und verschwinden nach ihrem Besuch auf Nimmerwiedersehen. Manche Schweifsterne bewegen sich jedoch auf lang gezogenen Bahnen, in die sie durch die Schwerkraft der Planeten gezwungen wurden. Diese periodischen Kometen kehren in regelmäßigen Perioden an unseren Himmel zurück. Das berühmteste Beispiel ist der Halleysche Komet. Seine Erscheinungen wurden bereits seit mindestens tausend Jahren beobachtet, als dem englischen Astronom Edmond Halley um 1705 auffiel, dass der Komet von 1682 mit den Erscheinungen von 1607 und 1531 identisch sein müsse. Man konnte nun vorraussagen, dass dieser Komet im Abstand von 76 Jahren gegen 1758 wieder auftauchen würde. Halley erlebte nicht mehr, dass ein sächsischer Bauer den Kometen tatsächlich zu Weihnachten 1758 wiederfand. Der Halleysche Komet hat bei seinen letzten Wiederkehren 1910 und 1986 viel Aufregung ausgelöst, obwohl er beide Male nicht sehr gut von der Erde aus sichtbar war. 1910 hatten die Menschen noch vielfach Angst vor den angeblich giftigen Dämpfen des Kometen. 1986 herrschte eher der Frust vor, dass der Komet nicht das angekündigte Schauspiel bot. Kann man Kometen SelbSt entDecKen? Alan Hale und Thomas Bopp blickten beide auf dasselbe Objekt: Am Abend des 23.07.1995 hatten die amerikanischen Hobby-Astronomen den Kugelsternhaufen M 70 mit ihren Teleskopen im Visier. Zufällig entdeckten sie im gleichen Gesichtsfeld einen matt schimmernden Fleck. Gleichzeitig meldeten sie ihren Fund an das Büro von Brian Marsden, der weltweiten Sammelstelle für solche Beobachtungen. Was ihnen gelungen war, ist der Traum jedes Sternguckers: Sie hatten einen bis dahin unbekannten Kometen entdeckt, noch dazu einen der hellsten des gesamten Jahrhunderts! Komet Hale-Bopp verzauberte bei seiner Erdnähe im Jahr 1997 die Astronomen weltweit. Die Ehre, dem entdeckten Objekt seinen Namen geben zu dürfen, stachelt Hobbybeobachter weltweit an, nach bisher unentdeckten Schweifsternen auf die Jagd zu gehen. Die erfolgreichsten ihrer Zunft, wie der Amerikaner David Levy und der Australier Robert Evans, die beide über ein Dutzend Kometen entdeckten, haben ihr Leben diesem einen Traum gewidmet. Um der erste zu sein, bedarf es eines ausgeklügelten Beobachtungsplans, der mit viel Ausdauer allnächtlich abgearbeitet werden muss. Wichtige Werkzeuge sind entsprechende Instrumente – meist riesige Ferngläser oder lichtstarke Spiegelteleskope. Entscheidend ist aber vor allem ein regelmäßig klarer Himmel – was mitteleuropäische Ambitionen von vorneherein einschränkt. Dass es dennoch geht, zeigte 2006 der deutsche Hobbyastronom Sebastian Hönig. Zwar war er bereits seit Jahren Kometen auf der Spur, in jener Nacht wollte er aber nur seine Teleskopsteuerung testen – prompt stand plötzlich ein Komet im Okular. Die meisten Schweifsterne werden jedoch heute von automatischen Suchsystemen gefunden, die in großem Stil den Himmel abscannen. »LINEAR« und »LONEOS« sind deshalb heute die gängigsten Kometennamen. Menschliche Einzelkämpfer haben gegen diese automatisierten Kameras kaum noch eine Chance.

Eisbrocken vom Rand des Sonnensystems

was zwei Drittel der Entfernung von der Erde zur Sonne entspricht! Ist der sonnennächste Punkt überschritten, nehmen die Schweife wieder ab. Schließlich bildet sich der Komet wieder zu einem schmutzigen Schneeball zurück – jedoch mit deutlich weniger Masse als zuvor – der Halleysche Komet (siehe rechts) verliert pro Sekunde um die drei Tonnen Material. Vor allem im Mittelalter war Angst eine weit verbreitete Reaktion auf Kometenerscheinungen. Sie galten als böse Omen oder warnende Zeichen Gottes. Lange Zeit war unbekannt, ob sich die Schweifsterne in der Atmosphäre der Erde gebildet oder zum Sternenhimmel gehörten. Erst im 17. Jahrhundert wurde man gewahr, dass Kometen nach denselben Gesetzen wie Planeten ihre Bahnen um die Sonne ziehen. Aufgrund des unvorhersagbaren Auftauchens der meisten Kometen, die nicht regelmäßig wiederkehren, sind helle Kometen astronomische Überraschungen ersten Ranges. Innerhalb wenigier Wochen können sie auftauchen und zu imposanten Erscheinungen werden. Manchmal kommt es aber auch anders, und zunächst als vielversprechend eingestufte Objekte erweisen sich als »Rohrkrepierer« – weil kaum abzuschätzen ist, wie viel Materie der Komet in seinem Schweif absondern wird. Richtig helle Kometen, deren Schweif gut mit bloßem Auge sichtbar ist, sind selten – nur alle 10 bis 20 Jahre ist damit zu rechnen. Der letzte Schweifstern, der dieses Prädikat verdiente, war Hale Bopp 1997. Jedes Jahr sind jedoch schwächere Kometen zu sehen, die mit Ferngläsern und Teleskopen beobachtet werden können.

63 Komenten

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Der Halleysche Komet benötigt 76 Jahre für einen Umlauf und wird erst 2061 wiederkehren.


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Die Orientierung am Himmel sternbilDer

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Der Große Hund, ist ein auffälliges, südwestlich vom Orion gelegenes Sternbild, südlich des Himmelsäquators. Von Mitteleuropa aus steht der Große Hund im Winter tief über dem Südhorizont. Durch den westlichen Teil des Sternbildes zieht sich das sternreiche Band der Milchstraße, daher können im Großen Hund einige interessante Sternhaufen beobachtet werden

Der Stier ist ein Sternbild der Ekliptik und steht nördlich des auffälligen Orion. Der V-förmige offene Sternhaufen der Hyaden, des »Regengestirns«, bildet den Kopf des Stiers. Der Stier kann vom Herbst bis zum Frühjahr beobachtet werden. Durch das Sternbild zieht sich die Ekliptik, daher wandern die Sonne, der Mond und die Planeten hindurch. Der Stier gehört damit zu den Tierkreiszeichen.


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Der Blick aus dem Inneren einer Galaxie


Der Blick aus dem Inneren einer Galaxie

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nvorstellbar weit ist die Entfernung zum nächsten Stern: 39 Billionen Kilometer. Wäre die Sonne so groß wie eine Orange, würden selbst bei diesem Maßstab immer noch 400 Kilometer dazwischen liegen. Dennoch sind alle Sterne, die wir am Nachthimmel sehen können, Teil unserer direkten Nachbarschaft – auch wenn sie mehr als 1000 Mal so weit entfernt sind. Sie gehören zur Milchstraße, einer Galaxie, die etwa 100 Milliarden Sonnen umfasst und unsere kosmische Heimat darstellt. Sie hat die Form eines in der Mitte aufgewölbten Diskus, ihr Durchmesser erreicht 100.000 Lichtjahre, dabei ist sie aber nur 100 Lichtjahre dick. Unser Sonnensystem sitzt etwa auf zwei Dritteln des Weges zum Rand, vom Zentrum der Scheibe aus gesehen. Da wir innerhalb des Diskus sitzen, sehen wir dieses Sternsystem von innen: Auf dem kürzesten Weg nach außen, nach »oben« und »unten« also, stehen nur wenige Sterne zwischen uns und dem

Rand der Scheibe. Blicken wir jedoch parallel zur Scheibenebene, stehen derart viele Sterne hintereinander, dass sie miteinander zu verschwimmen scheinen. Diesen Schein können wir in sehr klaren, dunklen Nächten als helles, wolkiges, gar »milchiges« Band sehen, das sich über den gesamten Himmel zieht. »Verschüttete Milch«, (gálaktos: griech. für Milch) sahen die alten Griechen in ihm, von der Göttin Hera über den Himmel verspritzt, als sie beim Erwachen plötzlich Herakles an ihrem Busen trinken sah – den unehelichen Sohn ihres Göttergatten Zeus. Die Milchstraße umgibt unseren Himmel wie ein Ring – warum das so ist, wird aus der DiskusPerspektive deutlich. Zum Zentrum der Scheibe blicken wir im Sommer – deshalb ist hier das Band der Milchstraße auch besonders hell und dick. Im Winter blicken wir dagegen in die entgegengesetzte Richtung zum Rand der Scheibe, das Milchstraßenband ist deshalb am Winterhimmel schwächer.

Das Band der Milchstraße steigt in dunklen Sommernächten über den Horizont. Dunkel erscheinende Staubwolken verwehren den Blick auf seine zentralen Teile.


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Nicht nur Sterne, sondern auch Gas und Staub gehören zur Milchstraße. Diese Materiewolken schlucken das Licht dahinter liegender Objekte. Das Zentrum der Milchstraße können wir daher optisch nicht direkt sehen, sondern nur unsere unmittelbare Umgebung. Im Radio-, Infrarot- und Röntgenbereich können wir jedoch bis ins Zentrum schauen. Auch die Struktur der Milchstraße ist ungewiss, weil wir nur einen kleinen Ausschnitt wahrnehmen können. Sicher ist jedoch, dass sich alles um ihr Zentrum dreht. Für unser Sonnensystem beträgt die Geschwindigkeit ca. 80.000 km/h, ein Umlauf dauert 240 Millionen Jahre. Seit der Entstehung des Sonnensystems haben wir mitsamt der Sonne schon fast 19 Umläufe hinter uns. Mit bloßem Auge können wir, wenn der Himmel sehr dunkel ist, etwa 6000 Sterne der Milchstraße sehen. Blickt man von einem Liegestuhl in Richtung des Milchstraßenbandes, kann man sich nahezu plastisch vorstellen, dass die helleren Sterne nur den unmittelbaren Vordergrund für die Scheibe aus Milliarden Sternen darstellen. die sich hinter dem verschwommenen Licht verbergen. 1609 erkannte Galileo die wahre Natur des gut zwanzig Grad breiten, milchigen Bandes: Es sind Sternballungsgebiete, durchsetzt mit hellen und dunklen Nebeln. Diese Beobachtung kann man mit einem Fernglas in einer dunklen Sommernacht nachvollziehen: Jedes Gesichtsfeld enthält mehr Sterne als man zählen kann. Jeder von ihnen ist eine riesige Sonne, möglicherweise mit einem eigenen Planetensystem. Im Teleskop ist der Reichtum an Milchstraßensternen zwar nochmals vergrößert – schätzungsweise eine Million zeigt bereits ein kleines Anfängerteleskop. Doch durch das kleine Gesichtsfeld geht die Perspektive verloren, der Überblick fehlt. Man sieht in der Milchstraße einen kleinen Ausschnitt unserer Galaxie – das große Ganze bleibt verborgen, weil wir mittendrin stecken. Wie andere Sternsysteme setzt sich die Milchstraße aus hundert Milliarden Einzelsternen zusammen. Unsere Galaxis ist eine Spiralgalaxie, diskusförmig mit einem dickeren Wulst (»bulge«) im Zentrum. Sie ist aus fünf lockeren Spiralarmen aufgebaut und ähnelt sehr unserer Nachbargalaxie, dem Andromedanebel. Beide gehören zu einer Galaxiengruppe, der Lokalen Gruppe. Unsere Sonne sitzt recht weit außen an einem der Arme: rund 26.000 Lichtjahre vom Zentrum der Milchstraße entfernt. Am Himmel sehen Sie auf zwei dieser Spiralarme: Etwa beim Sternbild Schwan blicken wir an unserem eigenen, lokalen Spiralarm entlang, dem Orionarm. Den uns außen umgebende Perseusarm sehen Sie in Richtung des Sternbilds Perseus. Das Sternbild Schütze liegt dagegen in Blickrichtung auf das Zentrum der Galaxie, deswegen erscheint hier das Band der Milchstraße auch breiter.

Der Blick aus dem Inneren einer Galaxie

Von der Seite betrachtet, ist die Milchstraße eine Scheibe mit bauchigem Zentrum (Bulge).


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Die Orientierung am Himmel sternbilDer

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Der Orion ist ein Sternbild auf dem Himmelsäquator. Er ist vom Spätherbst bis Frühlingsanfang von der nördlichen und der südlichen Erdhalbkugel aus zu sehen. Aufgrund seiner Vielzahl heller Sterne und ihrer einprägsamen Anordnung ist der Orion das auffallendste Sternbild des Winterhimmels. Das Sternbild soll einen mythischen Himmelsjäger darstellen.

Die Zwillinge sind ein Sternbild auf der Ekliptik, bilden ein lang gezogenes Rechteck. Durch den östlichen Teil der Zwillinge zieht sich das Band der Milchstraße, daher findet man in diesem Bereich mehrere offene Sternhaufen. Da die Zwillinge auf der Ekliptik liegen, ziehen Sonne, Mond und die Planeten durch das Sternbild. Es gehört daher zu den Tierkreiszeichen.


orionnebel

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Die Geburt von Sternen


Die Geburt von Sternen

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terne existieren nicht ewig – sie entstehen und vergehen. Ein Blick in ihre Kreißsäle ist möglich, auch wenn die Geburt natürlich kein Ereignis des Augenblicks ist, sondern sich über Jahrtausende hinzieht. Der Orionnebel ist einer der nächsten zu uns und deshalb am besten zu beobachtenden derartigen Geburtsorte. Der Weltall ist nicht leer. Zwischen den Sternen existieren Ansammlungen von Gas und Staub. Diese sind zwar extrem dünn, aber durch die astronomisch großen Räume ergeben sich dennoch erkleckliche Materiemengen. Ein Großteil dieser Materie besteht aus Wasserstoff. Aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft ballt sich Materie zusammen. Der Impuls dazu kann von außen kommen – woher im Detail der Anstoß kommt, ist oft nicht mehr nachvollziehbar. In riesigen Materiewolken entstehen dabei einzelne Verdichtungen, die unabhängig voneinander kontrahieren. Erreicht die Dichte und damit auch die Temperatur im Zentrum einer Verdichtung eine kritische Grenze, setzt die Fusion von Wasserstoff und Helium ein: ein neuer Stern wird geboren. In riesigen Gaswolken entstehen Sterne nicht allein, sondern in Gruppen von einigen hundert oder tausend. Die neu geborenen Sterne sind zunächst in dichten Nebelkokons verborgen. Das HubbleWeltraumteleskop hat im Orionnebel diese Geburtswiegen der Sterne abgelichtet. Hier entstehen womöglich auch Planetensysteme. Materie, die bei der Sternentstehung übrig geblieben ist, bildet eine Scheibe um den zentralen Stern, in der sich ebenfalls einzelne Verdichtungen

bilden. »Planetesimale« werden diese Keime der Planetenentstehung genannt. Sie sammeln alle Materie aus ihrer Umgebung auf, wodurch sie an Masse zunehmen und zu einem Planeten werden – soweit zumindest die Theorie, denn beobachtet wurden solche Prozesse noch nicht. Im Orionnebel sind in den letzten 10.000 bis 100.000 Jahren – astronomisch gesehen eine ungeheuer kurze Zeitspanne – bereits einige tausend Sterne entstanden. Sie sind zum großen Teil noch hinter den Staubvorhängen ihrer Geburtsorte verborgen, so dass man sie nur mit Infrarotteleskopen sehen kann, mit denen man auch auf der Erde Wolkenvorhänge durchsichtig macht. Einige Sterne haben sich aber schon von ihren Nebeln befreit – durch ihre eigene Strahlung. Sie senden hochenergetische Strahlung aus, die die Nebelgebiete »wegfegt«. Im Orionnebel ist das »Trapez« besonders auffällig, eine Gruppe von vier dicht nebeneinander stehenden Sternen im Zentrum des Nebels. Das Trapez ist dafür verantwortlich, dass der Orionnebel leuchtet. Die UV-Strahlung der Sterne wirkt nämlich auf die Gasmassen des Nebels: Insbesondere die Wasserstoffatome werden zum Leuchten angeregt. Sie strahlen rotes und blaues Licht ab – ein kosmisches Gemälde, das seinesgleichen sucht. Leider ist von der Farbenpracht mit dem menschlichen Auge kaum etwas zu sehen. Das Licht des Nebels ist aufgrund seiner großen Entfernung zu schwach, als dass wir Farben sehen könnten. Wie auch sonst bei Nacht können wir im Orionnebel nur

Der Orionnebel ist eine Geburtstätte von Sternen – man kann sozusagen »live« beobachten, wie sich Gas und Staub zu Sternen ballen.

Seine lebendigen Farben erhält der Nebel von leuchtendem Gas, das nicht bei der Sternentstehung verbraucht wurde.


DaS trapeZ – Der urSprung Der Farben Das Trapez ist ein optischer Mehrfachstern im Orionnebel. Er besteht aus vier Sternen, die alle jeweils physische Mehrfachsterne sind. Tatsächlich ist das Trapez die hellste Komponente eines sehr dicht gepackten offenen Sternenhaufens mit einem Durchmesser von etwa 1,5 Lichtjahren im Zentrum des Orionnebels. Die Trapezsterne haben sich vor etwa 300.000 Jahren direkt aus dem Material des Orionnebels gebildet und regen ihn heute durch Ionisation zum Leuchten an. Sie treiben die Gas- und Staubwolke durch ihren Sternwind auseinander und lassen eine sphäroide Aushöhlung entstehen, deren Inneres von der Ionisationsstrahlung erhellt wird und so den von der Erde aus deutlich sichtbaren Teil des Orionnebels bildet. Die Sterne im Trapez haben Massen zwischen 15 bis 40 Sonnenmassen. Der Trapeziumhaufen ist eine jüngere Untergruppe des größeren Orionnebel-Haufens, der aus etwa 2000 Sternen, verteilt über nur etwa 20 Lichtjahre, besteht.

Die Geburt von Sternen

Helligkeitsunterschiede wahrnehmen – das großartige Objekt bleibt deshalb auch im größten Fernrohr grau, wie übrigens die meisten Objekte die sich jenseits des Sonnensystems befinden, die sogenannten Deep-Sky-Objekte. Der Orionnebel ist das Schaustück des Wintersternbilds Orion, dem vielleicht einprägsamsten Muster am Himmel überhaupt. Zwischen den Beinen des Himmelsjägers, da wo bei gewöhnlichen Jägern die Männlichkeit beheimatet ist, sitzt das »Schwertgehänge« des Orion. Im Fernglas zerfällt die Kette von Sternen in den Orionnebel und die vielen Sterne seiner Umgebung. Im Fernrohr ist der hellste Nebelteil mit dem Trapez gut zu erkennen – bei aufmerksamer Beobachtung auch eine dunkle Staubwolke, die vor dem nördlichen Teil des Nebels liegt, und helle »Schwingen«, die sich nach Süden fortsetzen. Trotz des dynamischen Aussehens ist der Nebel aber nicht veränderlich – seit 400 Jahren staunen die Astronomen über dasselbe Gebilde.

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Zwischen den Sternen existieren Ansammlungen von Gas und Staub. Ein Großteil dieser Materie besteht aus Wasserstoff.

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Aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft verdichtet sich die Materie. Der Impuls dazu kann von außen kommen – oft nicht mehr nachvollziehbar.

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Erreicht die Dichte/Temperatur im Zentrum der Verdichtung eine kritische Grenze, beginnt die Fusion von Wasserstoff und Helium.


Die Geburt von Sternen orionnebel

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Große Bereiche des Nebels strahlen im typisch roten, aber auch bläulichen Licht einer H-II-Region (einfach ionisierter Wasserstoff). Doch auch Linien im grünen Spektralbereich finden sich, die zweifach ionisierter Sauerstoff aussendet. Dazwischen ist reichlich Staub vorhanden, der zusätzlich Licht reflektiert – und davor, dahinter, daneben gibt es zahlreiche Dunkelwolken wie den Pferdekopfnebel.

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In riesigen Gaswolken entstehen Sterne in Gruppen von einigen hundert oder tausend. Die neu geborenen Sterne sind zunächst in dichten Nebelkokons verborgen.

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Materie, die bei der Sternentstehung übrig geblieben ist, bildet eine Scheibe um den zentralen Stern, in der sich Planetensysteme bilden. Die Keime der Planetenentstehung sammeln alle Materie aus ihrer Umgebung auf, wodurch sie an Masse zunehmen und zu einem Planeten werden.

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Das »Trapez« hat sich von ihrem Nebel durch ihre eigene Strahlung befreit. Diese Sterne senden hochenergetische Strahlung aus, die die Nebelgebiete »wegfegt«. Das Trapez ist dafür verantwortlich, dass der Orionnebel leuchtet.


NEBEL SCHMUCKSTÜCKE DES NACHTHIMMELS i

n klaren, dunklen Nächten können Sie mancherorts am Firmament mit bloßem Auge verwaschene Flecken sehen – Nebel. Dabei handelt es sich nicht um ein kosmisches Wetterphänomen – und Nebel ist auch nicht gleich Nebel. Früher wurden alle diffusen Objekte als Nebel bezeichnet. Doch der Andromedanebel etwa zeigt durch ein Teleskop plötzlich Spiralarme, bei sehr hoher Auflösung sogar Einzelsterne – denn dieser »Nebel« ist ein eigenes Sternsystem, eine Galaxie wie die Milchstraße.

Schmuckstücke des Nachthimmels

ZWiSchen Den Sternen Doch Nebel im eigentlichen Sinne sind ein »galaktisches« Phänomen: Sie kommen innerhalb der Milchstraße oder anderer Galaxien vor, gehören zum Sternensystem. Es sind Wolken interstellarer Materie – aus Gas und Staub, die sich zwischen den Sternen und um sie herum befinden. Das All ist nicht leer zwischen den Sternen, auch wenn die Nebel eine sehr geringe Dichte haben: Die einzelnen Atome und Moleküle sind sehr weit verteilt. Zu Gesicht bekommen wir die Nebel nur dann, wenn sie erstrahlen – in bunten Farben und bizarren Formen.

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VerSchieDene nebelFormen Nebel erstrahlen aus ganz unterschiedlichen Gründen: Mal sind es gigantische Sternentstehungsgebiete wie der Orionnebel, von heißen, jungen Sternen zum Leuchten gebracht, mal sind es, wie der wunderschöne Ringnebel, die Hüllen sterbender Sterne oder die heißen Überreste explodierter Sonnen wie der Krebsnebel. Mal werden die Nebel selbst zum Leuchten gebracht, mal erstrahlen sie nur im Licht benachbarter Sterne – wie der blaue Meropenebel in den Plejaden. Oder sie schlucken alles Licht und sind genau dadurch sichtbar wie der berühmte Pferdekopfnebel. Eines ist ihnen allen gemeinsam: Sie sind wunderschön, farbenprächtig und einzigartig in ihren Formen – Schmuckstücke am Himmel. Doch Sie können diese Schönheiten nicht einfach beim Abendspaziergang bewundern. Selbst mit einem Fernglas und viel Übung entdecken Sie höchstens ein Fleckchen, das vielleicht grün, blau oder rot schimmert. Für die Beobachtung von Nebeln ist eine richtig gute Ausrüstung vonnöten, lichtstarke Teleskope oder gar fotografische Mittel wie Webcams. Und wenn Sie schon lange nach einem Grund gesucht haben, um die Sternwarte in Ihrer Region zu besuchen: galaktische Nebel sind es in jedem Fall wert! Woher Die nebel Kommen Zu über 90 Prozent bestehen alle Nebel aus Wasserstoff und Helium. Diese beiden, leichtesten Elemente kommen überall vor – sie entstanden bald nach dem Urknall. Aus ihnen bildeten sich die ersten Sterne, junge Sonnen, die wie Kernreaktoren in ihrem Inneren alle schwereren Elemente ausbrüteten. Am Ende ihres Sternenlebens explodieren solche heißen, großen Sonnen in gewaltigen Supernovae, ihre äußeren Hüllen werden abgesprengt und »schütten« damit alle neu ausgebrüteten Elemente ins All zurück – als galaktische Nebel, aus denen irgendwann wieder neue Sterne entstehen. So wird die interstellare Materie immer mehr mit schwereren Elementen angereichert – Sauerstoff, Kohlenstoff und sogar Eisen. Doch sie machen auch heute noch nur etwa zwei Prozent der interstellaren Materie aus.

die in ihn eingebettet sind: Bei Reflexionsnebeln sind die Sterne nicht so heiß, dass sie die Gase selbst zum Leuchten anregen. Doch ihr Licht wird von den Staubpartikeln des Nebels gestreut - reflektiert. einen blauen Schimmer Das Lichtspektrum eines Reflexionsnebels ist immer das des einstrahlenden Sterns. Meist erscheinen sie bläulich, denn blaues Licht wird besser gestreut (aus einem ähnlichen Grund erscheint der Himmel tagsüber blau). Ein typisches Beispiel, das Sie leicht selbst beobachten können, ist der Barnards-Merope-Nebel: Ein Reflexionsnebel um den Plejaden-Stern Merope. Aber auch einen rotscheinenden Reflexionsnebel können Sie unter günstigen Bedingungen sehen: um den hellsten Stern des Skorpions, den Roten Überriesen Antares, leuchtet der Reflexionsnebel »Ced 132«. mal mehr, mal Weniger reFleXion Am Firmament lassen sich Nebel manchmal nicht so klar trennen wie in der Theorie. Zum einen haben auch Emissionsnebel noch reflektierende Anteile. Zum andern kommen Reflexions- und Emissionsnebel oft miteinander vermischt vor: solche Gemische werden auch als diffuse Nebel oder chaotische Nebel bezeichnet. Ein typisches Beispiel ist der berühmte Orionnebel. Der Staub, der bei Reflexionsnebeln so prächtig erstrahlt, führt in anderen Fällen zu absoluter Schwärze – die aber für den Beobachter ihren eigenen Zauber entfaltet: in Dunkelwolken.

EMISSIONSNEBEL eigentümlicher FarbrauSch Emissionsnebel sind wie Reflexionsnebel interstellare Wolken aus Gas und Staub. Auch sie leuchten nur durch nahe Sterne – doch nach einem völlig anderen Prinzip: Sie reflektieren nicht einfach das Sternenlicht, sondern werden selbst zum Leuchten angeregt – und emittieren eigenes Licht. Dazu braucht es junge, sehr heiße Sterne in ihrer Umgebung. Deren Licht ionisiert das Gas der Nebel: Photonen schlagen aus den einzelnen Gasatomen Elektronen heraus. Bei folgender Rekombination der freien Elektronen mit den ionisierten Atomen wird Energie frei, das wieder als Licht abgestrahlt wird.

StrahlenDer Staub

elementare Farbenpracht Das Licht eines Emissionsnebels hat immer eine typische Farbverteilung – ein spezifisches Linienspektrum: je nachdem, welche Atome ionisiert werden. Denn jedes Ion eines Elements sendet Licht einer ganz bestimmten Wellenlänge aus. Da die interstellare Materie zu über 90 Prozent aus Wasserstoff besteht, leuchten Emissionsnebel oft in rötlichem Licht. Zweifach ionisierter Sauerstoff dagegen emittiert grünes Licht, Helium und Stickstoff wieder andere Farben.

Reflexionsnebel sind wie alle Nebel große Wolken aus Gas und Staub: interstellare Materie innerhalb unserer Milchstraße. Genau wie Emissionsnebel bestehen auch Reflexionsnebel vor allem aus Wasserstoff und etwa einem Drittel Helium – den Grundstoffen des Universums – und ein bis zwei Prozent schwereren Elementen. Darunter sind Staubpartikel – so winzig wie in Zigarettenrauch. Der große Unterschied zu den Emissionsnebeln liegt nicht im Nebel selbst, sondern in den Sternen,

SchÖnheit DeS chaoS Oft sind Emissionsnebel riesige, unregelmäßige Gebilde wie der Orionnebel: vermischt mit Reflexionsnebeln, überlagert von Dunkelwolken und durchsetzt von vielen Sternen – diffuse oder chaotische Nebel. Auch haben die meisten Emissionsnebel einen reflektierenden Anteil. Wo kein Stern in der Nähe ist, erscheint der Nebel dunkler, während sich an manchen Stellen hunderte junge Sterne drängen: Sternentstehungsgebiete. Große Sternentstehungsgebie-

REFLEKTIONSNEBEL

te, Regionen aus ionisiertem Wasserstoff, nennt man H-II-Regionen (H als chemisches Zeichen für Wasserstoff, II für einfach ionisiert). Es sind gigantische Wasserstoffwolken innerhalb einer Galaxie, die von vielen tausend Sternen zum Leuchten angeregt werden. Dazwischen befinden sich häufig H-I-Regionen aus neutralem, nicht ionisiertem Wasserstoff – der aber nicht im optischen Licht leuchtet, sondern nur mit Radioteleskopen »gesehen« werden kann. orionnebel Ein spektakuläres Beispiel für einen recht chaotischen Emissionsnebel können Sie mit bloßem Auge am Himmel sehen – dann allerdings nur als diffusen Flecken: den Orionnebel im Sternbild Orion. Südlich der drei markanten Gürtelsterne des Sternbilds breitet sich ein fantastischer Nebel aus – auf ein Grad scheinbare Größe, doppelt so groß wie der Vollmond! Der Orionnebel trägt im Messierkatalog sogar zwei Nummern (M42, M43), denn einzelne Bereiche wurden als eigene Objekte erfasst. Kein anderer Emissionsnebel ist uns so nah - der Orionnebel ist ideal zu beobachten. Große Bereiche des Nebels strahlen im typisch roten Licht einer H-IIRegion (einfach ionisierter Wasserstoff). Doch auch Linien im grünen Spektralbereich finden sich, die zweifach ionisierter Sauerstoff aussendet. Dazwischen ist reichlich Staub vorhanden, der zusätzlich Licht reflektiert – und davor, dahinter, daneben gibt es zahlreiche Dunkelwolken wie den Pferdekopfnebel. Es sind wirklich blutjunge Sterne, die den Orionnebel zum Leuchten bringen: Gerade einmal 30.000 Jahre alt! Dazu kommen noch ein paar hundert Sterne, die unter einer Million Jahre alt sind. Unsere Sonne ist dagegen 400-mal älter, und gehört noch lange nicht zur ältesten Generation. Eine Sonderform der Emissionsnebel sind die Planetarischen Nebel: Auch hier wird interstellares Gas durch das Licht eines heißen Sterns ionisiert und zum Leuchten angeregt. Doch der Stern ist in diesem Fall nicht jung, sondern ein Weißer Zwerg, eine fast ausgebrannte Sonne. Das Gas stammt von seinen ausgestoßenen äußeren Hüllen.

PLANETARISCHE NEBEL SpeKtaKulÄre enthüllung Mit Planeten haben sie eigentlich nichts zu tun: Planetarische Nebel verdanken ihren Namen dem Umstand, dass die ersten durch das Fernrohr des Astronomen Friedrich Wilhelm Herschel 1785 entdeckten dem Planeten Uranus so ähnlich sahen, den er erst vier Jahre zuvor entdeckt hatte. Mit einem kleineren Fernrohr wird es Ihnen vermutlich ebenso ergehen mehr als ein grünliches Scheibchen werden Sie nicht zu sehen kriegen. Doch diese Nebel lohnen den Blick durch starke Teleskope: sie gehören zum Schönsten, was das Firmament zu bieten hat – die Schmuckstücke des Nachthimmels! alte hüllen Planetarische Nebel sind eine Sonderform der Emissionsnebel: interstellare Wolken aus Staub und Gas, die durch einen heißen Stern zum Leuchten angeregt werden. Nur ist in diesem Fall der verantwortliche Stern nicht sehr jung, sondern sehr alt: Ein Weißer Zwerg, ein sterbender Stern, der seine äußeren Schichten abgeworfen hat. Diese alte Hülle umringt den Stern als Planetarischer Nebel in auffällig sym-


SUPERNOVA-ÜBERRESTE KoSmiSche ZeitZeugen Wenn am Ende eines langen Sternenlebens ein sehr massereicher Stern in einer gewaltigen Supernova explodiert, sprengt eine heftige Schockwelle seine äußeren Schichten ins All, wo sie als wunderschöne Emissionsnebel erneut ertrahlen. Eine ähnliche Entstehungsgeschichte wie bei den Planetarischen Nebeln, doch die sterbenden Sterne sind um ein Vielfaches massereicher, der Supernova-Überrest um ein Vielfaches größer. Auch hier bleibt der Kern des ursprünglichen Sterns in der Mitte zurück, doch er ist ausgebrannt und kollabiert – zu einem Neutronenstern oder gar einem Schwarzen Loch. Der Supernova-Überrest ist eine heiße Gaswolke, bestehend aus den Elementen, die der Stern »erbrütet« hat – Wasserstoff und Helium sowie die schwereren Elemente von Sauerstoff, Stickstoff, Kohlenstoff bis zum Eisen und schwereren Elementen. Die Gasa-

SupernoVa-überreSt über DeutSchlanD Den wohl berühmtesten Supernova-Überrest können Sie im Winter am deutschen Himmel sehen: Den Krebsnebel am südlichen Horn des Sternbilds Stier, der als erstes Objekt 1771 in den Katalog von Messier aufgenommen wurde. Er ist nur etwa 6.000 Lichtjahre von uns entfernt und etwa zehn Lichtjahre groß – mit einer scheinbaren Größe von drei bis sechs Bogenminuten. Die Filamente des Nebels bewegen sich mit 30.000 Kilometern pro Sekunde durchs Sonnensystem. Deshalb ändert der Krebsnebel auch fortlaufend sein Aussehen. Vor einem Jahrtausend explodierte sein Stern in einer Supernova, die ab dem 4. Juli 1054 drei Wochen lang von chinesischen und japanischen Astronomen beobachtet wurde – als heller, neuer Stern (»Supernova«), der sogar tagsüber am Himmel zu sehen war. Von dem Stern ist heute ein Pulsar übrig, der sich 30-mal pro Sekunde um seine Achse dreht und starke Radioimpulse aussendet. Dieser Pulsar mit seinem ultrastarken Magnetfeld ist einer der größten elektromagnetischen »Motoren« im All – ein kosmischer Teilchenbeschleuniger.

DUNKELWOLKEN Staubige SchattenriSSe Besonders dichte Wolken aus Gas und Staub leuchten nicht und lassen auch das Licht dahinter liegender Sterne nicht mehr durch: Dunkelwolken sind Bereiche absoluter Schwärze, die das optische Sternenlicht absorbieren. Nur noch Infrarotstrahlung durchdringt sie. Dennoch können Sie manche Dunkelwolke sehen – etwa den schönen Pferdekopfnebel. Sichtbar wird er wie ein Schattenriss vor dem leuchtenden Orionnebel, den er teilweise überdeckt. Eigentlich ist die Dichte dieser »kosmischen Dreckhaufen« immer noch gering - im Vergleich zur Dichte auf der Erde etwa. Und wie bei den Reflexionsnebeln sind die lichtschluckenden Staubpartikel winzig. Doch an diesen kleinen, rauhen Klümpchen lagern sich immer mehr Atome an – es wachsen Moleküle. Die Wolke, einst mit dem extrem heißen Gas einer Supernova-Explosion ausgestoßen, verdichtet sich immer mehr und kühlt ab. phoeniX auS Der aSche Da kein Lichtstrahl ins Zentrum einer Dunkelwolke dringt, werden die Moleküle auch nicht durch einschlagende Photonen abgetrennt, wie es am Rand einer Dunkelwolke passiert. Doch im Inneren wachsen die Moleküle immer weiter, die Dichte nimmt stän-

dig zu. Solch engbegrenzte Dunkelwolken mit hoher Dichte nennt man auch Globulen. Und irgendwann wird in dieser dichten Schwärze ein neuer Stern geboren: die dicht gedrängten Moleküle fallen durch die ständige Abkühlung in sich zusammen und reiben immer heftiger aneinander - bis wieder so hohe Temperaturen entstehen, dass Kerne verschmelzen.

Schmuckstücke des Nachthimmels

Zentraler ZWerg Immer findet sich in der Mitte eines Planetarischen Nebels der Zentralstern, von dem der Nebel stammt. Allerdings ist dieser Stern meist sehr unauffällig. Er ist nicht sehr hell und wird zudem noch vom leuchtenden Nebel überstrahlt. Dieser Weiße Zwerg in der Mitte ist auch sehr klein – viel kleiner als unsere Sonne. Doch er ist enorm heiß – bis zu 100.000 Grad Oberflächentemperatur. Durch diese hohe Temperatur kann das Licht dieses Sterns den Nebel zum Leuchten anregen, indem es sein Gas ionisiert: Photonen schlagen Elektronen aus den Gasatomen heraus. Bei der anschließenden Rekombination der Elektronen mit den geladenen Atomen wird Energie frei – in Form von Licht. Was die Forscher lange verblüffte: Über 90 Prozent des Lichts, das Planetarische Nebel emittieren, liegt genau auf einer Emissionslinie – deren Element lange unbekannt war. Man vermutete erst ein neues Element – »Nebulium«. Später stellte sich heraus, dass zweifach ionisierter Sauerstoff genau dieses Linienspektrum aussendet. Nur unter Extrembedingungen kommt diese Spektrallinie im Weltraum vor. Es ist ein grünes Licht, dass vom menschlichen Auge als sehr hell wahrgenommen wird. Fotofilmen geht es da leider ganz anders: Sie sind genau in diesem Spektrum nicht besonders sensitiv, daher sind Planetarische Nebel schwer in Echtfarben auf Fotografien festzuhalten. Planetarische Nebel haben eine kurze Lebensdauer von etwa 10.000 Jahren, denn die abgestoßene Sternenhülle dehnt sich immer weiter aus – bis zu 50 Kilometer in der Sekunde. Allerdings kommt es in manchen Fällen vor, dass der sterbende Stern im Inneren immer wieder äußere Schichten abstößt. Zyklisch wird der Nebel mit immer neuen Schichten genährt. Der Katzenaugennebel etwa stößt alle 1.500 Jahre Teile seiner Hülle ab. Planetarische Nebel sind nach außen scharf abgegrenzt, denn beim Ausdehnen wird der Nebel an den Rändern von der interstellaren Materie abgebremst und verdichtet. Es sind viele hundert dieser farbenprächtigen Nebel innerhalb der Milchstraße bekannt - vermutlich gibt es aber an die 10.000 von ihnen.

tome werden aber nicht wie bei anderen Emissionsnebeln durch das Licht eines Sterns zum Leuchten angeregt. Hier sorgt Bewegung für die Energie: das extreme Magnetfeld des Neutronensterns beschleunigt Teilchen des Gases auf beinahe Lichtgeschwindigkeit. Dadurch emittieren die Teilchen hochenergetische Röntgenstrahlung, die die äußeren Bereiche des Nebels ionisiert und zum Leuchten anregt: Elektronen werden aus den Atomen gerissen und verbinden sich anschließend wieder mit den geladenen Atomen, wodurch Licht frei wird. Zugleich bewegen sich Supernova-Überreste sehr rasant durchs All – und treffen dabei überall auf andere interstellare Materie, Staub und Gas. In dem sehr heißen Gas des Nebels entsteht wieder eine Schockwelle, die die Atome ionisiert und zum Leuchten anregt.

77 nebel

metrischer Form, oft sogar ringförmig. Ein schönes Beispiel finden Sie an unserem Sommerhimmel im Sternbild Leier: den Ringnebel.


EIGENE BEOBACHTUNG DER PHÄNOMENE

Wa n n ?

Wo?

Womit?

8

14

20

SternSchnuppen

monD

SonnenFinSterniS

Jede Nacht ca. 8 bis 10 Sternschnuppen pro Stunde, mehr morgens. Jedes Jahr zu den sternschnuppenreichsten Zeiten ca. 100 Sternschuppen pro Stunde, wenn kein Vollmond stört.

Bei Vollmond ist der Mond am besten zu beobachten. Dieser lässt zwar Wölfe heulen, aber Teleskope gewinnen ihm nichts ab: Die steil einfallenden Sonnenstrahlen verwischen jedes Relief.

Totale Sonnenfinsternisse am 11.07.2010, 13.11.2012 und 03.11.2013.

Dunkler Himmel abseits von Ortschaften mit freiem Blick nach Osten.

Erstes Viertel abends Richtung Süden. Letztes Viertel morgens Richtung Süden.

Osterinsel (2010), Australien (2012), Zentralafrika (2013).

Mit dem bloßen Auge auf einem Liegestuhl. Je größer das Gesichtsfeld, desto mehr Sternschnuppen sieht man. Fernglas und Teleskop machen zwar schwächere Sternschnuppen sichtbar, es wird aber unwahrscheinlicher in ihrem kleinen Feld eine Schnuppe zu erhaschen.

Mit dem bloßen Auge sind nur die Phasen zu sehen. Ein Fernglas zeigt schon andeutungsweise die größten Krater, sollte aber unbedingt auf einem Stativ stehen. Am besten geeignet ist ein kleines Teleskop mit 30-facher Vergrößerung – damit kann man stundenlang spazierensehen, ohne dass es langweilig wird.

Mit bloßem Auge kann die partielle Phase mit Sonnenfinsternisbrille beobachtet werden, die totale Phase ohne Hilfsmittel. Im Fernglas und Teleskop sind die vier Kontakte viel besser zu sehen. Während der partiellen Phase muss mit Sonnenfilterfolie gefiltert werden.

48

54

60

Jupiter

Saturn

Kometen

Sommer/Herbst 2010, Sommer/ Herbst 2011, Herbst 2012.

Frühjahr 2010, Frühjahr 2011, Frühjahr 2012.

Unvorhersagbar, ausser bei periodischen Kometen.

Um Mitternacht Richtung Süden im Sternbild Wassermann (2010), Fische (2011), Widder (2012).

Um Mitternacht Richtung Süden im Sternbild Jungfrau (2010, 2010, 2011) und Waage (2012).

Unvorhersagbar, ausser bei periodischen Kometen.

Mit bloßem Auge auffälliger weißer »Stern«, zweithellster Planet nach der Venus, im Fernglas ebenso. Im Teleskop bei 30-facher Vergrößerung mit den vier Monden und den beiden dunklen Wolkenbändern. Großer roter Fleck im größeren Teleskop einer Volkssternwarte.

Mit bloßem Auge gelblicher »Stern«, deutlich schwächer als Jupiter, im Fernglas ovale Form. Im kleinen Teleskop bei 30-facher Vergrößerung ist der Ring und der hellste Mond Tital zu sehen. Dreidimensionaler Ringeindruck im größeren Teleskop einer Volkssternwarte.

Helle Kometen bieten mit bloßem Auge den besten Anblick. Mit einem Fernglas kann man den Kopf und den Schweif besser erkennen. Teleskope haben ein zu kleines Feld, sie zeigen nur Details. Ein dunkler Himmel weitab von Städten ist wichtig.

Wa n n ?

Wo?

Womit?


42

monDFinSterniS

VenuS

marS

Totale Mondfinsternisse am 15.06.2011, 25.04.2013, 28.09.2015.

Am Abendhimmel: Sommer/ Herbst 2010, Winter/Frühling 2012, am Morgenhimmel: Winter 2011, Sommer/Herbst 2012.

Winter 2010, Frühjahr 2012, Frühjahr 2014.

Überall in Mitteleuropa

Abends in der Dämmerung Richtung Westen. Morgens in der Dämmerung Richtung Osten.

Um Mitternacht Richtung Süden im Sternbild Krebs (2010), Löwe (2012), Jungfrau (2014).

Mit dem bloßen Auge schöner Gesamteindruck. Farben und Schattengrenze mit dem Fernglas detailreicher. Teleskop nur bei kleiner Vergrößerung geeignet.

Mit bloßem Auge ist die Venus als heller »Stern« zu erkennen. Im Fernglas hat sie Sichelgestalt, mit dem Teleskop kann man alle Venusphasen beobachten.

Mit bloßem Auge auffälliger orangeroter »Stern«, im Fernglas ebenso, im kleinen Teleskop erst ab 50- bis 100-facher Vergrößerung flächig, am ehesten sind noch die Polkappen zu sehen. Dunkle und helle Markierungen im Teleskop einer Volkssternwarte.

66

72

»«

milchStraSSe

orionnebel

SternbilDer

Ideal im Sommer, aber auch im Herbst und Winter.

Im Winter.

In jeder Jahreszeit sind andere Sternbilder zu beobachten. Manche, wie der große Bär, die sich in der Nähe des Polarsterns befinden, also zirkumpolar sind, sind das ganze Jahr über am Nachthimmel zu sehen.

Im Sommer: Richtung Süden. Im Herbst: Osten und Westen. Im Winter: Richtung Süden.

Im Sternbild Orion, unterhalb der drei Gürtelsterne delta, epsilon und zeta.

Überall am Nachthimmel

Das bloße Auge gibt den besten Gesamteindruck. Im Fernglas ist der gewaltige Sternreichtum zu sehen. Im Teleskop erscheinen nur noch kleine Ausschnitte. Ein dunkler HImmel weitab von Städten ist wichtig.

Mit bloßem Auge ist der Nebel kaum von den umgebenden Sternen zu unterscheiden. Ein Fernglas zeigt einen kleinen Nebelfleck. Im Teleskop ab 30-facher Vergrößerung offenbart sich die ganze Schönheit des Nebels. Ein dunkler Himmel weitab von Städten ist wichtig.

Mit dem bloßen Auge auf einem Liegestuhl. Je größer das Gesichtsfeld, desto mehr Sternbilder sieht man. Fernglas und Teleskop machen zwar schwächere Sterne besser sichtbar, es wird aber unwahrscheinlicher zusammenhängende Sterne zuordnen zu können.

Eigene Beobachtung der Phänomene

34

79 WissensWertes

28


TIPPS ZUR HIMMELSBEOBACHTUNG

MIT DEM BLOSSEN AUGE Unser Auge ist ein einzigartiges Instrument, das uns die Natur »gratis« mitgegeben hat. Es ist in der Lage, die von weither angereisten Lichtteilchen der Sterne aufzufangen und zu einem Bildeindruck zu verarbeiten. 5000 von ihnen sind am gesamten Himmelszelt zu sehen, etwa die Hälfte zeigt der Nachthimmel zu jedem Zeitpunkt. Doch die Pracht des Nachthimmels ist gefährdet. Durch die ständig zunehmende Beleuchtung von Straßen, Gebäuden, Gewerbegebieten und Industrieanlagen wird der Nachthimmel aufgehellt, die Sterne verblassen. Es gibt heute in Mitteleuropa keinen Ort mehr, an dem ein natürlicher Sternhimmel erlebt werden kann. Diese »Lichtverschmutzung« hat dramatische Auswirkungen auf das Naturerlebnis Sternhimmel: In den meisten Gebieten sind heute nur noch etwa 20% der eigentlich erreichbaren Sterne zu sehen. In den Zentren der Großstädte sind von den 5000 Sternen sogar nur 100 übrig geblieben. Die Milchstraße, das silberne, reich gegliederte Band, das sich über den Himmel zieht, kennen

heute nur noch wenige Menschen. Nur dort wo es sichtbar ist lohnt der HImmel noch einigermaßen für astronomische Beobachtungen. Dazu muss man einen weiten Weg abseits der Ballungszentren in Kauf nehmen. Um viele Sterne zu sehen, bedarf es auch natürlicher Weise eines dunklen Himmels: Das helle Mondlicht stört ebenso wie die nicht abgeschlossene Dämmerung. Im Sommer ist diese besonders lang, und in Norddeutschland hört sie von Mai bis Juli gar nicht auf: Die »Weißen Nächte« lassen die Milchstraße ebenfalls verschwinden.

Ein Himmel voller Sterne ist ein beeindruckendes Naturerlebnis. Kalte Winternächte sind besonders gut für die Himmelsbeobachtung geeignet, denn es wird früh dunkel und zahlreiche helle Sterne sind zu sehen.

So Klappt‘S • nicht durch geschlossene oder offene Fenster blicken • Streulicht (Straßenlaternen, Autos) meiden • Mondlicht meiden • warten bis es richtig dunkel ist • Milchstraße sollte sichtbar sein

MIT DEM FERNGLAS Ein Fernglas ist ein ideales astronomische Instrument und für viele Beobachtungen besser geeignet als ein Teleskop. Es ist in vielen Haushalten schon vorhanden. Und selbst wenn nicht: Billigmodelle gibt es bereits ab 20 Euro, gute Gläser ab etwa 200 Euro zu kaufen. Der große Vorteil des Fernglases: Es ist schnell zur Hand, leicht transportierbar und immer dabei, wenn man es braucht. Das große Gesichtsfeld macht es leicht, Objekte am Himmel zu finden. Auf jeden Fernglas sind zwei Kenngrößen vermerkt: Die Vergrößerung und die Öffnung der Objektivlinsen. 8x30 bedeutet also, dass das Glas die Dinge 8 Mal so groß wie mit bloßem Auge zeigt, und zwei 30mm Linsen besitzt. Für die Himmelsbeobachtung ist die Öffnung besonders wichtig, denn sie besimmt wieviel Licht im Auge des Beobachters ankommt. Ein 30mmFernglas sammelt ca. 130 Mal soviel Licht wie das Auge. Bei einem 50mm-Glas sind es schon 350 Mal so viel! Die Vergrößerung gibt an, welche Details man sehen kann. Allerdings ist hier weniger oft

mehr, denn das Zittern der Hände, die das Fernglas halten, wird ja mit vergrößert: Mehr als 10-fache Vergrößerung lässt sich kaum mehr stabil halten. Für höher vergrößernde Gläser sollte man sich deshalb unbedingt ein Stativ besorgen. Viele astronomische Objekte sind sehr klein und lichtschwach. Deshalb ist eine gute Qualität des Instrumentes wichtig. Dazu zählt die sogenannte Vergütung: Diese Beläge auf den Linsen erhöhen die Lichtdurchlässigkeit. Billige Gläser haben keine oder rot schimmernde Beläge, teure Vergütungen schimmern eher grünlich. Auch Farbfehler sollte ein Fernglas nicht aufweisen: Diese Farmsäume sind besonders bei harten Kontrasten zu erkennen. Wichtig ist auch, dass das Fernglas nicht zu schwer ist, sonst ermüden die Hände schnell. Es gibt jedoch heute Instrumente mit elektronischer Bildstabilisierung, die das Zittern der Hände ausgleichen – allerdings leider für keinen geringen Preis.

Das Fernglas ist ein ideales Beobachtungsinstrument für Mond und Sterne – es ist leicht, schnell einsatzbereit und einfach zu transportieren. Die übliche Datenangabe auf Ferngläsern (z.B. 10x50) gibt auskunft über Vergrößerung (10fach) und den Durchmesser des Objektives (50mm).

So Klappt‘S • nicht durch geschlossene oder offene Fenster blicken • Streulicht (Straßenlaternen, Autos) meiden • erst beide Augen getrennt am Fernglas scharfstellen • die Optik nicht anfassen • bei Beschlagen in warmen Raum bringen • die Optik nicht mit Taschentuch o.ä. sauber reiben


MIT EINEM KLEINEN FERNROHR Beim Linsenteleskop bündelt eine speziell geschliffene Glaslinse das einfallende Licht. Beim Spiegelteleskop nach NewtonBauart befindet sich der Sammelspiegel hinten im Teleskoprohr. Das Licht wird wieder nach vorne zurück geworfen und über einen kleinen Fangspiegel nach außen gelenkt. beSuch einer VolKSSternWarte Man muss sich kein Fernrohr kaufen, wenn man den Himmel durch ein Teleskop sehen will. Überall in Deutschland, Österreich und der Schweiz gibt es öffentliche Sternwarten. Diese Volkssternwarten bieten regelmäßig Beobachtungsabende kostenlos oder zu geringen Beiträgen an. Sie werden meistens ehrenamtlich betrieben. Die meisten Volkssternwarten verfügen über ziemlich große Teleskope, liegen aber oft inmitten der Städte und haben keinen guten Himmel. Es lohnt sich aber in jedem Fall, ihnen einen Besuch abzustatten, gerade wenn man mit bloßem Auge und Fernglas schon erste Erfahrungen gesammelt hat.

So Klappt‘S • nicht durch geschlossene oder offene Fenster blicken • Streulicht (Straßenlaternen, Autos) meiden • Sucher vor Beobachtung justieren • Zeit zur Temperaturanpassung geben • nicht am Teleskop festhalten • zuerst richtig scharfstellen • mit kleinster Vergrößerung beginnen

Tipps zur Himmelsbeobachtung

ständig nachgestellt werden. Bequemer ist eine parallaktische Montierung, diese lässt sich in den Himmelskoordinaten bewegen, und nur noch eine der beiden Achsen muss nachgeführt werden. Das kann man mit einem Motor automatisieren – dieser ist für viele Montierungen aufrüstbar. Viele frischgebackene Teleskopbesitzer verzweifeln beim Aufsuchen der Objekte. Durch die hohe Vergrößerung des Fernrohrs werden die Gesichtsfelder nämlich sehr klein. Ohne Übersicht am Himmel sind Sterne und Planeten aber kaum zu treffen! Viel Geduld und Können ist deshalb nötig. Dazu verwendet man am besten eine Visierhilfe (Sucher) und eine möglichst niedrige Vergrößerung – in der Praxis wird man diese viel öfter brauchen als die größte! Die moderne Technik hat auch hier Einzug gehalten: Computersteuerungen übernehmen Nachführung und Aufsuchen automatisch. Die Eingabe des gewünschten Objektnamens und ein Druck aufs Knöpfchen reichen, und schon richtet sich das Teleskop automatisch aus – wenn es zuvor richtig initialisiert wurde. Solche Finessen kosten heute nicht mehr als 250 Euro. Die Lichtverschmutzung kann ein Teleskop nicht überlisten: in der Stadt zeigt es deshalb viel weniger als auf dem Land oder gar im Gebirge. Streulicht von Lampen stört die Dunkelanpassung des Auges zusätzlich. »Ein dunkler Himmel ist durch nichts zu ersetzen« lautet deshalb eine Binsenweisheit unter Sternfreunden.

81 WissensWertes

Drei Dinge kann ein Teleskop besser als das Auge: Licht sammeln, Einzelheiten auflösen und Details vergrößern. Für das Lichtsammel- und das Auflösungsvermögen ist der Durchmesser der Teleskopoptik entscheidend: Je größer ein Teleskop, desto mehr Licht sammelt es und desto feinere Einzelheiten kann es auflösen. Das Vergrößerungsvermögen eines Teleskops ist von diesen beiden Fähigkeiten abhängig, denn wenn zu wenig Licht vorhanden ist, wird das Bild dunkel und bei zu geringer Auflösung wird es flau. Mit einem größeren Teleskop kann man also auch höher vergrößern. Welche Vergrößerung genau ein Teleskop hat, kann man selbst bestimmen: Durch die Wahl des Okulars. Mit dieser kleineren Zusatzoptik wird das Teleskopbild betrachtet. Dabei gilt: Vergrößerung = Teleskopbrennweite/Okularbrennweite. Ein Teleskop mit 600mm Brennweite erreicht also mit einem 10mm-Okular eine 60-fache Vergrößerung. Demnach müsste man mit einem 3mm-Okular auch eine 200-fache Vergrößerung erreichen. In der Praxis ist das aber nicht umsetzbar. Die Faustregel für die höchste sinnvolle Vergrößerung setzt den zweifachen Durchmesser des Teleskops dafür an. Hat dieses z.B. 60mm Öffnung, ist 120x das Höchste der Gefühle. Trotzdem werden viele Einsteigerteleskope mit wahnwitzigen Vergrößerungswerten beworben – daran erkennt man unseriöse Anbieter. Einfache Teleskope sind nicht teuer, schon ab 50 Euro bekommt man chinesische Billigware, die aber oft mehr Frust als Lust bereitet, gerade für Kinder und Jugendliche. Für ein vernünftiges Teleskop muss man mindestens 250 Euro investieren. Mit besserer Qualität der Optik steigt das Leistungsvermögen des Teleskops und damit auch der Spaß unter dem Sternhimmel. Linsen oder Spiegel können die Bestandteile der Optik sein, die das Bild erzeugt. Man unterscheidet deshalb Linsenteleskope (Refraktoren) und Spiegelteleskope (Reflektoren). Die Linsenteleskope sind die »klassischen« Fernrohre, man blickt am hinteren Ende des Teleskoprohrs ins Okular. Die Spiegelteleskope sind meist in der Bauweise nach Newton ausgeführt, dabei blickt man am oberen Ende seitlich in das Teleskop, was gerade bei hoch stehenden Objekten bequemer ist. Beide Bauarten haben Vorund Nachteile, die sich bei Einsteigermodellen aber in etwa wieder aufheben. Mit der Optik allein ist es jedoch nicht getan, genauso wichtig ist der Unterbau, die sogenannte Montierung. Bei der Himmelsbeobachtung gibt es nämlich ein großes Problem: Man muss die Erddrehung ausgleichen – sonst wandern die Objekte schon nach kurzer Zeit aus dem Gesichtsfeld. Bei 100-facher Vergrößerung hat man nur 2 Minuten Zeit ein Objekt anzusehen! Die sogenannte azimutale Montierung kann diese Bewegung nicht kompensieren, sie lässt sich nur in der Horizontrichtung (Azimut) und Höhe bewegen. Die Objekte müssen


BEGRIFFSERLÄUTERUNG:

EKLIPTIK Die Erde kreist auf der gleichen Ebene um die Sonne wie alle anderen Planeten. Diese Ebene der Umlaufbahnen nennt man Ekliptik oder Planetenebene. Sogar der Mond bewegt sich etwa in der Ekliptik um die Erde. Vom äußeren Rand des Sonnensystems betrachtet, erscheint die Ekliptik als diese Ebene. Von der Erde aus nehmen wir dagegen die Ekliptik als eine (gedachte) Linie am Himmel wahr, auf der im Lauf des Jahres Sonne und Planeten übers Firmament ziehen. Dabei bewegen sie sich immer durch die gleichen Sternbilder – die Tierkreisbilder wie Stier, Jungfrau oder Krebs, die ebenfalls auf der Ekliptik liegen. Nie sind sie im Sternbilde Orion oder Großer Bär zu sehen. Die Erdachse ist in einem Winkel von genau 23° 27‘ zur Ekliptik geneigt und weist immer in die gleiche Richtung. Die Nordhalbkugel der Erde neigt sich dadurch mal zur Sonne hin, mal von ihr weg (und die Südhalbkugel umgekehrt) – der Grund für die Jahreszeiten. Wäre die Erdachse dagegen senkrecht, würde die Sonne immer gleich auf- bzw. untergehen und mittags gleich hoch stehen.Es gäbe das ganze Jahr hindurch gleich viel Sonnenlicht. Doch durch die Neigung der Erdachse zur Ekliptik steht die Sonne mal hoch, mal tief am Himmel – und mal länger, mal kürzer. Der Name »Ekliptik« stammt von einem besonderen Ereignis auf der Planetenebene: Sonnen- und Mondfinsternisse treten nur dann auf, wenn sich der Mond auf der Ekliptik befindet – und dabei zwischen Sonne und Erde oder die Erde zwischen Sonne und Mond steht. Sonne oder Mond »verschwinden« – es kommt zur »Eklipse« (griech. für verschwinden).

DRACHENPUNKT Wo Sonne oDer monD geFreSSen WerDen Die Drachen- oder Knotenpunkte des Mondes spielen eine entscheidende Rolle für die Entstehung von Sonnen- und Mondfinsternissen: Denn sie können sich nur ereignen, wenn der Mond annähernd auf der gleichen Ebene wie Sonne und Erde liegt – der Ekliptik. Er erreicht diese auf seiner geneigten Bahn regelmäßig in einem der beiden Knotenpunkte. Damit eine Sonnenfinsternis zustande kommt, muss sich dieser Knotenpunkt jetzt aber auch noch zwischen Sonne und Erde befinden. Das passiert etwa zweimal im Jahr, dann fällt der Schatten des Mondes auf die Erde. Es genügt, dass der Mond dabei in der Nähe seines Knotenpunktes steht, damit sein Schatten nördlich oder südlich des Äquators auf die Erde fällt und sie verfinstert. Da die Mondbahn etwas unregelmäßig ist, ereignen sich die zwei Sonnenfinsternisse nicht immer zu gleichen Zeit, sondern jedes Jahr etwas früher. Die Mondknoten wandern langsam um die Erde herum. Genau nach 18 Jahren, elf Tagen und acht Stunden (bei vier Schaltjahren) bzw. nach 18 Jahren, zehn Tagen und acht Stunden (bei fünf Schaltjahren) ergibt sich wieder die gleiche Stellung von Erde, Sonne und Mond. Sonnen- und Mondfinsternisse wiederholen sich also nach exakt dieser Zeitspanne, die Saroszyklus oder -periode genannt wird. Dann sind zugleich 223 synodische und 242 drakonitischen Monate vergangen: Der gleiche Knotenpunkt wird in der gleichen Mondphase erreicht. Eine Sonnenfinsternis gibt es also immer nur bei Neumond – der Mond befindet sich zwischen Erde und Sonne. Und nur bei Vollmond kommt es zur Mondfinsternis, wenn die Erde zwischen Mond und Sonne steht. Zugleich muss der Mond etwa im Mondknoten stehen. Doch dass jetzt der »Drache« tatsächlich Mond oder Sonne »fressen« kann, liegt am besonderen Verhältnis von Sonne und Mond.

2 1 1. Drachenpunkte, die zur Finsternis führen 2. Drachenpunkte »ohne Auswirkung«

1

2


SCHEINBARE GRÖSSE

SCHEINBARE HELLIGKEIT –28m

Helligkeitszuwachs 6. bis 1. Größenklasse: 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 = 2,5125 ~ 100 Scheinbare helligKeit Die scheinbare Helligkeit unterscheidet feiner, orientiert sich aber an den antiken Größenklassen. Ausgedrückt wird sie in »Magnituden« (auch: magnitudo) - etwa 2,1 mag (auch: 2,1m, 2m,1) für die scheinbare Helligkeit des Polarsterns. Während das bloße Auge jedoch nur Sterne bis etwa 6,5 mag wahrnehmen kann, ist seit der Entwicklung immer besserer Teleskope die Skala nach unten geöffnet worden: der Zwergplanet Pluto etwa hat nur eine scheinbare Helligkeit von 14,0 mag. Aber auch nach oben musste die Skala erweitert werden, über die 0 hinaus: Sirius, der hellste Stern am Nordhimmel, ist fast zehnmal heller als Sterne erster Größenklasse; seine scheinbare Helligkeit beträgt -1,4 mag. Die Venus wird noch viel heller mit -4,4 mag und die Sonne bringt es auf -26,8 mag. Die scheinbare Helligkeit der Sonne ist also um 25,4 mag größer als die von Sirius - mehr als 25 Größenklassen. Was heißt das? Wie viel heller ist die Sonne? Das Verhältnis der tatsächlich messbaren Strahlungsströme, die von den beiden Gestirnen pro Zeiteinheit auf der Erde eintreffen, lässt sich über folgende Formel ausrechnen: 2,512 (MagnitudenDifferenz). Die Sonne ist also 2,512(25,4)-mal heller: Die Strahlungsmenge, die von ihr bei uns eintrifft, ist über 14 Milliarden Mal größer als die von Sirius. Kein Wunder, dass es tagsüber so hell ist. In Wirklichkeit ist der Stern Sonne aber nicht leuchtkräftiger als Stern Sirius, im Gegenteil. Doch die Lichtintensität nimmt quadratisch zur Entfernung ab: Ist ein Stern zehnmal weiter weg, ist sein Licht hundertmal schwächer – sechs Größenklassen.

Sonne – –26m –24m –22m –20m

–16m –14m Vollmond –

Halbmond –

–12m –10m –8m

Begriffserläuterung

Scheinbare grÖSSe Auch die scheinbare Größe (oder: scheinbarer Durchmesser) eines Objektes wird in Winkelgrad angegeben. Die Sonnenscheibe nimmt am Firmament ein halbes Grad ein – ihre scheinbare Größe beträgt rund 30 Bogenminuten. Der Mond, obwohl in Wirklichkeit viel kleiner, ist uns so viel näher, dass seine scheinbare Größe ebenfalls etwa 30 Bogenminuten beträgt. Das sind die zwei Einzelobjekte mit der höchsten scheinbaren Größe. Die Planeten sind erheblich kleiner: Die Venus kann bei ihrer größten Annäherung an die Erde eine scheinbare Größe von einer Bogenminute erreichen, aber in der Ferne auch auf zehn Bogensekunden schrumpfen. Jupiter wird mit 47 Bogensekunden ähnlich beeindruckend, Saturn und Mars erreichen nur noch scheinbare Größen von 20 bzw. 25 Bogensekunden. Neptun, ein riesiger Gasplanet mit 50.000 Kilometern Durchmesser, ist so weit entfernt, dass er höchstens 2,3 Bogensekunden scheinbare Größe erlangt. Und Pluto, der Zwergplanet, der noch jenseits von Neptun seine Bahnen zieht, erscheint mit 0,1 Bogensekunden am Firmament 18.000-mal kleiner als der Mond, der in Wirklichkeit nur wenig größer ist. Für die Sterne eignet sich die Beschreibung der scheinbaren Größe kaum noch: Die größte scheinbare Größe erreicht Beteigeuze im Sternbild Orion. Der Rote Riese ereicht einen Durchmesser von einer Milliarde Kilometern (800 Sonnendurchmesser), doch da er 310 Lichtjahre entfernt ist, hat er eine scheinbare Größe von 0,04 Bogensekunden. Das menschliche Auge kann solche Größen nicht mehr auflösen: Wir sehen die Sterne unscharf, wodurch sie als Lichtflecken weitaus größer wirken. Sterne werden stattdessen über Größenklassen beschrieben, die aber keine räumliche Größe angeben, sondern die Helligkeit der Sterne beschreiben.

helligKeit – Die grÖSSe Der Sterne Die scheinbare Größe eines Sterns entgeht dem menschlichen Auge, dafür sind die Sterne zu weit entfernt. Trotzdem erkennen Sie selbst einen deutlichen Unterschied: Sehen Sie sich einmal die Sterne des Großen Wagens an und Sie werden feststellen, dass sie sich stark unterscheiden - in ihrer Helligkeit. Von der ursprünglichen Leuchtkraft des Sterns kommt nur ein Teil auf der Erde an - durch seine Entfernung zu uns und durch interstellare Materie wie Staub und Gas, die sein Licht filtern. Was wir dagegen von einem Stern wahrnehmen, ist seine scheinbare Helligkeit. Nach ihr werden Sterne unterschiedlicher Größenklassen unterschieden. Die Einteilung der Sterne in sechs Größenklassen geht auf die antike Astronomie zurück. Danach wurden die 15 hellsten Sterne wie »Antares« im Skorpion oder »Regulus« im Löwen als Sterne erster Größenklasse festgelegt. Gerade noch mit bloßem Auge sichtbare Sterne bildeten die sechste Größenklasse und damit das untere Ende der Skala. Ein Stern erster Größenklasse ist hundertmal heller als ein Stern sechster Größenklasse. Die Skala ist nicht linear: Von einer Größenklasse zur anderen ändert sich die Strahlungsmenge um das 2,512-fache: Ein Stern fünfter Größenklasse ist 2,512-mal heller als ein Stern sechster Größenklasse, die vierte Größenklasse ist um Faktor 2,512 x 2,512 = 6,310 heller als die sechste usw.

–6m –4m

83

–2m

WissensWertes

grÖSSen am Firmament Der Durchmesser der Sonne beträgt knapp 1,4 Mio. Kilometer – er ist 109-mal größer als der Erddurchmesser. Kaum vorstellbar, wenn man sie über uns am Himmel stehen sieht. Da sie rund 150 Millionen Kilometer von uns entfernt ist, erscheint sie sehr viel kleiner. Entfernungen am Firmament werden als Sehwinkel beschrieben und daher in Grad angegeben: Von Horizont zu Horizont spannt sich über uns eine scheinbare Halbkugel mit einem Winkel von 180 Grad (180°). Die Positionen, Größen und Entfernungen von Gestirnen zueinander lassen sich mit dieser Maßeinheit beschreiben: Der Polarstern etwa befindet sich von Bayern aus gesehen 48 Grad über dem Horizont, die äußersten Deichselsterne des Großen Wagens sind etwa 6,7 Grad voneinander entfernt. Diese Entfernungen und Größen lassen sich messen - etwa mit einem Winkelquadranten, wie es in der frühen Astronomie üblich war. Ein Grad ist unterteilt in 60 Bogenminuten (60‘), jede Bogenminute entspricht 60 Bogensekunden (60‘‘).

Jupiter (max.) –

Wega –

0m

Aldebaran – Polarstern – Alkor –

+4m

Uranus (max.) – Grenze für bloßes Auge ––––––––––

+6m

Neptun (max.) –

+8m

Grenze für Fernglas –––––––––– Grenze für 60mm-Teleskope ––––––––––

+10m +12m

Pluto (max.) –

+14m

+18m +20m +22m Grenze für erdgebundene –––––––––– Riesenteleskope

+24m +26m +28m

Grenze für Hubble –––––––––– (Weltraumteleskop)


BEGRIFFSERLÄUTERUNG:

INNERE PLANETEN

ÄUSSERE PLANETEN

Die zwei inneren Planeten des Sonnensystems, Venus und Merkur, kreisen wie die äußeren Planeten auf ihren regelmäßigen Bahnen um die Sonne. Doch für uns Sterngucker mit einem gewaltigen Unterschied: Sie sind viel näher an der Sonne als wir – und daher auch am Firmament nie allzuweit von ihr entfernt. Deshalb ist Merkur nie am Nachthimmel zu sehen, nur in der Dämmerung können Sie ihn finden. Venus ist immerhin schon so weit von der Sonne entfernt, dass sie bis zu vier Stunden vor der Sonne auf- oder nach ihr untergeht: Sie ist mal Abend-, mal Morgenstern. Ein innerer Planet kreist schneller um die Sonne als die Erde und überholt uns auf seiner Umlaufbahn daher regelmäßig – Merkur etwa dreimal in jedem Erdenjahr. Dann wandert er zwischen Erde und Sonne hindurch – die so genannte untere Konjunktion, auch Transit oder Durchgang genannt. Danach ist er für uns rechts von der Sonne zu sehen und geht ihr als Morgenstern voraus, bis er seinen »Wendepunkt« erreicht, die größte westliche Elongation. Von hier wandert er wieder auf die Sonne zu, zieht hinter ihr vorbei durch die obere Konjunktion und taucht anschließend im Osten der Sonne als Abendstern wieder auf. Bei seiner größten östlichen Elongation ändert er von der Erde aus gesehen wieder die Richtung und wandert erneut auf die Sonne zu. Die Konjunktionen und Elongationen sind also keine fixen Punkte auf der Umlaufbahn eines inneren Planeten, sondern drücken immer ein relatives Verhältnis zwischen ihm und der Erde im Bezug auf die Sonne aus: Bei der Elongation ist der Winkel Planet-Erde-Sonne am größten, bei oberer und unterer Konjunktion beträgt er 0 Grad.

Eigentlich unterscheiden sich die äußeren Planeten nicht wesentlich von den inneren bei ihrer Bahn um die Sonne – sie kreisen nur weiter außen und damit langsamer. Doch der Blickwinkel macht den Unterschied: Von der Erde aus gesehen sind die Bewegungen der inneren und äußeren Planeten am Firmament sehr verschieden. Die inneren Planeten ziehen sehr schnelle, enge Kreise um die Sonne. Sie sind daher immer in deren Nähe zu finden und bewegen sich gegenüber den Fixsternen sehr stark. Ein Planet weit außen im Sonnensystem dagegen umläuft die Sonne sehr langsam – Zwergplanet Pluto etwa braucht 248 Jahre für eine Runde. Er scheint sich gegenüber den Fixsternen kaum zu bewegen und wandert Nacht für Nacht mit der Bewegung des Sternenhimmels von Ost nach West. Bis er nach zwanzig Jahren dann doch um ein Sternbild weiter gerückt ist. Äußere Planeten, die uns näher sind, machen ihre Eigenbewegung stärker bemerkbar. Etwa unser Nachbar Mars, der nur doppelt so lange um die Sonne braucht wie wir: Er bewegt sich kontinuierlich ostwärts am Firmament, steht jeden Abend ein kleines Stück weiter links und durchläuft alle ein bis zwei Monate ein ganzes Sternbild. Zur Opposition ist uns der äußere Planet am nächsten - wie ein innerer Planet bei seiner unteren Konjunktion: Er befindet sich auf der gleichen Seite der Sonne wie die Erde. Die Erde steht genau zwischen der Sonne und dem äußeren Planeten. Der befindet sich dadurch auf unserer Nachtseite, steht um Mitternacht hoch am südlichen Himmel, wird voll von der »hinter« uns liegenden Sonne angestrahlt und ist so groß und hell wie sonst nie. Die Konjunktion eines äußeren Planeten entspricht der oberen Konjunktion eines inneren Planeten: Er befindet sich von der Erde aus gesehen hinter der Sonne und ist nicht zu sehen.

SichtbarKeit Der inneren planeten Venus und Merkur sind zwar sehr hell, doch die Sonne überstrahlt sie, wenn sie ihr zu nahe stehen. Erst wenn der Himmel dunkel ist, leuchten die Planeten richtig – die Sonne steht tief unter dem Horizont. Die inneren Planeten müssen möglichst weit im Westen oder im Osten der Sonne sein, um vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang sichtbar zu werden – zur westlichen oder östlichen Elongation. Doch verläuft die Ekliptik, die Planetenebene, zu flach zum Horizont, ist der innere Planet dennoch nicht zu sehen: Dann steht er zu niedrig im diffusen Licht über dem noch hellen Horizont. Besonders Merkur bleibt so oft unsichtbar. nur phaSenWeiSe Zu Sehen Noch etwas zeichnet die inneren Planeten aus: Sie durchlaufen Phasen, wie der Mond: Vom kleinen, kreisrunden Scheibchen, wenn sie hinter der Sonne hervorkommen, werden sie allmählich immer größer, nehmen aber wie der Mond ab. Als Abendsterne am östlichsten Punkt von der Sonne ist ihre Scheibe nur mehr halb. Im weiteren Verlauf rücken sie am Himmel wieder auf die Sonne zu, werden dabei größer und sichelförmig. Während sie zwischen uns und der Sonne hindurchziehen, sind sie kaum zu sehen. Danach taucht ihre Sichel im Westen der Sonne auf und wird langsam wieder voller, aber auch kleiner. An ihrem westlichsten Punkt als Morgenstern ist wieder eine halbe Planetenscheibe zu sehen. Erst kurz bevor es hinter der Sonne verschwindet, ist das Scheibchen wieder kreisrund.

oppoSitionSSchleiFe Wenn Sie den Planeten länger beobachten, stellen Sie fest, dass ein äußerer Planet plötzlich umkehrt und für einige Monate rückwärts läuft, nach Westen. Er dreht eine kleine Schleife und kehrt dann wieder zu seiner rechtläufigen Bewegung ostwärts zurück. Natürlich ändert der Planet dabei nicht seine Umlaufrichtung um die Sonne. Da aber die Erde schneller und weiter innen um die Sonne kreist, überholen wir den äußeren Planeten auf der Innenbahn – genau in den Monaten der Schleife, der so genannten Oppositionsphase. Aus unserem Blickwinkel bewegt sich der Planet gegen den weit hinter ihm liegenden Sternenhimmel westwärts. Je weiter außen sich der Planet befindet, umso kleiner ist seine Oppositionsschleife, aber umso länger braucht er, um sie zu durchlaufen: Während Pluto ein halbes Jahr lang »rückwärts« läuft, kehrt Mars schon nach zweieinhalb Monaten wieder um.

planeten Von Der Sonne nach auSSen + Eselsbrücke MERKUR VENUS ERDE MARS JUPITER SATURN URANUS NEPTUN

Mein Vater Erklärt Mir Jeden Sonntag Unseren Nachthimmel


INNERE PLANETEN

Merkur Sonne

Mars

Jupiter Uranus

Neptun

Begriffserläuterung

Saturn

85 WissensWertes

Venus

ÄUSSERE PLANETEN

OPPOSITIONSSCHLEIFE Erde erster Stillstand

zweiter Stillstand

Pr kti oje on au fd S en nh ne ter im l me

äusserer Planet

Bl i ck r ic h tu ng

Erde


QUELLENANGABEN:

LITERATURVERZEICHNIS • Stoyan, Ronald: »Himmels-Wunder – 20 erstaunliche Dinge im Universum die jeder mit eigenen Augen sehen kann«, Erlangen: Oculum-Verlag GmbH, 2009 • Eberle, Ute: »Die Sonne – Lichtmaschine am Firmament«, In: GEOkompakt, Nr. 6, 36-43, Hamburg: Gruner + Jahr, 2006 • Harf, Rainer: »Geboren aus Gas und Staub«, In: GEOkompakt, Nr. 21, 30-43, Hamburg: Gruner + Jahr, 2009 • Meeus, Jean: »More Mathematical Astronomy Morsels«, Richmond, Virginia 23235 USA: Willmann-Bell Inc., 2002

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Wissenswertes

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Quellenangaben



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