Sternwarte Höfingen

Diese Homepage, wie auch unsere Sternwarte, soll der Pflege und Förderung der volkstümlichen Astronomie dienen, mit dem Ziel, die spektakulären Ereignisse und Entwicklungen auf diesem Gebiet dem interessierten und aufgeschlossenen Menschen verständlicher zu machen. W.M.

Sternwartengespräche (FAQ)

Hier geben wir Antworten auf Fragen, die häufig in den Führungen auf der Sternwarte gestellt werden, sowie Erklärungen von astronomischen Begriffen.

1. Die Stellung des Mondes
2. Die verschiedenen Jahreslängen
3. Die verschiedenen Monatslängen
4. Ermittlung der Marsdistanz während der Opposition
5. Die Bestimmung der Bahngeschwindigkeit der Erde um die Sonne
6. Die koorbitalen Saturnmonde 1980 S1 und 1980 S3
7. Warum sehen wir immer dieselbe Seite des Mondes?
8. Energie und Masse
9. Sternzeit
10. Bewegung am Sternenhimmel
11. Die Sternbilder und die Zeit
12. Der Mondlauf
13. Beobachtungsobjekte für den Sommer
14. Doppel- und Mehrfachsterne
15. Bis zu welcher scheinbaren Helligkeit kann man mit einem 12 cm Amateurteleskop sehen?
16. Gefahren aus dem Kosmos
17. Die Lichtverschmutzung
18. Raumstation ISS
19. Die Sagengestalten um die Sternbilder „ Pegasus , Andromeda , Cassiopeia , Perseus , und Kepheus
20. Sichtverhältnisse am Nachthimmel
21. Tageslänge
22. Das Zodiakallicht
23. Sonnenuntergang auf dem Mars
24. Beobachtung von Satelliten
25. Was passiert am 13.April 2029?
26. Wie addiert man Sternhelligkeiten?
27. Mit welcher Geschwindigkeit bewegen wir uns im Universum?
28. Objekte und Kräfte unseres Universums
29. Die Randverdunkelung der Sonne
30. Geschichte der Helligkeit von Himmelskörpern
31. Die Radioaktivität und das Alter des Sonnensystems
32. Die 10 hellsten Sterne am Nachthimmel sind...
33. Resonanzen im Planetensystem
34. Wie weit sind die Sterne von uns entfernt?
35. Wie ermittelt man den Radius bzw. die Größe eines Sterns?
36. Das Erde - Mond System
37. Der Kuiper- Gürtel und die Oort Wolke
38. Der Asteoriden Gürtel
39. Die Milchstraße
40. Adaption der Augen
41. Das Auflösungsvermögen des menschlichen Auges
42. Vorschläge von Beobachtungs - Objekten über das Jahr
43. Messier hunting:
44. Sternbilder
45. Kalender
46. Dunkle Energie
47. Das europäische Navigationssystem Galileo
48. Die Veränderung der Erde
49. Dauer der Jahreszeiten
50. Die Massenverteilung innerhalb des Sonnensystems
51. Was sind Wurmlöcher?
52. Dunkle Materie
53. Warum zeigt uns der Mond immer dieselbe Seite?
54. Planeten und die Ekliptik
55. Was ist Weltraumschrott?
56. Was versteht man unter dem Begriff Asteroiden?
57. Der Frühlingsanfang
58. Tag und Nachtgleiche
59. Größenklassen
60. Meteore, Meteoriten und Meteoroiden
61. Meteorite und Einschlagkrater
62. Planetarische Nebel
63. Kometen
64. Kugelsternhaufen
65. Sonnenbeobachtung
66. Lebensgeschichte der Sonne
67. Die Photosphäre
68. Die Chromosphäre
69. Spikulen
70. Sonnenflecken
71. Der Fleckenzyklus
72. Protuberanzen(P) und Filamente (F)
73. Flares
74. Kann man mit großen Teleskopen hinterlassene Gegenstände der Mondmissionen erkennen?
75. Wie entstehen Nordlichter?
76. Wo kann ich Adressen von Amateur astronomischen Organisationen finden?
77. Wo kann ich Detail- Informationen über Planeten finden?
78. Einstellung eines Teleskops auf ein Objekt am Himmel nach seinen Koordinaten
79. Welchen Einfluß hat der Mond auf die Erde?
80. Warum färbt sich der Mond rot bei einer totalen Mondfinsternis?
81. Was muß ich bei einem Teleskop-Kauf beachten?
82. Einschläge auf der Erde
83. Orientierung am Himmel
84. Welche Objekte kann ich an meinem Teleskop noch erkennen?
85. Wie sind die Tages und Jahreslängen auf den anderen Planeten?
86. Was versteht man unter der Sternzeit?
87. Warum flimmern Sterne?
88. Können sich Kugelsternhaufen auflösen?
89. Warum zeigt die Sonnenuhr eine andere Zeit an als die Armbanduhr?
90. Was versteht man unter der Libration des Mondes?
91. Die Maßeinheiten in der Astronomie
92. Das Julianische Datum
93. Die Extinktion
94. Was ist der Frühlingspunkt?
95. Das Jahr
96. Wie hoch ist der Anteil der Sonne an den Gezeiten?
97. Warum kann man Satelliten nur abends oder morgens sehen?
98. Warum ist auf der Sternkarte Osten auf der linken Seite?
99. Was versteht man unter Fokalphotographie?
100. Was versteht man unter Okularprojektion?
101. Die Aberration des Lichts
102. Tsunami durch Asteroideneinschlag
103. Wann ist die beste Beobachtungszeit für lichtschwache Objekte?
104. Bestätigte Satelliten des Sonnensystems
105. Wie entstanden die Elemente?

Die Stellung des Mondes

Warum ist die Stellung des Mondes am Äquator oder auf der Südhalbkugel der Erde anders als bei uns?

Maßgebend ist der Horizont als Bezugslinie für den Beobachter. Ein Betrachter auf dem Nordpol steht so, daß sein Kopf in Richtung Norden zeigt, seine Füße nach Süden. Sein Horizont ist parallel zum Äquator. Ein Betrachter am Äquator steht genau senkrecht zu einem Betrachter am Nordpol. Sein Horizont steht deshalb auch senkrecht zum Horizont des Betrachters am Nordpol. So kommt es, daß in Äquatornähe die Spitzen der Mondsichel beim Auf- oder Untergang des Mondes häufig waagrecht zum Horizont liegen. Am Südpol steht eine Betrachter so daß sein Kopf nach Süden und die Füße nach Norden zeigt. Er sieht den Mond deshalb von genau entgegengesetzter Richtung wie ein Betrachter am Nordpol. Während also auf der Nordhalbkugel die beleuchtete Seite des zunehmenden Halbmondes rechts vom Betrachter steht, sieht sie ein Betrachter an der Südhalbkugel links von ihm.

Die verschiedenen Jahreslängen

Die Erde umrundet die Sonne in einer leicht elliptischen Bahn im Zeitraum eines Jahres. Dabei steht die Erdachse nicht senkrecht auf der Bahn, sondern um 23,5° geneigt. Gravitationskräfte, hauptsächlich von Sonne und Mond, versuchen die Achse aufzurichten. Dies führt zu einer kreisförmigen Bewegung der Achse entsprechend der Taumelbewegung eines Kreisels. Eine Umdrehung dauert etwa 25800 Jahre, man nennt diesen Zeitraum auch ein platonisches Jahr. Das bedeutet, dass sich der Nordpol in diesem Zeitraum verschiebt. Der heutige Pol im kleinen Wagen wandert z.B. in 14000 Jahren in die Nähe des Sterns Wega in der Leier. Der Frühlingspunkt verändert sich dabei natürlich auch. Er lag z.B. vor 2000 Jahren noch an der Grenze des Sternbildes Fische und Widder, heute steht er am Westrand der Fische, und wird in 600 Jahren in das Sternbild Wassermann übergehen. Das Wintersternbild Orion wird in 13000 Jahren für die Nordhalbkugel am Sommerhimmel stehen.

Je nach Wahl des Bezugspunktes ergeben sich leicht verschiedene Jahreslängen. So ist das sogenannte tropische Jahr, auch astronomisches Jahr genannt, die Zeit zwischen 2 Durchgängen der mittleren Sonne durch den mittleren Frühlingspunkt, also der Sonnenlauf von Frühlingspunkt zu Frühlingspunkt, er dauert 365,242190 mittlere Sonnentage. Das siderische Jahr (lat. sidus = Stern) bezieht sich auf einen Fixstern in der Erdbahnebene (Ekliptik) und ist 365,256363 mittl. Sonnentage lang. Die oben beschriebene Taumelbewegung der Erdachse, die man übrigens „Präzession“ nennt, ist die Ursache dafür, daß das tropische Jahr um ca. 20 Minuten kürzer ist als das siderische. Das anomalistische Jahr ist die Zeitdifferenz des Durchgangs der Erde durch das Perihel ihrer Bahn, und beträgt 365,259636 mittl. Sonnentage.

Das julianische Jahr wurde im historisch gewachsenen Kalender benutzt, und war mit 365,25 Tagen festgelegt, was jedoch über eine größere Zeitspanne zu großen Abweichungen zur wirklichen Sonnenbahn führte. Durch die Reform des Papstes Gregor 1572-85 entstand unser heutiges Kalenderjahr, das sogenannte gregorianische Jahr mit 365,2425 oder 365 + 1/4 - 3/400 mittl. Sonnentagen. Die Differenz zwischen dem tropischen und dem gregorianischen Jahr beträgt nur noch 26 Sekunden und wird sich erst in 3320 Jahren zu einem Tag summieren.

Die verschiedenen Monatslängen

Die Erddrehung bestimmt den Tag, der Mond den Monat, und die Sonne das Jahr. Der siderische Monat bezeichnet den Mondumlauf von Fixstern zu Fixstern und ist 27,32 Tage = 27 Tage 7 Stunden 43 Min. und 11,5 Sekunden lang. Der tropische Monat ist knapp 7 s kürzer als ein siderischer und markiert die Durchgänge durch den Frühlingspunkt. Der synodische Monat hat die Länge von 29,53 Tagen, er beschreibt die Umlaufzeit bezogen auf die Sonne, also von Mondphase zu Mondphase (z.B. Vollmond zu Vollmond). Er ist länger als der siderische, da sich die Sonne ja täglich um scheinbar ca. 1° weiterbewegt. Die Beziehung beider Perioden ist : 1 / sid. Monat - 1/ sid. Jahr = 1 / syn. Monat. Die Zeit zwischen zwei aufeinander folgenden Durchgängen des Mondes durch denselben Knoten nennt man den drakonitischen Monat. Er ist wichtig für die Berechnung von Finsternissen und hat eine Zeitspanne von gut 27 d und 5 h. Der anomalistische Monat ist die Zeitspanne zwischen zwei Durchgängen durch sein Perigäum. Er ist 5 1/2 Stunden länger als der tropische Monat.

Ermittlung der Marsdistanz während der Opposition

Wenn v_e und v_m die Umlaufgeschwindigkeiten von Erde und Mars um die Sonne sind, dann gilt v_e > v_m.
Für die Winkelgeschwindigkeiten w_e und w_m von Erde und Mars gilt: w = v / R.
R_m und R_e sind die Bahnradien von Mars und Erde.
Diese Daten führen zu folgender Beziehung:

v_m - v_e = w_m × R_m - w_e × R_e = - d_w × R_me = - d_w × (R_m - R_e ) ,

dabei ist - d_w die retrograde Bewegung der relativen Winkelgeschwindigkeit.

w_m × R_m - w_e × R_e = - d_w × R_m + d_w × R_e
w_m × R_m + d_w × R_m = w_e × R_e + d_w × R_e
R_m × (w_m + d_w) = R_e × (w_e + d_w)
R_m / R_e = (w_e + d_w) / (w_m + d_w) .

Den Wert dw kann man durch Beobachtung bei der Marsopposition ermitteln.

w_e = 360° / 365.25 d = 0,9856° / d
w_m = 360° / 687 d = 0,5240° / d
R_m / R_e = (0,9856 + d_w) / (0,5240 + d_w) .

Anmerkung: Diese Rechnung basiert auf dem Umlauf auf Kreisbahnen. Da beide Bahnen jedoch elliptisch sind, ist die Rechnung nicht exakt, sondern mehr ein Gedankenexperiment mit guter Annäherung an die Realität. Für den Amateur ist es vielleicht eine interessante Übung, bei einer Marsopposition die tägliche Rektaszensionsänderung des Planeten zu messen.
Folgendes Beispiel zeigt die Genauigkeit des Ergebnisses. Marsopposition war am 24.12.07 um 21 Uhr. Die Rektaszension zu diesem Zeitpunkt war 92,9224°. 24 Stunden später war die Rektaszension 92,4839°. Die Differenz beträgt also 0,4385°. Eingesetzt in obige Rechnung ergibt : R_m / R_e = 0,9856+0,4385 / 0,5240+0,4385 = 1,4796 AE. Der genaue Wert liegt bei 1,5237 AE . Der errechnete Wert liegt also bei 97,1% des genauen Wertes.

Die Bestimmung der Bahngeschwindigkeit der Erde um die Sonne

Dieser äußerst wichtige und interessante Wert läßt sich aus einer einfachen Überlegung bestimmen. Man muß hierzu nur die Erfahrung dessen, der schon mal mit dem Regenschirm etwas schneller durch den Regen geeilt ist, anwenden. Um hier nicht nasse Beine zu bekommen, muß man den Regenschirm etwas nach vorne in Bewegungsrichtung neigen. Der optimale Neigungswinkel, den man in diesem Fall durch Ausprobieren ermittelt, ergibt sich aus dem Verhältnis der Gehgeschwindigkeit des Schirm-Trägers zur Fallgeschwindigkeit des Regens. Umgekehrt kann man unter Anwendung einfacher geometrischer Gesetze, wenn man den Neigungswinkel kennt, die entsprechene Geschwindigkeit ermitteln.

Auf das astronomische Problem angewandt haben wir folgende Situation. Man kennt die Geschwindigkeit des Lichts, das uns von den Sternen erreicht: c = 299792 km/sek. Wenn man nun einen Stern an zwei geeigneten, um 6 Monate auseinanderliegenden Zeitpunkten beobachtet, muß man das Teleskop jeweils um 20,5 Bogensekunden in Bewegungsrichtung der Erde verstellen. Man kennt also einen Geschwindigkeitsvektor und den spitzen Winkel eines rechtwinkligen Dreiecks, daraus läßt sich dann die Beziehung für die Geschwindigkeitskomponente der Erde v = c * tg 20,5” ableiten, und man erhält als Ergebnis 29,80 km/sek.

Dieser Effekt ist unter dem Begriff Aberration des Lichts bekannt.

Die koorbitalen Saturnmonde 1980 S1 und 1980 S3

Für Satelliten in einer Umlaufbahn gilt eine verblüffende Regel: Wenn man den Satelliten beschleunigt, wird sein Bahnradius größer, er wird dadurch langsamer. Analog wird beim Bremsen eines Satelliten der Bahnradius kleiner und der Satellit wird dadurch schneller.

Die beiden Monde 1980 S1 („Janus“) und 1980 S3 („Epimetheus“) umkreisen den Saturn auf einer gemeinsamen Bahn. Durch kleine Unterschiede im Bahnradius sind die Umlaufgeschwindigkeiten der Monde verschieden. Der innere Mond läuft etwas schneller voraus, der äußere langsamer hinterher. Der schnellere Mond entfernt sich bis zur Hälfte der Bahn und nähert sich dann von hinten kommend dem langsameren. Bei der Annäherung wird dann die Gravitation wirksam, die auf den hinteren Mond beschleunigend und auf den vorderen bremsend wirkt. Entsprechend der genannten Regel verändern sich ihre Bahnen: Der hintere Mond vergrößert seinen Bahnradius und wird langsamer, der vordere wechselt auf die schnellere Innenbahn. Nun entfernen sich beide wieder voneinander, der Zyklus beginnt von Neuem mit vertauschten Rollen.

Berechnung der Bahndaten:

Die Dimensionen der Monde (in km) sind S₁: 220 x 200 x 160, S₃: 140 x 120 x 100.

Bahnradien: R₁ = 151 400 km ; R₃ = 151 450 km .

Die Umlaufzeit kann nach dem 3. Keplergesetz  (T² / R³ = konstant = k) berechnet werden, wenn die Konstante und R bekannt sind. Die Konstante k = 4×π² / G×M errechnet sich aus der Gravitationskonstanten G und der Masse M des Zentralkörpers, in diesem Fall Saturns. Sie kann aber auch direkt durch die bekannten Daten des Mondes Mimas ermittelt werden. Für Mimas gilt: Bahnradius R = 185 600 km; Umlaufzeit T = 0,9424 Tage.

Die Saturn-Konstante ergibt sich daraus zu k = 1,037 × 10^-15 .

Jetzt kann man die Umlaufzeit der Monde ermitteln.

Aus T² = (k×R³) erhält man T₁ = 0,69432 Tage; T₃ = 0,69466 Tage (etwa 16 h 40 min).

Die Bahngeschwindigkeiten ergeben sich dann zu

v₁ = 2 × π × R₁ / T₁ = 15,8575 km/s

v₃ = 2 × π × R₃ / T₃ = 15,8549 km/s.

Der Unterschied sind  2,6 m/s ~ 10 km/h, d.h. etwa das Tempo beim Jogging.

Wann treffen sich beide Monde? 1/T_syn = 1/T₁ – 1/T₃ ,  T_syn = 1402,2 Tage = 3,8 Jahre.

Während dieser Zeit von knapp 4 Jahren haben die Monde etwas mehr als 2000 Umläufe um den Saturn gemacht, der innere 1 Umlauf mehr als der äußere.

Warum sehen wir immer dieselbe Seite des Mondes?

Infolge der Gezeitenwirkung, welche die Erde durch ihre Schwerkraft auf den Mond ausübt, wurde die Rotation des Mondes zunehmend abgebremst, so dass er sich bei einem Umlauf um die Erde nur noch einmal um die eigene Achse dreht. Das nennt man eine „gebundene Rotation“. Deshalb ist von der Erde aus immer dieselbe Seite zu sehen. Weil Umlaufzeit und Mondrotation aber nicht exakt gleich lang sind, „schwankt“ das Gesicht des Mondes ein wenig hin und her; das nennt man „Libration“. Aufgrund dieser Libration nach Osten und Westen und nach Norden und Süden sind knapp 59 % der Mondoberfläche einsehbar. Die restlichen 40 % der Mondoberfläche konnten erstmals 1959 durch die russische Mondsonde Lunik 3 beobachtet werden.

Wegen der gebundenen Rotation sieht ein Beobachter auf dem Mond die Erde immer an derselben Stelle des Himmels, abgesehen von den leichten Schwankungen durch die Libration. Die Erde geht also auf dem Mond niemals „auf“ oder „unter“ und ein Beobachter auf der Mondrückseite kann die Erde niemals sehen.

Energie und Masse

Fast jedes Kind kennt heutzutage die berühmte Formel E = mc^2 . Für die einen ist das ein Merksatz den man gegebenenfalls in Konversationen benutzt um an die Gleichwertigkeit zu erinnern, für die anderen sind auch die Dimensionen und Werte dieser Beziehunginteressant , die hiermit dargestellt werden sollen. Wenn man in die Formel die Masse „m“ in Gramm(g); die Lichtgeschwindigkeit „c“ in (cm/s) einsetzt , bekommt man als Ergebnis die Energie in (erg). Dies ist ein sehr kleiner Energiebetrag , gemessen an unseren Energiedaten für den täglichen Gebrauch , da 10^7 erg = 1 Joule = 1 Ws ( Wattsekunde) entsprechen. Die Energie von 1 g Masse entspricht : E = 8,998 * 10^20 erg = 8,998 * 10^13 Ws = 8,998 * 10^10 KWs (Kilowattsekunden) oder gleich 24.994.444 bzw. knapp 25 Millionen Kilowattstunden. - Für 500 g Masse ergibt sich dann der stolze Wert von 12 , 5 Milliarden KWh. - In Kernkraftwerken kann davon allerdings nur ein Bruchteil umgewandelt werden. In der Wasserstoffbombe wird die Umsetzung jedoch weitgehend realisiert.

Einen Vergleich der Energie einer Ruhemasse nach E=mc^2 mit der chemischen Energie zeigt folgendes Beispiel : Wie groß ist der Energiegehalt von 1 g Materie? und wie verhält er sich im Vergleich zur Verbrennungvon 1 g Kohle? ( 1 g Kohle erzeugt bei der Verbrennung 7000 cal, 1 cal = 4,18 J ) E = (10^-3 kg ) ( 3*10^8 m/s )^2 = 9*10^13 (J). Die freiwerdende Energie beim verbrennen von 1g Kohle beträgt 7000 * 4,18 = 2,9*10^4 (J). Die Energie der Ruhemasse ist also 3,1*10^9 mal größer als die chemische Energie. Dieses Beispiel zeigt, daß die Freisetzung von nur einem Tausndstel der Ruheenergie immer noch millionen mal mehr ist als die Energieausbeute konventioneller Energiequellen.

Sternzeit

Was versteht man eigentlich unter dem Begriff Sternzeit ? Sternzeitmessungen werden, wie der Name schon sagt, an Sternen vorgenommen.Ein Sterntag ist der Zeitabstand zwischen 2 Durchgängen eines Sternes durch den den Ortsmeridian ( genauer der Durchgang des Frühlingspunktes ) Ein Sterntag gibt also die Drehung der Erde in Bezug auf den Sternenhimmel an.

Durch das fortschreiten der Sonne auf ihrer Bahn ( der Ekliptik ) von West nach Ost, ist der Sterntag etwas kürzer als der Sonnentag. Seine Länge ist : 23h 56m 04,1 s gemessen in mittlerer Sonnenzeit.Die Sternzeit ist u.a. wichtig, um die Position eines Sterns am Himmel zu bestimmen. Der Stundenwinkel des Sterns ist der Winkelabstand des Sterns zum Ortsmeridian.Die Ortssternzeit ist gleich dem Stundenwinkel des Frühlingspunktes. Zwischen den wichtigen Größen Rektaszension, Sternzeit und Stundenwinkel besteht die Beziehung:

Sternzeit = Stundenwinkel + Rektaszension

Bewegung am Sternenhimmel

Wenn man in einen mondlosen, dunklen, klaren Sternenhimmel schaut, sieht man mit guten Augen in einer mondlosen Nacht, bei guten Sichtbedingungen, ca. 3000 Sterne über dem Horizont. Lässt man es nicht bei dem einen Blick bewenden und schaut nach ca. 1 Stunde wieder hin, so kann der aufmerksame Beobachter an der Stellung von Sternbildern oder - wenn er die nicht kennt - an besonders hellen Objekten feststellen, dass sich das Bild verschoben hat. Die Sterne bewegen sich in Richtung Westen. Am deutlichsten nimmt man die Verschiebung in Horizontnähe wahr, und zwar am westlichen und am östlichen Horizont. Neue Sterne tauchen im Osten auf, während im Westen die vor 1 Stunde noch sichtbaren Sterne unter dem Horizont verschwunden sind.

Aber nicht genug damit, wenn man über mehrere Wochen hinweg immer zur gleichen Uhrzeit, z.B. immer um 22 Uhr, nach bestimmten Sternen oder Sternbildern am Nachthimmel sucht, so stellt man ebenfalls fest, dass sie sich nach Westen verschieben, und zwar nicht unerheblich um 30° pro Monat.

Am Taghimmel kennen wir alle den Lauf der Sonne, die ja bekanntlich im Osten auf- und im Westen untergeht. Exakt stimmt das allerdings nur an 2 Tagen im Jahr, am Herbst- und am Frühlingsanfang. In der restlichen Zeit verschiebt sich der Untergangspunkt in Richtung Süd-West bis zum Winteranfang , um dann wieder zurückzuwandern, über den Westen hinaus in Richtung Nord-West bis zum Sommeranfang bzw. der Sommersonnenwende. Für den Aufgangspunkt der Sonne gilt der entsprechende Pendel-Vorgang in Richtung Süd-Ost über Ost bis Nord-Ost. Im Zusammenhang damit ändert sich auch die Höhe der Sonne im Mittag beträchtlich, wodurch die Jahreszeiten hervorgerufen werden.

Die Menschen vor ca. 2000 Jahren haben diese Beobachtungen so interpretiert, dass sich alle Himmelsobjekte um die Erde drehen. Im 2. Jh. unserer Zeitrechnung fasste Ptolemäus das astronomische Wissen seiner Zeit im sogenannten "Ptolemäischen Weltsystem" zusammen, in dem die Erde das Zentrum des Universums war. Dieses Weltbild hat sich dann fast 1500 Jahre gehalten, bis Kopernikus mit dieser Vorstellung ein Ende machte und die Sonne in das Zentrum des Planetensystems setzte. Damit begann die atemberaubende Erkenntnis über den Aufbau und die Wirkungsweise unseres Universums.

Kommen wir aber zurück zu unserem Blick in den Nachthimmel, und schauen ca. zwei Wochen nach unserer Beobachtung in der mondlosen Nacht wieder in den Sternenhimmel, so steht jetzt der Mond am Himmel. Wenn man nun das Glück hat, den Mond an mehreren aufeinanderfolgenden Abenden zu verfolgen, so nimmt man zwei gravierende Veränderungen wahr. Die erste ist die wohl jedermann vertraute Veränderung der Lichtgestalt des Mondes, die sich in den Phasen des zunehmenden und abnehmenden Mondes am Himmel unübersehbar darstellt. Die zweite, weniger auffällige Veränderung ist die Stellung des Mondes unter den Sternen. Während der Mond wie alle anderen Himmelskörper, im Osten auf- und im Westen untergeht, bewegt er sich während eines Tages um ca. 13° von Westen nach Osten durch die Sterne. Damit geht er jeden Tag später unter.

Wenn man die Anordnung der Sterne untereinander über Wochen und Monate verfolgt, kann man feststellen, dass einige der helleren Lichtpunkte ihre Stellung zwischen den anderen Sternen langsam verändern. Diese Lichtpunkte heißen "Wandelsterne" oder "Planeten". Insgesamt kann man 5 Planeten mit dem bloßen Auge erkennen. Zwei von ihnen (Venus und Merkur) erscheinen nur in der Abend- oder Morgendämmerung. Sie wandern zwischen den Sternen von West nach Ost und entfernen sich damit von der Sonne, allerdings nur bis zu einem bestimmten Abstand, dann kehren sie ihre Laufrichtung um, und verschwinden hinter der Sonne, um dann wieder in der Morgendämmerung aufzutauchen und dasselbe Spiel am Morgenhimmel zu wiederholen. Die anderen 3 Planeten ( Mars, Jupiter und Saturn ) sind auch nachts sichtbar. Sie wandern durch die Sternbilder meist von West nach Ost, aber manchmal drehen sie einfach um in die entgegengesetzte Richtung, um einige Wochen später nach Durchlaufen einer Schleife ihren früheren Gang fortzusetzen.

Man kann sich wohl vorstellen, dass die Entwirrung aller dieser komplizierten Bewegungsabläufe nicht einfach war und dass auf dem Weg zur Lösung manche Irrtümer überwunden werden mussten. Die Lösung ist heute allgemein bekannt: Unsere Erde dreht sich um ihre eigene Achse, die ca.23,5° gegen die Erdbahn geneigt ist; auf den Nordpol gesehen ist ihre Drehrichtung entgegen dem Uhrzeigersinn. Ferner befindet sich die Erde auf einer leicht elliptischen Bahn in gleicher Bewegungsrichtung um die Sonne, zusammen mit 7 weiteren Planeten die in verschiedenen Abständen mit verschiedenen Geschwindigkeiten in mehr oder weniger elliptischen Bahnen ebenfalls um die Sonne kreisen. Die Sonne als Gravitationszentrum vereinigt somit alle Körper in ihrem Einflussbereich, der weit über den entferntesten Planeten Neptun hinausreicht, zu einem System, das man das Sonnensystem nennt. Aus diesen Bahnen der Körper des Sonnensystems erklären sich ganz natürlich die Bewegungsabläufe, die wir am Sternhimmel beobachten.

Wenn wir nun ein Teleskop benutzen, so können wir darüber hinaus weitere Planeten (Uranus, Neptun), Zwergplaneten (Pluto, Ceres, Eris), Monde und Kleinkörper des Sonnensystems beobachten und ihre Bahnen verfolgen. Mit sehr viel Geduld kann ein Amateurastronom innerhalb einiger Jahrzehnte seines Lebens sogar Bewegung außerhalb unseres Sonnensystems erkennen, wie etwa Doppelsterne, die einander umkreisen.

Die Sternbilder und die Zeit

Die Idee, die unregelmäßig am Himmel verteilten Sternkonstellationen in Bildern zusammenzufassen, stammt aus den frühen Hochkulturen. Der Stand der Sterne war unter anderem ein Anhaltspunkt für den Ackerbau, um z.B. mit der Aussat zu beginnen.

Sonne, Planeten, Mond und Sterne gehen im Osten auf, erreichen ihren höchsten Stand im Süden und gehen im Westen unter. Das liegt an der Drehung der Erde um ihre Achse und zwar, blickt man von oben auf den Nordpol, gegen den Uhrzeigersinn. Eine Umdrehung dauert ca. 23 Stunden und 56 Minuten.

Gleichzeitig bewegt sich die Erde in einem mittlern Abstand von ca. 150 Millionen Kilometer in einer elliptischen, aber nahezu kreisförmigen Bahn um die Sonne. Dazu braucht sie ca. 365 ¼ Tage und schreitet dabei pro Tag um etwas weniger als 1° auf ihrer Bahn fort.

Damit sieht ein irdischer Beobachter folgendes:

a.) Die Himmelsobjekte wandern parallel zum Himmelsäquator von Ost nach West und rücken pro Stunde ca. 15° am Nachthimmel nach Westen vor.

b.) Nach 24 Sunden sind sie gegenüber dem Vortag um ca. 1° nach Westen weitergewandert und gehen damit jeden Tag etwas früher unter.

c.) Auf ihrer jährlichen Bahn zeigt die Nachtseite der Erde, also die von der Sonne abgewandte Seite, jeweils in eine andere Richtung, so dass andere Objekte sichtbar werden.

Auf diese Weise können die Sternbilder zur ungefähren Datumsbestimmung herangezogen werden: Anfang Dezember steht der Orion um Mitternacht im Süden, Anfang März der Große Löwe, Anfang Mai der Bootes, Anfang Juli das Sommerdreieck (Leier, Schwan und Adler), Anfang September Pegasus.

Der Mondlauf

Die Stellung des Mondes wirft für den Beobachter auf der Erde immer wieder Fragen auf, da während eines Monats und über das Jahr seine Position am Himmel starken Schwankungen unterworfen ist. Da die Mondbahn ca. 5° gegen die Erdbahn geneigt ist, entfernt sich der Mond nie mehr als 5° von der scheinbaren Sonnenbahn, der Ekliptik. In einer groben Betrachtung kann man also die Mondbahn der Sonnenbahn gleichsetzen. Wie bekannt, benötigt die Sonne in ihrer scheinbaren Bewegung für einen Umlauf um die Erde 365,25 Tage, der Mond jedoch nur 27,32 Tage (siderische Umlaufzeit), das ergibt ein Verhältnis von 13,3. Die Sonne bewegt sich auf ihrer jährlichen Bahn jeden Tag für den Erdbeobachter um 1° also nach Osten (in Bezug auf die Sterne), der Mond ist aber 13,3-mal so schnell. Nimmt man nun den Neumond als Bezugspunkt - er steht ja an derselben Stelle wie die Sonne - so beschreibt er ungefähr denselben Tagebogen wie die Sonne. Aufgrund der geschilderten Bewegungsverhältnisse steht der Mond nach 1 Tag dort, wo die Sonne erst in 13,3 Tagen stehen wird, nach 2 Tagen, wo die Sonne in 26 Tagen stehen wird usw. Wir können in erster Näherung die oben genannten 13.3 Tage auf 14 Tage, also 2 Wochen, aufrunden. Der Halbmond, 7 Tage nach Neumond, steht also dort, wo die Sonne in 14 Wochen, also ungefähr einem viertel Jahr zu finden ist. Damit beschreibt im Frühjahr der Mond den großen Tagbogen, den die Sonne im Sommer beschreibt, und im Herbst den flachen Tagbogen der Wintersonne. Der Halbmond, 7 Tage nach Neumond, beschreibt die Stellung der Sonne vierzehn Wochen, also ca. ein Vierteljahr später. Der Vollmond, 14 Tage nach Neumond, zeigt die Stellung der Sonne 28 Wochen, also ca. ein halbes Jahr später.

Beobachtungsobjekte für den Sommer

Bis heute hat man ca. 1000 sichtbare PN katalogisiert. Die besten Sommerobjekte werden in folgender Matrix vorgestellt.

Doppel- und Mehrfachsterne

Die Beobachtung von Mehrfachsternen bietet sich immer dann an, wenn die Helligkeitsbedingungen am Beobachtungsort nicht optimal sind.

Dazu gehören Beobachtungen im Mondlicht und in der Dämmerung.

Eine kleine Auswahl deutlicher und interessanter Objekte sind:

Epsilon Lyrae im Sternbild Leier ( 4- fach Konstellation )

Mü Bootis Bootes

31 Cygni Schwan

Beta Cygni Schwan

17 Draconis Drache

100 Herculis Herkules

Bis zu welcher scheinbaren Helligkeit kann man mit einem 12 cm Amateurteleskop sehen?

Um wieviele Größenklassen an Helligkeit kann ich mit meinem 12 cm Teleskop mehr sehen als mit dem bloßen Auge?

Nehmen wir an, dass man mit dem max. Pupillendurchmesser von 8 mm bei absoluter Dunkelheit, also ohne störende Einflüsse z.B. des Mondes oder anderer Lichtquellen , bis zu m = 6 mag sehen kann, dann ergibt sich ein Verhältnis des einfallenden Lichts

von ( 120 / 8 )^2 = 225.

Der Unterschied der beobachtbaren Größenklassen ergibt sich damit zu m1 – m2 = 2,5 * log 225 = 5,88 mag.

Man müsste also durch das Teleskop noch 225 mal lichtschwächere Objekte, als mit dem bloßen Auge , unter den angegebenen Bedingungen, erkennen können also ca.12.mag , (6mag + 5,88 mag ).

Gefahren aus dem Kosmos

In Zeitabständen von mehreren Tausend oder Millionen Jahren, sehen wir uns durch Asteroiden oder auch durch nahe Supernovae bedroht.

Es ist noch nicht lange her, dass wir aufgrund verfeinerter Messtechnik zu der Erkenntnis gekommen sind, dass die Umlaufbahn der Erde, in der Bahn einer ganzen Menge Asteroiden liegt ( sog. Erdbahnkreuzer).Die Wahrscheinlichkeit einer Kollosion wird damit unbehaglich groß.

Solche Beihnahe- Zusammenstöße sind häufiger als die meisten Menschen ahnen.Einer ereignete sich z. B. am 3. Januar 1993 und wurde von NASA Astronomen per Radar festgehalten. Auf den Fotos des Asteroiden Toutatis ist zu erkennen, dass er aus Gesteinskernen besteht, die jeweils einen Durchmesservon mehr als 3 km haben. Er näherte sich der Erde bis auf 3,5 Millionen km.

Am 23. März 1989 flog ein Asteroid mit ca. 0,8 km Durchmesser noch näher an die Erde heran.( ca. 3-fache Mondentfernung).

Ende 1992 war zu hören,,dass ein riesiger Komet die Erde im Jahr am 14. August 2126 treffen würde, und möglicherweise alles Leben auf unserem Planeten auslöschen würde.Die Wahrscheinlichkeit wurde allerdings mit 1 : 10 000 beziffert.Das ist der Swift- Tuttle- Komet. Teile des Kometen sind bereits auf der Erde aufgeschlagen. Alle 130 Jahre, beendet er eine vollständige Umkreisung der Sonne, und hinterlässt auf seiner Bahn einen Strom von Meteoren und Teilchen ins All. Wenn die Erde den Strom durchquert, sehen wir am Himmel den Sternschnuppenstrom der Perseiden, der schon das reinste Feuerwerk am Himmel veranstaltet hat.

Im Jan.1991 schätzte ein NASA Ausschuss, dass es etwa 1 000 bis 4 000 Erdbahnkreuzer gibt, die einen Durchmesser von mehr als 0,8 km haben, und deshalb eine Gefahr für die menschliche Zivilisation darstellen. Allerdings existieren überzeugende Radaraufzeichnungen nur von 150 dieser großen Asteroiden. Die Summe aller Erdbahnkreuzer über 90 m soll bei 300 000 liegen. Seltener dafür aber spektakulärer sind Supernova Explosionen in der Nachbarschaft der Erde. Eine SN setzt gewaltige Energiemengen frei, mehr als 100 Milliarden Sterne. Alllein mit den Ausbrüchen von Röntgenstrahlen die sie erzeugt, ruft sie schwerwiegende Störungen in jedem nahegelegenen Sternsystem hervor. Und kann im schlimmsten Fall alles Leben in diesem System zerstören. Leider findet eine SN Explosion ohne Vorwarnung statt und breitet sich mit Lichtgeschwindigkeit aus.Alles was einer Zivilisation übrigbleibt ist die Sterne in ihrer Nachbarschaft sorgfältig zu überwachen, die sich an der Schwelle zur SN befinden.

Vor 65 Millionen Jahren, in der Kreidezeit, wurde die Erdoberfläche von einem Kometen oder Asteroiden getroffen, dadurch wurden tiefgreifende Veränderungen in der Erdatmosphäre hervorgerufen, die zum Aussterben der Dinosaurier auf der Erde geführt haben.Das ist ziemlich einleuchtend, wenn man bedenkt dass das Objekt ca. 8 km groß war, und mit 30 km/s ( zehnmal schneller als eine Gewehrkugel) auf die Erdoberfläche aufschlug, und einen Krater von ca.180 km Durchmesser erzeugte.Man hat in ganz Mexico, Haiti, bis nach Florida Trümmerteilchen dieses Einschlags gefunden, der im mexikanischen Staat Yucatan in der Nähe des Dorfes Chicxulup stattgefunden hat. Zu den erstaunlichen Merkmalen des Lebens auf der Erde gehört, dass dieses Ereignis das die Dinosaurier ausrottete, nur eines von mehreren genau dokumentierten Massensterben ist. Beispielsweise rottete ein Massensterben, das vor 250 Millionen Jahren stattfand,96% aller Pflanzen und Tierarten aus.

Insgesamt hat es 5 solcher Massensterben unter Tieren und Pflanzen gegeben.

Alle 26 Millionen Jahre kommt es zu einer solchen massenhaften Artenvernichtung, wie die Paläontologen gezeigt haben.Das lässt sich für 10 Zyklen ( mit Ausnahme von 2 ) über einen Zeitraum von 260 Millionen Jahren zeigen.In einem dieser Zyklen starben ,am Ende der Kreidezeit vor 65 mio. Jahren , die Dinos aus, in einem anderen, am Ende des Eozäns vor 35 Millionen Jahren, starben viele Arten der Landsäugetiere aus.

Da der Zeitzyklus von 26 Millionen Jahren weder durch geologische, biologische, und auch astronomische Daten erklärt werden kann, gibt es eine Theorie bzw. Hypothese, dass sich unsere Sonne in einem Doppelsternsystem befindet, in dem der Schwesterstern ( genannt Nemesis, oder der tote Stern) für das periodische Massensterben auf der Erde verantwortlich ist. Dem liegt die Annahme zugrunde, dass dieser massenreiche unsichtbare Partner unsere Sonne alle 26 Millionen Jahre umkreist, und bei der Passage der Oortschen Wolke durch seine Gravitation Objekte in das Sonnensystem lenkt, die diese Schäden auf der Erde anrichten können. Gegenwärtig befinden wir uns genau in der Mitte zwischen 2 Sterbezyklen, das heißt Nemesis befindet sich, sofern es ihn gibt, am fernsten Punkt seiner Bahn (wahrscheinlich mehrere Lichtjahre entfernt). Damit blieben uns noch 10 Millionen Jahre bis zu seiner nächsten kritischen Stellung.Momentan kennt man 160 gesicherte Einschlagkrater.Der jüngste größere Krater mit einem Durchmesser von 23 km ist das nördlinger Ries in Süddeutschland. Es entstand vor 14,7 Millionen Jahren, als ein etwa 500m großer Gesteinsbrocken in der Region zwischen der fränkischen und schwäbischen Alb einschlug. Statistiken von der Nasa lassen einen solchen Einschlag alle 500 000 Jahre erwarten.Der berühmte Barringer Krater in Arizona mit einem Durchmesser von 1,2 km, hinterließ vor etwa 45 000 Jahren der Einschlag eines ca. 50 m großen Brockens aus Eisen und Nickel, von deren Reste noch heute kleine Bruchstücke gefunden werden.Ein solches Ereignis löscht alles Leben in ca.50 km Umkreis aus. Von einem Ries - Ereignis würde ein ganzer Kontinent in Mitleidenschaft gezogen.

Anders sieht es aus , wenn ein ca. 10 km großer Brocken auf die Erde stürtzt.Der Hitzeblitz löscht im Umfeld des dann 150 km großen Kraters das Leben im Umkreis von tausenden km aus.Die Druckwelle würde die Erde mehrfach umrunden.Große Mengen an Staub würden bis in die Stratosphäre geschleudert, und die Erde für viele Jahre mit einem dunklen Mantel umhüllen, eine Photosynthese könnte nicht mehr stattfinden in der Folge würden die Nahrungketten zusammenbrechen, es gäbe einen sog. Faunenschnitt, wie er in den paläontologischen Zeitskala mehrfach vorgekommen ist. Wenn wir über kosmisch bedingte Katastrophen auf der Erde nachdenken, müssen wir auch das Ende der Sonne betrachten.Unsere Sonne ist ein Stern mittleren Alters. Sie ist ca. 5 Milliarden Jahre alt, und befindet sich damit in der Mitte ihres Lebens, das auf 10 Milliarden Jahre veranschlagt wird. Wenn sie ihren Wasserstoffvorrat erschöpft hat , beginnt sie Helium zu verbrennen, gleichzeitig expandiert sie zu den enormen Ausmaßen eines roten Riesen, der bis zur Marsbahn reicht. Damit verschwindet die Erde vollständig in der Sonnenatmosphäre, und wird wird durch die gewaltige Temperatur verbrannt und ausgelöscht. Dieses Szenario wird von Astronomen folgendermaßen geschildert. Wenn der letzte Tag der Erde anbricht, werden die Eiskappen der Arktis und Antarktis abschmelzen, die Ksten werden überflutet,während die Temperatur des Wassers steigt, verdampft es und führt zu einer dichten Wolkenbildung. Schließlich beginnen die Ozeane zu kochen, und die Atmosphäre entweicht in den Weltraum Eine Katastrophe unvorstellbaren Ausmaßes nimmt ihren Verlauf.

Bliebe noch zu erwähnen, dass unsere Galaxie die Milchstraße auch nicht ewig so bleibt wie sie ist, also auch ein Ende hat. Wenn wir heute in den Nachthimmel schauen, so erblicken wir in den ca. 3000 sichtbaren Sterne nur einen winzigen Anteil unsere Galaxie, auf einen Bruchteil des sogenannten Orionarms. Die restlichen ca. 200 Milliarden Sterne sind so weit entfernt, dass sie uns nur wie ein verschwommenes helles Band vorkommen das sich über den Nachthimmel zieht. In etwa 2 Millionen Lichtjahre Entfernung von der Milchstraße, befindet sich unser nächster galaktische Nachbar, die große Andromeda Galaxie, die ca. 2-3 mal größer ist als die Milchstraße.

Beide Galaxien steuern mit 125 km/s aufeinander zu, und stoßen in ca. 5 bis 10 Millionen Jahren zusammen. Damit wird unsere Galaxie aufgelöst und zerstört. In Zeiträumen von Milliarden von Jahren wird sich dann auch unser Universum auf ihr Ende zubewegen und dem Tod geweiht sein.

Die Lichtverschmutzung

Durch die Lichtüberflutung von Grossstädten und leider auch schon von kleineren Ansiedlungen sowie Strassen,wird die Beobachtung des Sternenhimmels immer schwieriger,das heisst die Helligkeit von Objekten am Himmel wird für den Beobachter

je nach Lage und Blickrichtung, und vor allem der Distanz zu der Lichtquelle, zum Teil erheblich reduziert.Eine quantitative Beschreibung der Verhältnisse wird in „Walker’s Law“ (Sterne und Weltraum 01 / 2002 , Zum Nachdenken) gegeben.

Danach besteht folgende Beziehung:

lg L = - 4,7 – 2,5 lg d / km + lg F / Lum

dabei ist „F“ der totale Lichtstrom in „Lumen“ und „d“ die Entfernung in „km“ ; „L“ ist die Lichtverschmutzung in Relation zur natürlichen Nachthimmelshelligkeit. Der Wert bezieht sich auf den Blick Richtung Stadt bei einer Zenitdistanz von 45°.

Die Grenze für die Anwendung der Gleichung ist : d > als der Radius der Stadt.

In den Industrieländern wird für den totalen Lichtstrom „F“ pro Einwohner („E“)

500 Lumen angenommen.

Die Gleichung kann dann auf Einwohnerzahl „E“ und Entfernung „d“ von der Stadtmitte umgeschrieben werden.

lg L = - 4,7 – 2,5 lg d + lg 500*E

Für die Sternwarte Höfingen am Rande Stuttgarts , ca. 20 km Luftlinie von der Stadtmitte entfernt, ergibt dies bei einer Einwohnerzahl von S. von 582 000 (E):

lg L = - 4,7 – 2,5 lg 20 + lg 291 000 000 = - 4,7 – 2,5*1,30 + 8,46 = 0,5 ,

und damit L= 3,16

Die effektive Himmelshelligkeit „H“ errechnet sich nach

H = 1 + L

Der effektive Durchmesser einer Teleskopöffnung , bezogen auf 45° Zenitabstand in Richtung Stuttgart errechnet sich dann nach dem Faktor:

1 / H^1/2

Dies ergibt für die Teleskope der Sternwarte einen Wert von 49%.

Die Verminderung der visuellen Grenzhelligkeit ergibt sich aus :

m1 – m2 = - 2,5 mag * lg H

auf die Sternwarte bezogen ergibt dies eine Reduzierung der Sichtbarkeit

von m = 1,55 mag

In oben zitierter Quelle wird auch eine Tabelle angegeben , die eine Zuordnung von Grenzgrössen zur Anzahl der sichtbaren Sterne pro Jahr für einen Horizont von

d = – 43° zeigt.

Da unser Horizont auf der Sternwarte entsprechend unserer geographischen Breite von 48,8° bei d = - 41,2 liegt , können die Werte wohl auch bei uns eingesetzt werden , ohne einen gravierenden Fehler zu begehen.

Es ist schon beachtlich, wie sich 1,5 mag Grössenklassenreduzierung auf die Anzahl der sichtbaren Sterne auswirkt.

Zum Schluss noch ein konkretes Beispiel zur Ermittlung der Sichtbarkeitsgrenze im Feld.

Als Objekt wird hier sinnvoller Weise der kleine Wagen gewählt, da seine unmittelbare Polnähe eine dauernde Sichtbarkeit am Nachthimmel auf der nördlichen Hemisphäre garantiert.

Raumstation ISS

Dieses Bild zeigt den europäischen Modul auf der internationalen Raumstation ISS

Die Sagengestalten um die Sternbilder „ Pegasus , Andromeda , Cassiopeia , Perseus , und Kepheus

Die Sternbilder entstammen dem griechischen Sagenkreis um Perseus, der in groben Zügen folgendem Muster folgt.Ein König hatte eine Tochter.Das Orakel prophezeit ihm, dass sie einen Sohn gebären wird, der ihn tötet.Der König sperrt daraufhin seine Tochter in ein unterirdisches Gemach. Daraufhin verwandelte sich Zeus in goldenen Regen,und drang so durch die Decke des Gewölbes ein, und nahm sie zur Frau. Als sie dann einen Sohn gebar, sperrt sie der König samt Kind in eine Truhe, und warf sie in’s Meer. An einer Insel gestrandet,fand der Bruder des Königs die Truhe, öffnete sie und nahm sie mit in sein Schloss. Die Tochter mit Namen Danae , erholte sich schnell, und fand wegen ihrer Schönheit , und edlen Denkweise, schnell Anerkennung im Lande. Ihr Sohn, der den Namen PERSEUS bekam, wuchs indessen zu einem kräftigen und mutigen Jüngling heran. Der Bruder des Königs wollte Danae heiraten,und wollte deshalb ihren Sohn Perseus aus ihrem Leben entfernen. Um das zu erreichen verlangte er von ihm das Medusenhaupt zu beschaffen. Medusa hatte ein so schreckliches Gesicht, dass jeder bei ihrem Anblick zu Stein erstarrte. Mit der Hilfe der Götter gelang es Perseus jedoch, Medusa den Kopf abzuschneiden. Aus dem dabei vergossenen Blut soll dann PEGASUS entstanden sein.

Auf dem Flug in seine Heimat, mit seinen Flügelschuhen kam er nach Äthiopien.

Dort herrschte eine Königin mit Namen KASSIOPEIA. Sie wollte schöner sein als die Meerjungfrauen und stand daher unter dem Fluch, dass jeden Tag ein Meeresungeheuer an Land kam, und sich einen Menschen holte. Der Fluch konnte nur aufgehoben werden, wenn Kassiopeia ihre schöne Tochter ANDROMEDA opfern würde. Da zwangen die Bürger ihren König KEPHEUS Andromeda zu opfern. Man fesselte sie an eine Felswand an der Küste, um sie dem Tod preiszugeben. Als nun Perseus auf seinem Flug das Mädchen an dem Felsen sah, erkundigte er sich nach ihrem Schicksal, tötete das See - Ungeheuer ,und heiratete Andromeda. Perseus hatte danach noch viele Kämpfe zu bestehen, um seine Gemahlin und seine Mutter zu verteidigen. Mit dem Medusenhaupt verwandelte er jedoch alle seine Gegner in Stein Nach der Heimkehr von Perseus, erinnerte sich der König an den Orakelspruch , und machte sich unerkannt, und in aller Stille, auf und davon, um seinem vom Orakel vorhergesagten Schicksal zu entgehen,und vor Perseus sicher zu sein. Bei einem grossen und bedeutenden Wettbewerb, zu dem auch der unerkannte König unter den Zuschauern weilte,und bei dem Perseus an einem Diskusswettbewerb teilnahm, entglitt ihm der Diskuss und tötete einen Mann in der Menge. Es war der geflohene König.

Sichtverhältnisse am Nachthimmel

Das sogenannte seeing des Nachthimmels ist leicht aus dem Sternbild des kleinen Wagens zu ermitteln.Im Bild sind die Größenklassen der einzelnen Sterne angegeben. Mit einem guten Auge kann man in mondloser Nacht Sterne bis zur 6. Größe sehen.

Tageslänge

Frage : Haben alle Orte auf der Erde dieselbe Tageslänge über die Zeitspanne eines Jahres?

Antwort : NEIN. Am Äquator z.B. ist die Tageslänge kürzer als auf den meisten anderen Breiten.

Jeder Platz auf der Erde hätte genau 50% der Jahresstunden Tageslicht, wenn die Erde in einer kreisförmigen Bahn um die Sonne kreisen würde, die Erde ein Punktobjekt wäre, und es keine Atmosphäre gäbe. Durch die atmosphärische Refraktion und die Scheibenform der Sonne, deren Zentrum unter dem Horizont ist, wenn man einen Teil der Scheibe noch sehen kann, wird die jährliche Tageslänge über 50% liegen. Dieser Effekt hat den geringsten Einfluss am Äquator. wo die Sonne beim Auf.- und Untergang am steilsten in den Horizont eintaucht. Er tritt aber am stärksten in Erscheinung in der Nähe der Polarkreise an denen die Sonne am längsten den Horizont streift. Der Abstand der Erde von der Sonne ist Anfang Juli am größten, und ihre Bahngeschwindigkeit am geringsten. Das ist der Grund warum in der nördlichen Hemisphäre der Frühling und Sommer ca. 8 Tage länger dauert als auf der südlichen Halbkugel.

Das Zodiakallicht

Unter dem Begriff Zodiakallicht ( ZL ) versteht man die Erhellung des Himmels über der Aufgangs.- oder Untergangsposition der Sonne. In den Tropen um den Äquator ist das nahezu dreieckige verwaschen erhelltes Gebiet fast täglich beobachtbar. In unseren Breiten kann man die Aufhellung nur im Frühjahr am Abendhimmel und im Herbst am Morgenhimmel beobachten.Die Symmetrieebene des ZK liegt in der Ekliptik ( scheinbare Sonnenbahn ) und damit im sogenannten Tierkreis ( griechisch Zodiacus ) . Daraus leitet sich der Name ab.Der Grund für die eingeschränkten Beobachtungsmöglichkeiten auf unseren Breiten , liegt in der Lage der Ekliptik zu unserem Horizont. Nur in den genannten Jahreszeiten steigt die Ekliptik so steil über dem Horizont auf, dass das ZK nicht in der Dämmerung untergeht, und durch die bodennahe Dunstschicht zu beobachten ist.Die Sonne bildet mit dem Horizont den grösstmöglichen Winkel, wenn der nördlichste Punkt der Ekliptik im Meridian, also auf der Mittagslinie steht.

( Dies ist zu den Zeitpunkten : Sommeranfang 12 Uhr Ortszeit ; Winteranfang 24 Uhr Herbstanfang ; 6 Uhr ; Frühlingsanfang 18 Uhr , der Fall.)

Eine weitere Voraussetzung für die Beobachtung ist, dass die Sonne am Anfang (oder Ende) der astronomischen Dämmerung steht . ( Sonne 18° unter dem Horizont ) Daher kommen die Zeitpunkte Sommer und Winteranfang nicht in Frage. Die Spitze des ZK – Dreiecks liegt etwa 90 – 100° von der Sonne entfernt. Eine schmale Lichtbrücke zieht sich dann weiter entlang des Nachthimmelbogens der Ekliptik bis zu einer gegenüber der Sonne liegenden Position. Dort erreicht das ZL ein weiteres Helligkeitsmaximum das auch als G e g e n s c h e i n bezeichnet wird. Die Ursache dieses Phänomens wird auf eine flache, um die Sonne in der Ekliptik verteilten Staub und Gaswolke zurückgeführt .Die interplanetare Gaswolke besteht in erster Linie aus Wasserstoff – Atomen. Im Herbst ist das ZK vor Beginn der Morgendämmerung zu beobachten. Der beste Termin ist nicht der der Herbstanfang, sondern der 14 Oktober. Zu diesem Zeitpunkt werden die Voraussetzungen für die Sichtbarkeit am besten erfüllt.

Sonnenuntergang auf dem Mars

Das Bild zeigt einen Sonnenuntergang auf dem Mars, aufgenommen von dem Marsroboter Spirit.Die Entfernung des Mars von der Sonne ist 1,52 mal größer als die der Erde.Auf der Erde hat die Sonne eine mittlere Größe von ca. 30 Bogenminuten. Umgerechnet auf den Marsabstand ergibt sich dann auf dem Mars ein Sonnendurchmesser von ca. 20 Bogenminuten. Die Sonne ist also für den Beobachter auf Mars um 1/3 kleiner als auf der Erde, was auf dieser Aufnahme deutlich zu erkennen ist.

Beobachtung von Satelliten

Wenn man am Abend oder am frühen Morgen ,vor der Dämmerung ,ein sternähnliches Objekt ( kein Flugzeug ) durch die Sternkonstellationen ziehen sieht, meist von W nach O, mit deutlich wahrnehmbarer Geschwindigkeit , so sehen wir einen Satelliten. Auch die internationale Raumstation kann man beobachten , zu Zeiten die genau bekannt und im Internet auf dieser Seite, abrufbar sind. Es ist ein interessantes Spielchen aus der Beobachtung die Höhe des Objekts zu ermitteln. Dazu muss man nur folgendes wissen.1.) Die Formel die wir jetzt ableiten wollen und 2.) Die Drehgeschwindigkeit der Erde pro Zeiteinheit, um den Beobachtungswert bei der West Ost Bewegungvon z. B. 125 Minuten im Meridiandurchgang auf den notwendigen Wert des Stundenwinkels in Bezug zum Fixsternhimmel ( also den siderischen Umlauf) zu ermitteln. Bei der Beobachtungszeit von z.B. 125 min, muss man ca. 10 min von der beobachteten Umlaufzeit von Meridian zu Meridian , abziehen. Die Formel besteht aus folgenden Größen : go = Erdbeschleunigung ; g’ = Gravitationsbeschl. in der Umlaufbahn ; Ro = Erdradius ; R’ = Bahnradius des Sat. ; g’/go = (Ro / R’ )^2 , g’ = v^2 / R’ , v ist die Bahngeschw. des Sat. v = 2 * R’ * pi / T , T ist seine Umlaufzeit. Eingesetzt erhält man : 4 pi^2 R’^2 / T^2 * R’ = go ( Ro / R’ )^2 , oder R’^3 = go * Ro^2 * T^2 / 4 * pi^2 . Damit ist der Bahnradius bestimmt. Rechenbeispiel : Für Ro = 6400 km = 6,4 * 10^6 (m) ; go = 9,81 m/s^2 ; T = 115 min = 6900 (s) ; erhält man R’ = 7855 km , die Sat. Höhe ist damit ca. 1455 km.

Was passiert am 13.April 2029?

Im Juni 2004 wurde der Kleinplanet 2004MN4 entdeckt, der die respektable Größe von ca.300 m hat. Erste Bahnbestimmungen ergaben, dass er auf Kollosionskurs mit der Erde zum obigen Datum ist.Ein Einschlag auf der Erde würde die Verwüstung eines Gebietes von der Größe Deutschlands bedeuten.Aufgrund weiterer Bahnuntersuchungen ergab sich jedoch, dass die Erde von dem Objekt nicht getroffen wird, es wird in ca. 30 000 km, also in 1/12 der Mondentfernung, an der Erde vorbeirasen.Das Objekt wird nach Kosmos Himmelsjahr als punktförmiges Objekt ca. 3. Größe als Lichtpunkt mit 42° pro Stunde durch die Sternbilder Sextant und Krebs eilen.Von uns aus ist das Objekt gut zu sehen.bei den nächsten Vorbeiflügen in 2013 und 2021 wird die Distanz größer sein.Bis zum Jahr 2070 soll nach obiger Quelle keine Gefahr für die Erde bestehen.

Wie addiert man Sternhelligkeiten?

Die schwächsten, mit bloßem Auge wahrnehmbaren Sterne haben die scheinbare Helligkeit von m = 6 .Wieviel Sterne müssten beieinander stehen, damit sie vom Auge als ein Stern von m = 0 wahrgenommen werden ? Die Helligkeiten werden logarithmisch abgestuft. Der Zusammenhang wird mit.... m1 - m2 = - 2,5 * lg ( L1 / L2 ) beschrieben. In diesem Fall ist m1 = 0 , m2 = 6 , L1 = n * L2 eingesetzt in die Formel ergibt: - 6 = - 2,5 * lg (n), aufgelöst nach n ergibt : lg (n) = 6 / 2,5 = 2,4 ; lg 2,4 = 251. Das heißt 251 Sterne der Größe 6 entsprechen der Helligkeit eines Sterns der Helligkeitsklasse m = 0.

Mit welcher Geschwindigkeit bewegen wir uns im Universum?

Die Erde bewegt sich um die Sonne mit ca. 30 km/sec, die Sonne bewegt sich um das Zentrum der Milchstraße mit ca. 250 km/sec, das bedeutet in 200 Millionen Jahren einen Umlauf. Die Milchstraße bewegt sich innerhalb der lokalen Gruppe unserer Nachbargalaxien und schließlich bewegt sich die lokale Gruppe mit einer Geschwindigkeit von ca. 600 km/sec in Richtung des Virgo-Galaxienhaufens. Die verschiedenen Bewegungen sind allerdings nicht gleichsinnig, sondern wirken jeweils in verschiedene Richtungen.

Objekte und Kräfte unseres Universums

Unser Universum wird von 4 Kräften gestaltet.

>Der schwachen Kernkraft, die unter anderem für den radioaktiven Zerfall verantwortlich ist.

>Der starken Kernkraft, die Protonen und Neutronen in den Atomkernen zusammenhält, und eine wichtige Rolle bei der Kernverschmelzung spielt.

>Die elektromagn. Kraft, die in geladenen Teilchen und in Magnetfeldern wirkt.

>Die Gravitation , die für Hirarchien im Universum sorgt , und unter aderem auch den Aufbau der chem. Elemente mitgestaltet.

Sterne :

Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe. Die am Nachthimmel sichtbaren Sterne sind fast alle massenreicher, und damit heller als unsere Sonne. Sie befinden sich alle in unserer Galaxie der sog. Milchstraße. Ein Stern mit 10 – facher Sonnenmasse, wie z.B. die Wega im Sternbild Lyra ( Leier ) leuchtet 10 000 mal heller als unsere Sonne. Der uns in der nördlichen Hemisphäre nächste Stern, im Sommersternbild „Ophiuchus“, auch Pfeilstern genannt, weil er aufgrund seines geringen Abstandes von 5,94 Lichtjahren, in wenigen Jahren deutlich seine Position ändert , ( in 200 Jahren knapp eine Vollmondbreite oder 10,4“ pro Jahr ) hat nur 20% der Sonnenmasse, und leuchtet daher 100 mal schwächer als die Sonne, er hat ca. Jupitergröße , und –Leuchtkraft , und ist nur in Teleskopen zu beobachten ( scheinbare Helligkeit : 9,5m ) . Man nennt diese Kategorie von Sternen auch rote Zwerge.

Rote Zwerge

...sind sehr massenarme Sterne. Sie haben < 50% der Sonnenmasse, sind sehr zahlreich im Universum vertreten , und verkörpern daher den größten Teil der Gesamtmasse des Universums.Aufgrund ihrer geringen Masse sind sie in der Lage ihre Energie sehr lange zu speichern , sie erreichen daher eine Lebensdauer von > 10 Billionen Jahre. ( Die Sonne wird ca. 10 Milliarden Jahre alt )

Weiße Zwerge

Weiße Zwerge sind unglaublich dicht , sie haben eine Dichte die der millionenfachen Wasserdichte entspricht. Die Sonne wird an ihrem Lebensende zu einem weißen Zwerg schrumpfen, und dann noch einen Rest von 0,6 ihrer ursprünglichen Masse haben.

Braune Zwerge

Die kleinsten Sterne haben eine Masse von ca. 8% der Sonnenmasse. Bei diesen Massen ist die Gravitation nicht stark genug um die Temperatur für die Kernreaktion zu erreichen. Sie behalten damit ihre Elementhäufigkeit mit der sie entstanden sind. Sie bestehen daher hauptsächlich aus Wasserstoff, dem häufigsten Element im Universum. Bei Kollosionen 2er brauner Zwerge können auch Planetensysteme entstehen.

Neutronensterne

Neutronensterne sind noch dichter als weiße Zwerge, und zwar erheblich. Sie entstehen wenn massenreiche Sterne am Ende ihres Lebens kollabieren. Sie entsprechen der Dichte von Atomkernen , oder 10^15 facher Dichte von Wasser.Ein typischer Neutronenstern hat etwa die 1,5 fache Sonnen- Masse, im Maximum 2 – 3 fach. Ihr Radius ist etwa 10 km groß.

Schwarze Löcher

.....gibt es im Zentrum von Galaxien , mit 10^6....10^9 Sonnenmassen. Ein schwarzes Loch von 10^6 Sonnenmassen hat einen Radius von ca. 4 Sonnenmassen.Ferner entstehen schw. Löcher wenn sehr massenreiche Sterne von > 8 Sonnenmassen kollabieren am Ende ihres Lebens. Ihre Anzahl wird auf weniger als 1 von 3000 Sternen geschätzt. Unserer Galaxie beherbergt in ihrem Zentrum ein schwarzes Loch von ca. 3 Millionen Sonnenmassen.

Galaxien

Unsere Nachbargalaxie M31 bewegt sich mit hoher Geschwindigkeit auf die Milchstraße zu, und wird in ca. 6 Milliarden Jahre mit ihr kollodieren, ungefähr zu dem Zeitpunkt, wenn sich unsere Sonne zu einem Roten Riesen, über Merkur und Venus hinaus, aufbläht. Das Ende von Galaxien wir meist nicht durch die Auflösung der Sterne, sondern durch Kollosionen mit anderen Galaxien ihrer lokalen Gruppe ausgelöst. Sterne werden durch diesen Vorgang herausgeschleudert mit Geschwindigkeiten bis zu 300 km/ s wie Computersimulationen zeigen.

Dunkle Materie

Galaktische Halos bestehen vor allem aus dunkler Materie. Man vermutet unter diesem Begriff massenreiche Teilchen mit 10 bis 100 fachen Protonenmassen ohne elektrische Ladung, und ohne starke Kernkraft. Sie unterliegen daher nur der schwachen Kernkraft und vor allem der Gravitation. Dunkle Materie kann dabei bei Kollosionen mit anderen Teilchen vernichtet werden.

Die Randverdunkelung der Sonne

Bei Sonnenbeobchtungen fällt auf, dass die Helligkeit der Sonne in Richtung des Sonnenrandes abnimmt.

Dieser Effekt wird als Mitte-Rand Verdunkelung der Sonne bezeichnet. Die Ursache dieses Phänomens liegt darin begründet, dass der Blick in die Sonnenmitte in tiefere und damit heißere bzw. hellere Zonen der Oberflächenstruktur der Sonne vordringt.In der Randzone kann man nicht mehr so weit in die Tiefe des Gasgemisches der Oberfläche sehen, die Sichttiefe nimmt ab bis zur Tangentenberührung. Die in der Randzone herrschende Strahlung der kühleren Gasmassen ist weniger intensiv, und damit dunkler.

Geschichte der Helligkeit von Himmelskörpern

Im Altertum wurden die Helligkeiten von Sternen wie sie vom Beobachter empfunden wurden in Grössenklassen eingeteilt. Die hellsten Sterne waren Sterne der 1. Grösse , die schwächsten der 6. Grösse. Die Bezeichnungen des Altertums beruhten auf dem Sinneseindruck des Beobachters. Der Zusammenhang wird durch das sogenannte Weber-Fechnersche Gesetz beschrieben, wonach Die Empfindung proportional dem Logarithmus des Reizes ist. Also......scheinbare Helligkeit m ist proportional log s . wobei s der beim Beobachter ankommende Strahlungsstrom ist. Um die empirische Festlegung des Altertums in einen mathematischen Zusammenhang zu bringen musste man einen Proportionalitätsfaktor festlegen, um eine gute Angleichung an die historische Skala zu erhalten. Der heute gültige Algorithmus ist:

m1 – m2 = - 2,5 log s1 / s2 ; oder : s1 / s2 = 10^ - 0,4 ( m1 - m2 )

für delta m =1 ………wird s1 / s2 = 10^ -0,4 = 1 : 2,512

für delta m = 5............wird s1 / s2 = 10^ - 2 = 1 : 100

Die geometrische Stufung hat im menschlichen Leben eine grosse Bedeutung . Es ist nicht so, dass man sie einfach erfunden hätte, um vorteilhafte Konditionen zu schaffen. Dass geometrisch gestufte physikalische Grössen als normal empfunden werden,hat seinen Grund darin, dass die Sinnesorgane des Menschen logarithmisch registrieren, was sich in der Umwelt nach natürlichen Zahlengrössen verändert. Man empfindet die Verdoppelung des Ausgangswertes nur als das 1,3 fache , eine Verzehnfachung der Ausgangsgrösse ruft eine doppelt so starke Empfindung hervor.Die Natur hat in den Sinnesorganen der Menschen Umrechnungsorgane eingebaut , die es dem Menschen ermöglichen, sehr grosse Reizbereiche in kleine Empfindungsbereiche zu komprimieren. Der Mensch hat diese Tatsache in seinen eigenen Schöpfungen gezielt angewendet. geometrisch gestufte Baureihen gibt es bei Maschinen, Typenreihen, und Einzelteilen in der Technik.Eine geometrische Reihe wird als harmonisch empfunden.Die geometrische Stufung natürlicher Zahlen bedeutet stets eine lineare Stufung von Logarithmen. In den Industrienormen gibt es die sogenannten Normzahlen, die nach dem demselben Prinzip einer geometrischen Reihe aufgebaut sind. Und in der Technik häufig angewandt werden.

Die Radioaktivität und das Alter des Sonnensystems

Schwere Atomkerne sind Quellen radioaktiver Strahlung. So verändert sich z.B.der Atomkern des Urans, mit der Ladungszahl 92,und Massenzahl 238 (238/92U) beim radioaktiven Zerfall durch die spontane Emission eines Alphateilchens (Heliumkern 4/2He) in den Atomkern des Thoriums (234/90 Th ) um..Neben dem Alpha Zerfall gibt es 2 weitere Zerfallsarten, den beta Zerfall bzw. die Emission von Elektronen , und den Gamma Zerfall das ist die Emission von sehr kurzwelligen elektromag. Strahlen.Den Atomkern des leichtesten Elements, des Wasserstoffs (H) bezeichnet man als Proton. Schwerere Elemente haben einen Atomkern bestehend aus Protonen und Neutronen, die keine elektrische Ladung haben.Der Kern des Heliumatoms z.B. besteht aus 2 Protonen und 2 Neutronen (4/2 He ) , und der Kern des Urans (238/92 U ) aus 92 Protonen und 146 Neutronen. Die Massenzahl der Kerne entspricht der Summe der im Kern gebundenen Protonen und Neutronen. Der Zerfall der Kerne folgt Wahrscheinlichkeitsgesetzen und erfolgt daher in unegelmäßigen Abständen, den Gesetzen des Zufalls folgend. Messungen zeigen jedoch, dass in gleichen Zeitabschnitten die Intensität der Strahlung jeweils genau auf die Hälfte abnimmt, unabhängig von ihrer anfänglichen Intensität. Nimmt man für die Anfangsintensität 1 , so ist nach einer für die radioaktive Substanz charakteristischen Zeit t = ½ , die Intensität auf den Wert ½ gesunken. Dies charakteristische Zeit nennt man Halbwertszeit, die wie gesagt für jede radioaktive Substanz verschieden ist. Sie besagt wann eine gegebene Menge radioaktiver Atomkerne eines bestimmten Elements zur Hälfte zerfallen ist. Die Halbwertszeiten verschiedener radioaktiver Atomkerne unterscheiden sich erheblich, so gibt es z.B. Halbwertszeiten von 2,2*10^-7 sec. und 4,5*10^9 Jahre beim ( 238/92 U ). Beim Zerfall entsteht entweder ein stabiler oder instabiler weiter zerfallender Kern. Die überwiegende Mehrzahl der 45 natürlich vorkommenden radioaktiven Elemente lassen sich 4 Zerfallsreihen zuordnen. So beginnt die Uran – Radium – Reihe mit dem alpha Zerfall des Uran (238/92 U ) Nach 4 Schritten erreicht sie das Radium Isotop (226/88 Ra ), das sich durch alpha Zerfall in Radon (222/86 Ra ) umwandelt. Die Reihe endet mit dem stabilen Blei Isotop (206/82 Pb ). Enthält ein Mineral, oder allgemeiner, eine Substanz, eine ausreichende Menge an Uranatomen, bildet sich innerhalb der Reihe ein Gleichgewicht je nach Zufallsreihe in unterschiedlichen Konzentrationen. Daraus kann man das Alter der Substanz dann sehr genau bestimmen. Die ältesten bisher gefundenen Gesteine auf der Erde wurden mit 3,96 Milliarden Jahren gemessen.Messungen an Steinmeteoriden ergaben Werte bis 4,6 Milliarden Jahre. So bekommen Astronomen Einblick in die Frühgeschiche des Sonnenystems.

Die 10 hellsten Sterne am Nachthimmel sind ...

Resonanzen im Planetensystem

Dass uns der Saturn ein solch prächtiges und abwechslungsreiches Bild bietet, haben wir unter anderem auch der Struktur seines Rings zu verdanken.Allerdings nur dann, wenn die Ringebene zu der Sichtlinie des Beobachters auf der Erde geneigt ist, was nicht immer, jedoch meist der Fall ist.

Durch ein grösseres Teleskop,kann man im geneigten Saturnringring eine deutliche Lücke entdecken,die man nach ihrem Entdecker die Cassinische Teilung nennt.

Die Ursache dieser leergfegten Zone kann man durch das 3.Keplersche Gesetz, das Gravitationsgesetz von Newton,und die daraus resultierende Resonanz erklären.

Befindet sich ein Körper innerhalb dieser Zone,der Cassinischen Teilung,so hat er eine bestimmte Umlaufzeit. Diese berechnet sich nach der Formel:

R^3 / T^2= G*M / 4 pi^2

(R=Bahnradius,T=Umlaufzeit,G=Gravitationskonstante,M=Masse des Zentralkörpers ) Für die inneren Randgebiete der Cas. Teilung ist für R = 1,17 * 10^8 m gemessen worden. Daraus ergibt sich eine Umlaufzeit von T = 4,077 * 10^4 sek. Oder 0,472 Tage.Vergleicht man diese Zeit mit der Umlaufzeit einiger Saturnmonde,so ergibt sich folgender interessanter Zusammenhang:

Körper in der Lücke erfahren also regelmässig nach 2 Umläufen starke Störungen durch Mimas, nach knapp 3 Umläufen durch Enceladus , nach 4 durch Thetis usw.Durch die Störung wird jeder Körper aus dieser Zone herausgetrieben, da die Massenanziehungskraft des Mondes auf den Körper immer an derselben Stelle am grössten ist.

Merkur Resonanz

Diese Resonanz ist ein weiteres bemerkenswertes Beispiel. Die siderische Rotationsperiode des Merkur beträgt 58,65 Tage Die siderische Bahnperiode ist.....................88 Tage Dies ist ein Verhältnis von 2 : 3 .

Auf die Umlaufzeit des Merkurs auf die Sonne bezogen,also auf seine synodische Umlaufzeit heisst das 1 Merkurtag entspricht 2 Merkurjahren.In anderen Worten die synodische Rotationsperiode des Merkur entspricht 2 Umläufen in seiner Bahn. Nach 2 Sonnenumläufen hat der Merkurglobus 3 Umdrehungen um seine Achse vollendet, und die Sonne steht wieder an derselben Stelle.Diese Konstellation nennt man auch eine Kommensurabilität.Sie ist das Ergebnis einer dynamischen Koppelung infolge der Wirkung von Gravitationskräften auf einen nichtsphärischen Körper

Die Marsmonde

Mars hat 2 Monde mit Namen PHOBOS und DEIMOS (Angst und Schrecken) Es wird allgemein angenommen, dass beide Körper von Mars im Laufe seiner Existenz eingefangen wurden. Durch den geringen Abstand des Mondes Phobos von der Marsoberfläche,und die daraus resultierende hohe Umlaufgeschwindigkeit des Mondes,ergeben sich interessante Phänomene. Eines dieser Phänomene ist das Verhältnis der Umlaufzeiten beider Monde. Sie verhalten sich wie T (Phobos)/ T (Deimos) = 1 / 3,96 .Sie befinden sich also sehr nahe an einer 1:4 Resonanz.

Neptun und Pluto

Auch diese beiden äussersten Planeten des Sonnensystems,die in sehr verschiedene Bahnen um die Sonne ihre Bahn ziehen, sind synchronisiert. Die Ursache liegt in dem teilweise geringen Abstand ihres Bahnverlaufs. Die Bahndaten von Neptun und Pluto.

Die mittlere Periode der Umlaufzeiten beider Planeten um die Sonne verhalten sich wie

T (Pluto) = 1,5 * T (Neptun)

Beide Planeten sind alle 495 Jahre an ihrem Ausgangpunkt. Neptun hat 3 Umläufe , wenn Pluto 2 vollendet hat.

Wie weit sind die Sterne von uns entfernt?

Wenn das Spektrum eines Sterns und seine Spektralklasse bekannt sind, so kann man mit der beobachteten Helligkeit des Sterns die Entfernung ermitteln.Aus der Spektralklasse kann man mit dem sogenannten Hertzsprung- Russel Diagramm die absolute Helligkeit des Sterns bestimmen. Das Ergebnis mit der beobachteten Helligkeit ( auch scheinbare Helligkeit genannt ) in die Formel a = 10 (pc) * 10^(m-M) / 5eingesetzt ergibt die Entfernung „a“.

Wie ermittelt man den Radius bzw. die Größe eines Sterns?

Eine Alternative ist der Weg über die Leuchtkraft (L) eines Sterns : L = 4*pi*S*R^2*T^4 ; T die Temp. in K bekommt man aus der Spektralanalyse , S ist eine Konstante mit dem Wert 5,6710^-8 (Watt/m^2*T^4) S*T^4 ist nach Stefan-Boltzmann die gesamte Strahlungsleistung die durch die Flächeneinheit der Oberfläche aus dem Innern des Sterns kommt. Mit der Entfernung des Objekts und der beobachteten Helligkeit kann man L bestimmen. Damit ist der Radius nach obiger Formel berechenbar.Andere Methoden beruhen auf Sternbedeckungen und optische Methoden die den Winkeldurchmesser einer Lichtquelle aus den Welleneigenschaften des Lichts bestimmen.

Das Erde - Mond System

Das physikalische Gesetz von der Erhaltung des Drehimpulses kann auch auf das Erde - Mond System angewendet werden, und führt zu aufschlussreichen Ergebnissen. Der gesamte Drehimpuls dieses Systems besteht aus 4 Komponenten.dem Eigendrehimpuls von Erde und Mond, und dem Bahndrehimpuls beider Körper. Durch Beobachtungen von Sternbedeckungen und Mondfinsternissen hat man festgestellt, dass sich die Umlaufzeit des Mondes um 2,1 Millisekunden in 100 Jahren größer wird. Dies entspricht bei der Annahme von Kreisbahnen eine Vergrößerung des Abstandes von 2,7 m in einem Jahrhundert.Die Ursache ist in der Gezeitenreibung zu suchen. Der Eigendrehimpuls der Erde nimmt aus diesem Grund ständig ab, bis sich schließlich Erde und Mond immer dieselbe Seite zuwenden, indem sie sich um einen gemeinsamen Massenmittelpunkt drehen.Dabei wird der Eigendrehimpuls der Erde auf den Bahndrehimpuls des Mondes übertragen. Die Rechnung zeigt, dass sich im Endstadium der Abstand des Mondes auf das 1,44- fache des heutigen Abstandes vergrößert. Zur Abbremsung des Eigendrehimpulses der Erde tragen die Reibung des Wassers auf dem Ozeanboden, und die Flutwelle beim Gezeitenablauf bei.Die Verlangsamung der Erddrehung liegt bei 0,00000002 Sekunden täglich. Vor 100 Jahren war die Periode der Erddrehung um 0,00073 Sekunden kürzer. In die Vergangenheit extrapoliert z.B.vor 4,5 Milliarden Jahren, ergibt sich eine Tageslänge von nur 5 Stunden,dies entspricht einem Abstand des Mondes in der Größenordnung der Bahnen heutiger künstlicher Satelliten.

Der Kuiper- Gürtel und die Oort Wolke

Die Sonne umgibt ein kugelförmiges Reservoir an Objekten, aus dem auch die langperiodischen Kometen stammen. Die Zone wird als Oortsche Wolke bezeichnet. Sie soll 1 Billiarde ( 10^12) Kometenkerne enthalten, und von 50 000 bis 100 000 AE reichen.Ein Komet z. B. mit einer Perihel Distanz von 5 AE und einer Apheldistanz von 100 000 AE hat eine Umlaufzeit von 11 Millionen Jahren. Ein Objekt aus dieser Zone kann also seit 5 Millionen Jahren auf dem Weg zu uns sein, und wird erst in 500 000 Jahren in der Hälfte seiner Bahn in das innere Sonnensystem gelangen.

Der Kuiper Gürtel ist eine scheibenförmige Region hinter der Neptunbahn, in ca. 30 - 55 AE Entfernung von der Sonne,er besteht aus kleineren Objekten und mind. einem Zwergplaneten nämlich Pluto. Es wird angenommen, dass er mehr als 70 000 Objekte größer als 1 km Durchmesser beherbergt, und kurzperiodische Kometen mit Umlaufzeiten kleiner als 200 Jahre

Der Asteoridengürtel

Der Asteroidengürtel markiert die Grenze zwischen dem inneren und dem äußeren Planetensystem, er befindet sich also zwischen Mars und Jupiter, und enthält zahllose Körper in verschiedener Größe. Die Gesamtmasse der in dieser Zone befindlichen Körper wird auf ca. 1/ 1000 der Erdmasse geschätzt. Das größte Objekt ist der Kleinplanet Ceres mit einem Durchmesser von ungefähr 1000 km.

Die Milchstraße

Wenn wir bei besonders dunklem und klarem nächtlichen Sternenhimmel ein nebelhaftes Lichtband wahrnehmen, das sich von den Zwillingen bis zum Fuhrmann über die Sternbilder Cassiopeia, Schwan, Adler, und den Schützen zieht, so blicken wir in die Richtung unserer scheibenförmigen Spiral-Galaxie,in der die Sonne ihren Platz hat und die wir Milchstraße nennen. Durch ein Fernglas oder ein kleines Teleskop, löst sich der helle Nebel auf in eine große Menge lichtschwacher Sterne, die alle zu dieser Galaxie gehören.Die Sternbilder gehören natürlich auch dazu, sie haben jedoch wesentlich geringere Abstände zur Sonne und sind daher heller und besser zu sehen als die übrigen Sterne. Unsere Galaxie hat einen Durchmesser von mehr als 100 000 Lichtjahren, und hat 2 kleine Gefährten , die kleine und die große Magellanschen Wolke, die am südlichen Nachthimmel wie losgelöste Teile der Milchstraße erscheinen.Sie liegen jedoch so weit im Süden, dass man sie erst von der Nähe des Äquators aus am Nachthimmel ohne optische Hilfsmittel beobachten kann. Es gibt zahllose weitere Galaxien im Universum. Eine weitere Nachbargalaxie ist der 2,5 Millionen Lichtjahre entfernte Andromedanebel, oder M31 wie er bei den Astronomen genannt wird. Wenn man seine Position im Sternbild Andromeda genau kennt, kann man ihn sogar mit bloßem Auge als schwachen Nebelfleck wahrnehmen,allerdings nur bei idealen Sichtbedingungen in einer mondlosen Nacht.

Adaption der Augen

Wenn man von einem hell erleuchteten Zimmer in das nächtliche Dunkel tritt, dauert es einige Zeit, bis sich das Auge an die Dunkelheit anpasst. Man kann nach wenigen Minuten Sterne bis zur 4. Größe wahrnehmen. Diese Anpassung beruht auf einer Erweiterung der Pupillen, aber auch auf einer echten Adaption der Zäpfchen in der Netzhaut, die zentral im gelben Fleck an der Stelle des schärfsten Sehens liegen. Wichtiger für das Nachtsehen aber sind die Stäbchen im peripheren Bereich der Netzhaut; ihre Anpassung, die auf der Produktion von Rhodopsin beruht, dauert ungefähr 45 Minuten und wird durch weißes Licht innerhalb kürzester Zeit wieder aufgehoben. Rotes Licht beeinträchtigt die Dunkeladaption der Stäbchen fast gar nicht; deswegen verfügt die Sternwarte über ein rotes Nachtlicht (genau wie in einer photographischen Dunkelkammer), um eine ausreichende Orientierung zu ermöglichen. Die Stäbchen sind übrigens für Farben nicht empfindlich („bei Nacht sind alle Katzen grau“). Bei vollständiger Dunkeladaption können Sterne bis zur 6. Größenklasse gesehen werden. Weil die Stelle des schärfsten Sehens viel weniger lichtempfindlich ist als die Stäbchen (die wiederum eine viel geringere Sehschärfe besitzen), lassen sich bei „indirektem Sehen“ - wenn man also absichtlich „neben“ ein Objekt schaut und dabei mit den Stäbchen sieht - lichtschwache punktförmige oder flächenhafte Objekte ausmachen, die bei der Fixierung auf die Stelle des schärfsten Sehens verschwinden.

Das Auflösungsvermögen des menschlichen Auges

Das Auflösungsvermögen des bloßen Auges beträgt unter idealen Bedingungen etwa 0,5' bis 1' (entsprechend 1 mm auf 3-6 Meter). Es hängt, genau wie bei optischen Instrumenten, von der Größe der Pupille ab, entsprechend der Öffnung eines Fernrohrs. Der Abstand der Sehzellen („Zäpfchen“) in der Netzhautgrube, der Stelle schärfsten Sehens, ist dem Auflösungsvermögen des Auges angepasst. Er beträgt ca. 0,3'. Bei durchschnittlichen Verhältnissen sind zwei Punkte getrennt wahrnehmbar, wenn ihr Winkelabstand 2' beträgt. Bei schwachen Objekten und zum Rand des Gesichtsfeldes, wo sich die Stäbchen befinden, nimmt die Sehschärfe jedoch merklich ab.

Ein normalsichtiges Auge kann leicht die knapp 12' getrennten Sterne MIZAR + ALKOR im Großen Wagen voneinander trennen („Augenprüfer“).

Vorschläge von Beobachtungs - Objekten über das Jahr

Messier hunting:

Aktuelle Koordinaten der Sternwarte: Breite: 48°49’ 10“ ; Länge : 9° 0’ 22“

Sternbilder

Die Altsteinzeit ging mit dem Ausklang der letzten Eiszeit vor etwas mehr als 10 000 Jahren ihrem Ende entgegen. In zunehmend rascherer Folge wurde dann die Werkzeugtechnik entwickelt. Vor ca. 28 000 Jahren hatte man Messer, Schaber, und Grabstichel aus Feuerstein, auch Speere, Pfeil und Bogen, Werkzeuge und Waffen aus Holz und Rentiergeweihen. Vor ca. 20 000 Jahrenfand die Technik der Feuersteinbearbeitung ihren Höhepunkt. Heute nimmt man an, daß in dieser Zeit die ersten Sternbilder ihren Ursprung haben.Die unregelmäßige Verteilung der Sterne am Himmel, die untereinander über lange Zeitspannen infolge ihrer Riesenentfernungen ihre Positionen für den normalen Beobachter nicht wahrnehmbar ändern. Da sie sich jedoch durch die Rotation der Erde täglich, und den Umlauf der Erde um die Sonne über das Jahr auch ändern, und daher auch vom beobachtbaren Himmel für kurze und längere Zeit verschwinden, ist es sehr schwierig die einzelnen Sterne zu identifizieren bzw. aufzufinden.Man hat daher also schon vor ca. 20 000 Jahren, in der Steinzeit also, die Sterne zu Gruppen zusammengefaßt, und ihnen phanasievolle Namen zum großen Teil aus der Tierwelt gegeben.Sterne und ihre Positionen, hatten nicht nur einen ästhetischen Wert,für die damaligen Menschen, sondern darüber hinaus, auch eine Orientierungsfunktion. So zeigt der Nordstern die Nordrichtung und damit auch die anderen Himmelsrichtungen. Man kann sich leicht vorstellen, welche Bedeutung dies für die Nomaden hatte, also schon vor der Zeit, in der sich der Mensch zu Ackerbau und Viehzucht niederließ. Sehr viel später, im 17. Jahrhundert hat man dann herausgefunden, daß die Lage des Nordpols auch noch die geographische Breite des Beobachtes verrät. Dies hat der Seefahrt große Dienste geleistet.Aber auch beim seßhaften Landwirt war die Position bestimmter Sterne oder Sternkonstellationen von hoher Bedeutung für die Ermittlung der Jahreszeiten und Erntezeiten.So hat bei den Ägyptern der Frühaufgang des Sirius eine besondere Rolle gespielt, da dieser Stand die Regenzeit ankündigte,wodurch der für die Landwirtschaft kostbare Nilschlamm angespült wurde. Also kann man sagen, daß die Sterne auch eine Kalenderfunktion hatten.Wenn wir von den Hundstagen im August sprechen, so geht das auch auf die Stellung des Sirius ( im Sternbild großer Hund) zurück. Heute hat der nördl. und südl. Sternenhimmel je 44 Sternbilder, dabei wurden die nördl. zum großen Teil, innerhalb ihres Horizontes, von den Griechen festgelegt, die auf diese Weise ihre Götter und Helden samt ihren Sagen unsterblich gemacht haben.

Kalender

Der Kalender ist eine Zusammenfassung eines langperiodischen Zeitablaufes zur Orientierung, unter Berücksichtigung des Tagesablaufes der Sonne, des Mondes und der Rotation der Erde sowie ihrer Bahn um die Sonne. Da sich das alles nicht auf einen Nenner bringen läßt, wurden in der Vergangenheit verschiedene Kalendersysteme entwickelt. In den verschiedenen Kulturen wurde das Problem auf unterschiedliche Weise gelöst.Im Prinzip gab es 3 Möglichkeiten, einen Sonnenkalender, einen Mondkalender, oder die Kombination der beiden, einen Lunisolar Kalender.Im Sonnenkalender sind Länge und Jahresbeginn, unabhängig von der Mondphase.Im Detail muß ein Kalender folgende Daten berücksichtigen.Ein Sonnentag ist knapp 4 Minuten länger als eine Erdrotation, die man am Umlauf eines ausgewählten Sterns ermitteln kann.Man nennt diese Zeit auch einen Sterntag. Der Sonnentag bezieht sich auf die Stellung der Erde zur Sonne, er ist länger, weil sich die Erde während eines Tages ca. 1° auf ihrer Bahn um die Sonne bewegt. Der mittlere Sonnentag wurde mit 24 Stunden oder 86400 Sekunden festgelegt. Daher ist der Sterntag um 4 Min. kürzer,also ca. 23 Stunden 56 Min. Beim Umlauf des Mondes um die Erde, unterscheidet man den siderischen Umlauf, ( auf einen Stern bezogen) von ca. 27,5 Tagen, und dem synodischen Umlauf (Monat)von 29,53 Sonnentagen. Der syn. Monat bezieht sich auf die Sonne, und damit auf die Mondphasen. Er ist die Zeitspanne zwischen 2 gleichen aufeinanderfolgenden Mondphasen, z. B. Neumond-Neumond, oder Vollmond-Vollmond. Wenn man also den Sonnentag genau definiert, wie es aus praktischen Erwägungen für den täglichen Ablauf sinnvoll ist,dann gibt es weder für den Mondumlauf, noch für den (scheinbaren) Sonnenumlauf bzw. Jahresablauf ganzzahlige Verhältnisse.Ein sog. tropisches Jahr, das ist die Zeitspanne zwischen 2 aufeinanderfolgenden Durchgängen der Sonne durch den Frühlingspunkt, dauert 365,2422....Sonnentage. Weiter sind 12 Mondmonate,oder 1 Mondjahr, (354Tage) um gut 11 Tage kürzer, als das Sonnenjahr.Der Jahresbeginn eines Mondjahres verfrüht sich also jedes Jahr um diesen Betrag. der islamische Kalender ist z. B. ein reiner Mondkalender, er ist unabhängig vom Sonnenkalender und den Jahreszeiten. Der Jahresbeginn kann also auch im Sommer stattfinden. Unser gregorianischer Kalender ist ein Sonnenkalender, bei dem die Mißverhältnisse der genannten Daten durch eine Schaltregel kompensiert wurde, die in über 3300 Jahren nur um 1 Tag abweicht. Der Lunisolar Kalender schlußendlich versucht eine Beziehung zwischen Jahresbeginn, Mondkalender und den Jahreszeiten herzustellen.Grundlage hierfür ist eine Besonderheit, der 19 jährige Mondzyklus.19 tropische Jahre sind 6939,602 Sonnentage, und entsprechen 235 synodischen Monaten oder 6939,002 Tage. Nach 19 Jahren tritt daher am Frühlimgsbeginn wieder die gleiche Mondphase ein. Die 235 Mondmonate werden auf 19 Jahre aufgeteilt, indem man 12 Jahre 12, und 7 Jahre 13 Monate lang macht.Also auch eine Schaltregel, die übrigens schon die Babylonier benutzten.Der chinesische Kalender ist der älteste Lunisolarkalender und geht auf 2953 vor Chr. zurück.

Dunkle Energie

Während der letzten 5 Jahre hat die mysteriöse Geschichte der dunklen Materie eine bizarre Wende erfahren. Als die Kosmologen fanden, daß das Universum voll von unbekannter und unsichtbaren Materie ist,hat man gelernt,daß der Weltraum komplizierter ist, als bisher angenommen.Nach Berechnung aller sichtbaren Galaxien im Universum,wurde klar, daß die Gesamtmasse (inclusive der nicht sichtbaren dunklen Materie ) nur ca. 1/3 der kritischen Dichte beträgt, die erforderlich ist um die gegenwärtig gültige Theorie über das frühe Universum, ( bekannt als inflationäres Universums ) zu bestätigen.Zuerst dachten die Kosmologen, daß die Inflation nicht stimmt.Weitere Messungen der kosmischen Hintergrundstrahlung zeigten, daß die Gesamtdichte des Universums die notwendig war um die Inflationstheorie zu zu bestätigen,erreicht wurde. Damit hat sich die Inflationstheorie bestätigt, und es mußte nach einer anderen Lösung gesucht werden.Als Problem hat sich herausgestellt, daß diese neue Komponente ,sogar stärker scheint als die dunkle Materie. Nicht nur wegen der Unsichtbarkeit wie die dunkle Materie, sondern wegen ihrer Ausdehnungskraft,die gegen die Gravitation wirkt, andernfalls würde sie von den Galaxien aufgesaugt,und würde ihre Bewegung beeinflußen. Daher hat man diese unbekannte Größe „dunkle Energie“ genannt.Diese Energie beschleunigt die Ausdehnung des Universums. Kürzliche Messungen entfernter Supernovas, bestätigten die Theorie, daß das Universum in seiner Ausdehnung noch beschleunigt wird.Interessanterweise, hat Einstein in 1917 eine kosmologische Konstante eingeführt um aus einem expandierenden Universum ein statisches zu machen.Nachdem Hubble fand, daß das Universum in der Tat expandiert, zog Einstein seine Kosmologische Konstante wieder zurück, und nannte sie seine größte Dummheit. 80 Jahre später erfährt sie wieder Beachtung als Bescheibung der mysteriösen dunklen Energie die gegen die Gravitation wirkt.

Das europäische Navigationssystem Galileo

Nachdem sich der erste Satellit auf seiner Umlaufbahn befindet, hier einige infos zum System. Das Gesamtsystem besteht aus 3o Satelliten ,davon 27 operative und 3 aktive Ersatz Satelliten. Ihre Positionen befinden sich innerhalb 3 kreisförmigen Orbits ( sog. Medium Earth Orbit MEO ) in 23616 km Höhe über der Erdoberfläche , mit einer Neigung zum Erdäquator von 56°. Wenn alle Satelliten placiert sind erreichen sie eine volle Abdeckung der Erdoberfläche bis 75° Nord, also über das Nord Cap hinaus. Die hohe Zahl der Satelliten mit ihren optimierten Konstellationen,und den 3 aktiven Ersatz Satelliten stellen sicher, daß der Verlust eines Satelliten die Funktion des Systems nicht beeinflußt.

Die Veränderung der Erde

Der Abstand der Erdoberfläche zum Zentrum beträgt 6378 km.Das Erdinnere ist zum großen Teil flüssig, die Haut der Erde ist nur 66 km dick.Vergleicht man die Erde mit einem Apfel,dann ist die Erdkruste auf der wir leben,im Verhältnis dünner als die Schale des Apfels.Die Oberfläche der Erde ändert sich stetig.Bergsteiger die ehemals den Mount Everest im Himalaya bezwungen haben, können heute ihrer erreichten Höhe gut 2m hinzufügen , wie eine Vermessung mit GPS im Jahr 1999 ergab. Vor 1 Milliarde Jahren war der Abstand des Mondes zur Erde wesentlich geringer.Für einen Umlauf benötigte er 20 Tage gegenüber 27,32 Tagen heute. Der Tag dauerte damals 18 Stunden heutiger Zeit. Der Mond entfernt sich aufgrund des Gezeiteneffekt um 4 cm pro Jahr, dadurch verändert sich die Rotation der Erde , der Tag wird länger, in sehr ferner Zukunft bis zu 960 Stunden lang.

Dauer der Jahreszeiten

Die astronomischen Jahreszeiten

Die astronomischen Jahreszeiten entsprechen jeweils bestimmten Abschnitten der Erdbahn. Da die Erdbahn elliptisch ist, durchläuft die Erde ihre Bahn mit variabler Geschwindigkeit (in Sonnennähe ist die Bahngeschwindigkeit größer als in Sonnenferne, siehe „Keplersche Gesetze“), so dass die Jahreszeiten nicht alle gleich lang sind. Gegenwärtig befindet sich die Erde bei Winterbeginn in der Nähe ihres Perihels, also in Sonnennähe, und durchläuft daher Herbst und Winter schneller als Frühling und Sommer. Da das Perihel wegen der Bahnstörungen durch andere Planeten sich langsam um die Sonne bewegt, also durch die Jahreszeiten wandert, ändert sich die Dauer der verschiedenen Jahreszeiten.

Die Tabelle zeigt, wie sich im Lauf der Jahrtausende die Dauer der Jahreszeiten (in Tagen) verändert:

Im Jahr 1246 fielen Perihel und Wintersonnenwende zusammen, der Winter hatte also dieselbe Länge wie der Herbst und der Sommer dieselbe Länge wie der Frühling. Seither ist der Winter die kürzeste Jahreszeit. Er wird seine geringste Länge (88,71 Tage) um das Jahr 3500 erreichen und dann wieder länger werden. Um das Jahr 6430 fällt das Perihel mit der Frühjahrstagundnachtgleiche zusammen.

Meteorologische Jahreszeiten

Die meteorologischen Jahreszeiten sind den Kalendermonaten angepasst und stimmen damit in der Regel besser mit den charakteristischen Klimabedingungen überein als die astronomische Einteilung:

Frühling: März-Mai; Sommer: Juni-August; Herbst: September-November; Winter: Dezember-Februar.

Die Massenverteilung innerhalb des Sonnensystems

Sonne ...............99,85%; Planeten...........0,135%; Kometen, Satelliten,Kleinplaneten, Meteoriten, Interplanetarisches Medium ..............0,015%

Was sind Wurmlöcher?

Wurmlöcher sind eine mögliche Konsequenz aus Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie. Sie besagt, dass Masse den Raum verbiegt. Je größer die Masse, desto höher die Raumkrümmung. Theoretisch kann ein Wurmloch entstehen, wenn massenreiche Objekte den Raum so verzerren, dass ein Tunnel zwischen zwei Orten im Raum entsteht. Dies eröffnet erstaunliche theoretische Möglichkeiten für Reisen durch den Raum. Eine Reise durch ein Wurmloch und zurück würde zu einer Geschwindigkeit führen, die größer wäre als die Lichtgeschwindigkeit und würde damit in die Zukunft führen. Niemand weiß jedoch, ob es solche Wurmlöcher gibt, die sich theoretische Physiker ausgedacht haben; und wenn ja, wie lange sie existieren können. Ein Raumschiff würde eine solche Reise nicht überleben, da die Gravitation der Riesenmassen das Raumschiff samt Insassen total zerstören würde.

Dunkle Materie

Eines der größten Rätsel der modernen Astronomie ist die Tatsache,daß mehr als 90 % der Masse des Universums unsichtbar ist.Dieses mysteriöse unbekannte Material wird „dunkle Materie“ genannt.Auf diese Tatsache ist man gestoßen, als man die Masse von Galaxien bestimmen wollte.Hierzu gibt es 2 Möglichkeiten, die erste ist die Ermittlung über die Helligkeit einer Galaxie, die zweite ist die Auswertung der Sternbewegung der Galaxie.Im Universum bewegt sich alles, unsere Erde z.B.rotiert um ihre Achse, indem sie sich auf ihrer Bahn um die Sonne bewegt. Die Sonne bewegt sich um das Zentrum unserer Galaxie der Milchstraße zusammen mit Milliarden anderer Sterne. Diese Rotation ermöglicht die weitere Möglichkeit die Masse der Galaxie zu bestimmen, indem man die Geschwindigkeit der Sterne am äußeren Rand der Galaxie bestimmt. Je schneller die Galaxie rotiert, desto massenreicher ist sie. Beim Vergleich beider Meßmethoden nach den ermittelten Daten ergaben sich völlig verschiedene Ergebnisse, die nur über dunkle also unsichtbare Materie erklärt werden konnten.Diese dunkle Materie war wie sich herausstellte wirklich wichtig für die Struktur der Galaxie, ohne sie würden sich Galaxien in der beobachteten Größenordnung auflösen.Gegenwärtig ist die Jagd nach der dunklen Materie in vollem Gange, da die Gesamtmasse des Universums und damit der Anteil an dunkler Materie von entscheidender Bedeutung ist, um die ihre Entwicklung in der Zukunft zu bestimmen.

Warum zeigt uns der Mond immer dieselbe Seite?

Der Mond umrundet die Erde und macht während eines Umlaufs genau eine Rotation. Diesen Effekt nennt man gebundene Rotation. Daher sehen wir immer dieselbe Seite des Mondes.Ein Beobachter auf dem Mond hat den umgekehrten Effekt: Er sieht die Erde rotieren, aber sie steht für ihn immer am selben Fleck relativ zum Horizont, während Sonne und Sterne durch die Mondrotation (27 Tage) langsam auf- und untergehen. Außerdem sieht er „Erdphasen“: bei Vollmond hat er Neuerde und bei Neumond Vollerde

Planeten und die Ekliptik

Als Ekliptik bezeichnet man die Bahn am Himmel, die im Zeitraum eines Jahres von der Sonne scheinbar durchwandert wird, oder anders ausgedrückt, die jährliche Bahn der Erde um die Sonne.Die Bahnen der Planeten, wie auch die Mondbahn, entfernen sich nur maximal ca. 7° von der Ekliptik.Die Ekliptik ist ca. 23,5° gegen den Äquator geneigt. Die Sonne erreicht am Sommeranfang im Mittag ihren höchsten Stand über dem Horizont, und am Winteranfang den niederigsten.Der Unterschied beträgt 2 * 23,5 = 47°.Die Ekliptik steht in der Nacht am höchsten im Winter, beim Sonnenuntergang im Frühling, am Mittag im Sommer, und bei Sonnenaufgang im Herbst.Dies sind die besten Zeiten um Planeten zu beobachten.Wenn Venus als Abendstern am Himmel steht, also nach Sonnenunterang am Westhorizont, dann ist die beste Beobachtungszeit im Frühjahr, wenn die Ekliptik hoch am Himmel steht, und steil in den Westhorizont eintaucht. Das bedeutet, daß der Planet nicht nur länger am Himmel steht, sondern daß er auch höher steht.Aus demselben Grund wird ein Morgenobjekt am besten im Herbst , vor Sonnenaufgang zu beobachten sein, wenn die Ekliptik hoch am Osthimmel steht.Die äußeren Planeten, die in Opposition zur Sonne kommen können, sind bei der Opposition in den Wintermonaten am besten zu beobachten, wenn die Ekliptik um Mitternacht hoch am Himmel steht.In der südlichen Hemisphäre, sind die Jahreszeiten umgekehrt.Der Frühling beginnt im September Äquinoktikum, wenn die Sonne den Äquator zur südlichen Hemisphäre überschreitet.Der Sommer beginnt im Dezember usw.

Hier zusammengefaßt die besten Beobachtungsbedingungen

:

Zusätzlich zu der täglichen Rotation der Himmelssphäre von Ost nach West, haben Planeten eine eigene Bewegung durch die Sterne.Die inneren Planeten Venus und Merkur bewegen sich innerhalb der Erdbahn, also in kleineren Bahnen um die Sonne, daher findet man sie immer in der Nähe der Sonne. Sie können sich nicht weiter von der Sonne entfernen als 28° (Merkur) und 47° (Venus).Hier kann es keine Opposition geben, sonder nur eine untere und obere Konjunktion, je nachdem der Planet hinter oder vor der Sonne steht, von der Erde aus betrachtet.Die Zeiträume für die Konjunktionen und die größten Entfernungen (Elongationen) von der Sonne sind:

Die größte Helligkeit erreicht Venus immer 36 Tage vor oder nach einer unteren Konjunktion.Das ist ca. 1 Monat nach der größten östlichen Elongation ( als Abendstern) oder 1 Monat vor der größten West-Elongation ( als Morgenstern).Für Merkur kann man keine konkreten Angaben machen, da die Entfernung zur Erde und zur Sonne über einen größeren Bereich streuen, bedingt durch die Exzentrizität (e = 0,2056), und die Lage der Bahn ( Neigung ca. 7° ).Venus kann man auch am hellen Tag durch ein Teleskop beobachten.Mit bloßem Auge ist es auch möglich, aber ungleich schwieriger.Mars mit seiner stark exzentrischen Bahn kommt der Erde am nächsten bei Oppositionen, die alle 780 Tage stattfinden.Jupiter ist immer ein heller Planet am Himmel.Saturn bewegt sich wesentlich langsamer durch die Sterne und verbleibt im gleichen Sternbild für mehrere Jahre. Die Helligkeit von Saturn hängt stark ab von der Lage seiner Ringe, und seiner Entfernung von Erde und Sonne.Uranus , Neptun , und Pluto sind nicht sehr attraktiv für die Beobachtung durch den Astro Amateur.

Was ist Weltraumschrott?

Ausgediente Satelliten, Raumschiffteile ,Bruchstücke , Solarzellen ,nukleare Reaktoren Kerne , ausgebrannte Raketenstufen , feste gefrorene Brennstoff Fragmente usw. Zusammengefaßt : Weltraum Schrott bzw. Space Junk wie es auf englisch heißt,sind von Menschenhand gefertigte künstliche Materialien, die als Abfall die Erde umkreisen. Es wird vermutet, daß über 1 Million solcher Teile gegenwärtig um die Erde kreisen, von denen außer ca. 9000 Teilen,alle kleiner als ein Tennisball sind.

Seit dem Start von Sputnik,der 1957 als erstes Gerät in eine Umlaufbahn um die Erde geschossen wurde, sind tausende von Satelliten, Teleskope und Sonden gefolgt bis zum heutigen Tag. Genau so wie wir Müllberge auf der Erde erzeugen , haben wir einen Abfall Teppich um die Erde gelegt. Dieser Schrott umrundet uns mit einer max. Geschwindigkeit von ca. 40 000 km/h in Höhen die zwischen hunderten und tausenden km streuen.Die Nasa repariert ständig Fenster am Space Shuttle, die durch kleine feste Teile beschädigt wurden. Mit Radar können nur cm große Teile geordet werden. So hat man ca. 70 000 Objekte von der Größe einer Briefmarke zwischen 850 und 1000 km Höhe gefunden.Die Probleme verschärfen sich, wenn an ausgedienten Teilen Explosionen stattfinden und so die Teile weiter verkleinern.Obwohl der meiste Abfall sehr klein ist,so hat er eine sehr hohe Geschwindigkeit. Unterhalb von 2000 km Höhe erreicht er eine durchschnittliche Aufprallgeschwindigkeit von 36 000 km / h. Ein 1 mm Metall Bruchstück kann den Schaden einer Gewehrkugel anrichten. Eine erbsengroße Kugel hat bei diesen Geschwindigkeiten eine Energie wie ein 200 kg schwerer Safe mit einer Geschwindigkeit von ca. 100 km/h. Eine Tennisball große Kugel hat dieselbe Wirkung wie 25 Stäbe Dynamit. Bei geosynchronen Umlaufbahnen ( 35 900 km) liegen die Geschwindigkeiten unter 720 km/h . Es gibt auch Abfallfreie Zonen, die Nasa hat in der Vergangenheit 8 mal den Kurs des Space Shuttles korrigiert, um in solche Zonen auszuweichen. 1997 wurde in USA ein Zentrum zum Studium der Abfall Situation eingerichtet. 1999 hat diese Stelle geschätzt, daß ca. 193 000 kg Material wieder auf die Erde gefallen ist.

Was versteht man unter dem Begriff Asteroiden?

Asteroiden (A) sind Gesteins-Brocken, auf Umlaufbahnen im Sonnensystem. Der größte unter Ihnen wurde 1801 zuerst entdeckt, er trägt den Namen „Ceres“. Seither wurden über 100 000 A. klassifiziert. Man schätzt daß es bis zu 1 Million 1-km große A. im Sonnensystem gibt. Die meisten Objekte dieser Art befinden sich zwischen Mars und Jupiter auf einer Umlaufbahn um die Sonne. Diese Zone nennt man A.- Gürtel. Er wurde als Grenze definiert zwischen innerem und äußeren Sonnensystem.Hier befinden sich 90 - 95% aller A. Der Rest ist im inneren Sonnensystem verteilt, einige wurden durch die Gravitationsfelder der Planeten Mars , Erde , und vor allem Jupiter eingefangen oder gestört. Die Dimensionen der A. reichen vom Staubteilchen, bis hin zu fast 1000 km großen Objekten.Sie haben vielfältige Formen ähnlich Kartoffeln. Die seltsamste bekannte Form hat der A. „Kleopatra“ , er sieht aus wie ein 220 km langer Hundeknochen.Einige A. haben auch eigene Monde. IDA z.B. ist ein A. von 56 km im Durchmesser er wird von einem 1 km großen Objekt umrundet, wie die Erde vom Mond. Es gibt auch Doppel - A. die sich wie Doppelsterne um einen gemeinsamen Schwerpunkt drehen. Die meisten A. bewegen sich auf stabilen Umlaufbahnen um die Sonne. Das große Gravitationsfeld des mächtigsten aller Planeten Jupiter ist jedoch in der Lage A. aus ihrer Bahn abzulenken.Daraus entsteht auch eine Gefahr für Einschläge von A. auf der Erde.

Der Frühlingsanfang

In 2005 ist der Frühlingsanfang am 20. März um 13:33 Uhr MEZ . In 2003 war das Datum 21. März. Wenn man die letzten 15 Jahre zurückverfolgt, so ergibt sich folgendes Bild : Das Datum 21.3. hatten wir in 1991 ; 1995 ; 1999 ; 2003. Das Datum 20.3. in den restlichen Jahren bis einschl. 2005. Der Grund für die Änderung sind die Schaltjahre, die mit dem gregorianischen Kalender eingeführt wurden um den Kalender möglichst eng an das Sonnenjahr anzupassen. Schaltjahre sind alle 4 Jahre deren letzte 2 Stellen durch 4 teilbar sind. Der Maßstab hierfür ist das tropische Jahr, die Zeit zwischen 2 aufeinanderfolgenden Durchgängen der Sonne durch den Frühlingspunkt.Das trop. Jahr hat 365,24219879 Tage, das gregorianische, also unser Kalenderjahr hat 365,2425 Tage, das ist ein Unterschied von 26 s , die sich nach 3320 Jahren zu 1 Tag aufsummieren.Das wird erreicht durch die Schaltjahre mit den Ausnahmen der Jahrhundertjahre die nicht durch 400 ohne Rest teibar sind( z.B. 1700, 1800, 1900 ,2100 ) und Jahrtausendjahre die durch 4000 teilbar sind ( z.B. 8000,12000 ).Durch die leicht elliptische Bahn der Erde um die Sonne sind die Jahreszeiten verschieden lang. Der Winter dauert 88,994 Tage, der Frühling 92,758, der Sommer 93,651 und der Herbst 89,842 Tage.Die wärmeren Jahreszeiten Frühling und Sommer sind also um ca. 7,5 Tage länger als die anderen.Die Dauer des tropischen Jahres ändert sich auch im Minutenbereich durch Gravitationseinflüße der anderen Planeten, und durch die Richtungs-Änderung der Erdachse.Die Definition der Jahreszeiten beinhaltet die strikte Einhaltung eines 90° Intervalls,dadurch ändert sich die Zeit in der die Punkte erreicht werden.

Tag und Nachtgleiche

Wenn die Sonne den Äquator kreuzt, im Frühlings.- oder Herbstpunkt, ist theoretisch Tag und Nacht gleich lang. Nimmt man einen astronomischen Kalender oder ein entsprechendes PC Programm und überprüft mittels der Daten für Sonnenaufgang und Untergang die Tages und Nachtlänge, so stellt man fest, daß die Tage des Frühlings und Herbstdurchgangs um einige Minuten länger sind als die Nächte.

Beispiel: für 50° N , und 9° O.

Ein Grund für die Verschiebung ist die Definition von Sonnen Aufgang und Untergang. Sie bezieht sich auf den Zeitpunkt, wenn der obere Rand der Sonne, und nicht das Zentrum den Horizont überschreitet. Der Hauptgrund liegt jedoch in der Atmosphäre begründet. Sie beugt die Lichtstrahlen ähnlich einer Linse.Die Ablenkung wird mit 34‘ und 16‘ für den Halbmesser der Sonnenscheibe angegeben. Das geometrische Zentrum der Sonne ist in Wirklichkeit 0,83° unter einem flachen und ungestörten Horizont im Moment des Sonnenaufgangs. Die Sonne ist also in Wirklichkeit bei Sonnen Aufgang und Untergang unter dem Horizont.Dadurch wird die Länge des Tages um 6 - 7 Minuten verlängert.

Größenklassen

Die scheinbaren Helligkeiten von Himmelsobjekten werden in Größenklassen bzw. Magnituden (mag) angegeben. Mit dem bloßen Auge kann man bei dunklem Himmel Objekte bis ca. 6 mag (man schreibt auch 6^m) erkennen. 1 mag Differenz entspricht der 2,5 fachen Helligkeit. Die Skala hat auch einen negativen Bereich für sehr helle Objekte, Venus erreicht -4,4 mag, der Mond -12,55 mag bei mittlerer Entfernung und die Sonne -26,8 mag.Weitere Infos siehe Beitrag: Die Helligkeit von Himmelsobjekten (in Astro-Einführung).

Meteore, Meteoriten und Meteoroiden

Jeder hat sicher schon mal eine Sternschnuppe gesehen und all diese Begriffe haben damit zu tun. Ein Meteor ist die Leuchterscheinung, die man beobachten kann, wenn Materie in der Erdatmosphäre beim Eintritt mit hoher Geschwingigkeit verglüht. Der Meteorit ist ein von ausserhalb der Erde stammender Steinbrocken, der nach seinem Eintritt in die Erdatmosphäre nicht komplett verglüht die Erdoberfläche erreicht. Meteoroide werden diese Steinbrocken genannt, wenn sie noch nicht in die Erdatmosphäre eingetaucht sind.Meteore zu beobachten ist interessant, man kann das dem Zufall überlassen, man kann ihn aber auch eingrenzen, indem man zum angekündigten Zeitraum eines Meteorstroms (Meteoroidenstrom wäre eigentlich die richtigere Bezeichnung, ist aber leider nicht üblich) den Himmel mit etwas Geduld im Auge behält.
Meteoriten auf der Erde aufzufinden ist noch interessanter, denn sie sind pro Gramm teurer als Gold, speziell wenn sie vom Mars oder vom Mond stammen. Das kann man heutzutage bestimmen. Bisher wurden 29 Meteoriten als vom Mars stammend von der NASA identifiziert. Einen davon hat man 1911 in Ägypten gefunden, er soll bei seinem Einschlag einen Hund getötet haben.
Die größten Meteoriten hat man 1836 in Namibia gefunden. Dort hat es an einem Tag 37 Tonnen Eisen und Nickel geregnet. Der größte von ihnen ist in der Hauptstadt Namibias, in Windhoek ausgestellt. Ein Riesenmeteor von ca.10 km Durchmesser, der vor ca. 60 Mio. Jahren in Mexico niederging, soll die Dinosaurier ausgerottet haben. Eskimos haben früher Meteoriten zu Messern verarbeitet, da sie kein Metall zur Verfügung hatten.
ALH84001 ist der bekannteste Mars-Meteorit. NASA-Wissenschaftler behaupteten (fälschlicherweise), dass sie 1997 in ihm Microfossilien bzw. Bakterien-Fossilien gefunden hätten.Meteoriten bekommen den Namen der Poststelle in deren Nähe er gefunden wird. Wenn es keine Poststelle gibt, nimmt man den Namen der Landschaft in der er gefunden wurde.Die Wüste ist der beste Platz Meteoriten zu finden, der Grund ist eine einheitliche Farbstruktur der Oberfläche. Alle Meteoriten haben eine schwarze Oberfläche. Die Reibungshitze beim Eintritt in die Atmosphäre ist die Ursache. Haben Sie das gewusst?

Meteorite und Einschlagkrater

Da die Objekte auf nahezu parabolischen Bahnen in Erdnähe eine Geschwindigkeit von 42 km/s haben, die Erde jedoch 30 km/s auf ihrer Bahn um die Sonne zurücklegt,können die Einschlaggeschwindigkeiten auf der Erde je nach Zeitpunkt ( morgens oder abends ) zwischen 72 km/s und 12 km/s streuen. Nach Shoemaker (1979) kann man aus dem Durchmesser „D“ eines Impaktkraters die zugehörige Einschlagenergie E = m*v^2 / 2 eines Objektes der Masse „m“, mit der Geschwindigkeit „v“, aus der empirischen Formel D ~ Do ( E/ Eo )^0,294 mit Do = 15 ( km ), und Eo = 10^20 ( J ), abschätzen. Beispiel : Für einen Meteoriten mit einem Radius von 1 km und einer Dichte von 3 g/cm^3, erhält man bei einer Einfallgeschwindigkeit von 20 km/s , die Energie E = 25,1 * 10^20 ( J ) und somit einen Kraterdurchmesser von 39 km.

Planetarische Nebel

Sterne mit Anfangsmassen von 0,8 - 8 Sonnenmassen bieten im Endstadium ihrer Entwicklung ein spektakuläres Schauspiel. Die Oberflächentemperatur steigt weit über 100 000° K an. Das von dem Stern ausgesandte UV- Licht regt die umgebende Gaswolken, die zuvor von dem Stern ausgestoßen wurden, zum Leuchten an. Das ganze können wir auf der Sternwarte als sogenannten Planetarischen Nebel beobachten!

Kometen

Kometen bewegen sich in langgestreckten Ellipsen, oder einmalig auf einer parabolischen oder hyperbolischen Bahn, um die Sonne. In Sonnennähe bilden sie einen Schweif, der Millionen von Kilometern Länge erreichen kann, hervorgerufen durch den Strahlungsdruck der Sonne, des sogenannten Sonnenwindes (Strahlung u.a. von Protonen und Elektronen). Um den Kern eines Kometen bildet sich eine Gashülle, die man Koma nennt. Kern und Koma bilden den Kometenkopf. Der Schweif besteht aus einer Gas und Staubkomponente.Der Halleysche Komet (Umlaufzeit 76 Jahre) wurde 1986 durch die europäische Raumsonde GIOTTO untersucht.Dabei wurde die Annahme, ein Komet sei ein schmutziger Schneeball, bestätigt.

Kugelsternhaufen

Man kennt ca. 150 Kugelsternhaufen (KSH) in unserer Milchstraße.Die beiden hellsten „Omega Centauri“ und „47 Tucanae“ befinden sich am Südhimmel.Am Nordhimmel ist M13 (NGC 6205) im Sternbild Herkules zu bewundern. Er ist mit gutem Auge und bei guter Sicht,mit bloßen Augen zu erkennen.Aufnahmen mit großen Teleskopen von der Erde aus,lassen in den helleren Objekten mehr als 50 000 Sterne erkennen, wobei man in der Mitte die einzelnen Sterne nicht mehr trennen kann.Mit dem Hubble Space-Teleskop konnten die Sterne in den Zentren aufgelöst werden.Ein typischer KSH enthält demnach in einem Bereich von 130 Lichtjahren Durchmesser,mehrere 100 000 Sterne.Die Gesamtmasse von KSH kann man aus Modellrechnungen ( Streuung der Radialgeschwindigkeit der Sterne mit den Ansätzen der kinetischen Gastheorie) abschätzen.Man hat so Zahlenwerte von einigen 100 000 Sonnenmassen erhalten.Die KSH weisen jedoch deutliche individuelle Unterschiede auf, und streuen im Bereich von 1000 bis hin zu einigen 10^6 Sonnenmassen.Ihre Durchmesser liegen im Bereich von 65.....490 Lichtjahre. Wieder anhand von Modellrechnungen kann man auch das Alter der KSH abschätzen. Dabei zeigt sich daß die Mehrheit ein Alter von 12 +/- 2 * 10^9 Jahre hat. Damit zählen sie zu den ältesten Objekten unserer Galaxie, der Milchstraße.

Sonnenbeobachtung

Der scheinbare Winkeldurchmesser der Sonne, von der Erde aus beobachtet, ist nicht konstant,da sich während des Jahreslaufs der Erde der Abstand zur Sonne von 147 100 000 km (Anfang Januar) bis 152 100 000 km (Anfang Juli)verändert.Dies entspricht einem Winkeldurchmesser der Sonnenscheibe von 32‘32“ im Januar, und 31‘28“ im Juli, für den Beobachter auf der Erde.

Lebensgeschichte der Sonne

Die Sonne, wie alle anderen Sterne, ist durch eine kollabierende Gaswolke entstanden.Durch die Wirkung der Gravitation steigt dabei die Temperatur im Kern bis die Kernfusion beginnt.Das Wasserstoffbrennen setzt ein.Die Kontraktion stoppt.Der Stern beginnt nun seine erste Lebensphase. Nach ca. 10^10 Jahren ist der Wasserstoff erschöpft.Die Sonne wird zum roten Riesen.Der Kern kontrahiert wieder, bis das Heliumbrennen im Kern einsetzt.Kontraktion und Kernfusion wiederholen sich, jetzt auf höherem Temperaturniveau,und mit schwereren Elementen.Schließlich kollabiert die Sonne zum sogenannten weißen Zwerg.In diesem Stadium ist seine Masse nicht wesentlich kleiner als vorher, jedoch die Dichte ist etwa 1 Million mal höher. Ein Teelöffel der Materie eines weißen Zwergs wiegt auf der Erde mehrere Tonnen.

Die Photosphäre

Die Photosphäre der Sonne ist die Schicht, aus der praktisch alle sichtbare Strahlung von der Sonne emittiert wird. Sie stellt damit praktisch die Oberfläche der Sonne dar Der Rand der Sonne erscheint im Teleskop, und damit auch auf Bildern,ziemlich scharf, sofern durch die Turbulenz der Erdatmosphäre keine Unschärfe erzeugt wird.Die Helligkeit der Sonnenscheibe nimmt gegen den Rand der Scheibe merklich ab. Man nennt dieses Phänomen die „Randverdunkelung“.Es ist darauf zurückzuführen,daß die Temperatur in der Photosphäre mit der Höhe abnimmt.Da die Sonne gasförmig ist,ist die Photosphäre bis zu einer gewissen Tiefe (von mehreren hundert Kilometern)durchsichtig. Direkt im Zentrum der Sonnenscheibe schaut der Beobachter durch Schichten in der Photosphäre mit zunehmender Dichte und Temperatur. Das Licht aus den Randgebieten stammt aus höheren Schichten,und hat daher eine geringere Temperatur und damit eine geringere Lichtemission als die tieferen Schichten.

Die Chromosphäre

Die Chromosphäre ist eine dünne, mehrere tausend Kilometer dicke Schicht,die über der Photosphäre liegt. Sie erhielt ihren Namen von der charakteristischen rosa Farbe, in der sie für wenige Sekunden vor Beginn, und nach dem Ende der Totalität bei einer Sonnenfinsternis erscheint. Sie ist viel zu schwach um sie gegen die helle Photosphäre zu sehen,ihre Strukturen kann man jedoch erkennen.Die Chromosphäre ist der Sitz vieler Phänomene der Sonnenaktivität wie z.B.Flares,Protuberanzen und Filamente.man erkennt auch in ihr eine großräumige Zellenstruktur die man Granulation nennt, die mit Magnetfeldern korrespondieren.

Spikulen

Die Strukturen in der Cromosphäre verändern sich rasch. Im monochromatischen Licht erscheint der Sonnenrand in Form von zahllosen flammenähnlichen Spitzen, den sogenannten Spikulen,die wachsen und wieder zusammenfallen.Spikulen sind annähernd vertikale Zylinder von chromosphärischem Gas, die der Richtung des Magnetfeldes folgen. Sie sind ca.1 000 km dick, und erreichen Höhen von ca. 10 000 km.Sie schießen mit 20-30 km/s aus der unteren Chromosphäre empor,und fallen größtenteils wieder dahin zurück.Ihre Lebensdauer beträgt ca. 5-10 min.

Sonnenflecken

Die dunklen Sonnenflecken der Photosphäre sind die deutlichsten Zeichen der Sonnenaktivität. Ein typischer Sonnenfleck besteht aus einem dunklen Kern, der sog. Umbra, die von der weniger dunklen Penumbra umgeben ist.Der Durchmesser der Penumbra beträgt im Mittel das 2,5 fache der Umbra,und ihre Fläche macht ca. 80% der gesamtenFleckenfläche aus.Die Penumbra besteht aus helleren und dunkleren Filamenten,die annähernd radial von der Umbra weg angeordnet sind.Umbra und Penumbra erscheinen dunkel, da sie kühler sind als die Photosphäre. Sonnenflecken treten gewöhnlich in Gruppen auf.Isolierte Flecken sind relativ selten.Magnetische Untersuchungen haben gezeigt, daß die Flecken der Herd starker Magnetfelder sind, und in einer typischen Fleckengruppe magnetische Nord.-und Südpole bipolar angeordnet sind. Die Sonne rotiert nicht wie ein starrer Körper,sondern in verschiedenen Abständen vom Äquator mit versch. Geschwindigkeit.Die mittlere Umlaufperiode auf ihrer Oberflächebeträgt 25,380 Tage.Da die Erde die Sonne in ihrer Rotationsrichtung umkreist,benötigt die Sonne,von der Erde aus gesehen,für 1 vollständige Umdrehung 27,275 Tage. Die Daten wurden durch die Bewegung der Sonnenflecken ermittelt.

Der Fleckenzyklus

Die Zahl der Sonnenflecken ändert sich periodisch.Die Anzahl der Flecken können sich stark verändern,und schwanken von sehr vielen, bis überhaupt keine,und das oft über Wochen.Gewöhnlich wird der Fleckenzyklus mit 11 Jahren angegeben. Während der letzten 50 Jahren lag jedoch die mittl. Periode bei 10,4 Jahren.Seit Beginn der Aufzeichnungen betrug die Dauer der einzelnen Zyklen zwischen 7 und 17 Jahren.

Protuberanzen(P) und Filamente (F)

Die P. gehören zu den schönsten und spektakulärsten Erscheinungen auf der Sonne.Sie bilden am Sonnenrand flammenähnliche Wolken in der oberen Chromosphäre und der unteren Korona. Sie haben niedrigere Temperaturen, jedoch höhere Dichte als ihre Umgebung. P. sind nur während einer totalen Sonnenfinsternis mit freiem Auge zu sehen. Sonst sind sie nur mit besonderen Hilfsmitteln im Licht bestimmter Spektrallinien (H- alpha Filter) zu sehen.Filamente sind die Jugendform stationärer P. Durch die Rotation der Sonne wird eine P über den Rand gebracht,auf der Scheibe erscheint sie als F.

Flares

Ein Flare besteht in plötzlicher Freisetzung einer größeren Energiemenge in einem Aktivitätsgebiet. Dabei werden über den gesamten Bereich der elektromagnetischen Strahlung, also von den Gammastrahlen bis hin zu langen Radiowellen, kurzzeitig verstärkt Strahlung,sowie energiereiche atomare Teilchen emittiert.am besten sind die Flares im H- alpha Licht zu sehen. Von Flares werden Ströme von Elektronen und Protonen sowie Plasmawolken ausgeschleudert, die bedeutende Wirkung auf das Magnetfeld der Erde haben.Die Hauptmasse der ausgeschleuderten Teilchen erreicht die Erde ca. 2 Tage später.

Kann man mit großen Teleskopen hinterlassene Gegenstände der Mondmissionen erkennen?

Die maximale Auflösung eines Teleskops hängt von seiner Öffnung,also z.B.bei einem Spiegelteleskop vom Spiegeldurchmesser ab.

Mit einem Spiegeldurchmesser von 1 m erreicht man eine Auflösung von 0,13“ (Bogensek.).Bei 2 m kommt man auf 0,065“ . Bei 8 m reduziert sich der Wert auf 0,01625“.. (Die Dimension der derzeit größten Geräte in Chile ist 8m Spiegeldurchmesser.).Die Mindestentfernung des Mondes von der Erde beträgt 356 500 (km). Bei dieser Entfernung kann man mit dem 1 m Spiegel Strukturen ab 224 (m), mit dem 2 m Spiegel ab 112 (m), und dem 8 m Spiegel ab 28 (m) auflösen . Dies sind theoretische Werte und berücksichtigen nicht den Einfluß der Atmosphäre.( Zur Erläuterung : 1 Bogensekunde (1“) entspricht dem Winkel einer Euro-Münze von 23 mm im Durchmesser in 4745 m Entfernung).

Wie entstehen Nordlichter?

Für das Phänomen der Nordlichter, auch Aurora borealis,oder Polarlichter genannt, ist der „Sonnenwind“ verantwortlich.Die Teilchen des Sonnenwindes stammen aus der Korona, der äußeren Gashülle der Sonne,die bis zu einigen Millionen km in den interplanetaren Raum hinausreicht,und in der Temperaturen von 1-3 Mio °K herrschen.Der Sonnenwind wird durch koronale Massenauswürfe, aber auch durch Flares hervorgerufen.Die Partikel des Sonnenwindes werden in den Raum transportiert.Wenn sie mit dem Erdmagnetfeld in ca. 100 000 km zusammentreffen, mischen sich die Sonnenwindpartikel und die geladenen Teilchen der irdischen Atmosphäre,und bilden eine Plasmaschicht auf der sonnenabgewandten Seite, also der Nachtseite.Je enegiereicher die Teilchensind, desto weiter dringen sie in die Atmosphäre der Erde ein.Zwischen 1000 und 100 km ist die Atmosphäre dann schon so dicht, daß die energiereichen Teilchen mit den Atomen und Molekülen der Ionosphäre häufig zusammenprallen, und dabei die Leuchterscheinungen der Polar - oder Nordlichter hervorrufen.Die Farben und Formen der Nordlichter sind abhängig von Dichte, chem. Zusammensetzung und Srömungen in der Ionosphäre.Die häufigste Farbe ist grün,neben rot und grün tauchen auch noch die Farben blau und violett auf.

Wo kann ich Adressen von Amateur astronomischen Organisationen finden?

Unter der Adressse.... http://www.astronomie.de ....Vereine suchen (GAD) anklicken.Dort findet man die Adressen aller astronomischen Vereine, Schul.- und Volkssternwarten für den deutschsprachigen Raum.

Wo kann ich Detail- Informationen über Planeten finden?

Im Internet unter... http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html , eine Multimediatour durch das Sonnensystem mit dem Titel : Die 9 Planeten.

Einstellung eines Teleskops auf ein Objekt am Himmel nach seinen Koordinaten

Welchen Einfluß hat der Mond auf die Erde?

Die Schwerkraft des Mondes, und seine Lichtgestalten, also seine monatlich wechselnde Helligkeit von Neumond zu Vollmond sind die bestimmenden Einflußgrößen. Die Gezeiten Effekte Ebbe und Flut auf der Erde entstehen durch die verschiedenen Konstellationen von Erde , Sonne und Mond. Am stärksten ist der Einfluß durch die Bewegung von Erde und Mond relativ zueinander. Das Erde - Mond System dreht sich dabei um einen gemeinsamen Schwerpunkt, der noch innerhalb der Erdoberfläche liegt.( 1650 km unterhalb der Erdoberfläche.Der Mond und die Erde umrunden diesen Punkt in 27,3 Tagen ). Die Umdrehung des Systems erfolgt so, daß sich im Mittelpunkt der Erde die Anziehungskraft des Mondes und seine Fliehkraft aufheben. Auf der dem Mond zugewandten Seite der Erdoberfläche überwiegt daher die Anziehungskraft des Mondes. Auf der abgewandten Seite ist es umgekehrt, dort überwiegt die Fliehkraft. Die Ozeane werden durch diese Kräfte verformt. Es entsteht ein Gezeitenwulst des Wassers in Mondrichtung und entgegengesetzt. Daher treten die Tiden 2 mal pro Tag auf. Während sich die Erde dreht, zeigt der Gezeitenwulst des Ozeans immer in Mondrichtung. Durch die höhere Drehgeschwindigkeit der Erde wird das Wasser damit ausgetauscht. Derselbe Effekt verformt auch das Land geringfügig,nur kann man es hier nicht wahrnehmen.Durch die entstehende Reibung zwischen der Erde und ihren Ozeanen, bedingt durch die verschiedenen Drehgeschwindigkeiten von Erde ( 1 Umdr./ 24 h ) , und Mond ( 1 Umdr./ Monat ), werden die Tage der Erde sogar länger . ( in 100 Jahren um 0,0015 s ) und zwar so lange, bis sich die Tageslänge auf einen Mondumlauf ausgedehnt hat.Durch diesen Effekt wird übrigens auch der Mondabstand immer größer.Der Einfluß der Gezeitenkräfte auf den Menschen ist auch berechenbar.Da die Füße näher am Erdmittelpunkt stehen als der Kopf, werden die Füße stärker angezogen als der Kopf. Der Unterschied dieser beiden Kräfte ist die Gezeitenkraft. Ein 2 m großer Mensch der 90 kg wiegt, und auf der geographischen Breite von 38° z.B. in Seehöhe steht, ist genau 6 370 000 m vom Erdmittelpunkt entfernt Dies ist der Abstand der Fußsohlen. Die Schädeldecke ist dann 6 770 002 m entfernt. Entsprechend unterscheiden sich die Kräfte um den Faktor ( 6 370 000 / 6 370 002 )^2. Damit werden die Füße 1.000000628 mal stärker angezogen als die Kopfhaare.Dieser Effekt würde auch erreicht wenn dieser Mensch flach liegen würde, und an seinen Füßen ein Gewicht von 0,000056 kg „zerren“ würde.Dieses Gewicht entspricht ca.3 Wassertropfen ! Damit können wir einen Einfluß der Gezeitenkraft des Mondes auf den Menschen getrost vergessen.

Warum färbt sich der Mond rot bei einer totalen Mondfinsternis?

In der Totalität ist , wie bekannt , der Mond immer noch sichtbar, obwohl er im Kernschatten der Erde steht.Meist ist er von einer roten bis braungrauen Farbe überzogen. Die Ursache für dieses Erscheinungsbild ist die Erdatmosphäre.Sie lenkt einen Teil des Sonnenlichts in den Kernschattenbereich.Zudem wirkt sie wie ein Filter.Licht vom blauen (kurzwelligen) Ende des Spektrums verhält sich anders als vom roten (langwelligen) Ende.Das rote Licht wird von den Luftmolekülen weniger gestreut als das blaue , daher die rötliche Farbe des im Kernschatten befindlichen Mondes. Die Helligkeit des Mondbildes hängt vom Zustand der Erdatmosphäre ab.Bei starker Verschmutzung und Bewölkung wird der Mond im Kernschatten dunkler.

Was muß ich bei einem Teleskop-Kauf beachten?

Dazu folgende Stichworte: Was beobachten? Wo aufstellen? Wie transportieren? Wieviel investieren?. Für Mond Planeten und Doppelsterne ist ein Refraktor mit < 10 cm Öffnung gut geeignet.Für sehr schwache weit entfernte Objekte wie Galaxien, Nebel usw. (z.B. Messier Objekte) ist ein Gerät > 10 cm Öffnung hilfreich. Beachten sie auch, daß man mit dem Instrument nicht nur beobachtet, man muß es auch lagern,transportieren,montieren und demontieren. Eine gute Beratung vom Fachhändler ist dringend geboten. Zu diesem Thema siehe auch Beitrag: Anleitung zur astron. Beobachtung ( Ferngläser und Teleskope für Sterngucker), in Astro-Einführung, auf dieser site.

Einschläge auf der Erde

Im August 2001 waren 1413 Asteroiden bekannt deren Bahn die Erdbahn kreuzt.Davon waren 500 von ihnen gleich oder größer 1 km im Durchmesser.Am 30. Juni 1908 ist ein ca. 50 m großes Objekt, ca.10 km über der Tungusta - Region in Sibirien mit der Explosionskraft einer 10 Megatonnen H - Bombe explodiert.Dabei wurden 1000 km^2 Wald ausgelöscht und eine unbekannte Anzahl von Wild-Tieren geröstet.Ein Mann in 100 km Entfernung wurde zu Boden geschleudert.Der Direktor des NASA Near-Earth Objekt- Programms erwartet solche Ereignisse nach der vorliegenden Statistik alle ca. 100 Jahre.1990 wurde der mexikanische Chicxulub Krater nahe Yukatan Peninsula entdeckt.Er stammt von einem 15 km großen Objekt, das vor 65 Mio. Jahren dort eingeschlagen ist, und möglicherweise 2/3 aller lebenden Tiere, einschließlich der DINOS vernichtet hat.- Die bis 1999 bekannten Asteroiden lag bei 10000,in 2001 waren es 26000. Es dauerte 198 Jahre um die ersten 10000 zu ermitteln. Aus den bekannten Objekten wird im Jahr 2027 ein 1 km großes Objekt mit Namen 1999-AN10 in ca. 400000 km Entfernung an der Erde vorbeifliegen. Die NEAR Mission der NASA zum Asteroiden EROS hat eine Fülle von Erkenntnissen über die großen Asteroiden gebracht. Am 4. July 2005, soll das Raumschiff Deep-Impact einen Fußballfeld großen Krater in den Kometen Tempel-1 sprengen, um seine Zusammensetzung zu ermitteln. Am 29.9.2004 passierte in ca.4-facher Mondentfernung ein sogenannter Erdbahnkreuzer mit 4,6 km Länge, die Bahn der Erde. Seine Größe und Form sind aus Radarmessungen bekannt.

Die Bahn von Toutatis ( 4179 ), so sein Name, führt ihn alle 4 Jahre an der Erde vorbei, und ist weniger als 1/2 Grad zur Erdbahn (Ekliptik) geneigt. Er wurde 1989 entdeckt. Seine Mindest- Distanzen zur Erde waren : im Nov. 1996 = 0,0354 AE, Okt. 2000 = 0,0739 AE, und am 29. Sept. 2004 = 0,0104 AE ( ca. 4 - fache Mondentfernung ).Im Nov. 2008 = 0,0503 AE.Von der sehr großen bekannten Zahl der Erdbahnkreuzer ist keiner auf Kollosionskurs mit der Erde.Das schließt einen Einschlag jedoch nicht aus, da es noch sehr viele unbekannte Objekte gibt,die man schon deshalb nicht erkennen kann , weil sie in der Nähe der Sonne ,und somit nur am Taghimmel stehen.

Orientierung am Himmel

Wer über kein Planetariumsprogramm auf seinem PC verfügt,oder unterwegs ist, kann mit einer

„drehbaren Sternkarte „ praktische Informationen über den Sternenhimmel erhalten.

Neben der Sichtbarkeit von Sternen und Sternbildern zu jedem beliebigen Zeitpunkt, findet man auch z. B. Sonnenaufgang und Sonnenuntergang. Wo stehen die Planeten, sind sie überhaupt sichtbar? und weitere Orientierungshilfen. Eine Karte für 50° N ( die bei uns im Buchhandel verkauft wird) ist für ganz Mitteleuropa , und alle anderen Länder der Erde in der Nähe des 50. Breitengrades der nördlichen Hemisphäre mit hinreichender Genauigkeit verwendbar.Möchte man jedoch den Südhimmel erkunden,sind andere Karten erforderlich.Die Bedienungsanleitungen der Karten sind gut verständlich.Sollten trotzdem Fragen auftreten,so können diese bei jeder Sternwarte beantwortet werden.

Welche Objekte kann ich an meinem Teleskop noch erkennen?

Die scheinbare, für den Beobachter erkennbare Helligkeit von Galaxien z.B., wird in sog. Größenklassen (mag)beschrieben.Die Frage ist also um wieviel lichtschwächere Objekte ( in Größenklassen), kann ich die Reichweite meines Auges durch ein Amateurteleskop erweitern.Als Beispiel wählen wir die Öffnung des Teleskops mit 120 mm, und den Durchmesser der Pupille des Beobachters mit 8 mm.Mit diesem Auge kann man bei absoluter Dunkelheit, also auch ohne störende Einflüße des Mondes und anderer Lichtquellen, bis zur Größenklasse 6 mag sehen.Damit ergibt sich ein Verhältnis des einfallenden Lichts von ( 120 / 8 )^2 = 225. Der Unterschied der beobachtbaren Größenklassen ergibt sich damit zu ( m1 - m2 = 2,5 * log 225 = 5,88 ).knapp 6mag also. Man müßte also durch das Teleskop noch 225 mal lichtschwächere Objekte bis zu ca. 12mag erkennen können.Die allgemeine Formel zur Ermittlung der Grenzhelligkeit ist m(lim) = 6 + 5*log(D/10) , wobei D der Durchmesser der Teleskopöffnung in mm ist.

Wie sind die Tages und Jahreslängen auf den anderen Planeten?

* umgekehrte Rotation

Was versteht man unter der Sternzeit?

Die Sternzeit ist eine Anpassung der im täglichen Leben üblichen mittleren Sonnenzeit an den Lauf der Sterne, Galaxien , Sternhaufen und anderen Objekten des Himmels, sie wird benötigt um mit dem Teleskop die Position dieser Objekte anzusteuern. Die Sternzeit bezieht sich nicht auf die Sonne und die davon abhängige mittlere Sonnenzeit sondern auf einen Fixpunkt in Bezug auf die Gestirne. Als Fixpunkt wurde der Frühlingspunkt gewählt.Die mittlere Sonne bewegt sich relativ zum Frühlingspunkt in einem Jahr oder 365,25 Tagen um 360° oder 24 Stunden( also täglich knapp 1° ) von Westen nach Osten.Der mittlere Sonnentag ist daher um 24/365,25 ~3 Min 56 s länger als der Sterntag. Die Sternzeituhr geht also pro Monat um ca. 2 Stunden vor. Mittlerer Sterntag ausgedrückt in mittlerer Sonnenzeit = 23 h 56 m 4,09054 s ; Mittlerer Sonnentag ausgedrückt in mittlerer Sternzeit = 24 h 3 m 56,55536 s .

Warum flimmern Sterne?

Das am Nachthimmel beobachtete flimmern von Sternen hat nichts mit mit den Sternen selbst zu tun. Der Effekt wird hervorgerufen durch Luftströme ( unruhige Luft ) in der Erdatmosphäre. Sterne in Horizontnähe funkeln am stärksten, da hier der Lichtweg durch die Atmosphäre wesentlich länger ist. Es wird oft gesagt, daß Planeten nicht flimmern. Das ist jedoch nicht ganz richtig. Man kann den Flimmereffekt durchaus auch an Planeten in einer unruhigen Nacht feststellen . Richtig ist jedoch , daß Planeten wesentlich weniger blinken als die Sterne , da Sterne Punktquellen sind , Planeten jedoch kleine Scheibchen. Das blinken kann daher durchaus im Zweifel auch als Unterscheidungsmerkmal zwischen Sternen und Planeten genutzt werden.

Können sich Kugelsternhaufen auflösen?

Der schönste Kugelsternhaufen des nördlichen Sternenhimmels M13 hat einen scheinbaren Radius von 7,5 Bogenminuten , und eine scheinbare Helligkeit von 5,9 mag. Aus diesen Daten und den Ergebnissen der Beobachtungen von veränderlichen Sternen im Sternhaufen selbst, kann man mittels der bekannten physikalischen Gesetze folgende Informationen über M 13 ermitteln. Die Entfernung ( ca. 25 000 Lichtjahre ). Den Durchmesser ,( ca. 100 Lichtjahre ),Die Masse als vielfaches der Sonnenmasse.( ca. 400 000 Sterne von der Masse der Sonne). Ferner Die Fluchtgeschwindigkeit der Sterne aus M13 , die etwa doppelt so hoch ist wie die Durchschnittsgeschwindigkeit der Sterne innerhalb des Haufens.Aus diesem Grund kann sich M13 nicht auflösen. Auf der anderen Seite kann er nur schrumpfen, wenn er Sterne , oder allgemein, kinetische Energie verliert. Daher gehören Kugelsternhaufen zu den ältesten Objekten im Universum.

Warum zeigt die Sonnenuhr eine andere Zeit an als die Armbanduhr?

Wenn 2 Sonnenuhren (SU) einige km in geographischer Länge voneinander entfernt sind, zeigen sie verschiedene Zeiten an.Je weiter die SU im Westen steht, desto später fällt der Schatten auf die 12 Uhr Marke.Da sich die Normalzeit unserer Uhren auf einen bestimmten Referenz- Längengrad bezieht ( in „D“ auf 15°O = MEZ , Zeitzone MEZ = UT + 1h ),die SU jedoch gemäß der geograph.Länge die Zeit anzeigt, ergibt sich eine Differenz.Eine SU auf 9°O ( Sternwarte) ergibt eine Abweichung von 15° - 9° = 6°. Da 1 Stunde 15° entspricht,ergeben sich für 6° = 24 min.Eine SU auf 9°O zeigt also erst um 12 Uhr 24 min Normalzeit den Mittag an.(Sonne im Süden). Wenn T = Normalzeit und t = SU-Zeit , ist T = t - 24 min + 1 Stunde bei Sommerzeit. Diese Beziehung gilt für die sog. mittlere Sonnenzeit. Da die Sonne jedoch nicht gleicchmäßig im Jahreslauf über den Himmel wandert, gibt es Abweichungen hiervon, die man unter der Bezeichnung Zeitgleichung (ZG) in der Literatur findet.Sie gibt den wahren Unterschied zwischen der Zeit der SU (korrigiert auf Längengrad) zur Normalzeit der Armbanduhr ( korrigiert auf MEZ). d.h. Normalzeit = SU - ZG . Die Zeitabweichung der ZG schwankt von -14 1/4 min. bis + 16 1/4 min. Die Abweichung liegt bei 0 ..am 16. April , am 15. Juni , am 2. September und am 26.Dezember. Zu diesen Zeitpunkten zeigt eine SU auf 15° O dieselbe Zeit an wie eine genaugehende Armbanduhr in MEZ.

Was versteht man unter der Libration des Mondes?

Durch die Koppelung der Umlaufzeit des Mondes um die Erde, und deren Rotationszeit um ihre Achse, sehen wir von der Erde aus immer dieselbe Seite des Mondes. Wenn man jedoch, den Mond etwas genauer beobachtet stellt man fest, daß man von der Erde aus 59% der gesamten Mondoberfläche sehen kann.Der Grund hierfür ist ein leichtes pendeln des Mondes in Ost/West, sowie in Nord/Süd Richtung. Diese Erscheinung nennt man Libration. Die Hauptursache für die Ost/West Bewegung, die sogenannte Libration in Länge, ist auf die ungleichförmige Bahngeschwindigkeit des Mondes und seiner gleichförmige Rotation zurückzuführen. Dieser Effekt führt zu einer scheinbaren Drehung der Mond-Kugel um plus minus 7°53‘. Die Libration in Breite , die in Nord/Süd Richtung erfolgt,ist auf die Differenz der Äquatorebene des Mondes mit seiner Bahnebene zurückzuführen. ( 6°40‘)Es gibt weitere Librationseffekte, die jedoch unbedeutend sind.

Die Maßeinheiten in der Astronomie

Die Standard Dimension des Planetensystems ist die Astronomische Einheit ( engl. astronomical unit ) AE, AU. Sie entspricht der mittleren Entfernung Erde - Sonne, und beträgt 1 AE = 1,496 * 10^11 (m),.das sind knapp 150 Millionen km. Für die Dimensionen darüber hinaus, wurde zur Beschreibung der Abstände im Universum das PARSEC abgekürzt pc festgelegt. 1 pc = 3,086 * 10^16 (m). Daneben verwendet man in der populären Literatur das Lichtjahr (LJ) Diese etwas anschaulichere Entfernungseinheit entspricht der Strecke, die das Licht in 1 Jahr zurücklegt. 1 LY = 0,9461 * 10^16 (m). Für die Umrechnung ergibt sich damit die nützliche Beziehung: 1 pc = 3,262 LJ = 2,063 * 10^5 AE. Durch die gewaltigen Abstände im Universum müssen Zehnerpotenzen von „pc“ verwendet werden Folgende Vorsilben werden hierfür benutzt : Kilo (k) , Mega (M) ,Giga (G). Dabei bedeutet G das 10^9 also milliardenfache, M das 10^6 oder millionenfache , und k das 10^3 oder tausendfache der Grundeinheit.

Es ist also 1 Mpc = 1000 kpc = 10^6 pc .

Das Julianische Datum

Wieviel Tage liegen zwischen dem 17.4.1847 und 1.3.2002 ? In der Astronomie muß oft mit Differenzen von Zeitpunkten gerechnet werden.Da dies über längere Zeitspannen hinweg mit unserem Kalender sehr aufwendig ist, wurde von J. Scaliger 1582 ein Datums System vorgeschlagen , das dieses Problem elegant löst.Es ist das Julianisches Datum J.D. Dieses seither von den Astronomen benutzte System hat seinen 0 - Punkt am 1. Januar 4713 v. Chr.Der Tag beginnt um 12 Uhr Weltzeit.Von diesem Zeitpunkt an werden die Tage gezählt. Das Jul. Datum hat also nichts mit dem Julianischen Kalender zu tun.

Das Jul. Datum (J.D.) für 25. Dezember 2004 um 19 Uhr 53 min. 28 s, ist 2453365,28713 , die dezimale Unterteilung der Tage ist dabei eine weitere Vereinfachung.Folgendes Beispiel zeigt die Umwandlung von Stunden , Minuten , und Sekunden in Dezimalstunden. 18 h 31 m 27 s ist in Dezimalstunden: Teile die Sekunden durch 60 = 27 / 60 = 0,45000 ; addiere das Ergebnis zu den Minuten und dividiere durch 60 = 31,45000 / 60 = 0,52417 ; addiere das Ergebnis zu der Stundenzahl = 18,52417, also entspricht 18h31m27s = 18,52417 h.

Die Extinktion

Die Helligkeit von Himmelsobjekten nimmt ab, je weiter sie sich vom Zenit entfernen, und sich dem Horizont nähern.Grund ist der längere Weg des Lichts durch die Atmosphäre. Eine Faustformel hierfür ist md = 0,2 / cos z (mag ). z ist der Zenitabstand in (°) . md muß zu m addiert werden.md ist die Verdunkelung des Objektes . Für 15° Horizonthöhe = 75° Zenitabstand ergibt sich ein md von knapp 0,8 . Vom Zenit zu 15° Horizonthöhe ergibt sich damit ein Helligkeitsverlust von ca. 0,8 Größenklassen.(mag)

Was ist der Frühlingspunkt?

Das ist der Punkt in dem die EKLIPTIK (der scheinbare Jahreslauf der Sonne von der Erde aus betrachtet) unter 23,5°( Schiefe der Ekliptik ), aufsteigend , den Himmelsäquator schneidet.Die Richtung , in der von der Erde aus am Frühlingsanfang der Mittelpunkt der Sonne steht,ist die Richtung zum Frühlingspunkt.Die entgegengesetzte führt zum Herbstpunkt. Der Frühlingspunkt und der Himmels-Äquator sind die Ausgangspunkte für das Koordinatensytem in dem die Position der Himmelsobjekte beschrieben wird.Der Frühlingspunkt bewegt sich entgegen der scheinbaren jährlichen Bewegung der Sonne, d.h. rückläufig . Für einen vollen Umlauf benötigt er etwa 25 700 Jahre.

Das Jahr

Wie bekannt, ist das Jahr die Zeit für 1 Umlauf der Erde um die Sonne.Da sich jedoch im Universum alles bewegt,muß angegeben werden, welcher Punkt der Bahn als Bezugspunkt dient.Man kennt : 1.) Das tropische Jahr. Der Bezugspunkt ist hier der Frühlingspunkt.Es dauert 365 d 5 h 48 min 46 s. 2.) Das siderische Jahr, mit dem Bezugspunkt Fixstern, mit der Dauer von 365 d 6 h 9 min. 10 s. 3.) Das anomalistische Jahr. Hier bezieht sich der Umlauf auf das sog. Perihel der Umlaufbahn (die geringste Entfernung auf der Bahn um die Sonne). Diese Zeitspanne ist : 365 d 6 h 13 min. 53 s. 4.) Das Gregorianische Jahr, das seit der Kalenderreform 1582 unser Kalenderjahr ist.Es hängt aufs engste mit dem tropischen Jahr zusammen, und wurde mit 365 d 5 h 49 min.12 s = 365 d + 1/4 d - 3/400 d ( Schalttage!) festgelegt.5.)Das Julianische Jahr , nach Julius Cäsar, 46 v.Cr.war wesentlich ungenauer mit 365 d 6 h = 365 d + 1/4 d, und mußte durch die Kalenderreform korrigiert werden.Das Julianische Jahr hat nichts mit dem Julianischen Datum zu tun,das heute in der Astronomie verwendet wird.

Wie hoch ist der Anteil der Sonne an den Gezeiten?

Es ist allgemein bekannt, daß der Gezeiteneffekt (also Ebbe und Flut ) vom Mond kommt,daß jedoch die Sonne hier auch eine bedeutende Rolle spielt, wohl weniger.Die Gravitationsbeschleunigung für das radiale Feld einer punktförmigen Masse ist : g = G * M / a^2 ( G = Grav.Konstante, M= Masse, a = Abstand ).Die Gravitationsfeldstärke der Sonne auf der Erde ergibt sich damit zu g(so) = G * M(so) / a (so)^2 , und die des Mondes entsprechend.Der Abstand zwischen Sonne und Erde ist das ca. 388 fache der Distanz Erde - Mond. Die Sonnenmasse ist ca. 27* 10^6 mal größer als die Mondmasse. Damit ergibt sich für g(so) / g (m) = M(so) * a (m)^2 / a (so) * M(m) = 27 *10^6 / 388^2 = 180. Die Gravitationsfeldstärke der Sonne auf der Erde ist also 180 mal größer als die des Mondes. Beim Einfluß auf die Gezeiten ist die Situation jedoch anders,da hier Differenzkräfte maßgebend sind, und die Gezeitenkraft umgekehrt proportional von der 3. Potenz des Abstandes bestimmt wird. Dies verstärkt den Einfluß des Mondes erheblich.Auf ein Masseteilchen an der mondzugewandten Seite der Erde wirkt die Gezeitenkraft F(zm) = + 2 * G * M(m) * R * dm / a(m)^3. Auf der mondabgewandten Seite, entsprechend F(am) = - 2 * G * M(m) * R * dm / a (m)^3. Daraus ergibt sich eine Differenz die auf den Mond zurückzuführen ist.. Für die Sonne gilt dasselbe. ( R ist der Erdradius, a = Entfernung zum Mond bzw. Sonne,dm ist das Masseteilchen.). damit erhält man für das Verhältnis der von Sonne und Mond verursachten Kraftdifferenzen : d F (m) / d F (so) = ( a(so)/a(m))^3 / ( M(so) / M(m) ) = 388^3 / 27 * 10^6 = 2,16 .Die vom Mond verursachten Gezeitenkräfte sind also 2,16 mal stärker als die von der Sonne.Der Sonnenanteil beträgt somit im Mittel 45%. Für die Springflut und Nippflut ergibt sich damit ein Verhältnis von 2,16 +1 / 2,16 - 1 = 2,7 oder ~ 8 : 3.

Warum kann man Satelliten nur abends oder morgens sehen?

Sat. kann man nur sehen, wenn sie von der Sonne beleuchtet werden, und wenn der Beobachter im dunkeln ist. Diese Voraussetzungen sind nur erfüllt, wenn die Sonne unterhalb des Horizontes vom Beobachter steht. Allerdings darf sie nicht zu weit unterhalb sein, sonst befindet sich der Sat. auch im Erdschatten also im Dunkel der Nacht. Die Beobachtungsmöglichkeit beschränkt sich also auf wenige Stunden nach Sonnenuntergang bzw.vor Sonnenaufgang.Mitten in der Nacht ist die Sonne zu weit unter dem Horizont um die Sat. zu beleuchten. Im Sommer jedoch , speziell in hohen nördlichen oder südlichen Breiten,ist die Sonne auch um Mitternacht nicht weit unter dem Horizont,hier können Sat. die ganze Nacht über beobachtet werden.

Warum ist auf der Sternkarte Osten auf der linken Seite?

Im Gegensatz zur Landkarte, bei der „N“ oben ist, blicken wir bei der Sternkarte nach „S“ um die Sterne über dem Beobachter darzustellen.Am unteren Rand der Karte ( 6 Uhr) ist also „S“, am oberen (12 Uhr) entsprechend „N“, auf der linken Seite haben wir daher „O“ und auf der rechten“W“.

Was versteht man unter Fokalphotographie?

Wenn man mit einer Kamera ohne Objektiv am Teleskop photographiert, ( also nur das Teleskopobjektiv des Refraktors benutzt ) spricht man von Fokalphotographie.Adapter für die jeweiligen Kameratypen gibt es in entsprechenden Geschäften.Diese Variante wird bei deep sky Objekten angewandt.

Was versteht man unter Okularprojektion?

Schaltet man beim photographieren mit einer Kamera am Teleskop ein Okular zwischen Teleskop und Kameragehäuse (ohne Kamera Objektiv) so spricht man von Okularprojektion.

Die Aberration des Lichts

wurde bereits um 1725 entdeckt,man hat diesen Effekt benutzt um die Geschwindigkeit der Erde auf ihrer Bahn um die Sonne zu ermitteln. Der Lichtstrahl eines Sterns wird abgelenkt, wenn er von der Ede aus beobachtet wird. Daß das meßbar ist, liegt an der hohen Geschwindigkeit der Erde.(~30 km/s ) Das ergibt in Bezug auf die Lichtgeschwindigkeit (~300 000 km/s ) eine Ablenkung von 20“,48,das ist die Aberrationskonstante.

Tsunami durch Asteroideneinschlag

Aus USA kommt eine Studie die ein solches Ereignis simuliert. Danach würde der Asteroid 1950 DA, etwa 1 km groß,mit knapp 18 km/s, am 16. März 2880 im Nordatlantik niedergehen.(Die Wahrscheinlichkeit dieses Ereignisses beträgt 0,3% ).Die Folge wäre eine etwa 100 m hohe Welle, hervorgerufen durch eine 19 km im Durchmesser und 5 km Tiefe, bis zum Meeresboden, reichende Wasserverdrängung. Viele Küstenstädte würden dadurch, je nach Lage des Einschlags, vollständig zerstört.( aus S+W 2/2005)

Wann ist die beste Beobachtungszeit für lichtschwache Objekte?

Dafür benötigt man eine ruhige Atmosphäre und einen möglichst dunklen Himmel (ohne störendes Mondlicht ).Diese Voaussetzungen hat man am besten: Im Winter, nach der astronomischen Dämmerung, (Sonne > als 18° unter dem Horizont ).Die Mondstellung ohne störenden Einfluß am Beobachtungsabend ist am besten zwischen letztem Viertel und dem 2 bis 3 Tage alten ( ca. 20%)beleuchteten zunehmenden Mond.

Bestätigte Satelliten des Sonnensystems

Nach der Entdeckung des Uranus Mondes Miranda 1948, und des Jupiter Mondes Ananke 1951, war die Anzahl der bekannten Monde des Sonnensystems 31. Jupiter führte die Tabelle mit 12 Monden an, gefolgt von Saturn mit 9, Uranus mit 5, Neptun mit 2, Mars 2, und Erde 1.
In den folgenden 3 Jahrzehnten wurden nur noch wenige durch Teleskope entdeckt, darunter Plutos Mond Charon.Nach dem Vorbeiflug von Voyager 2 an Neptun in 1989 hat sich die Zahl dann erhöht auf 60.
Nach der Bekanntgabe der Namen von weiteren 10 Jupitermonden die in 2002 und 2003 entdeckt wurden, am 31.03.2005 durch die „Internationale Astronomische Union“, gibt es z.Zt. 144 bekannte Monde.
In folgender Zuordnung:
Erde 1 ; Mars 2 ;Jupiter 63 ;Saturn 37 ;Uranus 27 ;Neptun 13 ;Pluto 1.

Wie entstanden die Elemente?

Das fundamentalste Element im Universum ist Wasserstoff, bestehend aus einem Proton im Kern. Sämtliche schwerere Elemente werden gebildet, indem Protonen und Neutronen verschmelzen. Diese Prozesse jedoch erfordern extrem hohe Energien und Temperaturen von mindestens zehn Millionen Grad. Die zwei entscheidenden Reaktionen sind Kernfusion und Neutroneneinfang. Die Kernfusion erfordert zwar äußerst hohe Temperaturen, setzt jedoch Energie frei, solange Elemente leichter als Eisen prozessiert werden. Tatsächlich nutzt die Natur diesen Prozess als eine Art Ofen um Wärme (thermische Energie) zu produzieren. Für die Bildung aller Elemente schwerer als Eisen muß die Natur jedoch einen Tribut in Form von großen Mengen von Energie zahlen: Temperaturen über einige Milliarden Grad sind notwendig, ohne daß Energie gewonnen werden kann.

Ganz am Anfang werden die sogenannten primordialen Elemente (H,He,Li) kurz nach dem Urknall gebildet. Der Aufbau sämtlicher höherer Elemente findet ausschließlich in Sternen statt. Diese schleudern in der Endphase ihrer Entwicklung einen Teil ihrer Masse in das interstellare Medium und ``verunreinigen'' es mit der ``Asche'' des nuklearen Brennens: den schweren Elementen. Sterne entstehen aus Klumpen von Gas lange nach dem Urknall und bilden ihrerseits Systeme, die wir Galaxien nennen. Innerhalb der Galaxien werden sukzessive stellare Populationen aus chemisch angereichertem Material gebildet, die wiederum zur chemischen Anreicherung des interstellaren Mediums in Form von Supernova Explosionen und Planetarischen Nebeln beitragen.

In unserer Galaxis dauerte es ca. zehn Milliarden Jahre, bis das interstellare Medium solare Metallizität hatte. Zu diesem Zeitpunkt bildete sich die Sonne mit ihrem Planetensystem, darunter auch die Erde. In etwa 4,5 Milliarden Jahren wird auch die Sonne zur Anreicherung des interstellaren Medium beitragen und einen Teil ihrer Masse in Form eines Planetarischen Nebels abwerfen. Kurz nach dem Urknall sind also Temperatur und Dichte im Universum gerade passend, um Wasserstoff (ein Proton, ein Neutron) zu Helium (zwei Protonen, zwei Neutronen) und Spuren von Lithium (drei Protonen, vier Neutronen) zu verschmelzen. Nur einige Sekunden später sind sowohl Temperatur als auch Dichte zu gering, um weitere Elemente zu prozessieren, die chemische Zusammensetzung wird eingefroren. Man nennt sie primordial. Der Urknall hat seinen Teil geleistet, von nun an sind die Sterne für den weiteren Aufbau von Elementen zuständig