astronomieinderstadt.de
 

 Astronomiekurs für Anfänger

Heute fängt heute Ihr kostenloser Astronomiekurs für Anfänger an

Was ist ein Sonnentag, ein Sterntag ? Wie  bewegt sich der Mond über den Himmel? Welche Mondfinsternisse gibt es? Planet oder Stern. Punkte am Himmel: Himmelspol, Frühlingspunkt, Zenit. Koordinaten: Rektaszension, Deklination und Stundenwinkel. Entfernungsmessung und Sternkataloge. Neutronensterne, Sternentwicklung, Weiße Zwerge, Supernovae, Staub im Weltall.

Wie lange dauert ein Sonnentag - ein Sterntag

Die Erde dreht sich in 24 Stunden einmal um sich selbst. Denkste. Ein Tag dauert nach der Uhr 24 Stunden. Das ist die bürgerliche Zeit, das ist eine Festlegung. Aber ein Sterntag ist 3 Minuten und 56 Sekunden kürzer, als eine Sonnentag.  Das kann man messen. Die Erde dreht sich in 23 Stunden 56 Minuten und 4 Sekunden um sich selbt. Ein Stern, der hinter einem Haus am nächsten Abend wieder auftaucht, tut dies um diese Zeitspanne früher, jeden Abend. Die Sonne rückt auf ihrer täglichen Bahn ein Stück weiter und so sehen wir mit der Zeit unterschiedliche Sternbilder. Die Erde dreht sich von Westen nach Osten und so drehen sich die Sternbilder für uns scheinbar von Osten nach Westen. Die Erde dreht sich also unter dem Sternenhimmel hinweg.

Sonnenzeit - Sternenzeit

Die Sonnenzeit ist die bürgerliche Zeit. Die bürgerliche Zeit beginnt um 12 Uhr in der Nacht und dauert genau 24 Stunden. Bis zu Jahre 1925 ließen die Astronomen den Tag am Mittag beginne, damit sie bei ihrer Arbeit in der Nacht nicht das Datum wechlen müssen. Die Sternzeit ist für die Astronomie. Sie wird zum Auffinden von Sternen gebraucht, zur Angabe deren Koordinaten. Es gibt nicht nur eine Ortszeit nach der Sonnenzeit, sondern auch eine Ortssternzeit. Wie das alles zusammenhängt, wird weiter unten im Kapitel Koordinaten erklärt.

Um 12 Uh ist Mittag: bürgerliche Zeit - Ortszeit

Nach der bürgerlichen Zeit ist um 12 Uhr Mittag. Da geht die Sonne durch den Südmeridian, sie steht am höchsten am Himmel. Sie kulminiert. Die Sonnenuhr zeigt die Sonnenstunden. Wenn man also eine Sonnenuhr nimmt und mit einer Uhr nachmisst, kann die Zeit davon abweichen. Die Sonne kulminiert an jedem Ort zu einer anderen Zeit, zur Ortszeit. Die Sonnenuhr zeigt die Ortszeit an. Das kann dann sein, dass die Sonne nach 12 Uhr bürgerlicher Zeit, nach unserer Uhr, kulminiert. Dann liegen wir  so in der Mitte unserer Zeitzone. Sind wir östlich von Greenwich, so kulminiert die Sonne in unserer Zeit gemessen, nach 12 Uhr (unserer Zeit) Wir können dies mit einer Messung am Tage feststellen.

Wieso brauchen wir Zeitzonen

Zeitzonen brauchen wir, weil wir verreisen. Zur Postkutschenzeit hat man wirklich die Uhren von Stuttgart nach Dresden umgstellt. Mit der Eisenbahn ging das nicht mehr. Die Mitteleuropäische Zeit geht von Greenwich in England bis nach Görlitz. Ab Greenwich gilt die Western Zeit. Wenn bei uns 12 Uhr Mittag ist, ist es in Greenwich erst eine Stunde früher, also 11 Uhr. Die Sonne ist an diesem Punkt noch nicht kulminiert. Das kann man sich ganz einfach merken: Die Sonne geht im Osten auf. Dort, wo sie schon aufgegangen ist, ist es eine Stunde später. Fliegen wir nach Japan, ist es schon Nacht, fliegen wir nach Amerika fängt der Tag  noch einmal an.

Sonne und Mond gehen im Osten auf - Tag- und Nachtgleiche

Die Sonne geht zu Frühlingsbeginn am 21. März im Osten auf und am Abend im Westen unter. An diesen Tagen haben wir Tag- und Nachtgleiche. Die Sonne geht um 6 Uhr auf und um 18 Uhr unter. Zu Herbstanfang passiert dasselbe. Im Winter geht die Sonne morgens im Südosten auf, im Südwesten unter und im Sommer geht sie im Nordosten auf. Die Sonne geht jeden Tag in einem anderen Tagbogen über den Himmel.

Die hellsten Sterne am Himmel

Der hellste Stern am Himmel ist die Venus. Sie taucht oft in der Morgen- oder Abenddämmerung auf und wird Morgen- oder Abendstern genannt. Der nächste hellere Stern ist der Planet Jupiter, dann der kommt der Mars und dann der Saturn. Uranus ist gerade noch mit bloßem Auge zu sehen. Unter den Fixsternen ist die weiße Wega der nächst hellere Stern, dann Deneb im Schwan, Sirius im Großen Hund, Riegel im Orion, Beteigeuze und die gelbe Kapella.

Planet oder Fixstern

Planeten leuchten, weil sie von der Sonne beleuchtet werden. Ihr Licht, dass durch die Erdathmosphäre dringt, leuchtet ruhig. Das Licht eines Fixstern flackert.

Wie hell ist ein Stern

Für die Helligkeit gibt es eine Größenskala, die in Magnituden angegeben wird. Die Skala geht in den positiven Bereich sowie in den negativen. Deneb ist ein Stern 0ter Größe, Wega -1, Venus kann bis - 4,5 hell werden. Die Helligkeit des Mones beträgt minus 12,5 mag und die Sonne hat eine Größe von - 26 mag. Die mit bloßem Auge unter einen sehr dunklen Himmel noch sichtbaren haben die Größenordung 6, geschrieben, 6 mag. Darunter sind der Uranus, mit 5,9 mag. Die Sterne der Kassiopeia sind 2 mag hell.

Sterne können ihre Helligkeit verändern

Manche Sterne verändern ihre Helligkeit. Sie werden Veränderliche genannt. Warum das geschieht, kann verschiedenen Gründe haben: eine Begleiter in einem Doppelsternsystem zieht an dem Stern vorbei und verdunkelt ihn. Sterne entlassen ihre oberen Schichten ins Weltall, wie der Stern Beteigeuze im Orion, weil er die äußere Hülle abstösst. Diese Gas verdunkelt dann den Stern.

Die Bahnen von Sonne und Mond über das Jahr

Der Mond geht auch in Bögen über den Himmel. Er steigt im Winter so weit hinauf wie die Sonne im Sommer und im Sommer läuft er in kleinen Tagbögen über den Himmel. Während die Tagbögen der Sonne über das Jahr verteilt immer gleich hoch gehen, steigt der Mond in manchen Jahren höher hinauf. Weiteres zu der Bewegung des Mondes weiter unten.

Der Mond

Der Mond umrundet seit über 4 Milliarden Jahre unsere Erde. Mit seinen 3476 Kilometern Durchmesser ist er mehr als ein Viertel größer als die Erde. Sein Volumen entspricht 1/50 des Erdvolumens. Seine Masse nur 1/81 der Erdmasse. Was auf eine geringere Dichte des Mondes schließen lässt.

 Aufgangspunkt des Mondes

Haben Sie schon einmal gesehen, dass der Vollmond sich genau dann über den Horizont erhebt, wenn die  Sonne auf der anderen Seite untergeht? Das ist ganz einfach: Bei Vollmond wird der gesamte Mond von der Sonne angestrahlt.

Wie entstehen die Mondphasen

Nach Neumond sehen wir die schmale Sichel des Mondes am Abend im Westen aufgehen. Bald darauf geht er unter. Wenn der Mond im Ersten Viertel ist, steht er am Abend im Süden. Am Tag des Vollmondes geht der Mond am Osthorizont, genau gegenüber der Sonne auf, wenn diese am Westhorizont untergeht. Im März geht er so um den Ostpunkt herum auf, im Sommer geht der Vollmond so zwischen Osten und Süden auf und im Winter zwischen Osten und Nordosten.

Wie lange braucht der Mond für eine Umrundung der Erde

 Für eine Umrundung des Mondes um die  Erde vergehen 27,3 Tage. Man nennt diese Zeit den siderischen Monat (von Stern zu Stern). 

Von Vollmond zu Vollmond - Synodischer Monat

Synode bedeutet Zusammenkunft. Von Vollmond zu Vollmond vergehen 29.5 Tage.  Das ist der synodische Monat.  Da die Erde schon weiter auf ihrer Bahn um die Sonne gelaufen ist, dauert es noch zwei Tage, bis wieder Vollmond ist.

Sonne, Mond und Planeten laufen durch den Tierkreis

Der Mond läuft in einem Monat durch den Tierkreis, durch die Tierkreissternbilder.  So wie die Sonne im Jahreslauf jeden Monat das Sternbild des Tierkreises wechselt. Man nennt ihn auch Zodiak oder Ekliptik.   Der Tierkreis besteht aus 12 Tierkreiszeichen. Jeden Monat steht die Sonne in einem anderen Sternbild.  Die Tierkreiszeichen der Astrologie und die, in der die Sonne steht, stehen stimmen nicht mehr überein. Auch der Frühlingspunkt, der  Widderpunkt genannt wird, steht nicht mehr im Widder.  Das wird weiter unten genauer erklärt, warum das so ist.

Wie weit läuft der Mond an einem Tag

 Der Mond läuft an einem Tag um 13 Grad  am Himmel weiter (von West nach Ost läuft er durch die Sternbilder). An zwei Tagen kommt  er 26 Grad weiter. Jedes Sternbild steht etwa 30 Grad von dem nächsten Sternbild entfernt. Nach zwei Tagen steht der Mond in einem anderen Sternbild. Der Tierkreis besteht aus zwölf Sternbildern: 360 Grad durch 12 Sternbilder ergibt 30 Grad pro Sternbild.  Klar, wir sehen ja im Jahreslauf den Mond in anderen Sternbildern der Ekliptik. 

Die Bahn des Mondes - Mondknoten

Die Knoten der Mondbahn sind die Schnittpunkte zwischen der Bahn des Mondes und der Ekliptik. Es gibt einen absteigenden Knoten und einen aufsteigenden. Die Sonnenbahn hat auch Knoten, den Frühlingspunkt und den Herbstpunkt. An diesen Knoten steigt die Sonne über den Himmelsäquator, am Frühlingspunkt, oder sie steigt den Himmelsäquator hinab.

Vollmond und Neumond

Der Vollmond steht der Sonne gegenüber. Er steht sozusagen in Opposition zur Sonne. Steht er mit der Erde in einer Linie und wird von der Sonne nicht angestrahlt, so steht er in Konjunktion mit ihr und ist nicht sichtbar. Opposition und Konjunktion gibt es auch bei Planeten.

Die Schraubenbewegung des Mondes am Himmel

In manchen Jahren steht er höhher am Himmel und in manchen tiefer. Der Mond vollführt eine Schraubenbewegung am Himmel. Dieses Auf- und Absteigen geschieht in einer Periode von 18 1/2 Jahren. Der Grund für diese Veränderung: Die Knoten des Mondes wandern ebenfalls. Man spricht von der Mondwende. Es gibt eine kleine Mondwende und eine große. Bei der kleinen geht der Mond im Südsüdosten auf und im Südsüdwesten unter. Bei der großen Mondwende geht seine Bahn vom Nordosten bis zum Nordwesten. Dann dreht er wieder um und wandert in einer Schraube den Himmel wieder hinab. Dies war in der Steinzeit schon bekannt. Man richtete sehr große Steine auf diese beiden extremen Punkte aus, die heute noch zu finden sind.

Nach Vollmond geht der Mond abends immer später auf

Der abnehmende Mond 

Im letzten Viertel steigt der Mond nach Mitternacht im Osten über den Horizont. Den abnehmenden Mond sehen wir am Morgenhimmel. Zuerst verschwindet das Mare Crisium am rechten Rand. Das Mare Crisisum, ein großer runder Felck am Rand, erscheint zuerst nach Neumond an der runden Siches des Mondes.


Entstehung einer Mondfinsternis

Mondfinsternisse entstehen, wenn der Mond in der Nähe eine Mondknoten steht. Während einer Mondfinsternis geht der Mond  durch den Schatten  der Erde. Der Erdschatten besteht aus einem helleren Schatten, dem Halbschatten, der Penumbra oder dem dunkleren Schatten, dem Kernschatten.   Ist der Mond im Kernschatten, leuchtet er kupferrot. Das Kupferrot kann bei jeder Finsternis heller oder dunkler sein oder die Farbe wechslet in Orange. Mondfinsternisse entstehen nur bei Vollmond. 


Entstehung einer Mondfinsternis








Partielle Mondfinsternis und Totale Mondfinsternis

Bei einer totalen Mondfinsternis tritt der Mond ganz in den Erdschatten ein. Der Erdschatten besteht aus der dunklen Umbra und der helleren Penumbra. Wird der Mond nur vom Erdschatten gestreift, spricht man von einer partiellen Mondfinsternis. Partielle Mondfinsternisse können bei einer halben Bedeckung auftreten oder der Schatten kann den Mond nur kaum sichtbar verfinstern. Wir sprechen dann von einer Halbschattenfinsternis.  Bei der totalen Mondfinsternis, wie auf dem Bild, wandert der Mond vom Halbschatten in die Umbra, dem ganz dunklen Schatten und wieder aus diesem hinaus. 

Bei Vollmond geht  der Erdschatten am Mond vorbei

Meistens geht bei Vollmond der Erdschatten am Mond vorbei. Der Mond verfinstert sich nicht. Tritt der Mond teilweise in den Erdschatten, ist der Mond nur teilweise verfinstert. Wird er vom Erdschatten getroffen, sehen wir einen total verfinsterten Mond.  Wenn der Mond weit weg ist, kann es vorkommen, dass eine ringförmige Mondfindernis entsteht.

Der Schatten der Erde ist auch ohne Mondfinsternis auf dem Mond sichtbar

Man sieht das aschfahle Mondlicht - die unbeleuchtet Mondseite ist sichtbar. Die helle Sichel wird von der Sonne angestrahlt. Auf die unbeleuchtete Seite fällt der Schatten, den die Erde auf der sonnenabgewandten Seite auf den Mond wirft.

Die Gezeiten und der Mond

Der Mond beeinflusst Ebbe und Flut. Galilei und Kepler haben sich damit befasst. Der Mond geht jeden Tag 50 Minuten später auf. Ebbe und Flut treten jeden Tag später auf. Galilei hatte nicht nur über die Gezeiten geschrieben. Durch seine Beobachten mit dem Fernrohr hat er die Libration entdeckt. Wir sehen manchmal ein Stück hinter den Mond. Die Mare an der West- und Ostseite werden sichtbar. Der Mond nickt aber auch. Wir können ein Stück mehr vom Norden oder Süden sehen. Doch Kepler sah den Zusammenhang zwischen dem späteren Aufgehen des Mondes und des Vorrückens von Ebbe und Flut.

Erdmeteorit auf dem Mond

In einem neune Kilo schweren Mondgestein, dass die Apollomission 14 1973 auf die Erde zurück gebracht hat wurde ein Einschluss gefunden, der auf irdische Kristalle hinweist. Sie sollen von dem Asteorideneinschlag auf der Erde vor 4 Milliarden Jahren stammen. Das Gestein ging auf dem Mond nieder und wurde bei Asterideneinschlägen im Mare Imbrium wohl wieder freigelegt.

Sonnenfinsternisse

Eine Sonnenfinsternis kann nur bie Neumond auftreten. Der dunkle Mond schiebt sich vor die Sonne. Dann sieht man Strahlen, die von der Sonne ausgehen. Es gibt wie beim Mond auch ringförmige Finsternisse und partielle. Bei den partiellen Sonnenfinsternissen schiebt sich nur ein Teil der Mondscheibe über die Sonne.

Die Planeten am Himmel

Um wieviel Grad können sich Venus, Merkur am Himmel von der Sonne entfernen?

Die beiden innersten Planeten entfernen sich am Himmel nie sehr weit von der Sonne. Sie sind entweder kurz vor Sonnenaufgang oder kurz nach Sonnenuntergang am Ost- oder Westhimmel  zu sehen. Ihr Abstand beträgt nur maximal 20 Grad von der Sonne. Dieser Winkel, den der Planet mit der Sonne einschließt, wird Elongation genannt.

Wann sehen wir den Merkur und die Venus besonders gut

Wenn die Ekliptik zum Horizont einen steileren Winkel aufweist, können wir den Merkur oder die Venus besser sehen, als wenn sie morgens oder abends knapp über dem Horizont steht. Dann ist  der Winkel der Ekliptik zum Horizont flacher. Die beiden inneren Planeten erheben sich nicht aus den Dunstschichten. Merkur und Venus sind als Morgenstern, oder Abendstern sichtbar. Venus ist der hellste Stern am Himmel. Beim Merkur ist es nicht so einfach: mit den bloßen Auge kann man ihn oft nicht ausmachen, wenn er in den Strahlen der Sonne steht.

 Obere und untere Konjunktion der inneren Planeten

Die beiden inneren Planeten Venus und Merkur stehen nicht einfach wie die anderen Planeten in Konjunktion. Sie stehen in unterer und oberer Konjunktion. Während die anderen Planeten in Konjunktion sind, wenn sie hinter der Sonne stehen, können die inneren Planeten Merkur und Venus hinter der Sonne, sowohl auch zwischen Erde und Sonne stehen. Stehen diese beiden Planeten hinter der Sonne, spricht man von oberer Konjunktion, stehen sie zwischen Erde und Sonne, dann spricht man von unterer Konjunktion.

Opposition und Konjunktion der äußeren Planeten

Die äußeren Planten, von Mars bis Neptun, stehen in Opposition und in Konjunktion. Das geschieht bis auf den Mars einmal im Jahr. Der Mars kommt nur alle zwei Jahre in Opposition und Konjunktion, und der Mars ist dann besonders gut sichtbar. 

Wann sehen wir den Merkur und die Venus besonders gut

Wenn die Ekliptik zum Horizont einen steileren Winkel aufweist, können wir den Merkur oder die Venus besser sehen, als wenn sie morgens oder abends knapp über dem Horizont steht. Dann ist  der Winkel der Ekliptik zum Horizont flacher. Die beiden inneren Planeten erheben sich nicht aus den Dunstschichten. 

Der Mond und die Planeten wandern durch die Ekliptik

  • Die Ekliptik ist 23 1/2 Grad gegenüber dem Äquator geneigt.
  • Der Mond und die Planeten wandern durch die Ekliptik. Die Planeten entfernen sich nie weiter als 5 Grad von der Ekliptik. Sie ist die Sichtlinie auf die Planeten in unserem Sonnensystem. Einen Planeten sucht man in diesen Sternbildern. Ein Planet ist von den Sternen dadurch zu unterscheiden, dass der Planet nicht flackert. 
  • Die Sonne wandert am Tag durch die Ekliptik. Wenn wir in einem bestimmten Monat in einem bestimmten Sternbild sind, wie im Kalender angegeben, können wir das Sternbild nicht am Abendhimmel sehen.


Planetariumsprogramme zeigen noch mehr

Mit Planetariumsprogrammen kann man sich den Sternenhimmel anzeigen lassen. Damit kann man den Himmel mit Sternbildern, Sternkonstellationen von verschiedenen Erdteilen anzeigen lassen oder mit einem Koordinatennetzt. Die Koordinaten werden weiter unten erklärt.

Die Kreiselbewegung der Erdachse - oder der Globus quietscht und eiert

Die gedachte Achse durch den Pol der Erde vollführt einen Vollkreis. Dafür braucht es ca. 26.000 Jahre. Zurzeit ist der unscheinbare Stern im Kleinen Bären der Polarstern, der fast auf dem Nordpol steht. Zur Zeit Columbus stand er ein halbes Grad davon weg. 

 In 11.000 Jahren wird die helle Wega unser Polarstern sein. 

Der Pol wandert auf dem soeben beschriebenen Kreis entlang. Bei der Erforschung der Pyramiden stellte man fest, dass in antiker Zeit, der Stern Thuban im Drachen Polarstern gewesen war. Diese Wanderungsbewegung nennt man Präzession. 

Präzession - Wanderung der Äquinoktien

Die Frühlings- und  Herbstpunkte nennt man die Äquinoktien. So wie die Polachse mit der Zeit auf einen anderen Stern zeigt, durch die Kreiselbewegung der Erde, so wandert der Frühlingspunkt ebenso  durch die Ekliptik. Diese Bewegung nennt man Präzession.  Vor 2000 Jahren stand der Frühlingspunkt im Widder. In der Zwischenzeit ist er in die Fische gewandert. Der Frühlingspunkt trägt immer noch das Widderzeichen.  Demnächst wird der Frühlingspunkt in den Wassermann wandern. Wir sprechen dann vom Wassermannzeitalter. Der Frühlingspunkt wandert von Ost nach West durch den Tierkreis.

Die Epoche

Die Epoche ist ein Datum, von dem sämtliche Berechnungen in der Astronomie, ob Planeten oder Sterne, ausgegangen wird. Die Sterne und andere Punkte am Himmel verändern sich doch ein wenig durch die Kreiselbewegung der Erde. Dadurch entsteht eine Veränderung sämtlicher wichtiger Punkte, die Präzession genannt wird. Das hat nichts mit der Eigenbewegung der Sterne zu tun.  Da für die Berechnung der Gestirne eine gute Genauigkeit erreicht werden soll, muss die Epoche immer wieder neu eingeführt werden. Rechnete man im letzten Jahrhundert mit der Epoche 1. Januar 1950, so wird nun mit der Epoche 1. Januar 2000, 00 Uhr gerechnet, damit die Planeten und Mondberechnungen stimmen, da die Punkte am Himmel sich in dieser kurzen Zeit schon merklich verschieben können.

Entfernungsmessung in der Astronomie

Die Entfernung zum Mond wurde mit einer bekannten Strecke auf der Erde als Basisstrecke des Dreiecks Erde – Mond gemessen. Die Grundfläche zum Messen größerer Entfernungen bis zum Ende der Milchstraße und darüber hinaus ist natürlich größer. Dafür wird die Strecke des Durchmessers der Erdbahn verwendet. Die Entfernung zwischen Erde und Sonne beträgt 150.00 Mio. Kilometer. Diese Entfernung hat man bei Venusdurchgängen ermittelt. Die Änderung des Winkels, den ein Stern durch die Bewegung der Erde um die Sonne erfährt, nennt man auch seine jährliche Parallaxe. Himmelskarten wurden immer genauer. Mit dem Satelliten Gaia können wir hochgenaue Positionen der Sterne bekommen. Die Entfernungsmessung von Sternen wird in Lichtjahren angegeben. Es hat sich in der Astronomie aber eingebürgert, die Entfernungen in Parsec, also „Parallaxensekunden“ zu messen. Ein Stern, der sich um 1 Bogensekunde, abgekürzt: 1“ bewegt hat, ist 3,26 Lichtjahre oder 1 Parsec, abgekürzt pc, von der Erde weg. 

Eigenbewegung und Radialbewegung der Sterne

Sterne bewegen sich durch den Raum. Sie kommen auf die Erde zu oder sie bewegen sich von ihr weg. Diese Bewegung wird im Spektrum gemessen. Sind die Spektrallinien zum roten Bereich des Spektrums hin verschoben, rotverschoben, entfernt sich das Objekt von uns, sind sie zum blauen Ende des Spektrums hin verschoben, blauverschoben, kommt der Stern auf uns zu. Bei Galaxien hat man eine sehr große Rotverschiebung gemessen. Galaxien sind sehr weit von uns entfernt und entfernen sich immer schneller. Die Bewegung, die wir mit dieser Methode messen können, ist ihre Radialgeschwindigkeit. Die Radialgeschwindigkeit bezieht sich auf ein Objekt, in unserem Fall ist das die Erde. Die Sterne haben aber noch eine Eigenbewegung. Die Eigenbewegung ist definiert als Koordinatenänderung pro Zeiteinheit auf die Sonne bezogen. Wenn wir wissen, wie weit der Stern weg ist, können wir ausrechnen, wie schnell er sich bewegt. Berühmt für seine schnelle Eigenbewegung ist Bernards Stern, der sich mit 111 km pro Sekunde durch den Raum beweg. Er bewegt sich auf uns zu. Seine Radialgeschwindigkeit beträgt – 111 km pro Sekunde. 

Scheinbare und absolute Helligkeit

Um die Sterne besser miteinander vergleichen zu können, hat man die scheinbare und die absolute Helligkeit eingeführt. Die scheinbare Helligkeit ist jene Helligkeit, mit der wir den Stern am Himmel sehen können. Doch da Sterne nicht gleich weit von uns entfernt sind und nicht alle gleich groß und alle nicht gleich hell leuchten, hat man die absolute Helligkeit eingeführt. Die absolute Helligkeit der Sterne besagt, wie hell die Sterne in einer Entfernung von 10pc wäre. Damit kann man ihre Leuchtkraft vergleichen. Mit der Leuchtkraft der Sterne können wir eine Aussage treffen, ob wir einen großen oder einen kleinen Stern vor uns haben. 

Sternkataloge

Der erste bekannte Sternkatalog wurde von Ptolemäus im 2. Jahrhundert erstellt. Dieser Katalog geht später in den unter dem Namen Almagest bekannten Sternatlas ein. Der Katalog umfasst 1025 Einträge, die auf Hipparchos zurückgehen. Hipparchos lebte 250 Jahre früher. Dieser Katalog wurde bis in das 17. Jahrhundert verwendet. Von dem deutschen Astronomen Johannes Bayer wurde eine Sternkarte angefertigt, so wie wir die Sterne am Himmel sehen, wenn wir nach oben schauen. Durch die Jahrhunderte hinweg wurden die Sternkonstellationen auf Himmelsgloben gezeichnet. Die Sternbilder wurden mit den Figuren der Mythologie ausgeschmückt.

Der Sternkatalog von Johannes Bayer

Die Uranometria von Johannes Bayer bezeichnete die Stern mit griechischen Buchstaben, wobei der hellster Stern im Sternbild mit  den Buchstaben α und der lateinischen Bezeichnung des Sternbildes bezeichnet wurde. 

Bonner Durchmusterung

Diese Art der Darstellung der Sternbilder wurde zum Ersten Mal von Argelander in der Uranometria Nova 1843 durchbrochen. Seine gezeichnete Karte ging von diesem Stil weg.In seinem nächsten Projekt, der Bonner Durchmusterung, wurde diese Entwicklung ins Extreme getrieben. Diese Sternenkarten erhalten nur noch Sterne und Koordinatenlinien. Die 88 Sternbilder des gesamten Himmels, der nördlichen und der südlichen Hemisphäre, erhielten von der IAU, der Internationalen Astronomischen Union, auf einer Sitzung im Jahre 1928 festgelegte Grenzen. Die Karten legen damit genau fest, welcher Stern noch zu dem einen oder anderen Sternbild gehört.

Friedrich Wilhelm August Argelander (1799-1875) vermaß die Sterne sehr genau. Dieser neuzeitliche Katalog wurde von den Astronomen genutzt und ist, wie im vorigen Absatz kurz erwähnt, unter dem Namen Bonner Durchmusterung bekannt geworden. Dieser Katalog basiert auf visuellen Messungen. Die Bonner Durchmusterung wurde unter der Leitung von Argelander zwischen 1846 und 1863 mit Unterstützung von Adalbert Krüger und Eduard Schönfeld erstellt. Die Astronomen kartierten Sterne bis zu 9,5 ten Größe im Deklinationsbereich von 89 ° bis - 2°, ihre Helligkeiten wurden geschätzt. Für die Erfassung von 320.000 Sternpositionen wurde ein Refraktor von Fraunhofer mit 7,7 cm Öffnung verwendet, mit einer Brennweite von 65 Zentimetern. Diese Durchmusterungen und damit Erstellung der Generalkataloge dienten der möglichst genauen Erfassung vieler Sterne.

Generalkatalog der Deutschen Astronomischen Gesellschaft

So wurde im Jahre 1870 ein Generalkatalog der Deutschen Astronomischen Gesellschaft begonnen (AGK). An der Arbeit, Sterne visuell zu erfassen waren 12 Observatorien in aller Welt beteiligt. Diese umfangreichen Arbeiten konnten erst Ende des Jahrhunderts abgeschlossen werden.   Diese visuell erstellten Generalkataloge wurden zum Ende des 19. Jahrhunderts abgelöst durch Kataloge, die mithilfe der neu aufgekommenen Fotografie erstellt werden konnten. Die fotografischen Platten erfassten eine Mehrzahl von Sternen, deren Positionen und Helligkeiten für einem neuen Katalog in kürzerer Zeit erfasst werden konnten.

Erstellung der Carte du Ciel

Die nächste wissenschaftliche Arbeit in diesem Jahrhundert war die Erstellung der Carte du Ciel, an der 18 Observatorien arbeiteten. Zuerst wurden die Positionen der Sterne durch ein Gitternetzt auf der Fotoplatte vermessen. Mit diesem Gitternetz konnte die Position der Sterne dann ganz genau in Rektaszension und Deklination umgewandelt werden.

Fundamentalkataloge und Referenzsterne

Dieser recht genau Katalog wird heute noch in der Amateurastronomie für Fernrohre mit Goto-Steuerungen verwendet. Des Weiteren sind Sternkataloge mit sehr genau vermessenen Referenzsternen in Umlauf. Die Koordinaten dieser genauer vermessenen Referenzsterne wurden in den sogenannten Fundamentalkatalogen erfasst. Der erste, als Neuer Fundamentalkatalog bekannte Sternenkatalog, FK1, wurde im ausgehenden Neunzehnten Jahrhundert im Jahre 1879 von der Deutschen Astronomischen Gesellschaft erstellt und enthielt die genauen Position von 500 Referenzsternen. Ihm folgten weitere bis zum sechsten Fundamentalkatalog, denn diese Fundamentalkataloge wurden alle paar Jahrzehnte erneuert. Der fünfte Fundamentalkatalog, FK5, wurde 1984 veröffentlicht. Ein anderer weit verbreiteter Katalog ist der SAO, ein Katalog des Smithsonian Astrophysical Observatory aus dem Jahre 1960. Dieser Katalog gibt nicht nur Auskunft über die exakten Positionen der Sterne und ihren Helligkeiten, wie seine Vorgänger. Der SAO-Kataloge beinhaltet erweiterte Angaben über die Spektralklasse und Eigenbewegung von 258.997 Sternen heller als Magnitude 9,5.

 Proper Positions and Motions Katalog

In den Neunziger Jahren kam der PPM (Proper Positions and Motions) Katalog heraus. Dieser löste den AGK und den SAO Katalog ab.  Im PPM-Katalog waren Sterne ab der 7,5ten Größe, aber alle Sterne bis zur 8,5ten Größe verzeichnet. Alles in allem waren in 4 Katalogen 378.910 Sterne erfasst. Der PPM-Katalog wurde effektiv durch den Tycho Katalog ersetzt, der Messungen des Hipparchos Satelliten verwendete. Der Satellit Hipparchos was der erste Astrometriesatellit. Hipparchos lieferte die sagenhafte Anzahl von 118.000 Sternen, die durch visuelle und fotografische Messung gewonnen wurde. Die Koordinaten weisen eine Genauigkeit von ein paar Millisekunden auf. Der nicht mit so exakt vermessenen Daten versehene Teil des Tycho Katalogs umfasst eine Million Sterne.

Hipparchos vermisst den Himmel

 Hipparchos wurde 1989 von der ESA in sein Orbit gebracht. Fast 10 Jahre später, in den Jahren 1999 und 2000, konnte der Fundamentalkatalog FK6 veröffentlicht werden. Dieser neueste Fundamentalkatalog enthält 4150 genau vermessene Referenzsterne. Er vereinigt die Daten von Hipparchos und FK5. Der mittlere Meßfehler der Eigenbewegung der im Katalog aufgenommenen Sterne beträgt 0,35 Millibogensekungen pro Jahr. Durch die Weiterentwicklung des Internets wurden zu Beginn des Milleniums die gedruckten Versionen der Sternkarten nicht so kontinuierlich weitergeführt wie bisher. Doch wurden diese neuen Sternkarten auf CDs aufgespielt und verbreitet, oder die Himmelkarten sind gleich ins Netz gewandert.  Mit der Einführung der neuen Medien explodierte der Umfang der Sternenkataloge förmlich. Während der erste Hubble Guide Star Kataloge noch 18 Millionen Sterne umfasste, waren es 2001 schon 500 Millionen Sterne. Der vom US-Naval Observatory herausgegebene USNO-B1.0 Katalog enthielt 1.024.618.261 Sterne und Galaxien, der aus verschiedenen fotografischen und anschließend digitalisierten Himmelsüberwachungen zusammengefasst wurde. Der Katalog enthält wieder die vorher erwähnten Information wie Rektaszension, Deklination, Eigenbewegung und Helligkeit der verzeichneten Objekte. Das nächste Ziel ist, eine Genauigkeit der Messungen von 0,01 Tausendstel Bogensekunden zu erreichen mit dem 2014 gestarteten Astrometriesatelliten Gaia.   


Das expandierende Universum

Mit dem expandierenden Universum hatte sich in den 20iger Jahren des letzten Jahrhunderts nicht nur Hubble in Amerika beschäftigt, sondern auch LeMaitre. LeMaitre arbeitete zu dieser Zeit in Amerika an verschiedenen Institutionen. Dadurch bekam er Kenntnis der Messungen der Geschwindigkeiten der sich von der Milchstrasse entfernenden Galaxien durch Vesto Sliper. Slipher arbeitete am Lowell Observatorium. Hubble publizierte zu dieser Zeit über die Entfernungen der Andromedagalaxie und der Rotverschiebungen und damit der Ausdehnung des Weltalls. Die Veröffentlichungen LeMaitres wurden in der Wissenschaft nicht so bekannt, wie die von Hubble.

Staub im Weltall sichtbar machen

Mit einem Infrarot-Teleskop kann man den Staub im Weltall gut beobachten. Im sichtbareren Bereich können die  vom Staub verdeckten Sterne nicht gesehen werden. Der Staub schirmt die dahinterliegenden Stern ab. Doch im Infraroten können die Stern sichtbar gemacht werden. Als erster entdeckte Wilhelm Herschel ein Loch im Himmel. Das war keine Loch, wo nichts war. Später fand man den Staub, der die Sterne bedeckte und somit ihr Licht verbarg. In einem Staub- und Gasnebel entstehen Sterne.  

Entstehung von Neutronensternen

Wenn die Kernfusion keine Energie mehr liefert, bricht der Stern zusammen. In Kern bleiben Sauerstoff- und Kohlenstoff übrig. Aus Protonen und Elektronen werden dann Neutronen, die später den nach der Explosion übrigbleibenden Neutronenstern bilden. Die Elektronen und Protonen werden in den Stern gequetscht und die Neutronen verlassen in Scharen den Stern und heizen diesen auf. Diese Supernova explodiert dann. Ein Stern mit ursprünglich mehr als 8 Sonnenmassen ist am Ende nur noch 20 Kilometer groß. Dieser weiße Zwerg kühlt langsam aus, bis er nicht mehr sichtbar ist. 

Pulsare

Pulsare senden Radiowellen mit konstanter Regelmäßigkeit aus. Da Neutronensterne sehr klein sind, können sie sich sehr schnell um sich selbst drehen. Die Impulsrate  kann im Sekunden- oder Millisekundenbereich liegen. Als man die Pulsare in den Sechziger Jahren entdeckte, dachte man an Signale von Ausserirdischen, die man mit  Radioteleskopen entdeckte.

Neutronensterne und Magnetare

Vermutlich gibt es Milliarden von Neutronensternen in unserer Milchstraße. Die meisten sind keine Pulsare mehr, denn sie leuchten nicht mehr. Sie können für eine gewisse Zeit, elektromagnetische Pulse abgeben. Diese liegen im Röntgenbereich. Diese Pulse sind so genau, dass man sie zur Zeitmessung nehmen könnte. Ihre Magnetfelder können bis zu 10 hoch 14 Gs (Gauß) betragen. Darüber gibt es die Magnetare ab einem Magnetfeld von 10 hoch 15 Gs. Bei dieser Energiedichte kann die Entstehung von Elektron-Positronen-Paaren spontan erfolgen. Ist ein Neutronenstern in einem binären System, bläht sich sein Nachbar auf (Sternentwicklung), so kann der Neutronenstern, der seinen Schwung verloren hat durch die Materie, die er bei dem anderen Stern absaugt, wieder anfangen zu rotieren. Magnetare senden die noch energiereichere Gammastrahlung aus.


Welche Nova-Arten gibt es?

Liefert dieses Kohlenstoffbrennen keinen Nachschub mehr, so bricht der Stern zusammen. Anschließend fliegt er auseinander. Nickel, Kobald und Eisen wird in das Weltall hinausgeschleudert. Ein Riesenstern explodiert in einer Supernova. Am Ende bleibt ein Weißer Zwerg übrig, der aus Sauerstoff und Kohlenstoff besteht. Endet der Stern in einer Ia-Nova, eine Nova, die sehr hell ist und als Standard verwendet werden kann, so zerreißt es den Weißen Zwerg. Dies könnte mit dem Stern Beteigeuze passieren.  Bei anderen Nova-Arten bleibt je nach Größe des Stern ein Neutronenstern oder der beschriebene Weiße Zwerg übrig. Unsere kleine Sonne wird nicht als Weißer Zwerg enden. Nur sehr große Sterne enden als Schwarzes Loch. 

Beteigeuze im Orion - bald eine Supernova?

Beteigeuze, der Schulterstern im Orion, verliert an Helligkeit. Dies ist ein Hinweis darauf, dass er bald als Supernova explodieren könnte? Oder ist er schon explodiert und wir sehen es nur noch nicht? Beteigeuze ist 700 Lichtjahre entfernt. Das Licht braucht 700 Jahre zu uns. Beteigeuze könnte so hell wie der Vollmond werden und am Taghimmel sichtbar sein. Für die Erde besteht keine Gefahr, da er so weit weg ist. Uns könnte keine Strahlung treffen, die für uns gefährlich werden könnte. Verlassen viele Neutrinos den Stern, so steht eine Supernovaexplosion bevor. Doch bei Beteigeuze ist das nicht der Fall. Er hat sich immer wieder schon verdunkelt, weil Gaswolken der äusseren Schichten den Stern verdunkeln. 

Beteigeuze pulsiert

Der rote Riesenstern Beteigeuze verliert an seinen äußeren Hüllen Materie. Sie sind nicht mehr gravitativ gebunden. Die abgeblasenen Hüllen verdunkeln den Stern.  Ist in dem Gas noch Wasserstoff oder Helium, so zünden noch Kernreaktionen, aber auch diese hören bald auf, während im Innern des Sterns die Temperatur so hoch ist, dass  Kohlenstoffbrennen statt finden kann. Das Kohlenstoffbrenne liefert nicht mehr so viel Energie, wie das Brennen des Wasserstoffs. Der Druck im Sterninneren steigt. Doch die Temperatur im Innern des Stern steigt nicht weiter an. Ein Verhalten, dass nur in Sternen vorkommt. Man nennt diesen Druck den  Fermi-Druck, ein Verhalten, dass wir auf der Erde nicht kennen. Dieses Innere besteht irgendwann nur aus einzelnen Teilchen. Das heisst, die Materie ist entartet. Die höchste Masse, die ein Weißer Zwerg  haben kann, ist die 1,4-fache Sonnenmasse. Doch so lange keine nennenswerte Menge an Neutrinos freigesetzt werden, kommt es nicht zu einer Explosion.

Die Chandrasekhar-Masse

Man nennt diese Masse Chandrasekhar-Masse. Sie wurde von dem Inder Chandrasekhar 1930 berechnet. Übersteigt die Masse das Innern des Sternes, der wie eine Zwiebel aufgebaut wird, explodiert er in einer Supernova. Unsere Sonne wird in einem Weißen Zwerg enden, aber nicht als Supernova explodieren, da sie am Ende eine niedrigere Masse als die Chandrasekhar-Masse haben wird.

Kernfusion durch Massendefekt - Die Anzahl der Einzelteile und deren Summe ist nicht immer das Gleiche.

 Für die Atome bedeutet dies: Zählt man die  Masse der Protonen und Neutronen eines Elements zusammen und vergleicht diese mit der Gesamtmasse, so erhält man eine Differenz. Sie steigt bis zum Eisen steil an, dann flacht die Kurve ab. Diese Massendifferenz kann in Energie umgewandelt werden. Es ist die freigesetzte Bindungsenergie, die in Energie umgesetzt wird.
Bei den höheren Element ist dies schwierig mit der Fusion. Diese höheren Elemente, besonders ab Uran, können zur Kernspaltung verwendet werden.

E = ∆Mc2

Das ist die berühmte Formel: E = M mal C Quadrat.

Lichtablenkung zum ersten Mal bei einer Sonnenfinsternis gemessen

Das Sternenlicht wird von Körpern wie der Sonne abgelenkt. Das konnte man zum Ersten Mal bei einer totalen Sonnenfinsternis 1919 beweisen. Die Sterne, die man am Himmel fotografiert hatte, waren am Tag der Sonnenfinsternis nicht genau an  der gleichen Stelle neben der Sonne. Genauso funktioniert das mit den Gravitationslinsen, die die Galaxien, die dahinter liegen verzerren. Das heißt, vor ihnen muss eine große Masse sein.

Schwarze Löcher strahlen

Die Theorie der Schwarzen Löcher stammt von dem deutschen Physiker Karl Schwarzschild. Er beschrieb diese Theorie 1910. Nach der Theorie konzentriert sich eine nicht rotierende Masse auf einen Punkt unendlicher   Dichte.  Der britische Physiker Stephen Hawking erkannte, dass Schwarze Löcher doch Partikel emitieren können, die heute als Hawking-Strahlung bezeichnet wird.  Einige Teilchen der Antiteilchen-Teilchen-Paare tauchen an Ereignishorizont eines Schwarzen Loches auf. 


Woher das Gold kommt - wie entsteht ein Gammastrahlenblitz

Die höheren Elemente entstehen erst in größeren Sternen. Für die Fusion sind höhere Temperaturen notwendig, die in kleineren Sternen nicht auftreten können. Um höhere Elemente entstehen zu lassen, muss ein größerer Neutronenfluss vorhanden sein. Diese Neutronen werden in die Kerne eingebaut. Die neu entstandenen Elemente  fliegen auch wieder auseinander. Wenn zwei Neutronensterne verschmelzen, entsteht ein Gammastrahlenblitz. Dabei werden höhere Elemente fusioniert. In den Sternen entsteht unter anderem auch  Gold. Lange Zeit war man sich nicht sicher, über den Mechanismus.


Die Planeten im Sonnensystem

Unser Sonnensystem besteht aus 8 Planeten. Die Planeten sehen so aus, wie auf der Zeichnung wiedergegeben: Der Mars ist rot, etwas größer als die blaue Erde. Jupiter ist bräunlich, Saturn gelblich, Uranus grün und Neptun blau. Pluto hat irgendeine Farbe.

Kleinplaneten - Pluto kein Planet mehr

Pluto wurde sein Planetenstatus 2006 aberkannt. Pluto zählt zu den Kleinplaneten. Er ist nicht groß genug für einen Planeten, er kreist aber um die Sonne und er ist rund. Doch hat er im Gegensatz zu einem Planeten seine Bahn nicht freigeräumt. Das macht ihm zum Kleinplaneten.  Ursprünglich wurde seine Größe mit 14 000 Kilometer angegeben, neuere Messungen ergaben aber einen Durchmesser von 2300 Kilometer. Der Durchmesser von Venus ist doppelt so groß. Weiter draußen soll der Planet X sein. Nach diesem Planeten wird intensiv geforscht.

Oort'sche Wolke, Kuipergürtel und Asteoridengürtel


Oort'sche Wolke und Asteroidengürtel

Oort'sche Wolke und Asteroidengürtel













Trümmer weit draussen im Weltall

In der Ebene der Planeten weit draußen befindet sich die Oort'sche Wolke. Sie besteht aus zahlreichen Trümmern.  Aus der  Oort'schen Wolke kommen die meisten Kometen. Pluto ist ein Kleinplanet im Kuiper-Gürtel. Kuiper-Gürtel und Oort'sche Wolke stehen im 90-Grad-Winkel zueinander.  

Trümmer zwischen Mars und Jupiter - der Asteroridengürtel

Zwischen Mars und Jupiter liegt der Asteroidengürtel. Der erste Asteroid wurde in der Silvesternacht zum Jahr 1800 entdeckt. Man vermutet, dass ein Planet der Gravitation, die der Jupiter auf ihn ausgeübt hat, nicht Stand hielt. In letzter Zeit wird von der Wissenschaft auch die These vertreten, dass diese Trümmer Reste aus der Zeit der Entstehung des Sonnensystems darstellen. 

Kryovulkanismus - Kalte Geysire auf dem Saturnmond Enceladus

Kryovulkanismus findet man nicht nur auf Enceladus, sondern auch auf anderen Himmelskörpern wie dem Kleinplaneten Ceres. Dort ritt aus dem Krater Occator eisreiches Material aus. Enceladus ist ein Kandidat für die Entstehung von Leben. Dort finden sich Black Smokers, wie auf der Erde. Um die Black Smokers im Ozean und um Geysiere entstand das Leben. Auf Enceladus funktioniert das auch. Nur bei tieferen Temperaturen. 

Leben auf anderen Himmelskörpern

Methan und andere organische Verbindungen auf dem Saturnmond Titan entdeckt

Wissenschaftler haben auf dem Saturnmond Titan Methan und andere organische Verbindungen entdeckt,  wie Ethan und noch langkettigere, auch komplexere Ringmoleküle wie Benzol. Bei diesen tiefen Temperaturen auf dem Mond Titan sammeln sich die Hydrocarbone in Seen auf dem Grund. Die in der Atmosphäre befindlichen Wasserstoff- Sauerstoff- und Kohlenstoffmoleküle werden durch energiereiche Strahlung von der Sonne und energriereiche Partikel von Saturn zu diesen Molekülen geformt. In Wolken des Weltalls fand man schon in früheren Jahren organische Moleküle über die Radioastronomie, darunter waren kompliziertere Moleküle wie Amoniak, Alkohole etc., dass Leben entsteht, scheint nichts Außergewöhnliches zu sein. 

Jupiter hat 82 Monde

Jupiter ist immer für eine Überraschung gut. Nicht nur, dass er mehr Wärme abgibt, als er empfängt; der rote Fleck wird kleiner. In  der Zwischenzeit hat man 82 Monde gezählt.

Die Eigenschaften des Umlauf der Planeten und die Keplerschen Gesetzte

Den ungleichen Lauf der Planeten kannte man schon im Altertum. Doch den Grund dafür kannte man noch nicht. Es sollte erst Johannes Kepler gelingen, dies genau zu erforschen und zu beschreiben. Das zweite Kepler'sche Gesetz wurde zuerst postuliert. Lag es doch durch die Messungen auf der Hand. 

Das 2 Kepler'sche Gesetz ist heute in der Raumfahrt wichtig. 

  • Es lautet: Ein Planet überstreicht in gleichen Zeiten gleichgroße Flächen. Bei einer exakten Kreisbahn wären die Kreisabschnitte auf der Kreislinie immer gleich. Der Kreis hat einen Mittelpunkt. Die Verbindungslinie Mittelpunkt Planet würde sich immer gleich schnell bewegen und somit wären die Kreisabschnitte immer gleich lang. Da aber bei einer Ellipse zwei Brennpunkte vorhanden sind, sind die Abschnitte auf der Kreisbahn größer, wenn der Planet ganz nah an dem einen Brennpunkt vorbeiläuft, und weiter, wenn er ganz weit an  dem anderen Brennpunkt vorbeiläuft. Läuft er näher an dem einen Brennpunkt vorbei, so bewegt der Planet sich schneller, ist er sehr weit weg, so läuft der Planet langsam. Da die Bahnen der Planeten einem Kreis sehr nahe kommen, sind die Unterschiede nicht so groß. Die größte Abweichung von einer Kreisbahn hat der Planet Mars. 

Das 1. Keplersche Gesetz besagt: Die Umlaufbahnen der Planeten sind Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. 


 
Karte
Infos