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 Astronomie-Kurs für Anfänger

Heute fängt heute Ihr kostenloser Astronomiekurs für Anfänger an

Lernen Sie etwas über die in der Astronomie wichtigen Punkte am Himmel: Himmelspol, Frühlingspunkt, Zenit. Welche Koordinaten sind gebräuchlich. Welche Zeiten gibt es und welche Winkel sind für den Astronomen wichtig. Wie bewegt sich der Mond über den Himmel? Wie liest man eine Sternkarte? Wie beobachtet man Planeten? Entfernungsmessung und Sternkataloge. Weitere spannende Themen der Astrophysik wie  Relativität, Neutronensterne, Sternentwicklung, Weiße Zwerge, Supernovae, Staub im Weltall und noch mehr für den Amateurastronomen. 


Wichtige Punkte am Himmel

Der Zenit 

Der Zenit ist der Punkt über unseren Köpfen. Seine Höhe beträgt 90 Grad. 

Der Himmelspol

Die Höhe des Poles entspricht der geografischen Breite. Im Norden ist der Pol durch einen Stern im Kleinen Bären gekennzeichnet. Auf der Südhalbkugel vom Kreuz des Südens, dass aber nicht genau auf dem südlichen Achse steht. 

Der Frühlingspunkt und der Herbstpunkt

Der Frühlingspunkt ist der Punkt, an dem die Sonne zu Frühjahrsbeginn den Himmeläquator von Süden nach Norden überschreitet. Im Herbst tut sie das am Herbstpunkt auf der anderen Seite des Äquators in umgekehrter Richtung.  Man nennt diese Punkte auch die Äquinoktien.

Im Englischen heissen  die beiden Punkte Points of Aries

 Der Frühlingspunkt, engl. vernal equinox, wird als Widderpunkt bezeichnet und trägt das Zeichen des Widders, dass an ein Horn erinnert.  Vor 2000 Jahren stand der Frühlingspunkt im Widder und ist zwischenzeitlich in die Fische gewandert.  Das ist der Grund, warum die Sternbilder, die in der Astrologie und der Astronomie verwendet werden, nicht mehr übereinstimmen.

Wie hoch steht der Äquator am Himmel

Die Höhe des Polarsterns entspricht der geografischen Breite.  Wenn wir nach Süden schauen, und die geografische Breite vom Zenit abziehen: 90 Grad - geografische Breite, dann erhalten wir die Höhe des Himmelsäquators. 

Die Ekliptik, der Tierkreis

Die Ekliptik wird auch als Tierkreis oder Zodiak bezeichnet. Die Sternbilder, die unsere Vorfahren sahen, gehen auf die griechische Sagenwelt zurück. So stehen dort die Fische, der Widder, der Wassermann, der Steinbock, der Schütze, die Waage, die Jungfrau, der Löwe, der Krebs, die Zwillinge und der Stier. Sie sind aus der Astrologie bekannt. Bei den Chinesen gibt es 28 Tierzeichen. Sie werden als Häuser eingeteilt. Die Chinesen sehen darin Ratten, Schweine usw. 

Steht die Ekliptik über dem Äquator oder unterhalb des Äquators?

Die Sonne geht durch die Ekliptik. Die Ekliptik schneidet den Himmelsäquator am Frühlings- und am Herbstpunkt. Das heißt, die Sonne steht im Sommer über dem Äquator und im Winter unterhalb des Äquators. Im Winter steht sie im Schützen. Der Schütze ist ein Sternbild, dass am Horizont im Sommer nicht so hoch steht. Wenn die Sonne im Schützen ist, geht sie mit dem Schützen über den Taghimmel. Wir sehen den Schützen am nächtlichen Himmel tief am Horizont. Die Zwillinge hingegen stehen höher am Himmel. Da steht die Ekliptik über dem Äquator. Das erklärt auch, wieso die Planeten in manchen Jahren sehr tief am Himmel stehen und in anderen sehr hoch. Das kommt darauf an, in welchem Sternbild sie stehen. 

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. 

Wie verändern sich die Sternbilder, wenn wir von Norden nach Süden fahren? 

Fahren wir nach Süden, sinkt der Polarstern herab. Auf der anderen Seite des Himmels, im Süden, steigt der Himmelsäquator an. Weiter unten auf der Seite ist der Himmelsäquator und der Nordpol gezeichnet.  Die Sternbilder verändern sich. Vom Skorpion, der bei uns nur knapp über dem Horizont steht, sieht man in südlicheren  geografischen Breiten, wie in Italien, den ganzen Stachel, bei uns nur die Scheren und den hellen roten Stern Antares, der auch Gegenmars genannt wird.

Zirkumpolare Sternbilder gehen nie unter den Horizont











Zirkumpolar nennet man jene Sternbilder, die am Nordhimmel nie untergehen. Dies sind die Kassiopeia, der Perseus und der Kepheus, der Große Wagen und der Drache. Sie kreisen immer um den Polarstern und sinken nie unter den Horizont. Auf der Zeichnung sind das die Sterne, die innerhalb des eingezeichneten Kreises liegen. Diese Sternbilder sind zu jeder Jahreszeit sichtbar, wenn man nach Norden schaut. Die Sternbilder außerhalb des Kreises sind je nach Jahreszeit am Himmel sichtbar. 

Wie man eine Sternkarte liest

Die Karte ist so gezeichnet, wie wir die Sterne sehen, wenn wir zum Himmel nach Norden schauen. Ein Karte auf der Erde sieht im Falle, wenn wir nach Norden fahren genauso aus. Zeichnen wir die Blickrichtung zum Südhimmel so ist der Osten links und der Westen auf der rechten Seite. Bei der drehbaren Sternkarte, bei der die Sterne aller Himmelsrichtungen eingezeichnet sind, ist der Osten links und der Westen rechts. Wir halten diese Karte über unseren Kopf oder wir stellen uns die Sterne so vor, wie sie am Himmel sind, wenn wir die Karte vor uns halten. 

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. 

Die Sonne und der Mond vollführen eine Schraubenbewegung am Himmel

Die Sonne schraubt sich im Laufe eines Jahres den Himmel hinauf- und hinunter. Wie schon erklärt, überschreitet sie im Frühjahr den Himmelsäquator und im Herbst steht die Sonne wieder unter dem Äquator. Die Sonne geht im Winter im Südosten auf und im Südwesten unter, im Sommer geht sie dann im Nordwesten auf und am Abend im Nordwesten unter. Das Gleiche macht der Mond. Nur braucht der Mond für diese Schraubenbewegung 18 1/2 Jahre. An manchen Jahren steht er sehr hoch und an manchen sehr tief. 9 Jahre lang geht er die "tiefe" Schraube entlang, 9 Jahre die "höhere" Schraube entlang. Innerhalb des Sonnenjahres können wir beobachten, dass der Mond im Sommer tiefer steht wie im Winter. Doch durch diese Schraubenbewegung gibt es Jahre an denen diese Eigenschaften besonders ausgeprägt sind. Zu manchen Mondfinsternissen steht der Mond besonders tief am Himmel. 

Koordinatensysteme in der Astronomie

Das Azimutale und das äquatoriale Koordinatensystem


 

Das azimutale Koordinatensystem

 

 

 Höhe und der Azimut eines Sterns

 


Die Höhe eines Sterns wird vom Horizont aus gemessen. 90 Grad über dem Horizont liegt der Zenit. Die Höhenkreise zerschneiden die Himmelskugel wie ein Apfelsine.  Die zweite Koordinate ist der Azimut. Er wird am Himmel vom Südmeridian nach Westen gemessen.



Neigung der  Erdachse und Neigung des Fernrohrs

Die Erdachse ist geneigt. Die Sterne laufen parallel zum Himmelsäquator über den Himmel. Damit der Stern beim Beobachten nicht so schnell aus dem Bildfeld läuft, wird eine Achse der Montierung des Fernrohres auf den Pol ausgerichtet. Wie hoch dieser Winkel ist, hängt von der geografischen Breite ab. Die andere Achse läuft parallel zum Himmelsäquator. Dies ist die Stundenachse. Der Stern legt infolge der Erddrehung 15 Grad pro Stunde zurück. Diese Achse wird in Graden und in Stunden eingeteilt. Deswegen brauchen wir ein äquatoriales Koordinatensystem, um den Sternen beim Beobachten folgen zu können.


 

Das Äquatoriale Koordinatensystem


 

Deklination und Rektaszension

Die Koordinaten, die Rektaszension und die Deklination der Sterne, spannen sich wie ein Netz über die Himmelskugel. Doch jedes Koordinatensystem braucht einen Nullpunkt. Für die Rektaszension ist dies der Frühlingspunkt. Der Frühlingspunkt liegt am Schnittpunkt zwischen dem Äquator und der Ekliptik. Hier nicht eingezeichnet. Am Himmel steht er in den Fischen, auch wenn er mit dem Widderkennzeichen benannt wird. Der Grund dafür wird weiter unten erklärt. Der Frühlingspunkt ist der Punkt, an dem die Sonne zu Frühlingsanfang den Himmelsäquator von Süden nach Norden überschreitet. 


Gradeinteilung der Deklination

Die Deklination wird vom Himmelsäquator aus gemessen. Sterne, die nördlich des Himmelsäquators liegen, haben eine positive Deklination,  die südlich liegen eine negative.


Einstellen der Sterne im Fernrohr nach Koordinaten

Die Sternzeit

Die Erde braucht für eine Umdrehung 23h56min4s. Sie rückt jeden Tag ein Stück auf ihrer Bahn um die Sonne weiter. Dies ist die bürgerliche Zeit, die 24 Stunden beträgt.  Jeden Tag ist zur gleichen bürgerlichen Zeit eine andere Sternzeit.  

Ermittlung der Sternzeit

Diese findet man in Tabellen zu einer Stunden eines Tages. Die Sternzeit wird vom Frühlingspunkt zum Südmeridian  nach Westen hin gemessen. Diese verändert sich jeden Tag gegenüber der bürgerlichen Zeit um die Differenz von 3 Minuten und 56 Sekunden. Der Sternentag beginnt, wenn der Frühlingspunkt im Südmeridian kulminiert. Am Meridian von Greenwich, der Weltzeit, UT, gibt es keine Zeitkorrektur. Sind wir östlich von Greenwich, so kulminiert die Sonne in unserer Zeit gemessen, nach 12 Uhr. Wir können dies mit einer Messung am Tage feststellen. Wenn wir zum Beispiel auf dem 10 Breitengrad liegen, kulminiert die Sonne um 12 Uhr 40 Minuten. Ein Grad bedeutet ca. 4 Minuten Zeitkorrektur. Jede Zeitzone umfasst in 15 Grad oder 1 Stunde.  Diese mittlere Ortszeit müssen wir in Sternzeit umrechnen. Diese Sternzeit können wir einer Tabelle entnehmen, die uns z. B. angibt, wann um 0 Uhr UT, auf Greenwich bezogen, besagte Sternzeit ist. Wir zählen die Stunden dazu: also die Stunden, die seit der Angabe in der Tabelle vergangen sind, wann wir unseren Stern im Fernrohr beobachten wollen. Damit wissen wir die Sternzeit zu der gewünschten Beobachtungszeit. Dann kommt noch die Zeitkorrektur für unseren Ort hinzu. 

Wo findet man die Rektaszension?

Die Rektaszension eines Sterns findet man im Internet oder in Sternatlanten. Die Rektaszension wir vom Frühlingspunkt im  Gegenzeigersinn nach Osten gemessen, wie oben in den Zeichnungen angegeben. Somit haben wir ein feststehenden Netz über den Himmel gespannt, dessen Koordinatenursprung im Frühlingspunkt liegt. Wenn wir die Sternzeit ermittelt haben und die Rektaszension wissen, so können wir den Stundenwinkel ausrechnen.

Der Stundenwinkel

Der Stundenwinkel wird vom Südmeridian nach Westen gemessen. Der Stundenwinkel ist zeitabhängig. Den Winkel, den wir an der Rektaszensionsachse ablesen zu einem bestimmten Zeitpunkt, ist der Stundenwinkel und nicht die Rektaszension. Wir machen nun eine letzte Rechnung:

 Stundenwinkel = Rektaszension - Sternzeit

Welchen Winkel stellen wir am Fernrohr ein, um einen Stern oder Planeten zu finden?

Wir stellen nun den Stundenwinkel am eingesüdeten Fernrohr ein. Eingesüdet oder eingenordet ist das Gleiche. 


Der Stundenwinkel

 













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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.

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. 

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. 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.  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. 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. 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. 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.

 

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 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.

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.

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.

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. 

Staub im Weltall sichtbar machen

Mit einem Infrarot-Teleskop kann man den Staub im Weltall gut beobachten. Der Staub schirmt die Stern dahinter ab. Diese sind im Infrarot erkennbar. Als erster entdeckte Wilhelm Herschel eine Loch im Himmel. Später fand man den Staub, der die Sterne bedeckte. In einem Staub- und Gasnebel entstehen Sterne. 

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.

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.

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.

Unser Sonnensystem

 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. Weiter draußen soll der Planet X sein. Nach diesem Planeten wird intensiv geforscht.

Oort'sche Wolke, Kuipergürtel 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 Asteroidengürtel

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 Geysire 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 langkettigerere, 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 energiereiche 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 Ammoniak, 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. 

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