Einführung in die Astronomie/ Druckversion

Einführung in die Astronomie

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Überblick

Was gibt es am Himmel zu beobachten?

Nachthimmel über einem Moor in Estland mit Lichtverschmutzung, die am Horizont sichtbar ist.

In erster Linie sind es natürlich Mond und Sterne, die uns dazu bewegen, den Himmel näher anzuschauen. Und zum näheren Anschauen des Himmels braucht man zunächst nicht einmal ein Instrument, sondern kann sich allein auf seine Augen verlassen. Man braucht sie ohnehin, um sich am Himmel zu orientieren, und kann allein mit bloßen Augen schon viele grundlegende Beobachtungen machen.

Neben der Sonne, dem Mond und den Sternen sind es die Planeten, die Milchstraße und einige wenige sogenannte "Deep-sky-Objekte", die der freiäugigen Beobachtung zugänglich sind. Außerdem kommen eine Handvoll von Objekten und Ereignissen dazu, die nur vorübergehend zu sehen sind. Nämlich Sonnen- und Mondfinsternisse, Kometen, Meteore (bürgerlich: "Sternschnuppen"), Nordlichter und schließlich als künstliche Objekte viele Erdsatelliten.

Mit optischen Instrumenten, also mit Ferngläsern und/oder Fernrohren erweitert sich der Beobachtungsumfang in zweierlei Hinsicht: Zum einen lassen sich bei vielen der schon genannten Objekte mehr Details beobachten. So zeigt z. B. schon ein Fernglas auf dem Mond die "Strahlenkrater" Tycho und Kopernikus. Und bereits in einem kleinen Fernrohr erkennt man, dass der Planet Saturn einen Ring besitzt und die Venus manchmal sichelförmig ist. Zum anderen lassen sich Objekte beobachten, die dem freien Auge nicht zugänglich sind. Das reicht von den Kratern des Erdmondes über die Monde der großen Planeten bis zu Sternhaufen, Gasnebeln und Galaxien.

Die folgenden Abschnitte in diesem Kapitel sollen grob beschreiben, was sich mit bloßen Augen oder mit einfachen Hilfsmitteln beobachten lässt. Dies wird in den folgenden Kapiteln Punkt für Punkt vertieft.

→ Siehe auch Wikipedia:  Nachthimmel

Sonne

Die leuchtende Sphäre der Sonne ist durch einen ausgesprochen präzisen Kreis begrenzt. In der Nähe des Horizonts erscheint die Sonne wegen der atmosphärischen Refraktion etwas verbreitert und bekommt wegen der atmosphärischen Dispersion und der Rayleigh-Streuung des blauen Lichtanteils oben einen grünlichen und unten einen rötlichen Rand.
Wenn die Sonne beim Sonnenauf- oder -untergang so nahe am Horizont steht, dass sie angesehen werden kann, ohne die Augen zu schädigen, können größere Sonnenflecke auch ohne optische Hilfsmittel erkennbar sein, sofern es zu diesem Zeitpunkt welche gibt:

Die Sonne scheint für jemanden, der in erster Linie am Nachthimmel interessiert ist, nicht sonderlich interessant oder gar wichtig zu sein. Dennoch gibt es einige Dinge, die man als Himmelsbeobachter darüber wissen sollte.

Als Tagesgestirn sorgt die Sonne dafür, dass wir tagsüber keine anderen Objekte am Himmel zu sehen bekommen. Lediglich der Mond erscheint mitunter als fahles Objekt am blauen Tageshimmel und ganz selten kann man an sehr klaren Tagen auch den Planeten Venus als kaum wahrnehmbares Lichtpünktchen erspähen. Verantwortlich dafür ist eigentlich das Streulicht der Sonne in der Erdatmosphäre, das den blauen Himmelshintergrund erzeugt und alle übrigen Objekte, insbesondere die Sterne, überstrahlt.

Dabei ist die Sonne eigentlich selber ein Stern. Als Zentralstern unseres Planetensystems ist sie uns lediglich so nahe, dass wir sie am Himmel als Scheibe mit etwa 1/2° Durchmesser sehen und nicht als Pünktchen wie alle anderen Sterne. Aber gerade ihre Nähe ermöglicht es, an der Sonne Erscheinungen zu studieren, die bei anderen Sternen nur mit großem apparativen Aufwand oder gar nicht beobachtet werden können.

Das betrifft die Sonnenflecken, Sonnenfackeln und -flares, die Granulation der Sonnenoberfläche, die Sonnenkorona und schließlich das Spektrum des Sonnenlichts. Allerdings sind alle diese Erscheinungen fast ausnahmslos nur mit gewissen Hilfsmitteln zu sehen. Daher ist der Beobachtung der Sonne ein besonderes Kapitel in diesem Buch gewidmet.

An dieser Stelle ist es jedoch schon nötig, vor der Beobachtung der Sonne mit ungeschützten Augen zu warnen! Die große Helligkeit der Sonne führt ohnehin dazu, dass wir unwillkürlich die Augen schließen oder den Blick abwenden, wenn wir sie direkt anschauen. Andernfalls wären irreparable Schäden an der Netzhaut unserer Augen die Folge! Bei allen Methoden zur Beobachtung der Sonne geht es in erster Linie darum, das Sonnenlicht auf ein erträgliches Maß zu dämpfen. In der astronomischen Beobachtungspraxis gibt es eine ganze Reihe von Hilfsmitteln dafür. Diese reichen von Dämpfungsgläsern und -folien über spezielle Prismen bis hin zu Interferenzfiltern und Projektionsverfahren. Näheres dazu steht im Kapitel zur Sonnenbeobachtung. Nicht hinreichend sind auf jeden Fall normale Sonnenbrillen, rußgeschwärzte Glasscheiben oder ähnliches. Für die freiäugige Beobachtung genügen dagegen bereits sogenannte Finsternisbrillen. Das sind einfache, meist aus Pappe gefertigte Brillen, die mit einer Spezialfolie versehen sind. Bei der Sonnenbeobachtung mit Instrumenten gehört ein Filter dagegen stets vor das Instrument und nicht unmittelbar vor das Auge. Daher ist eine Finsternisbrille nicht dafür geeignet, wenn man sie trägt, zusätzlich durch ein Fernglas oder ein Fernrohr zu schauen. Okularsonnenfilter, die früher mit einfachen Fernrohren geliefert wurden und in das Okular einzuschrauben waren, sind ebenso ungeeignet. Wo sie noch existieren, sollten sie ohne Rücksicht entsorgt werden!

→ Siehe auch Wikipedia:  Sonne

Mond

Um Mitternacht fast im Zenit stehender Dezember-Vollmond.

Der Mond ist nach der Sonne das zweithellste Objekt am Himmel. Mit seiner veränderlichen Gestalt bietet er nicht nur dem Auge, sondern auch im Fernrohr von Tag zu Tag ein anderes Bild. Dabei stehen die Nachtstunden, zu denen man ihn beobachten kann, im unmittelbaren Zusammenhang mit seiner Gestalt. Denn nur der Vollmond hat gegen Mitternacht seinen Höchststand am Südhimmel. Er geht mit dem Sonnenuntergang auf und bei Sonnenaufgang wieder unter, weil er der Sonne am Himmel gegenüber steht. Deshalb wird er aus unserem Blickwinkel auch voll von ihr beleuchtet.

Der zunehmende Mond geht dagegen schon im Lauf des Nachmittags auf und steht anschließend nur noch in der ersten Nachthälfte am Himmel. Anders der abnehmende Mond: Er ist erst in den Stunden vor Sonnenaufgang sichtbar und geht dann im Lauf des Vormittags unter.

Es ist wohl allgemein bekannt, dass der Mond der Erde immer dieselbe Seite zukehrt und uns seine Rückseite stets verborgen bleibt. Die einzigen Menschen, die sie je zu Gesicht bekommen haben, sind die insgesamt 27 Astronauten der neun Apollo-Missionen, die sich zwischen 1968 und 1972 in der Mondumlaufbahn befanden. Ansonsten ist die Rückseite des Mondes nur durch Fotos bekannt.

Auf der sichtbaren Mondseite sieht man bereits mit bloßen Augen hellere und dunklere Gebiete. Bei den dunklen Gebieten handelt es sich um die sogenannten "Mondmeere". Dies sind jedoch keine Meere, denn auf dem Mond gibt es kein freies Wasser. Es handelt sich dagegen um riesige Ebenen, die vor Milliarden von Jahren mit - heute erkalteter - Lava überflutet wurden, als der Mond noch vulkanisch war. Die Bezeichnung "Mondmeere" ist lediglich historisch bedingt. Mit dem Fernglas und erst recht mit dem Fernrohr lassen sich außer den Mondmeeren unzählige kleinere und größere Krater ausmachen, und an vielen Stellen finden sich einzelne Berge, Bergketten und sogar ganze Gebirge.

Wer den Mond beobachten will, braucht dazu kein besonderes Fernrohr. Ein Fernglas oder ein einfaches Kaufhausteleskop reichen bereits aus, um erste Einzelheiten auf der Mondoberfläche beobachten zu können. Dabei empfiehlt es sich gar nicht einmal, den Vollmond zu nutzen, weil man erwartet, dass dann am meisten zu sehen sei. Im Gegenteil: Bei Vollmond erscheint die Mondoberfläche am kontrastärmsten und zeigt die wenigsten Feinheiten. Das liegt daran, dass auf dem Mond dann die Sonne am höchsten steht und damit die kürzesten Schatten wirft.

Dagegen herrscht in der Nähe der Hell-Dunkel-Grenze auf dem Mond gerade Sonnenauf- oder Untergang. Das sorgt für lange Schatten und für viele Kontraste. Die Hell-Dunkel Grenze heißt Terminator (lat.: Begrenzer). In den zwei Wochen zwischen Neu- und Vollmond wandert der Sonnenaufgangs-Terminator von rechts nach links über die Mondoberfläche. (Für Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde; auf der Sübhalbkugel von links nach rechts.) Anschließend dauert es erneut zwei Wochen, in denen der Untergangs-Terminator auf demselben Weg folgt, nur dass dabei das Licht aus der entgegengesetzten Richtung auf den Mond fällt.

Dabei liefern die Krater, Gebirge, Rillen und andere Formationen der Mondoberfläche ein äußerst wechselhaftes Schattenspiel. So gibt es nur jeweils wenige Tage, in denen ein bestimmtes Objekt auf dem Mond erfolgversprechend beobachtbar ist. Dafür gibt es aber in jeder Nacht in der Nähe des Terminators viele Objekte, an denen man im Verlauf weniger Stunden beobachten kann, wie dort die Sonne auf- oder untergeht. Besonders reizvoll ist es zuzuschauen, wie beispielsweise bei einem Krater erst nur der Kraterrand beleuchtet ist, dann die Spitze des Zentralbergs aus der Dunkelheit auftaucht und schließlich nach und nach der Kraterboden sichtbar wird.

Bei all den Details, die sich auf dem Mond mit Amateurmitteln beobachten lassen, darf man aber nicht vergessen, dass man Objekte sieht, die einige hunderttausend Kilometer entfernt sind. Die kleinsten erkennbaren Strukturen sind immer noch einige Kilometer groß. Wer erwartet, dort Spuren der Mondlandemissionen aus den 1970er-Jahren erspähen zu können, wird enttäuscht werden. Ein Teleskop, mit dem man etwa die Reste einer Apollo-Landestufe oder ein zurückgelassenes Mondauto auch nur punktförmig sehen wollte, müsste dazu einen Durchmesser von der Größe eines Fußballplatzes haben! Ein solches Teleskop gibt es bis heute nirgendwo auf der Erde.

Der Mond ist für uns das nächste Himmelsobjekt. Bei seiner monatlichen Bewegung um die Erde bedeckt er stets etliche Sterne. Seltener auch einen Planeten oder gar die Sonne. Bedeckungen von helleren Sternen oder von Planeten geschehen relativ häufig und sind dankbare Beobachtungsereignisse. Das gleiche gilt natürlich, wenn der Mond vor die Sonne tritt. Dies ist im Abschnitt "Finsternisse" besonders behandelt.

→ Siehe auch Wikipedia:  Mond

Sterne

Wenn von Sternen die Rede ist, sind in der Astronomie ausschließlich Fixsterne gemeint, in Abgrenzung zu beispielsweise den Planeten. Der Begriff "Fix"sterne bezieht sich darauf, dass sie uns am Himmelszelt fixiert, also befestigt, erscheinen. Auch wenn sich das gesamte Himmelszelt infolge der Erddrehung über uns zu drehen scheint, verändert sich dabei die Stellung der Fixsterne zueinander nicht. Daher nehmen wir dort unveränderliche Figuren als Sternbilder wahr.

Planeten sind auf den ersten Blick mit Sternen zu verwechseln. Die meisten Planeten werden auch von unkundigen Beobachtern für helle Sterne gehalten. Sie bewegen sich jedoch im Lauf von Wochen und Monaten deutlich wahrnehmbar vor dem Hintergrund der fest angeordneten Sterne. Was sie darüber hinaus von den Fixsternen unterscheidet, ist weiter unten im Abschnitt Planeten beschrieben.

Wer unter einem wirklich dunklen, sternklaren Himmel steht, hat das Gefühl, von Millionen von Sternen umgeben zu sein. Dabei sind es in Wirklichkeit nur einige tausend. Am gesamten Himmelszelt gibt es nur etwa 8 000 Sterne, die wir mit bloßen Augen sehen können. Und davon befindet sich auch noch stets die Hälfte unter dem Horizont.

→ Siehe auch Wikipedia:  Liste der mit bloßem Auge sichtbaren Sterne

Sternfarben

Das Sternbild Orion mit dem Roten Riesen Beteigeuze (oben links) und dem hellen Stern Rigel (unten in der Mitte).

Auf den ersten Blick sehen alle Sterne - abgesehen von ihrer unterschiedlichen Helligkeit - gleich aus. Erst bei näherem Hinsehen kann man feststellen, dass es bei ihnen deutliche Farbunterschiede gibt. So gibt es Sterne, die auffällig rötlich leuchten und andere, die eher bläulich-weiß erscheinen.

Deutlich wird dies beim freiäugigen Beobachten vor allem, wenn man annähernd gleichhelle Sterne, die einen Farbunterschied besitzen, abwechselnd betrachtet. Dankbare Kandidaten hierfür sind die Sterne Beteigeuze und Rigel, die linke Schulter und das rechte Knie des Himmelsjägers Orion. Wenn man einen von ihnen für mindestens 15 Sekunden fixiert und dann mit dem Blick auf den anderen wechselt, springt einem der Farbunterschied im Wortsinn ins Auge.

Beim teleskopischen Beobachten fällt es leichter, Farbunterschiede wahrzunehmen, weil das Fernrohr durch seine lichtsammelnde Wirkung die Helligkeit so verstärkt, dass die Farben leichter wahrnehmbar sind. Man hat oft gleichzeitig Sterne unterschiedlicher Farbe im Blickfeld des Teleskops, besonders bei Sternhaufen oder Doppelsternen. Ein auffälliges Beispiel ist der Stern Albireo, der Kopfstern des Sternbildes Schwan. Er entpuppt sich im Fernrohr als Doppelstern, bei dem eine Komponente orange, die andere blau leuchtet.

Die Farben der Sterne sind nicht nur für den Beobachter eine Augenweide. Sie geben uns auch Auskunft über ihre physikalischen Eigenschaften. Noch vor 150 Jahren war es nicht bekannt, was die Sterne eigentlich zum Leuchten bringt und welche Prozesse auf ihnen ablaufen. Erst die Entwicklung der Spektralanalyse führte hier zu einem Durchbruch: Durch die Untersuchung des Lichtspektrums lässt sich feststellen, welche chemischen Elemente in welcher Zusammensetzung in der leuchtenden Hülle (der Photosphäre) eines Sterns vorhanden sind und welche Temperatur diese hat.

Dies ist eine der Grundlagen der Stellarphysik. Zusammen mit den Entdeckungen der im 20. Jahrhundert entwickelten Kernphysik formte sich daraus ein detailliertes Bild der physikalischen Vorgänge in den Sternen. Heute wissen wir, dass die Sterne ihre Energie aus Kernverschmelzungen beziehen und welche unterschiedlichen Typen von Sternen es dabei gibt. Wir wissen, wie Sterne entstehen, wie lange sie leben, und können beschreiben, wie sie sterben.

Die Farben der Sterne sind der grundlegende Schlüssel für dieses Wissen. Und sie sind auch für den Amateur wahrnehmbar.

→ Siehe auch Wikipedia:  Spektralklasse

Entfernungen

Unwillkürlich ordnen wir die Sterne zu Figuren, in denen wir Sternbilder erkennen. Dabei nehmen wir den Himmel über uns meist als eine Halbkugel wahr, an der sich die Sterne befinden. Tatsächlich schauen wir aber in einen Raum, in welchem die Sterne unterschiedlich weit von uns entfernt sind. Wie groß diese Entfernungen sind, war lange Zeit unbekannt. Erst vor weniger als 200 Jahren gelang es erstmals, Sternentfernungen zu messen. Und heute wissen wir, dass sich die mit freien Augen sichtbaren Sterne in Entfernungen von etwa 10 bis zu wenigen tausend Lichtjahren befinden.

Ein Lichtjahr ist die Entfernung, die das Licht in einem Jahr zurücklegt. Das ist die riesige Strecke von etwa 9,6 Billionen Kilometern. Ein Lichtjahr ist also kein Zeitmaß, sondern eine Entfernung. Wenn ein Stern 2 000 Lichtjahre von uns entfernt ist, hat sein Licht 2 000 Jahre gebraucht, um uns zu erreichen. Wir sehen einen solchen Stern also in einem Zustand, den er zu Beginn unserer Zeitrechnung hatte. Wie er heute aussieht, kann man erst in 2 000 Jahren sehen, wenn das Licht hier ankommt, das er heute aussendet.

Mitunter glauben Laien, dass es deswegen viele der Sterne, die wir am Himmel sehen, vielleicht schon gar nicht mehr gibt. Sie vermuten, dass sie längst erloschen sind, während ihr Licht zu uns unterwegs war. Diese Annahme ist aber nicht zutreffend. Denn die Zeit von höchstens einigen tausend Jahren, die das Licht der Sterne zu uns braucht, ist zwar nach menschlichen Maßstäben sehr lang, aber im Leben eines Sterns sehr kurz. Sterne haben eine Lebensdauer von wenigen Millionen bis zu etlichen Milliarden Jahren. Daher sind - wenn überhaupt - nur sehr wenige Sterne in der "kurzen" Zeitspanne vergangen, die ihr Licht zu uns unterwegs war.

(Anders verhält es sich mit Objekten, die weiter von uns entfernt sind: Galaxien sind nicht tausende, sondern in vielen Fällen Milliarden von Lichtjahren entfernt. Sie sehen wir in einem Zustand, der sich bis heute wesentlich verändert hat. Aber darüber wird an anderer Stelle zu reden sein.)

Helligkeiten

Beispiel einer Sternschnuppe mit einer Spurlänge von zwei Bogengrad vom Sternbild Stier (Taurus, rechts oben) durch das Sternbild Eridanus (Mitte) bis in das Sternbild Orion (links) im Vergleich zu benachbarten Sternen vierter bis neunter Größenklasse im Vergleich.
Die folgenden Sterne sind mit ihrer scheinbaren Helligkeit gekennzeichnet:
4^m = μ Eridani (mit farbiger Szintillation)
5^m = c Eridani
6^m = HIP 21718 Eridani
7^m = HS Eridani
8^m = HIP 22270 Orionis
9^m = HIP 22316 Orionis.

Der unterschiedliche Abstand der Sterne gibt Anlass zu der Vermutung, dass sich die helleren Sterne in unserer Nähe befinden, während die lichtschwächeren weiter entfernt sind. Das ist nur sehr eingeschränkt richtig. Denn die Leuchtkraft der Sterne unterscheidet sich um viele Größenordnungen. So gibt es sehr leuchtkräftige Sterne, die uns trotzdem lichtschwach erscheinen, weil sie weit entfernt sind. Und umgekehrt gibt es Sterne, die sehr nahe bei uns sind, aber für uns trotzdem nur nur schwach leuchten, weil sie keine große Leuchtkraft haben.

Man muss daher bei Sternen zwischen der Helligkeit unterscheiden, die wir aufgrund der Entfernung wahrnehmen, und der Leuchtkraft, die sie tatsächlich besitzen. In diesem Zusammenhang spricht man von der scheinbaren Helligkeit und der absoluten Helligkeit. Hier soll im Weiteren zunächst einmal nur von der scheinbaren Helligkeit die Rede sein.

Seit dem Altertum werden die Sterne in Magnituden, besser Helligkeitsklassen eingeteilt. Die hellsten Sterne bezeichnet man als "Sterne erster Größe", die lichtschwächsten, für das freie Auge gerade noch erkennbaren Sterne als "Sterne sechster Größe". Andere Sterne werden dazwischen nach ihrer scheinbaren Helligkeit eingeordnet. Der Begriff "Größe", der hier verwendet wird, ist in diesem Zusammenhang irreführend. Es handelt sich dabei um die Übersetzung der lateinischen Bezeichnung magnitudo für die Helligkeitsklasse. Dabei hat die Helligkeitsklasse nichts mit der physischen Größe (dem Durchmesser) eines Sterns zu tun, nicht einmal mit seiner absoluten Leuchtkraft. Sie beschreibt nach dem Gesagten lediglich seine scheinbare Helligkeit.

Diese Helligkeitsskala hat inzwischen Erweiterungen nach oben und unten erfahren. Einige wenige Sterne und insbesondere die hellen Planeten stechen mit ihrer scheinbaren Helligkeit Sterne erster Größe aus. Daher ist die Skala über die die nullte Größe bis zu negativen Werten erweitert worden. Mit Teleskopen sieht man außerdem auch Sterne, die mit bloßen Augen nicht wahrnehmbar sind. Das erfordert eine Ergänzung um Größenklassen jenseits der sechsten. Mit Amateurteleskopen ist heute die 15. Größe durchaus erreichbar; mit Großteleskopen geht es auch über die 20. Größe hinaus.

Im Altertum musste man die scheinbare Helligkeit eines Gestirns schätzen. In der Neuzeit wurden dafür immer bessere Messverfahren entwickelt. Diese ermöglichen auch eine exaktere Bestimmung der Helligkeit, die eine feinere Abstufung ermöglicht. Daher werden scheinbare Helligkeiten auch in Zehntel- oder gar Hundertstelstufen angegeben. So bezeichnet die Angabe -1,46 mag die scheinbare Helligkeit des hellsten Fixsterns Sirius, wobei die Einheit mag (oder ein hochgestelltes m) für Magnitude steht.

→ Siehe auch Wikipedia:  Scheinbare Helligkeit

Veränderliche Sterne

Es gibt Sterne, deren Helligkeit nicht unveränderlich ist. Bei vielen Sternen ändert sie sich regelmäßig oder auch unregelmäßig, wobei sowohl die Periodendauer als auch die Helligkeitsschwankung in einem großen Bereich variieren kann. Verantwortlich dafür sind eine Vielzahl von Ursachen.

Bei einigen wenigen Sternen ist dies für den aufmerksamen Beobachter schon mit bloßen Augen wahrnehmbar, bei anderen lässt es sich nur durch Messungen feststellen.

Prominente Vertreter für die erste Kategorie sind z. B. die Sterne Algol im Sternbild Perseus oder Mira im Sternbild Walfisch. Algol vermindert seine scheinbare Helligkeit alle 69 Stunden für etwa zwei Stunden um rund zwei Magnituden. Das ist durch Vergleich mit den Nachbarsternen sehr deutlich zu sehen. Mira hat eine Periode von 11 Monaten. Sie ist im Maximum ein deutlich sichtbarer Stern von 2 mag, im Minimum aber nur ein 9 mag-Stern, der dann nur mit dem Teleskop zu erspähen ist.

Die Vielzahl der Erscheinungen, die bei veränderlichen Sternen auftreten, machen diese zu einem umfangreichen Forschungsgebiet der Fachastronomie, aber auch zu einem reizvollen Beobachtungsgebiet für den Amateur.

→ Siehe auch Wikipedia:  Veränderlicher Stern

Doppelsterne

Eine weitere Eigenschaft von Sternen, die sich mit bloßen Augen meist nicht erkennen lässt, besteht darin, dass viele von ihnen Doppel- oder gar Mehrfachsternsysteme bilden. Im Teleskop werden viele der Sternpünktchen, die wir am Himmel sehen, zu Doppelpunkten. Nur wenige von ihnen können auch ohne Instrument getrennt werden.

Das bekannteste Beispiel dürfte das Sternenpaar Mizar/Alkor sein. Mizar ist der mittlere Deichselstern im Großen Wagen und Alkor ist das sogenannte "Reiterlein", das Sternchen, das dicht darüber steht. Diese beiden Sterne gelten als Augenprüfer: Es heißt, wer sie getrennt sehen kann, habe gute Augen. Tatsächlich beträgt der Abstand von Mizar und Alkor etwa einen Drittel Monddurchmesser, und da gilt eher das Gegenteil: Wer normalsichtig ist, kann die Sterne auf jeden Fall trennen. Aber wer es nicht kann, der sollte seine Augen einmal untersuchen lassen.

Viele Doppelsterne sind deshalb interessant zu beobachten, weil sie sich gegenseitig umkreisen. Genauer gesagt: Es kreisen beide Sterne um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Die Umlaufzeit kann dabei zwischen wenigen Jahren und vielen hundert Jahren liegen. Bei Doppelsternen mit kürzeren Umlaufzeiten ist es eine reizvolle Aufgabe für Amateure, über die Jahre einen vollständigen Umlauf zu beobachten und zu dokumentieren.

Wenn sich Sterne umkreisen, ist damit auch klar, dass beide Komponenten eines Paares gleich weit von uns entfernt sind. Man spricht dann von "physischen Doppelsternen". Es gibt aber auch Doppelsterne, die nur zufällig dicht nebeneinander am Himmel stehen, aber in Wirklichkeit ganz unterschiedlich weit entfernt von uns sind. Solche Paare nennt man "optische Doppelsterne". Bei ihnen lassen sich natürlich auch keine gegenseitigen Umläufe beobachten.

In astronomischen Handbüchern ist der Abstand von Doppelsternsystemen in Bogensekunden aufgeführt. Ob sich ein bestimmter Doppelstern mit dem Fernrohr trennen lässt, hängt vom Auflösungsvermögen des Fernrohrs ab. Hier gilt: Das Auflösungsvermögen steigt mit dem Durchmesser (der "Öffnung") des Rohres. Aber auch für kleine Amateurfernrohre sind schon etliche Mehrfachsysteme auflösbar.

Ein schönes Beispiel dafür bietet der Stern Epsilon im Sternbild Leier: Der Abstand beträgt 208", etwa einen Zehntel Monddurchmesser. Er kann nur von wenigen Menschen problemlos mit bloßen Augen getrennt werden. Damit ist er eher als das Mizar/Alkor-Paar (710") als Augenprüfer geeignet. Schon im Fernglas sieht man aber zweifelsfrei beide Komponenten. Die Überraschung kommt, wenn man ein Fernrohr mit mindestens 60 mm (besser: Mehr als 100 mm) Öffnung verwendet: Jede der beiden Komponenten stellt ihrerseits einen engen Doppelstern dar. Dieses Mehrfachsystem ist daher als "der Vierfachstern in der Leier" bekannt, obwohl es in Wirklichkeit mindesten fünf, vielleicht sogar bis zu zehn Komponenten besitzt.

→ Siehe auch Wikipedia:  Doppelstern

Planeten

Planeten des Sonnensystems im Größenvergleich zur Sonne im Hintergrund.

Weiter oben wurde bereits darauf hingewiesen, dass Planeten auf den ersten Blick wie helle Sterne erscheinen, dass sie aber anders als die Fixsterne zwischen diesen umherwandern. Es gibt noch einen weiteren Unterschied, der nur bei genauem Hinschauen auffällt.

Weil die Sterne so weit von uns entfernt sind, nehmen wir sie am Himmel nur als Pünktchen wahr. Auch im Fernrohr bleiben Sterne stets punktförmig. Nur mit besonderen Mitteln können Fachastronomen den scheinbaren Durchmesser von Sternen messen oder gar Einzelheiten auf der Oberfläche detektieren. Planeten zeigen dagegen schon im Feldstecher deutlich, dass sie flächige Objekte sind. Man erkennt ein rundes Scheibchen und in vielen Fällen auch Einzelheiten auf ihrer Oberfläche.

Dieser Unterschied wirkt sich auch bei der freiäugigen Beobachtung aus: Die atmosphärische Luft ist stets in Bewegung. Warme Luft ist weniger dicht als kalte. Sie hat einen anderen Brechungsindex für das Licht und sie steigt nach oben. Beides zusammen sorgt dafür, dass im Sommer die Luft über dem warmen Boden für wabernde oder flirrende Bilder sorgt. Aus dem gleichen Grund scheinen die Sterne am Nachthimel zu blinken und sogar farbig zu funkeln. Tatsächlich leuchten sie aber ruhig und konstant wie die Sonne.

Obwohl die Sonne auch ein Stern ist, sehen wir sie nicht funkeln, denn sie ist ein flächiges Himmelsobjekt. Bei den punktförmigen Sternen nehmen wir dagegen jede Störung des einen Lichtstrahls, der in unser Auge fällt, als Blinken oder Funkeln wahr. Bei flächigen Objekten fällt uns dies nicht auf.

Ebenso ist es bei den flächigen Planeten. Sie leuchten wesentlich ruhiger als vergleichbar helle Sterne. Bei ruhiger Luft sieht man bei hoch am Himmel stehenden Planeten weder ein farbiges Funkeln noch ein Blinken. Nur in Horizontnähe versagt dieses Kriterium, einen Planeten zu erkennen. Denn dann geht unser Blick wesentlich weiter durch bodennahe Atmosphärenschichten und das führt dann dazu, dass auch Planeten tanzen und zittern.

Die fünf großen Planeten sind mindestens seit dem Altertum bekannt und wurden schon im babylonischen Kulturkreis und dann in der griechisch-römischen Antike mit Gottheiten identifiziert. Wir bezeichnen sie bis heute mit ihren römischen Namen: Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn. Ihre scheinbare Helligkeit variiert zum Teil in Abhängigkeit von ihrem Abstand von uns. Aber grundsätzlich sind sie mindestens so hell wie Sterne erster Größe.

Zwei weitere Planeten sind so lichtschwach, dass sie den frühen Beobachtern noch unbekannt waren: Uranus ist mit 6 mag gerade so hell wie die schwächsten Sterne, die wir mit bloßen Augen sehen können. Er wurde erst in der Neuzeit, nämlich 1791 entdeckt. 55 Jahre später, im Jahre 1846, wurde mit Neptun ein weiterer Planet entdeckt. Er ist mit 8,4 mag noch wesentlich lichtschwächer. Beide sind damit der Fernrohrbeobachtung vorbehalten.

Mit den fünf antiken, den zwei neuzeitlichen Planeten und der Erde sind es insgesamt acht Planeten, die unsere Sonne umkreisen. Bis 2005 galt der erst 1931 entdeckte Pluto als neunter Planet. Seit klar geworden ist, dass Pluto sich in vielem von den übrigen acht Planeten unterscheidet und dass es außerdem etliche weitere Himmelskörper gibt, die Pluto ähneln, hat man für diese die eigene Objektklasse der Zwergplaneten geschaffen und spricht nur noch von acht Planeten unseres Sonnensystems.

Die gleiche Situation war schon einmal im 19. Jahrhundert entstanden. Damals wurden etliche Kleinkörper unseres Sonnensystems entdeckt, welche die Sonne zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter umkreisen. Sie wurden zunächst auch zu den Planeten gezählt, bis es so viele wurden, dass man ihnen eine eigene Klasse von Himmelsobjekten widmete. Sie werden heute als Asteroiden ("Sternähnliche"), oder besser Planetoiden ("Planetenähnliche") bezeichnet.

Für jeden Planeten gibt es besondere Bedingungen, wann und unter welchen Bedingungen er am besten zu beobachten ist. Die Details dazu würden den Rahmen dieser Einführung sprengen und daher ist ihnen ein eigenes Kapitel gewidmet.

→ Siehe auch Wikipedia:  Planet

Milchstraße

Fotomosaik des gesamten Milchstraßenbandes.

Statistiker haben herausgefunden, dass nur 3 % der Menschen in Deutschland schon einmal die Milchstraße gesehen haben. Viele glauben sogar, man könne sie gar nicht sehen.

Und doch: In Gegenden, die weit genug entfernt von nächtlicher Beleuchtung sind, kann die Milchstraße in klaren Nächten ohne weiteres mit dem bloßen Auge beobachtet werden. Wenn die Augen nach ein paar Minuten in an die Dunkelheit angepasst sind, erkennt man deutlich einen helleren Streifen, der sich quer über den Himmel erstreckt. Dabei sehen wir stets nur einen Teil der Milchstraße, denn was wir da als Bogen am Himmel über uns sehen, schließt sich unter dem Horizont zu einem Ring.

Wenn man das Fernrohr auf diesen milchig leuchtenden Streifen richtet, löst er sich in eine Unmenge von schwachen Sternen auf. Die Milchstraße ist das, was wir von unserer Heimatgalaxie zu sehen bekommen. Sie besteht aus ein- bis zweihundert Milliarden Sternen, die im Weltall eine diskusförmige, flache Scheibe bilden. Unsere Sonne ist einer dieser Sterne, und daher sehen wir diese Scheibe von innen: als einen Ring, der uns umgibt.

Die Sterne, die wir außer der Milchstraße am Himmel sehen, befinden sich wie unsere Sonne in der Milchstraße. Es handelt sich dabei um diejenigen Milchstraßensterne, die nahe genug sind, dass wir sie als Einzelsterne erkennen können. Sie sind höchstens wenige tausend Lichtjahre von uns entfernt. Die Milchstraßenscheibe hat im Weltall aber einen Durchmesser von rund 50 000 Lichtjahren. Wir befinden uns mit der Sonne etwa auf halbem Wege zwischen dem Zentrum und dem Rand der Scheibe. So können wir nur unsere nähere Umgebung im Detail sehen und die große Anzahl der übrigen Sterne bildet jenes leuchtende Band, das wir Milchstraße nennen.

→ Siehe auch Wikipedia:  Milchstraße

Deep Sky

"Deep Sky" ist der Fachbegriff für alles, was sich in der Tiefe des Weltraums jenseits unseres Sonnensystems befindet. Im engeren Sinne bezeichnet man damit alles, was sich dort findet, außer den Sternen selbst.

Da liegt die Frage nahe, was denn außer Sternen und gegebenenfalls ihren Planeten dort draußen noch sein solle. Denn mit dem bloßen Auge sieht man (fast) nichts davon. Aber da gibt es einiges, und das soll in diesem Abschnitt kurz skizziert werden.

→ Siehe auch Wikipedia:  Deep Sky

Offene Sternhaufen

Rechts unten im Bild ist der ein paar Millionen Jahre alte Sternhaufen Hodge 301 zu sehen. Er erhellt Teile des Tarantelnebels der Großen Magellanschen Wolke.

Zunächst einmal sind Sterne gesellig. Weiter vorne war schon von Doppel- und Mehrfachsternsystemen die Rede. Aber das ist bei weitem nicht alles. Wer den Himmel mit dem Feldsteher absucht, findet an vielen Stellen auffällige Ansammlungen von Sternen. Dabei handelt es sich meist um offene Sternhaufen. Das sind Gruppen von einigen zehn bis wenigen hundert Sternen. Recht bekannt ist der Sternhaufen der Plejaden im Sternbild Stier. Er hat etwa die Größe des Vollmondes und bietet schon dem bloßen Auge sechs bis neun Sterne dar. Im Fernglas oder im kleinen Fernrohr zählt man ohne weiteres vierzig Sterne.

Andere offene Sternhaufen erscheinen freiäugig häufig nur als neblige Flecken und lösen sich erst im Instrument in Einzelsterne auf. Allen gemeinsam ist, dass sie ideale Objekte für das Fernglas oder ein schwach vergrößerndes Fernrohr sind und dort dann ein wunderschönes sternenübersätes Bild bieten.

Die Sterne eines offenen Sternhaufens sind üblicherweise etwa gleichalt. Denn offene Sternhaufen zeigen uns das Ergebnis einer nach kosmischen Maßstäben noch nicht lange zurückliegenden Sternengeburt. Denn Sterne entstehen in sogenannten Sternentstehungsgebieten als Mehrlingsgeburten und vereinzeln sich im Weltall erst, wenn sie den Kinderschuhen entwachsen sind.

Das macht offene Sternhaufen zu dankbaren Forschungsobjekten der Fachastronomie, weil sich dort viele Sterne finden, die eine gleichartige Lebensgeschichte haben.

→ Siehe auch Wikipedia:  Offener Sternhaufen

Kugelsternhaufen

Messier 13 im Sternbild Herkules ist der hellste Kugelsternhaufen des Nordhimmels, leicht auffindbar und in klaren, dunklen Nächten schon mit bloßem Auge zu sehen.

Wenn sie auch schwieriger auszumachen sind, ist bei den Kugelsternhaufen die Geselligkeit der Sterne noch deutlicher. Nur ganz wenige von ihnen sind für das bloße Auge sichtbar. Auf der Südhalbkugel der Erde bietet sich dafür Omega Centauri an, der den Eindruck eines nebligen Sterns vierter Größe macht. Auf der Nordhalbkugel baucht man schon einen ausgesprochen dunklen Himmel und wirklich gute Augen, um im Sternbild Herkules ein winziges nebliges Fleckchen auszumachen, das sich im größeren Fernrohr als eine kugelförmige Ansammlung von sehr vielen Sternen entpuppt.

Kugelsternhaufen enthalten wesentlich mehr Sterne als offene Sternhaufen, nämlich hunderttausende. Vor allem im Randbereich lassen sich einzelne Sterne unterscheiden, im Zentrum meint man meist einen Brei dicht gepackter Sterne zu sehen. Dennoch sind die Sterne in solchen Haufen nicht dicht gepackt; sie bewegen sich dort frei und haben im Inneren einen mittleren Abstand von einigen Lichtjahren.

Es gibt einige hundert Kugelsternhaufen, welche ihrerseits in einer kugelförmigen Anordnung unsere scheibenförmige Milchstraße umgeben. Man spricht dabei vom sogenannten "Halo" der Milchstraße. Kugelsternhaufen gelten als Überbleibsel der Entstehung unserer Milchstraße. In den letzten Jahren wird von der Fachastronomie diskutiert, ob sie nicht auch Reste von Zwerggalaxien sein können, die von der Milchstraße absorbiert wurden.

→ Siehe auch Wikipedia:  Kugelsternhaufen

Galaxien

Die Andromedagalaxie ist die der Milchstraße am nächsten gelegene Spiralgalaxie.

Die mit Abstand größten Ansammlungen von Sternen bilden die Galaxien. Sie enthalten zwischen zehn und zweihundert Milliarden Sterne und können sehr unterschiedliche Gestalt haben. Am bekanntesten ist die Spiralform, aber es gibt auch Galaxien, die strukturlose Kugeln oder Ellipsoide zu sein scheinen oder gänzlich irreguläre Formen haben. Das Weltall enthält in allen Entfernungen von uns Milliarden von Galaxien. Sie sind in großen Entfernungen wegen ihrer Größe und Leuchtkraft fast das einzige, was dort der Astronomie zugänglich ist. Daher sind Galaxien der Inbegriff der Deep-Sky-Astronomie.

Das ist selbstverständlich auch eine Herausforderung für Amateure. Aber nur wenige Galaxien sind dem bloßen Auge zugänglich. Natürlich einerseits die Milchstraße, die uns als leuchtendes Band am Nachthimmel umgibt, weil wir sie von innen sehen. Dann die beiden Magellanschen Wolken, die man nur auf der Südhalbkugel der Erde zu sehen bekommt. Es handelt sich um zwei Zwerggalaxien, die Begleitgalaxien der Milchstraße sind, gewissermaßen Monde der Milchstraße. Und schließlich die den meisten Menschen nur vom Namen her bekannte Andromedagalaxie.

Sie befindet sich, wie der Name sagt, im Sternbild Andromeda und ist an dunklen Standorten in mondlosen Nächten problemlos am Herbsthimmel auszumachen. Man sieht dann einen länglichen nebligen Fleck von etwas mehr als Vollmondgröße, der in Wirklichkeit aus etwa 200 Milliarden Sternen besteht. Sie sind wegen ihrer großen Entfernung von über zwei Millionen Lichtjahren nur als Nebelfleck erkennbar. Dennoch lohnt es sich, danach Ausschau zu halten. denn die Andromedagalaxie ist das am weitesten entfernte Objekt im Universum, das mit bloßen Augen sichtbar ist!

Auch im Amateurfernrohr gelingt es nicht, die Andromedagalaxie in Einzelsterne aufzulösen. Wohl aber lässt sich je nach Größe des Fernrohrs die Spiralgestalt erahnen oder erkennen. Auch im kleinen Fernrohr erkennt man schon die beiden winzigen nebligen Flecken an den Seiten der Andromedagalaxie. Bei ihnen handelt es sich um Begleitgalaxien, ähnlich wie bei den Magellanschen Wolken und der Milchstraße.

Alle übrigen Galaxien bleiben der Fernrohrbeobachtung vorbehalten. Bis zu einer Entfernung von etwa 70 Millionen Lichtjahren sind sie schon schon kleinen Fernrohren zugänglich. Mit größeren Amateurfernrohren lassen sich aber auch Entfernungen von mehreren hundert Millionen Lichtjahren überbrücken.

→ Siehe auch Wikipedia:  Galaxie

Gasnebel

Der mit dem Hubble Weltraumteleskop aufgenommene Adlernebel.

Auch wenn im Weltall nach allgemeiner Volksmeinung zwischen den Himmelsobjekten ein Vakuum herrscht, ist das "leere" Weltall in Wirklichkeit voller Gas. Dabei handelt es sich vorwiegend um Wasserstoffatome. Allerdings ist dieses Gas dünner als jedes auf der Erde technisch erreichbare Vakuum: Man geht davon aus, dass sich im Mittel gerade einmal ein Wasserstoffatom im Kubikmeter findet. Allerdings gibt es auch Bereiche, in welchen das Gas wesentlich dichter ist. Dort kann die Dichte auch ein Atom je Kubikzentimeter betragen.

Solche Bereiche bezeichnet man als Gasnebel, denn sie sind unter bestimmten Bedingungen als neblige Objekte sichtbar.

Das Licht von Sternen, die sich innerhalb solcher Wasserstoffwolken oder in der Nähe davon befinden, kann den Wasserstoff zum Leuchten anregen. Auf lang belichteten Fotografien erscheinen die Wolken dann blau. Solche Gasnebel heißen Reflexionsnebel.

Große Wasserstoffwolken können sich durch ihre Schwerkraft zusammenziehen und werden dabei wärmer. Der Wasserstoff sendet dann Licht aus, ohne dass er von außen dazu angeregt werden muss, und ist auf Fotos als roter Emissionsnebel erkennbar.

Oft treten Reflexions- und Emissionsnebel als unterschiedliche Teile großer Gaswolken auf, so z. B. beim Trifidnebel im Sternbild Schütze.

In großen Reflexionsnebeln kann sich der Wasserstoff sogar so weit zusammenziehen, dass der Druck und die Temperatur des Wasserstoffs enorm große Werte erreichen und dass sich daraus neue Sterne bilden. Solche Sternentstehungsgebiete lassen sich überall im Weltall beobachten. Das von uns aus nächstgelegene findet sich in 1 700 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Orion. Es ist der Kernbereich im "Großen Orionnebel", dem Schwert des Himmelsjägers Orion.

Dort sieht man schon mit bloßen Augen einige Sterne, die den Eindruck machen, dass man sie nicht richtig scharf sehen kann. Im Fernglas zeigt sich, dass es sich tatsächlich um ein nebliges Objekt handelt. Im Fernrohr kann man dann die ganze Schönheit dieses Sternentstehungsgebiets bewundern. Und in Fernrohren ab etwa 10 cm Öffnung kann man auch die hellsten der rund 2 000 Sterne erkennen, die dort schon entstanden sind.

Der Orionnebel ist wie manche andere Sternen-Geburtsstätte, die uns einen direkten Einblick gewährt, ein Bestandteil der Milchstraße. Aber auch in vielen anderen Galaxien finden sich Sternentstehungsgebiete. So kann man in den Spiralarmen der Dreiecksgalaxie etliche auffällige helle Verdickungen ausmachen, die sich auf Fotos als rote Sternentstehungsgebiete offenbaren.

→ Siehe auch Wikipedia:  Gasnebel

Dunkelwolken

Die Dunkelwolke vom Pferdekopfnebel.

Neben Wasserstoff und anderen Gasen gibt es auch Festkörperwolken in Form von Staub im Weltall. Auch wenn solche Staubwolken ähnlich dünn sind wie die Gasnebel, können sie doch aufgrund ihrer riesigen Ausdehnung viel Licht schlucken. Das führt dazu, dass man am Himmel viele auffällig dunkle Bereiche findet.

Am bekanntesten ist die Teilung des Milchstraßenbandes am Sommerhimmel. Im Sternbild Schwan scheint sich das Band der Milchstraße in zwei Arme aufzuspalten, die sich im Schützen wieder vereinigen. Dieser Eindruck entsteht durch ein Staubband, das dort einen Teil der Milchstraße unsichtbar macht. Diese Dunkelwolke ist ebenso mit dem unbewaffneten Auge zu sehen wie der sogenannte "Kohlensack". Das ist eine kleine Dunkelwolke, die einen Teil der Milchstraße am Himmel der Südhalbkugel geradezu schwarz erscheinen lässt.

Weitere Dunkelwolken lassen sich mit dem Fernrohr finden. Im Großen Orionnebel reicht ein dunkler Bereich bis dicht ans Zentrum. Der große Emissionsnebel in der Nähe des Sterns Deneb im Schwan bekommt seine charakteristische Form durch vorgelagerte Dunkelwolken. So erkennen wir dort zwei getrennte Nebel, die nach ihrer Gestalt Nordamerikanebel und Pelikannebel genannt werden.

→ Siehe auch Wikipedia:  Dunkelwolke

Planetarische Nebel

Der Südliche Ringnebel (NGC 3132).

Am Himmel können wir nicht nur die Geburt von Sternen beobachten, sondern auch ihrem Ende zusehen. Eine besondere Klasse von Objekten stellen dabei Planetarische Nebel dar. Der Name rührt daher, dass manche dieser Objekte im Fernrohr auf den ersten Blick den Eindruck eines unscharf eingestellten Planeten machen. Allerdings haben sie mit Planeten nichts gemeinsam, außer dass es sich um flächige Objekte handelt.

Bei kleineren Sternen beginnt das Ende damit, dass sie einen Teil ihrer äußeren Gasschichten in das Weltall abstoßen. Dieses Gas bildet eine riesengroße Wolke um den Stern herum und wird vom Licht des Sterns zum Leuchten angeregt. Es handelt sich allerdings nur um eine vorübergehende Erscheinung, die einige zehntausend Jahre in der Entwicklung des Sterns dauert.

Dennoch lässt sich diese Erscheinung bei etlichen Sternen beobachten. Allerdings gibt es keinen Planetarischen Nebel, der mit bloßen Augen sichtbar wäre; es handelt sich bei ihnen ausnahmslos um Fernrohrobjekte. Das bekannteste davon ist wohl der Ringnebel im Sternbild Leier, das hellste ist der Hantelnebel im Sternbild Fuchs (eigentlich: "Das Füchschen mit der Gans"), der unter günstigen Bedingungen wegen seiner Helligkeit und Größe auch mit dem Feldstecher sichtbar ist.

→ Siehe auch Wikipedia:  Planetarischer Nebel

Supernovae

Überrest der Supernova aus dem Jahr 1054 im Sternbild Krebs (Cancer). Die Falschfarben entsprechen verschiedenen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums von Infrarot bis zur Röntgenstrahlung.

Bekannter und spektakulärer als kleine Sterne sterben große, weil sie am Ende ihres Lebens in einer finalen Explosion den Großteil ihrer Materie in das Weltall blasen. Eine solche Explosion eines Sterns nennt man Supernova (Plural: Supernovae). In einer Supernova-Explosion kann ein explodierender Stern für wenige Wochen so hell leuchten wie die ganze Galaxie, der er entstammt. Danach nimmt seine Helligkeit schnell ab.

"Nova" bedeutet "Neuer (Stern)", obwohl es sich ja gar nicht um einen solchen handelt. Wegen der enormen Helligkeit des Ausbruchs entsteht aber der Eindruck, dass es sich um einen neuen Stern handelt, obwohl es ja gerade das letzte Aufleuchten eines sterbenden Sterns ist.

Allerdings sind Supernovae keine alltäglich zu beobachtenden Ereignisse. Denn die meisten Supernova-Explosionen finden in fernen Galaxien statt und sind wegen ihrer großen Entfernung für Amateure nur sehr schwer aufzufinden. Oder sie geschehen in der Milchstraße, aber bleiben uns durch Staubwolken verborgen.

Die letzten Supernovae, die sich in unserer Nähe in der Milchstraße ereigneten und die daher auch mit bloßen Augen sichtbar waren, geschahen 1572 ("Tycho Brahes Nova", im Sternbild Kassiopeia) und 1604 ("Nova Kepleri", im Sternbild Schlangenträger). Bei so seltenen Ereignissen ist die Aussicht gering, als Amateur jemals eine Supernova zu Gesicht zu bekommen.

Aber Supernovae hinterlassen Spuren. Die ins Weltall geschleuderten Gaswolken leuchten lange nach. Und so sind an etlichen Stellen sogenannte "Supernovareste" zu beobachten, die auch für Amateurbeobachter mit dem Fernrohr zugänglich sind.

An erster Stelle ist der "Krebsnebel" im Sternbild Stier zu nennen. Es handelt sich um den Überrest einer Supernova, die nach chinesischen Aufzeichnungen im Jahr 1056 aufleuchtete. Ein anderer Supernovarest findet sich im Sternbild Schwan. Dort findet sich mit dem "Zirrusnebel" die bereits weitgehend aufgelöste Explosionswolke einer Supernova, die vor ca. 18 000 Jahren stattgefunden haben muss.

→ Siehe auch Wikipedia:  Supernova

Finsternisse

Sonnen- und Mondfinsternisse gehören zu den wenigen Himmelsereignissen, die auch bei astronomisch nicht besonders interessierten Mitmenschen für Aufmerksamkeit sorgen.

Bei beiden Finsternisarten stehen Sonne, Mond und Erde im Weltall auf einer Linie, so dass (bei einer Sonnenfinsternis) der Mond vor die Sonne tritt oder (bei einer Mondfinsternis) der Schatten der Erde auf den Mond fällt. Jedes Jahr ereignen sich maximal sieben Finsternisse, aber üblicherweise kann man sie nicht alle vom selben Ort aus beobachten.

Bei einer Sonnenfinsternis zieht der Mond vor der Sonnenscheibe vorbei. Dieser Vorgang dauert bis zu drei Stunden, wenn er mittig über die Sonne zieht, oder entsprechend kürzer, wenn er sie nur streift. Dementsprechend spricht man von einer totalen oder einer partiellen Finsternis. Während es bei einer partiellen Finsternis nicht merklich dunkler wird, tritt bei Eintritt der Totalität schlagartig eine tiefe Dämmerung ein. Das dauert zwar höchstens sieben Minuten, aber es stellt ein so eindrückliches Erlebnis dar, dass viele Enthusiasten bei Sonnenfinsternissen Beobachtungsreisen in die Finsterniszone unternehmen.

Bei Mondfinsternissen treten wie bei Sonnenfinsternissen totale und partielle Finsternisse auf. Das hängt davon ab, ob der Erdschatten den Mond vollständig verfinstert oder nur teilweise trifft. Ein total verfinsterter Mond wird nicht unsichtbar, sondern er erscheint in einem merkwürdigen kupfer- oder schmutzigroten Licht. Mit dem Erdschatten ist hier der Kernschatten der Erde gemeint. Das ist jener Schattenbereich, in dem die Erde die Sonne vollständig verdeckt. Um den Kernschatten herum gibt es einen Bereich des Halbschattens. Dort verdeckt die Erde nur einen Teil der Sonne und es ist daher nicht wirklich dunkel. Der Halbschatten der Erde ist bei Mondfinsternissen nur schwer wahrnehmbar. Insbesondere Finsternisse, bei denen der Mond nur am Rande durch den Halbschatten der Erde wandert, können häufig kaum wahrgenommen werden.

Obwohl Sonnenfinsternisse sich etwas häufiger als Mondfinsternisse ereignen, bekommen wir Mondfinsternisse häufiger zu Gesicht. Denn bei einer Sonnenfinsternis muss man sich wirklich in dem Bereich auf der Erde befinden, der vom Mondschatten getroffen wird, damit der Mond wenigstens einen Teil der Sonne verdeckt. Das ist nur ein wenige tausend Kilometer breiter Streifen. Eine Mondfinsternis kann man dagegen von allen Orten auf der Erde beobachten, an denen der vom Erdschatten getroffene Mond über dem Horizont steht. Und das gilt stets für die halbe Erdoberfläche.

Schlaue Menschen werfen die Frage auf, warum sich nicht jeden Monat eine Sonnen- und eine Mondfinsternis ereignet. Denn wenn der Mond einmal im Monat um die Erde kreist, dann müssen dabei doch einmal Sonne, Mond und Erde in dieser Reihenfolge auf einer Linie stehen und ein anderes Mal Sonne, Erde und Mond. Dass dies so selten geschieht, liegt daran, dass die Mondbahn nicht genau in der Ebene der Erdbahn (der Ekliptik) liegt, sondern um 5,15° dagegen gekippt ist. Daher steht der Mond in den entsprechenden Stellungen meist ober- oder unterhalb der Linie Sonne-Erde und nur zweimal im Jahr gibt es Monate, in denen es zu Finsternissen kommen kann. Das nutzen Sonne und Mond dann gleich weidlich aus. Denn dann folgen oft eine Sonnen- und eine Mondfinsternis mit zwei Wochen Abstand aufeinander und in seltenen Fällen gibt es sogar eine Abfolge Sonnenfinsternis-Mondfinsternis-Sonnenfinsternis.

• Finsternisse
• 
  Totale Mondfinsternis am 27. September 2015 in Kalifornien.
• 
  Sonnenkorona bei der totalen Sonnenfinsternis am 11. August 1999 in Frankreich.

→ Siehe auch Wikipedia:  Mondfinsternis → Siehe auch Wikipedia:  Sonnenfinsternis

Kometen

Der Komet C/2020 F3 (NEOWISE) im Jahr 2020 gesehen von den Horseshoe Meadows in den Eastern Sierras von Kalifornien.

Sterne mit einem langen Schweif, Kometen ("Haarsterne"), galten in alten Zeiten als Unglücksboten. Sie erscheinen irgendwann unerwartet am Nachthimmel, bewegen sich eine Zeitlang wie Planeten unter den Fixsternen umher und verschwinden dann einfach wieder. Alle paar Jahre lässt sich einer sehen, in seltenen Fällen ist er auch besonders hell mit einem eindrucksvollen Schweif. Und irgendein Unheil, das dazu passte, ließ sich immer finden.

Wir wissen heute, dass Sterne, Planeten und auch die Kometen nicht das menschliche Schicksal anzeigen. Und Kometen sind heute nichts Geheimnisvolles mehr. Wir wissen, dass sie aus Eis und Staub bestehen und die Sonne wie Planeten umrunden. Allerdings auf sehr langgestreckten Ellipsenbahnen. Die meiste Zeit ihres Umlaufs sind sie weit draußen in den Außengebieten des Sonnensystems. Wenn sie der Sonne für kurze Zeit nahekommen, verdampft ein Teil ihrer Materie unter der Sonnenwärme. Das freiwerdende Gas und der freiwerdende Staub werden vom Lichtdruck der Sonne und vom Sonnenwind davongetrieben und gleichzeitig vom Sonnenlicht beleuchtet.

So entsteht der Kometenschweif. Er zeigt immer von der Sonne weg und weht nicht etwa wie eine Fahne hinter dem Kometen her. Er ist so dünn, dass man durch ihn hindurch dahinter stehende Sterne sehen kann.

Wenn sich die Kometen um die Sonne bewegen, dann müssen sie auch regelmäßig wiederkehren. Viele brauchen dazu tausende von Jahren, weil ihre Bahn so weit hinausführt. Darum brauchte es lange, bis man die wahre Natur der Kometen erkannte. Der Astronom Edmund Halley bemerkte 1705, dass es mehrere ähnliche Berichte über Kometen gab, die im Abstand von etwa 76 Jahren erschienen. Er vermutete, dass es sich um denselben Himmelskörper handelte und sagte seine Wiederkehr korrekt voraus. Halley starb zwar vorher, aber man nannte den Kometen ihm zu Ehren den "Halleyschen Kometen".

Als der Maler Giotto um 1305 die berühmten Gemälde in der Scrovegni-Kapelle in Padua schuf, war kurz zuvor genau dieser Komet zu sehen gewesen. Das eindrucksvolle Ereignis nahm er zum Anlass, in der Anbetungs-Szene als erster einen Kometen an den Himmel über Krippe und Stall zu setzen. Giotto ist damit der "Erfinder" der Darstellung des Weihnachtssterns als Komet.

Kometen, die man mit dem freien Auge sehen kann, gibt es bestenfalls alle paar Jahre. Sie gehören zwar zu den seltenen Ereignissen, aber auch zu den eindrucksvollsten, die uns der Himmel zu bieten hat.

→ Siehe auch Wikipedia:  Komet

Meteore

Zwei Meteore der Perseiden am 12. August 2020 im Internationalen Sternenpark Westhavelland.

Zwei Meteore der Perseiden am 12. August 2020 im Internationalen Sternenpark Westhavelland (vierfache Zeitlupe).

Als (das!) Meteor kennt man in der Astronomie jene Leuchterscheinung, die umgangssprachlich als "Sternschnuppe" bezeichnet wird. Als Schnuppe bezeichnete man früher einen erlöschenden Kerzendocht. Das deutet darauf hin, dass man sich unter einer Sternschnuppe einen vom Himmel fallenden Stern vorstellte. Tatsächlich werden Meteore aber von Kleinstkörpern aus dem Weltall verursacht, die in die Erdatmosphäre eindringen und dort verglühen.

Meteore werden von vielen Menschen mit Kometen verwechselt. Das wird in Formulierungen wie "sein Ruhm ist kometenhaft verglüht" deutlich, oder wenn jemand, der zum erstenmal eine Sternschnuppe gesehen hat, berichtet, er habe einen Kometen über den Himmel sausen sehen.

Bei den verglühenden Kleinstkörpern kann es sich um Staubkörner handeln, aber auch um Stein- oder Eisenbrocken. Wenn sie hinreichend klein sind, verglühen sie vollständig, bevor sie den Erdboden erreichen. Bei größeren Eindringlinge können Überbleibsel auf die Erde fallen. Solche Fundstücke nennt man "Meteoriten", während die Ursprungskörper, welche die Erscheinung erzeugen, "Meteoroiden" heißen. Stein- und Eisenmeteoriten sind nicht nur beliebte Sammlerstücke; sie stellen für die Forschung auch originales aus dem Weltraum stammendes Untersuchungsmaterial dar.

Bei einem Meteor sieht man meist nur einen schnell über den Himmel huschenden Lichtpunkt. Helle Meteore können auch eine Leuchtspur haben, die manchmal mehrere Sekunden lang nachleuchtet. Bei sehr großen Objekten sieht man sogar eine farbige Leuchterscheinung und anschließend eine lange nachleuchtende Spur, die wie eine Rauchfahne verweht. Solche Meteore heißen "Boliden". In allen Fällen entsteht das Leuchten aber in der Hochatmosphäre und ist einige zehn Kilometer von uns entfernt. Bei der beobachteten Leuchterscheinung handelt es sich auch nicht um den glühenden Meteoroiden selbst, sondern, sondern um das Rekombinations-Nachleuchten der ionisieren Luft in seinem Eintrittskanal.

Die Erde wird ständig von unzähligen Meteoroiden getroffen. Die meisten sind dabei so lichtschwach, dass sie für das bloße Auge unsichtbar bleiben. Bei dunklem Himmel, abseits von Störlichtquellen, kann man aber in jeder Nachtstunde einige Meteore sehen. Die Meteorhäufigkeit nimmt grundsätzlich in der zweiten Nachthälfte leicht zu. Denn dann geht unser Blick an den Nachthimmel in die Bewegungsrichtung der Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne. Wir befinden uns dann gewissermaßen im Gegenwind der Meteoroiden.

Neben solchen sporadischen Meteoren, die über das ganze Jahr etwa gleich häufig sind, gibt es aber Zeiten, an denen besonders viele Meteore zu erwarten sind. Man spricht dann von "Meteorströmen" oder "Meteorschauern". Hier können mitunter einige zehn Meteore in jeder Stunde beobachtet werden, die zudem sternförmig von einem gemeinsamen Ausgangspunkt am Himmel zu kommen scheinen.

Die Ursache hierfür ist, dass es im Weltall Partikelwolken gibt, die von der Erde auf ihrer Bahn jedes Jahr erneut an den gleichen Tagen durchquert werden. Solche Wolken sind die Hinterlassenschaften von Kometen, die auf ihrer Bahn um die Sonne erhebliche Merngen an Materie verlieren. Die eintretenden Meteoroiden wirken dann wie Schneeflocken in einem Sturm, die alle aus einer Richtung zu kommen scheinen. Das erklärt die Ausbreitung von einem gemeinsamen Ausstrahlungspunkt. Die klassischen Meteorschauer werden nach dem lateinischen Namen des Sternbilds benannt, in welchem ihr ausstrahlungspunkt liegt.

Zu diesen Zeiten kann es sich lohnen, nachts abseits der Stadt nach Meteorschauern Ausschau zu halten:

• Perseiden 20. Juli bis 19. August mit einem Maximum am 12./13. August
• Orioniden 15. Oktober bis 25. Oktober
• Leoniden 11. November bis 20. November mit einem Maximum am 19. November
• Geminiden 06. Dezember bis 16. Dezember
• Quadrantiden 1. Januar bis 4. Januar

→ Siehe auch Wikipedia:  Meteor

Polarlichter

Polarlichter

Polarlichter über der Antarktis. Fotomontage der NASA

In hohen nördlichen und südlichen Breiten der Erde gehören Polarlichter zu den eher häufigen Himmelserscheinungen. In Deutschland treten sie eher selten auf, wobei der Norden hier klar im Vorteil ist. Bei einem Polarlicht werden Teile des Himmels von einem geisterhaft flackernden Licht erleuchtet, das je nach Intensität schnell wechselnde Formen und Farben zeigen zeigen kann. Obwohl es sich bei Polarlichtern um atmosphärische Erscheinungen handelt, sollen sie hier beschrieben werden, weil sie kosmischen Ursprungs sind.

Ein Polarlicht kann den Eindruck von wallenden Vorhängen oder Bändern erwecken, die vom Himmel herabfließen. Es kann Bögen am Horizont bilden oder hoch über dem Betrachter kronenartige Kränze bilden. Polarlichter können deutliche Farben haben und sind dann rot, grün oder violett. Schwächere Polarlichter erscheinen weißlich oder sind gar nur als leichte Aufhellung des Himmels wahrnehmbar. Die Formen können sich innerhalb von Sekunden verändern, und die gesamte Erscheinung kann nach wenigen Minuten vorbei sein oder auch mehrere Stunden dauern.

Auf der Nordhalbkugel sind es Skandinavien, Sibirien, Alaska und Kanada, in denen es bei starker Sonnenaktivität häufig zu Polarlichtern kommt. "Sonnenaktivität" meint hier nicht die Helligkeit der Sonne, sondern die Stärke und Häufigkeit der Ausbrüche an ihrer Oberfläche. Bei solchen Ausbrüchen wird heiße Materie der Sonne – ähnlich einem Vulkanausbruch – in das Universum katapultiert. Der dadurch entstehende Teilchenstromstrom wird Sonnenwind genannt. Er besteht aus elektrisch geladenen Teilchen – schnellen Protonen und Elektronen - und kann die Erde nach zwei bis vier Tagen erreichen.

Wenn ein solcher Strom aus elektrisch geladenen Teilchen die Erde erreicht, werden diese durch das Magnetfeld der Erde abgelenkt. Sie bewegen sich auf Spiralbahnen um die magnetischen Feldlinien herum in Richtung der Magnetpole der Erde und treffen dort auf die Erdatmosphäre. Die Magnetpole fallen nicht mit den geographischen Polen der Erde zusammen. Auf der Nordhalbkugel liegt der magnetische Pol im nördlichen Kanada. Daher ist dort eher mit Polarlichtern zu rechnen als in Deutschland, das vergleichsweise weit vom Magnetpol entfernt ist.

Die Teilchen des Sonnenwindes haben typische Geschwindigkeiten von 2 000 000 km/h und sind damit sehr energiereich. Beim Zusammenstoß mit den Sauerstoff- und Stickstoffatomen der Erdatmosphäre ionisieren sie diese, d. h. sie schlagen Elektronen aus deren Atomhülle heraus. Die herausgelösten Elektronen sind elektrisch negativ geladen, die verbleibenden Sauerstoff- und Stickstoffionen positiv. Sie ziehen sich daher gegenseitig an und rekombinieren dann, d. h. Elektronen und Ionen finden wieder zu neutralen Atomen zusammen. Bei jedem Rekombinationsvorgang wird die Energie, die zur Ablösung des Elektrons geführt hat, als Lichtquant wieder frei.

Dabei erzeugen Sauerstoff- und Stickstoffatome Licht unterschiedlicher Farbe: Rotes und grünes Leuchten wird von Sauerstoffatomen in unterschiedlichen Höhen erzeugt, violettes Licht von Stickstoffatomen.

Die Sonnenaktivität ist einem elfjährigen Zyklus unterworfen, in dem sie einmal ab- und wieder zunimmt. Im Jahr 2008 wurde ein Minimum der Sonnenaktivität erreicht. Sie steigt seit diesem Zeitpunkt wieder (unerwartet) langsam an und wird etwa 2013 das Maximum erreicht haben, so dass bis dahin mit einem Anstieg der Polarlicht-Häufigkeit zu rechnen ist.

→ Siehe auch Wikipedia:  Polarlicht

Satelliten

Weltraumbild des Hubble Weltraumteleskops.

Seit dem Start des ersten künstlichen Erdsatelliten Sputnik 1 im Oktober 1957 sind tausende von Satelliten in die Erdumlaufbahn gebracht worden. Zurzeit sind es über tausend Satelliten, die sich im Erdorbit befinden. Sie haben verschiedenste Zwecke von der Vermessung und Fotografie der Erdoberfläche über die Wetterbeobachtung, die Übermittlung von Telefonie und Fernsehprogrammen und die Satellitennavigation bis hin zur Forschung in der Schwerelosigkeit.

Ein Satellit ist gewissermaßen ein künstlicher Erdmond. Wie der Mond ist er nur sichtbar, weil ihn die Sonne beleuchtet. Und viele Satelliten sind daher dankbare Beobachtungsobjekte. Bei einem gleichmäßig über den Himmel ziehenden Lichtpunkt handelt es sich meist um einen Satelliten. Dieser Lichtpunkt ist meist nur wenige Meter groß und typischerweise zwischen 400 und 1 000 km von uns entfernt. Je nach der Lage ihrer Bahn können Satelliten unterschiedliche Flugrichtungen haben und an allen Stellen des Himmels auftreten. Flugzeuge lassen sich meist dadurch von Satelliten unterscheiden, dass sie blinkende Positionslichter haben. Im Zweifel sind diese auch bei weit entfernten Flugzeugen im Fernglas zu erkennen.

Aber ihnen allen ist eines gemeinsam. Wir können sie nur sehen, wenn wir selber in dunkler Nacht stehen, aber sich der Satellit einige hundert Kilometer über uns im Sonnenlicht befindet. Das ist nur dann der Fall, wenn sich die Sonne nicht allzu tief unter dem Horizont befindet, also bald nach dem Beginn der Nacht oder wenn sie bald zu Ende geht. Daher sind die ganz frühen und die ganz späten Nachtstunden die beste Zeit zur Satellitenbeobachtung.

Häufig kann man beobachten, dass ein Satellit am Himmel plötzlich verschwindet. Dann ist er auf seiner Bahn in den Erdschatten eingetaucht, m. a. W. auch für den Satelliten hat dann die Nacht begonnen. Nicht alle Satelliten leuchten mit unveränderlicher Helligkeit. Manche werden rhythmisch heller und dunkler, weil sie sich um eine Achse drehen und unterschiedliche Seiten das Sonnenlicht unterschiedlich reflektieren. Andere leuchten für wenige Sekunden sehr hell auf, weil sie Flächen besitzen, die das Sonnenlicht wie ein Spiegel reflektieren und so bei ihrer Bahnbewegung einen Lichtfleck über die Erdoberfläche schicken.

Weltraumstation ISS im November 2008

Ein besonderes Kapitel stellt die Internationale Raumstation (International Space Station) ISS dar. Im Lauf der Jahre ist sie immer weiter ausgebaut worden und hat jetzt bald ihren Endzustand erreicht. Mit ihrer fußballfeldgroßen Solarmodulfläche ist sie jetzt etwa so hell wie der Plantet Venus geworden. Wer einmal einen Überflug der ISS beobachtet hat, wird diese immer wiedererkennen. Im Teleskop kann man sogar Einzelheiten der Raumstation erkennen, auch wenn es nicht einfach ist, das Instrument der schnellen Bewegung nachzuführen. Eine besondere sportliche Herausforderung ist es, Durchgänge der ISS vor Sonne oder Mond zu fotografieren oder durch das Fernrohr Videoaufnahmen von ISS-Überflügen zu machen.

Die Weltraumstation ISS hat im Jahr 2011 bedingt durch die Solarpaneele eine Breite von 109 Metern erreicht und soll voll ausgebaut eine Länge von 107 Metern haben (zurzeit ist sie 91,9 Meter lang). Sie ist durchschnittlich 350 Kilometer von der Erdoberfläche entfernt und benötigt für eine Erdumrundung 91 Minuten. Das entspricht einer Geschwindigkeit von 28 000 km/h.

→ Siehe auch Wikipedia:  Satellit (Raumfahrt)

Beobachtung mit dem Teleskop

Mobiles Spiegelteleskop bei der Beobachtung im Feld.

Mit einem Teleskop können lichtschwächere Objekte am Himmel beobachtet werden, was mit bloßem Auge nicht möglich wäre, da das Teleskop das eintreffende Licht bündelt. Waren Galaxien vorher nur als schwache Nebel mit dem Auge zu sehen, können mit einem guten Teleskop einzelne Sterne voneinander unterschieden werden. Bei einem Blick auf einen Kugelsternhaufen oder eine Galaxie am herbstlichen Nachthimmel kann es passieren, dass der Hobbyastronom aus dem Staunen nicht mehr heraus kommt, weil diese wie Diamanten funkeln und strahlen. Allerdings ist das Auge nicht in der Lage, selbst mit einem großen Teleskop nicht, die Objekte wie auf den Fotografien in Farbe zu sehen, da die Farbrezeptoren in unserem Auge dafür zu unempfindlich sind. Es ist allenfalls bei Planeten möglich, sehr schwach Farben wahrzunehmen. Die Vergrößerung eines Teleskops ist für Sterne, welche mit dem Auge beobachtet werden, eine unwichtige Größe, weil Sterne viel zu weit entfernt sind, als dass sie sich vergrößert darstellen ließen. Daraus folgt, dass eine starke Vergrößerung - wenn überhaupt - nur beim Mond und den Planeten sinnvoll ist. Dagegen sollte auf die Lichtstärke eines Teleskopes geachtet werden, wenn häufig Sterne beobachtet werden sollen, um auch dunklere Sterne sehen zu können. Eine Sternwarte, welche für Besucher zugänglich ist, gibt es bestimmt auch in Ihrer Nähe. Das größte öffentlich zugängliche Teleskop steht in der Nähe der niedersächsischen Stadt Melle. Es hat einen Spiegeldurchmesser von etwa einem Meter.

→ Siehe auch Wikipedia:  Teleskop

Abstände in unserem Sonnensystem

Entfernungen in unserem Sonnensystem können noch in Kilometern angegeben werden. Da dies bei den riesigen Entfernungen zu unpraktisch langen Zahlen führen würde, wurde eine neue Maßeinheit, die Astronomische Einheit AE eingeführt. Für die Strecke von der Erde zum Mond kann man noch 400.000 Kilometer angeben. Für die Strecke von der Sonne zur Erde wird einfach 1 AE gesagt, was umgerechnet etwa 150 Millionen Kilometern entspricht. Entfernungen außerhalb unseres Sonnensystems werden meist in Lichtjahren angegeben. Ein Lichtjahr ist die Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegen kann. Da das Licht sich mit etwa 300.000 Kilometern pro Sekunde bewegt, kommt auf das Jahr hochgerechnet eine Zahl mit so vielen Nullen heraus, dass ein Mensch sich diese Entfernungen gar nicht vorstellen kann.

Als Beispiel, um die Entfernungen zu verdeutlichen, kann gesagt werden, dass das Licht vom Mond zur Erde ca. 1 Sekunde braucht und das Licht der Sonne nach 8 Minuten die Erde erreicht. Das bedeutet, dass wir es erst nach acht Minuten bemerken würden, wenn jemand das Licht der Sonne ausknipsen würde.

Strecke	Abstand in Lichteinheiten
Erde – Mond	1 Lichtsekunde
Erde – Sonne	8 Lichtminuten
Erde – Neptun	270 Lichtminuten
Erde – Proxima Centauri	4 Lichtjahre (Nächster Stern)
Erde – Sirius	8,6 Lichtjahre (Hellster Stern am Nachthimmel)
Erde – Andromedanebel	2,2 Mio. Lichtjahre (Nächste Galaxie)

Abstände der Planeten von der Sonne

Planet	Abstand in Millionen Kilometern	Abstand in AE
Merkur	58	0,3
Venus	108	0,6
Erde	150	1,0
Mars	230	1,5
Jupiter	778	5,0
Saturn	1430	9,8
Uranus	2870	19,2
Neptun	4500	30,0

In einigen größeren Städten sind Planetenwanderwege eingerichtet worden. Dort kann der Wanderer meist Modelle der Sonne und den Planeten im Maßstab 1:1 Mrd. im richtigen Größenverhältnis und im richtigen Abstand zueinander sehen. Wenn Sie zügig gehen, erreichen Sie bis zu vierfache Lichtgeschwindigkeit auf dem Planetenweg.

Modell unseres Planetensystems

Unser Sonnensystem mit korrektem Größenverhältnis der Planeten

Sonne

Die Sonne ist der Mittelpunkt unseres Sonnensystems und damit für uns der nächste Fixstern. Sie ist im Mittel rund 150 Millionen Kilometer (genauer: 149 598 870 Kilometer) von der Erde entfernt. Die Sonne erzeugt ihre Energie durch Kernfusion von Wasserstoff. Dabei entsteht als Fusionsprodukt das Edelgas Helium. Die dabei freiwerdende Energie strahlt sie in Form von Licht, Wärme und anderer Strahlung ab. Ohne diese Energiequelle gäbe es kein Leben auf der Erde. Mit der Möglichkeit, einen Fixstern aus (nach astronomischen Maßstäben) nächster Nähe beobachten zu können, ist die Sonne für Astronomen als Beobachtungsobjekt äußerst interessant. Allerdings muss man bei ihrer Beobachtung größte Vorsicht walten lassen. Deshalb ist diesem Kapitel ein längerer Abschnitt mit Hinweisen zur sicheren Sonnenbeobachtung vorangestellt, bevor beschrieben wird, was es auf der Sonne zu sehen gibt.

Die sichere Sonnenbeobachtung

Spektrum elektromagnetischer Strahlung

Wegen der großen Helligkeit hat man bei der Sonnenbeobachtung das in der Astronomie unübliche Problem, dass zu viel Licht vorhanden ist und dass man es unbedingt reduzieren muss. Die Sonne strahlt ihre Energie in allen Wellenlängen des Spektrums ab. Die Atmosphäre der Erde filtert manche Wellenlängen unterschiedlich stark heraus, bevor die Strahlen bei uns ankommen. In dem Bild rechts ist zu sehen, dass es neben dem sichtbaren Bereich noch andere Wellenlängen von Strahlung gibt. Direkt an den sichtbaren Bereich unterhalb des violetten Lichts schließt sich der Bereich der ultravioletten Strahlung an.

Ultraviolettes Licht kann der Mensch nicht sehen. Es ist aber trotzdem vorhanden und sehr energiereich. Es wird z. B. in der Technik benutzt, um bakterielle Keime im Trinkwasser abzutöten.

Über dem roten sichtbaren Bereich befindet sich der infrarote Bereich. Auch dafür gibt es in unseren Augen keine Rezeptoren, die darauf reagieren, weshalb wir keine Wärmestrahlung sehen können. Auch diese Strahlung wird durch unsere Atmosphäre nicht vollständig absorbiert und richtet im Auge Verbrennungsschäden an, wenn man mit ungeschütztem Auge - mit oder ohne Fernrohr - in die Sonne schaut.

	Leichtsinn oder Fehler bei der Sonnenbeobachtung können zu schweren Augenschäden bis hin zur Erblindung oder auch zur Zerstörung von Kameras und anderen Geräten führen. Darum muss man sich als Sonnenbeobachter unbedingt mit den folgenden Hinweisen vertraut machen, bevor man sich zum ersten Mal seinem Beobachtungsobjekt widmet!

Gefährdung der Augen

Die Linse unseres Auges ist in ihrer optischen Wirkung nichts anders als ein Brennglas. Ihr Brennpunkt liegt auf unserer Netzhaut. Nur dadurch können wir scharf sehen. Aber die Augenlinse bündelt dort nicht nur das Licht, sondern auch die Wärme der Sonne. So wie es ein Brennglas nun einmal tut. Allerdings hat die Netzhaut kein Wärmeempfinden, so dass wir es nicht spüren, wenn sie verbrennt.

Selbst leichte Verbrennungen der Netzhaut können schleichend zu dauerhaften Augenschäden führen. Oft melden sie sich erst nach mehreren Jahren mit Flecken im Gesichtsfeld, an denen man lediglich kleine graue Wolken wahrnimmt und nichts mehr erkennen kann. Diese Flecken können im weiteren Verlauf anwachsen, bis das betroffene Auge seine Sehkraft schließlich vollständig einbüßt. Dass Galileo Galilei im Alter erblindete, führt man heute darauf zurück, dass er mit seinen ersten Fernrohren ungeschützt die Sonne beobachtete (und so zu einem der Entdecker der Sonnenflecken wurde).

Mit ungeschützten Augen darf man nur dann in die Sonne sehen, wenn sie durch Dunst oder Wolken oder beim Auf- und Untergang so geschwächt ist, dass man die Augen dabei nicht unwillkürlich schließt. Wenn man sich zwingen muss, sie offen zu halten, besteht Gefahr für die Augen! Aber selbst wenn sie für das bloße Auge keine Gefahr mehr darstellt, darf man keinesfalls ein Fernglas oder Fernrohr zu Hilfe nehmen. Denn diese Geräte sammeln soviel Sonnenlicht, dass die Schwelle zur Gefährdung wieder überschritten wird.

Selbsterzeugte Hilfsmittel wie rußgeschwärzte Gläser, schwarze Filmstreifen oder Rettungsfolie sollen, auch wenn das früher mitunter empfohlen wurde, nicht zur Sonnenbeobachtung verwendet werden. Denn diese Gerätschaften schwächen die unsichtbare Infrarot- und UV-Strahlung nicht in dem erforderlichen Maße. Gerade deshalb sind sie hochgefährlich, denn sie verhindern nur, dass die Augen geblendet werden. So wiegt sich der Beobachter in Sicherheit, während er sich unbemerkt die Netzhaut verbrennt.

Lichtdämpfung

In der Fotografie ist es üblich, die Lichtdämpfung eines Graufilters als ND-Wert ("Neutraldichte") anzugeben. Für die visuelle Sonnenbeobachtung ist eine Dämpfung auf 1/100 000 erforderlich, also eine Neutraldichte ND=100 000. Das bedeutet also eine Lichtdämpfung auf 1/1 000 %. Um bei der Bezeichnung der Filter mit kleineren Zahlen hantieren zu können, wird oft stattdessen der negative Logarithmus der Filterdichte (gewissermaßen einfach die Anzahl der Nullen) angegeben. Ein Filter mit ND=100 000 wird dann einfach als ND 5.0 bezeichnet.

Folienfilter

Das einfachste Hilfsmittel sind Filter aus Mylar-Folie. Diese Folie ist in den sogenannten Finsternisbrillen verarbeitet. Sie ähnelt auf den ersten Blick Aluminiumfolie, ist aber anders als diese nicht vollständig undurchsichtig. Die Folie in den Finsternisbrillen hat die Dichte ND 5.0; sie lässt also nur 1/100 000 des Sonnenlichts hindurch. Durch eine solche Brille nimmt man die Sonne nur noch so hell wahr wie den Vollmond mit bloßem Auge und kann sie gefahrlos beobachten.

Im astronomischen Fachhandel ist Mylarfolie auch als Blattware (DIN A4-Größe und als Rollenware erhältlich. Mit Pappringen und Klebeband lassen sich daraus Filter basteln, die man auf sein Fernglas oder Fernrohr aufsetzen kann. Das ist die preisgünstigste Methode, um eine vergrößerte Sonne sicher anschauen zu können. Wichtig ist: Sonnenfilter gehören stets vor das Instrument und nicht unmittelbar vor das Auge. Daher ist eine Finsternisbrille nicht dafür geeignet, wenn man sie trägt, zusätzlich durch ein Fernglas oder ein Fernrohr zu schauen.

Für fotografische Zwecke gibt es auch Mylar-Folie mit dem der Filterdichte ND 3.8. Diese Folie entspricht einer Abblendung um etwa 12 Blendenstufen und ist dafür gedacht, beim Fotografieren der Sonne hinreichend kurze Belichtungszeiten zu erreichen. Für die visuelle Beobachtung darf sie nicht verwendet werden, weil sie 16 mal so viel Licht durchlässt wie die ND 5.0-Folie.

Schweißerschutzfilter

Schutzfilter für Schweißarbeiten sind ebenfalls zur Sonnenbeobachtung geeignet, aber nur wenn sie die nötige Schutzstufe besitzen. Nach der Norm DIN EN 1836 "Persönlicher Augenschutz - Sonnenbrillen und Sonnenschutzfilter für den allgemeinen Gebrauch und Filter für die direkte Beobachtung der Sonne" sollen hierfür nur Filtergläser der Schutzstufe 12 bis 16 verwendet werden. Das sind Schweißerschutzfilter, die beim Lichtbogenschweißen mit Stromstärken über 200 Ampere verwendet werden. Gläser der Schutzstufen 2 bis 8 (Autogenschweißen, insbesondere Schweißerbrillen) und 9 bis 11 (Lichtbogenschweißen mit geringerem Strom) dämpfen das Sonnenlicht nicht hinreichend.

Objektiv-Sonnenfilter

Der richtige Platz für einen Sonnenfilter ist stets vor dem Fernrohr. Das gilt nicht nur für Folienfilter, sondern auch für die teureren Glasfilter. Sie bestehen aus hochwertigen (d. h. schlierenfreien, planparallel geschliffenen) Glasplatten, die mit einer dünnen Metallschicht versehen sind. Solche Filter haben eine höhere optische Qualität und liefern so ein schärferes und kontrastreicheres Bild als Folienfilter. Das schlägt sich aber auch im Preis nieder. Der Preis für einen fertigen Glasfilter mit Fassung erreicht schnell das fünf- bis zehnfache des Preises für einen mit Pappe und Klebeband selbstgebauten Folienfilter.

Okular-Sonnenfilter

Früher wurden als Zubehör zu kleinen Fernrohren Okular-Sonnenfilter ausgeliefert. Sie sollten ebenfalls zur Dämpfung des Sonnenlichts dienen und wurden in das Okular eingeschraubt. Das ist jener Teil des Fernrohrs, in welches man hineinschaut. Damit waren diese Filter aber großer Hitze ausgesetzt, weil sie sich dort in unmittelbarer Nähe des Brennpunkts des Objektivs befinden. Mancher solcher Filter ist für Augenschäden verantwortlich, weil er unter der Hitze unvermittelt zersprungen ist. Die menschliche Reaktionszeit reicht nicht aus, um im Fall eines geplatzten Filters das Auge schnell genug aus der Gefahrenzone zu bringen!

Heute werden solche Filter üblicherweise nicht mehr mitgeliefert und wo sie noch existieren, sollten sie ohne Gnade entsorgt werden! Die gleichartigen Mondfilter gehören dagegen nach wie vor zum Lieferumfang von Kleinfernrohren und stellen keine Gefahr dar, wenn sie bei der Beobachtung des Mondes eingesetzt werden.

H-alpha-Filter

Besonders kontrastreiche Bilder der Sonne erhält man mit schmalbandigen Filtern, die alles Sonnenlicht bis auf Licht einer Wellenlänge zurückhalten. Man wählt hierzu die sogenannte H-alpha-Linie mit der Wellenlänge 656,28 nm. Es handelt sich dabei um die hellste Linie im Linienspektrum des ionisierten Wasserstoffs. Sie wird in der Astronomie als Hα-Linie bezeichnet, der Physiker kennt sie als rote Linie der Balmer-Serie. In ihrem Licht erscheint die Sonne satt rot und zeigt Details, die im sichtbaren Licht nicht erkennbar sind. In der Sonnenbeobachtung gilt die Hα-Beobachtung als die Königsklasse für Amateure.

H-alpha-Filter zur Sonnenbeobachtung sind spezielle Interferenzfilter (Fabry-Perot-Interferometer), in denen das Licht zwischen halbdurchlässigen Spiegeln so reflektiert wird, dass sich alle Wellenlängen bis auf die gewünschte durch Interferenz auslöschen. Solche Filter sind optische Präzisionsinstrumente und haben einen Durchlassbereich, der deutlich unter einem Zehntel Nanometer liegt. H-alpha-Filter waren bis vor wenigen Jahren für Amateure noch unerschwinglich, Inzwischen gibt es serienmäßig gefertigte spezielle Sonnenteleskope mit H-alpha-Filtern, die aber dennoch der oberen Preisklasse zuzurechnen sind.

Herschelkeil

Auf den Astronomen Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822), den Entdecker des Planeten Uranus, geht ein Verfahren zur Lichtdämpfung zurück, bei dem ein gläserner Keil in den Strahlengang gebracht wird. An der planen Vorderseite des Glases werden 4 % des einfallenden Lichts in Richtung zum Okular reflektiert; der Rest des Lichts gelangt durch Lichtbrechung in das Innere des Glaskeils. An seiner Rückseite wird dieses Licht dann so gebrochen und reflektiert, dass es nicht mehr in das Okular gelangen kann. Dies wird durch einen geeigneten Winkel zwischen der Vorder- und Rückfläche des Keils erreicht.

Ein Herschelkeil reduziert das Licht nur um den Faktor 25 (ND 1.4). Er benötigt daher weitere Schutzmaßnahmen wie Graufilter etc., um das Licht hinreichend zu dämpfen.

Pentaprisma

Ein Pentaprisma ist ein fünfseitges Prisma, durch welches das einfallende Licht auf seinem Weg zum Okular hindurch muss. Es ist so gebaut, dass das Licht durch zwei der fünf Prismenflächen senkrecht ein- bzw. austritt und dazwischen an zwei weiteren Flächen im Inneren des Glases reflektiert wird. Das Prisma ist nicht verspiegelt, so dass dabei jedesmal nur 4 % des Lichts reflektiert werden und die übrigen 96 % das Prisma verlassen. Dadurch dämpft es das Licht um den Faktor 25*25=625 (ND 2.8). Wie beim Herrschelkeil muss es durch weitere Dämpfungsmaßnahmen ergänzt werden.

Projektion

Projektionsverfahren bieten die Möglichkeit, das Bild der Sonne für mehrere Beobachter gleichzeitig sichtbar zu machen. Man nutzt dazu die Eigenschaft des Fernrohrokulars, dass es auch als Projektionslinse dienen kann. Das Objektiv eines Linsenfernrohrs oder der Hauptspiegel eines Spiegelteleskops erzeugt im Inneren des Rohres ein Zwischenbild, welches man üblicherweise durch das Okular betrachtet. Dabei dient das Okular lediglich als Lupe, um das Zwischenbild groß genug zu sehen. Wenn man das Okular ein kleines Stück (1-3 mm) weiter herausdreht, projiziert es das Zwischenbild hinter das Fernrohr, so dass man es dort auf einem Schirm auffangen kann.

Durch die Projektion entsteht ein vergrößertes Bild der Sonne, welches dadurch auch entsprechend lichtschwächer wird. Daher muss man dabei ohne Filterung des Sonnenlichts arbeiten, wenn auf dem Schirm etwas erkennbar sein soll. Auch sollte man nicht den Ehrgeiz haben, ein möglichst großes Bild zu erzeugen. Außerdem wird das Bild vom hellen Außenlicht überstrahlt und ist dadurch recht kontrastarm. Es ist daher eine Blende notwendig, die dafür sorgt, dass der Schirm im Schatten liegt.

Die Projektion des Sonnenbildes ist für die Beobachter völlig gefahrlos, sie stellt aber eine Gefahr für das Teleskop dar. Denn das Objektiv bzw. der Hauptspiegel sammelt das gesamte Sonnenlicht ungedämpft in unmittelbarer Nähe des Okulars. Wenn die Sonne am Himmel weiterwandert, kann der Brennfleck bereits nach zwei Minuten auf den Rand des Okulars treffen. Besonders einfachen Okularen von Kleinteleskopen wird es da in ihrer Kunststoffhülse schnell zu warm. Wenn man dann etwas riecht, ist es schon zu spät. Man muss deshalb dafür sorgen, dass das Teleskop der Bewegung der Sonne ständig nachgeführt wird.

Sonnenflecken

Sonnenfleck bei hoher Vergrößerung im Weißlichtbereich aufgenommen.

Kurz nach der Erfindung des Teleskops entdeckten zu Anfang des Jahres 1611 sowohl Galileo Galilei in Venedig als auch Johann Fabricius in Osteel/Ostfriesland und Julius Scheiner in Ingolstadt unabhängig voneinander, dass es auf der Sonnenoberfläche dunkle Flecken gibt.

Diese Sonnenflecken erscheinen im Zentrum tiefschwarz und sind von einem grauen Hof umgeben. Man spricht von der "Umbra" (lat.: Schatten) und der "Penumbra" (lat.: Halbschatten) eines Sonnenflecks. Die Flecken leuchten jedoch ebenso wie die übrige Sonnneoberfläche. Der Eindruck entsteht lediglich durch den Helligkeitskontrast, denn die Flecken haben "nur" eine Temperatur von ca. 4 000 °Celsius, während die Sonnenoberfläche sonst bis zu 6 000 °Celsius heiß ist.

Sonnenflecken treten häufig in Gruppen auf und bewegen sich im Lauf von etwa zwei Wochen über die uns zugewandte Sonnenoberfläche. Große Flecken und Fleckengruppen sind langlebig genug, um in den folgenden zwei Wochen über die abgewandte Sonnenseite zu wandern und dann erneut aufzutauchen. Damit zeigt die Beobachtung der Sonnenflecken, dass sich die Sonne im Lauf von 27 Tagen um ihre eigene Achste dreht.

Die Anzahl der Sonnenflecken ist starken Schwankungen unterworfen. Zu manchen Zeiten erscheint die Sonne gänzlich fleckenfrei, während sie zu anderen geradezu damit übersät ist. Dies ist ein Spiegel der Sonnenaktivität, die mit einer elfjährigen Periode schwankt. Die systematische Beobachtung der Sonne zur fortlaufenden Ermittlung der Sonnenfleckenzahl ist ein beliebtes Betätigungsfeld für Amateurastronomen. Es ist einer der Bereiche, in denen Amateure Forschungsinstituten zuarbeiten, weil dort solche personalintensiven Aufgaben oft nicht durchgeführt werden können.

Sonnenkorona während einer Sonnenfinsternis

Granulation

Die Sonnenoberfläche ist in ständiger Bewegung. Wie in einer brodelnd kochenden Flüssigkeit steigen überall Zellen mit heißem Gas auf, kühlen sich ab und fallen wieder zurück. Die aufsteigenden Gasblasen haben Durchmesser von etwa 1 000 km. Nach wenigen Minuten haben sie sich um ca. 500 Grad abgekühlt und wirken dann deutlich dunkler als das aufsteigende heiße Gas, bevor sie absinken und neuen Blasen Platz machen. Das verleiht der Sonne eine deutlich sichtbare körnige Struktur (die Granulation), die in ständiger Bewegung ist.

Die Granulen sind auch schon im Weißlicht zu beobachten, aber erst im H-alpha-Licht kommen sie voll zur Geltung.

Flares, Protuberanzen, Filamente, Fackeln

Mit diesen Begriffen werden Erscheinungen auf der Oberfläche der Sonne und ihrer Atmosphäre bezeichnet.

Korona

Als Korona (lat.: Krone) der Sonne bezeichnet man den Strahlenkranz, der bei einer totalen Sonnenfinsternis um die verfinsterte Sonne sichtbar wird. Sie besteht aus äußerst dünner Materie, die von der Sonne in das Weltall strömt, und hat eine Temperatur von 1 Million °C. Wodurch sie auf diese hohe Temperatur aufgeheizt wird, während die Temperatur der Sonneoberfläche nur etwa 5 500 °C beträgt, ist noch nicht endgültig geklärt und nach wie vor ein Gegenstand der Forschung.

Die Korona ist für den Amateur praktisch nur bei totalen Sonnenfinsternissen zu beobachten. Ihrer Gesamthelligkeit entspricht gerade der des Vollmondes. Daher wird sie vom Sonnenlicht vollständig überstrahlt, solange dieses nicht wie bei einer totalen Sonnenfinsternis vollständig ausgeblendet wird.

Die Form der Korona ändert sich mit der Sonenfleckenaktivität. Bei starker Aktivität ist die Korona kreissymmetrisch. Bei geringer Aktivität konzentrieren sich die Strahlen in Äquatornähe der Sonne, so dass man zwei gegenüberliegende Strahlenbündel zu sehen bekommt.

1930 entwickelte der französiche Astronom Bernard Lyot mit dem Koronographen ein Instrument, welches durch eine Kegelblende im Strahlengang die Sonne abdeckt und damit gewissermaßen eine künstliche Sonnenfinsternis im Fernrohr erzeugt. Dadurch ist die Beobachtung (jedenfalls des helleren, inneren Bereichs) der Korona auch außerhalb von Sonnenfinsternissen möglich geworden. Allerdings ist ein Koronograph mit seiner besonderen, streulichtarmen Objektivlinse ein optisches Präzisionsinstrument und kann erfolgreich nur in Bergobservatorien eingesetzt werden, weil es dort weniger atmosphärische Lichtstreuung gibt.

Damit bleibt der Amateur für die Beobachtung der Sonnenkorona weiterhin auf die raren Momente einer totalen Sonnenfinsternis angewiesen.

Merkur und Venusdurchgänge

Die Planeten Merkur und Venus ziehen engere Bahnen um die Sonne als die Erde. Aus diesem Grund kommt es vor, das sie von der Erde aus gesehen über die Sonnenscheibe wandern. Dies wird als Durchgang bezeichnet. Zu sehen ist bei beiden Planeten eine im Verhältnis zur Sonnenscheibe nur winzige Scheibe von etwa einer Bogenminute (bei Venus) oder zehn Bogensekunden (bei Merkur). Das entspricht einem Dreißigstel bzw. einem Einhundertundachtzigstel des scheinbaren Sonnendurchmessers.

Historische Entwicklungen

Die Anfänge der Astronomie

Der Nachthimmel mit seinen unzähligen leuchtenden Objekten hat schon vor tausenden von Jahren die Phantasie und Beobachtungsgabe von vielen Menschen angeregt.

Auf dem Knochen, der in den Höhlen von Thais bei Saint-Nazaire-en-Royans gefunden wurde, gibt es auch Reihen mit 28 bis 30 Kerben, die der Anzahl der Tage der Mondphasen in Mondzyklen entsprechen. Teilweise sind die Kerben in Wellenform dargestellt, die der schwankenden ekliptikalen Breite bei aufsteigendem und absteigendem Mond zu beobachten ist.

Es gibt unzählige Indizien, dass sich sogar die Steinzeitmenschen schon intensiv mit dem Sternenhimmel beschäftigt haben. Als Beispiele seien genannt: der Zählknochen aus der  Grotte de Thaïs im französischen Vercors (12500 Jahre alt), das  Sonnenobservatorium Goseck in Sachsen-Anhalt (fast 7000 Jahre alt) sowie viele spätere  Kreisgrabenanlagen, wie beispielsweise  Stonehenge in England oder das  Ringheiligtum Pömmelte in Sachsen-Anhalt (beide mit ähnlichem Grundriss und über 4000 Jahre alt), die Tempelanlage von  Mnajdra auf Malta (über 5000 Jahre alt) oder die Himmelstafel von Tal-Qadi (mindestens 4500 Jahre alt).

Die  Sumerer haben den Sternenhimmel in  Mesopotamien genau beobachtet. Im vierten Jahrtausend vor Christus haben sie in ihrer südlichsten Stadt  Eridu (sumerisch: NUN^KI) den Stern  Canopus zum ersten Mal auf dem südlichen Meridian aufsteigen sehen können, woraufhin sie diesen Stern nach nach ihrer Stadt benannten - der sumerische Name MUL.NUN^KI bedeutet "Stern der Stadt Eridu" (siehe auch Canopus / Mesopotamien). Im dritten Jahrtausend vor Christus entdeckten sie schließlich die Plejaden-Schaltregeln, mit denen sie in ihrem Mond-Sonne-Kalender ( Lunisolarkalender), die Jahre festlegen konnten, in denen ein dreizehnter Schaltmonat hinzugefügt werden musste. Innerhalb einer Meton-Periode von genau neunzehn  Sonnenjahren müssen genau sieben  synodische Schaltmonate angefügt werden, damit der  Frühlingspunkt auf der  Ekliptik stets zu Beginn des astronomischen Jahres von der Sonne erreicht wird. Das  Pessachfest bei den Juden und das  Osterfest bei den Christen werden noch heute entsprechend der schon damals gewonnenen astronomischen Erkenntnisse am Auftreten des ersten Vollmonds zu Beginn des astronomischen Frühjahrs festgemacht.

Die  Himmelsscheibe von Nebra (1600 vor Christus) ist die wahrscheinlich älteste konkrete Abbildung des Himmels. Obwohl man sich nicht ganz einig über den konkreten Verwendungszweck ist, kann man sie als Beispiel dafür nehmen, wie früh schon sich der Mensch mit dem Himmel und dessen Beobachtung beschäftigt hat. Nicht umsonst gilt die Astronomie als eine der ältesten Wissenschaften neben der Mathematik, auf die sie sich stützt.

Viele Kulturen haben schon vor Christi Geburt Kalendersysteme aufgestellt - Die Maya, die Azteken, die Ägypter, die Babylonier, um nur einige zu nennen. Lange prägend für die mittelalterlich-abendländische Astronomie waren aber die alten Griechen, die sich schon früh in der Mathematik und der Astronomie hervortaten.

Die Entwicklung der antiken griechischen Astronomie lässt sich bereits an frühen Schriften erahnen. Sowohl Homer als auch Hesiod beschreiben astronomische Vorgänge, lassen aber noch kein tieferes Verständnis erkennen. So beschreiben beide Morgen- und Abendstern als verschiedene Objekte (in Wirklichkeit ist beides die Venus, was zum Beispiel die Babylonier bereits wussten). Auch den Tierkreis in seiner heutigen Form beschreibt Homer nur teilweise.

Ein weitergehendes Naturverständnis erreichen bis zum 5. Jahrhundert v. Chr. die Vorsokratiker. Sie entwickeln unter anderem zunehmend genauere Zeitmessmethoden, etwa Sonnenuhren, deren Grundlagen sie wahrscheinlich von den Babyloniern übernahmen. Thales von Milet sagte 585 v. Chr. eine Sonnenfinsternis voraus und beendete der Legende nach so einen Krieg. Er kann somit als der erste europäische Astronom betrachtet werden.

Anaximander, Zeitgenosse und Schüler des Thales, postuliert das geozentrische Weltbild, indem er als erster den Himmel als Kugelschale (Sphäre) mit der Erde im Zentrum beschreibt. Frühere Kulturen sehen den Himmel als Halbkugel nur über der Erdscheibe, ohne außerhalb von Mythen das Problem zu berühren, wo sich Sterne zwischen Auf- und Untergang befinden. Den Übergang zur Erde als Kugel macht Anaximander jedoch noch nicht.

Die griechische Kultur der klassischen Zeit ist die erste, die Astronomie ohne kultische oder astrologische Hintergründe, also rein aus philosophischen Überlegungen betreibt. Noch heute berühmt ist die erstaunlich genaue Messung des Erdumfangs durch Eratosthenes um 220 v. Chr., der die unterschiedlichen Schattenlängen der Sonne am gleichen Tag in Alexandria und Syene, wo sie genau im Zenit steht, auf unterschiedliche Breitengrade auf einer Kugel zurückführt. Weniger bekannt ist der Versuch des Aristarchos von Samos den Abstand zur Sonne im Verhältnis zum Mondabstand zu messen, der zwar aufgrund ungenügender Messgenauigkeit fehlschlägt (er wird um den Faktor 20 zu kurz bestimmt), aber methodisch korrekt ist.

Armillarsphäre

Die griechischen Philosophen diskutierten zwar bereits ein heliozentrisches Weltbild, das nicht die Erde, sondern die Sonne als ruhendes Zentrum beinhaltet, können aber noch keine unterstützenden Beobachtungen vorlegen, so dass das geozentrische Weltbild das allgemein Anerkannte bleibt. Religiöse Eiferer wettern gegen die Vorstellungen, die Sonne könne Mittelpunkt des Kosmos sein und wünschen ihrem Verfechter Aristarchos von Samos einen Prozess; die Angelegenheit bleibt aber, anders als später bei Giordano Bruno und Galileo Galilei, letztlich folgenlos.

Hipparchos von Nicäa und andere entwickeln die astronomischen Instrumente, die bis zur Erfindung des Fernrohres fast zweitausend Jahre später in Gebrauch bleiben, wie zum Beispiel die  Armillarsphäre. Hipparchos war es auch, der Längen- und Breitengrade einführte. Das Werk des Ptolemäus um 150 n. Chr. stellt den Höhepunkt und Abschluss der antiken Astronomie dar. Ptolemäus entwickelt das nach ihm benannte Weltbild und gibt mit dem Almagest ein Standardwerk der Astronomie heraus, auf dessen Sternkatalog sich Astronomen noch bis über die Renaissance hinaus berufen. Sein geozentrisches Weltbild besteht bis ans Ende des Mittelalters.

Die Kopernikanische Wende

Nicolaus Kopernikus

Nicolaus Copernicus

1509 schuf Copernicus in Heilsberg (polnisch: Lidzbark Warmiński) im preußischen Ermland den Commentariolus, in dem er die Theorie von der Sonne als Mittelpunkt der Planetenkreise und der durch die Drehung der Erde scheinbaren Bewegung der Fixsterne aufstellte. Auch kündigte er in dieser Schrift eine mathematische Ausarbeitung seiner Theorien an. Diese Arbeit machte er nur Vertrauten zugänglich, um sich nicht dem Spott der Fachwelt auszusetzen, stellte er doch damit das seit 1300 Jahren unbestrittene geozentrische Weltbild des Ptolemäus in Frage. Es gilt inzwischen als gesichert, dass Kopernikus durch die heliozentrische Theorie des antiken Astronomen Aristarchos von Samos entscheidend angeregt wurde.

Galileo Galilei

Galileo Galilei

1609 erfuhr Galilei von dem im Jahr zuvor in Holland von Jan Lippershey erfundenen Fernrohr. Er baute aus käuflichen Linsen ein Gerät mit ungefähr vierfacher Vergrößerung, lernte dann selbst Linsen zu schleifen, und erreichte bald eine acht- bis neunfache, in späteren Jahren bis zu 33fache Vergrößerung. Galilei führte sein Instrument, dessen militärischer Nutzen auf der Hand lag (es lieferte übrigens im Gegensatz zum wenig später entwickelten Keplerschen Fernrohr aufrechtstehende Abbildung), der venezianischen Regierung, der Signoria, vor, machte tiefen Eindruck und überließ ihr das (völlig illusorische) alleinige Recht zur Herstellung solcher Instrumente, woraufhin sein Gehalt verdreifacht [nach anderer Quelle verdoppelt] wurde. Entgegen der Darstellung in Brechts Drama hat Galilei die Grundidee des Teleskops wohl nicht als seine eigene Erfindung ausgegeben; eine Gehaltskürzung im folgenden Jahr deutet aber an, dass sich die Signoria durchaus hinters Licht geführt fühlte.

Als einer der ersten Menschen nutzte Galilei ein Fernrohr zur Himmelsbeobachtung. Dies bedeutete eine Revolution in der Erforschung der Himmelskörper, denn bis dahin waren die Menschen auf Beobachtungen mit dem bloßen Auge angewiesen. Mit ihm begann die Teleskop-Astronomie. Er stellte fest, dass die Oberfläche des Mondes rau und uneben ist, mit Erhebungen und Klüften. Er erkannte, dass die dunkle Partie der Mondoberfläche von der Erde aufgehellt wird („Erdschein“). Er stellte weiter fest, dass die Planeten - im Gegensatz zu den Fixsternen - als Scheiben zu sehen sind und entdeckte die vier größten Monde des Jupiter, die er in Vorbereitung seines Wechsels an den Medici-Hof die Mediceischen Gestirne nannte, und die heute als die Galileischen Monde bezeichnet werden. Er beobachtete, dass die Milchstraße nicht ein nebliges Gebilde ist (wie es dem bloßen Auge vorkommt), sondern aus unzähligen einzelnen Sternen besteht. Diese Entdeckungen (einschließlich einer Federzeichnung der Mondoberfläche von ihm selbst), veröffentlicht im Sidereus Nuncius (Sternenbote) von 1610, machten Galilei auf einen Schlag berühmt. Der Sidereus Nuncius war innerhalb weniger Tage vergriffen.

Isaac Newton

Isaac Newton

Sir Isaac Newton ist der Verfasser der Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, wo er die universelle Gravitation und die Bewegungsgesetze beschrieb und damit den Grundstein für die klassische Mechanik legte. Newton ist ebenso einer der Begründer der Infinitesimalrechnung, die er fast zeitgleich mit Gottfried Wilhelm Leibniz, aber unabhängig von diesem und ohne Zusammenarbeit mit Leibniz entwickelte. Während Newton vom physikalischen Prinzip der Momentangeschwindigkeit ausging, versuchte Leibniz eine mathematische Beschreibung des geometrischen Tangentenproblems zu finden.

Aufgrund seiner Leistungen, vor allem auf den Gebieten der Physik und Mathematik, gilt Sir Isaac Newton als einer der größten Wissenschaftler aller Zeiten. Die Principia Mathematica werden als eines der wichtigsten wissenschaftlichen Werke eingestuft.

1666 stellte er seine Gravitationstheorie auf. Er schliff Linsen und baute ein später nach ihm benanntes Spiegelteleskop, das er dem König vorführte, der beeindruckt war. Das war der erste Schritt zu seinem Ruhm. In einem Brief an die Royal Society erwähnte Newton im Zusammenhang mit dem Bau des neuartigen Teleskops gegenüber dem damaligen Sekretär Henry Oldenburg eine neue Theorie des Lichtes. 1672 veröffentlichte er seine Niederschrift "New Theory about Light and Colours" in den Philosphical Transactions der Royal Society auf Anfrage Oldenburgs, worin er unter anderem die Brechung des Lichts erläuterte. Diese Niederschrift rief große Diskussionen hervor. Besonders zwischen ihm und Robert Hooke herrschte ein angespanntes Verhältnis, da beide angesehene Wissenschaftler waren, doch grundverschiedene Meinungen hatten und jeder auf sein Recht pochte.

Der Ausbau

Nachdem die kopernikanische Wende das Tor zu einer neuzeitlichen Astronomie aufgestoßen hatte, begann ein rasanter Ausbau der Forschungsmethoden und der astronomischen Kenntnisse.

Giovanni Domenico Cassini

(1625-1712)

Edmond Halley

(1656-1742)

Charles Messier

(1730-1817)

Wilhelm Herschel

(1738-1822)

Giuseppe Piazzi

(1746-1826)

Heinrich Wilhelm Olbers

(1758-1840)

Johann Elert Bode

(1747–1826)

Carl Friedrich Gauss

(1777-1855)

Friedrich Wilhelm Bessel

(1784-1846)

Giovanni Schiaparelli

(1835-1910)

Die Moderne

Mit dem ausgehenden 19. Jahrhundert hielten physikalische und chemische Methoden Einzug in die Astronomie. Begünstigt wurde dies von der Entwicklung der Spektralanalyse durch die Chemiker Kirchhof und Bunsen in Jahr 1859 sowie die Aufstellung des Periodensystems der Elemente durch Mayer und Mendelejew zehn Jahre später. Dadurch wurde es zum ersten Mal möglich, dem Licht der Sterne Informationen darüber abzulauschen, woraus sie bestehen und welche Vorgänge auf ihnen ablaufen.

Ejnar Hertzsprung

(1873-1967)

Albert Einstein

Albert Einstein

Einsteins Hauptwerk ist die Relativitätstheorie, die das Verständnis von Raum und Zeit revolutionierte. Im Jahre 1905 erschien seine Arbeit mit dem Titel „Zur Elektrodynamik bewegter Körper“, deren Inhalt heute als spezielle Relativitätstheorie bezeichnet wird. 1916 publizierte Einstein die allgemeine Relativitätstheorie. Auch zur Quantenphysik leistete er wesentliche Beiträge: Für seine Erklärung des photoelektrischen Effekts, die er ebenfalls 1905 publiziert hatte, wurde ihm 1921 der Nobelpreis für Physik verliehen. Seine theoretischen Arbeiten spielten – im Gegensatz zur populären Meinung – beim Bau der Atombombe und der Entwicklung der Kernenergie keine bedeutende Rolle.

Albert Einstein gilt als Inbegriff des Forschers und Genies. Er nutzte jedoch seinen erheblichen Bekanntheitsgrad auch außerhalb der naturwissenschaftlichen Fachwelt bei seinem Einsatz für Völkerverständigung und Frieden. In diesem Zusammenhang verstand er sich selbst als Pazifist, Sozialist und Zionist.

Alexander Alexandrowitsch Friedmann

Albert Einstein ging in seiner allgemeinen Relativitätstheorie von einem statischen Universum aus. Dazu musste er in seinen Gleichungen die kosmologische Konstante einführen. Friedmann stellte stattdessen um 1922 verschiedene Weltmodelle auf, die ein dynamisches Universum zuließen. Er hat damit die Expansion des Universums vorausgesagt, die 1929 dann von Edwin Hubble durch astronomische Messungen bestätigt wurde.

Einstein hat daraufhin die kosmologische Konstante kurzerhand wieder gestrichen und sie angeblich als „grösste Eselei meines Lebens“ bezeichnet. In Wahrheit wurde ihm dieser Spruch jedoch nur von Gamow nachgesagt.

Später wurde diese Konstante als Repräsentant der dunklen Energie wieder eingeführt.

Die Entwicklung des Universums wird durch die Friedmann-Gleichungen beschrieben.

Edwin Hubble

Hubble studierte Physik und Astronomie in Chicago sowie Rechtswissenschaften in Oxford.

Nachdem er schon 1912 als Student an der Flagstaff-Sternwarte erste Erfahrungen mit der Relativgeschwindigkeit dieser zwei Sternsysteme gemacht hatte, konnte er 1923 am Mount-Wilson-Observatorium nachweisen, dass der Andromedanebel M31 weit außerhalb unserer Milchstraße liegt. Die Ergebnisse seiner Beobachtungen und Berechnungen, Cepheids in Spiral Nebulae, legte er zur Jahreswende 1924/1925 der Jahrestagung der US-amerikanischen Astronomenvereinigung American Astronomical Society vor, wo sie am 1. Januar 1925 verkündet wurden.

Aufgrund der räumlichen Verteilung anderer Galaxien sowie ihrer im Spektrum nachweisbaren Rotverschiebung ergab sich Hubbles bekanntester Beitrag zur Astronomie: die Entdeckung der Expansion des Weltalls.

Hubble entdeckte, dass die Spektren verschiedener Galaxien nicht etwa zu gleichen Teilen ins Rote oder ins Blaue verschoben sind, sondern, dass es erheblich viel mehr rotverschobene Spektren gibt. Aus dem Dopplereffekt lässt sich daher ableiten, dass sich fast alle beobachteten Galaxien von uns entfernen. Damit nicht genug, entdeckte Hubble auch einen direkten proportionalen Zusammenhang zwischen der Rotverschiebung und der Entfernung der beobachteten Galaxie, was bedeutet, dass sich eine Galaxie um so schneller von uns fort bewegt, um so weiter sie entfernt ist. Aus diesen Beobachtungen leitete er die Expansion des Universums ab, die später mit dem Urknallmodell hervorragend erklärt werden konnte. Die Größe, welche diese Expansion beschreibt, wird ihm zu Ehren die Hubble-Konstante genannt. Sie beträgt nach aktueller Messung durch WMAP im Jahr 2003 71±4 km/s pro Megaparsec (1 Mpc ~ 3 Millionen Lichtjahre).

Hubble hat auch die Hubble-Sequenz entwickelt, ein morphologisches Ordnungsschema für Galaxien.

Jan Hendrik Oort

(1900-1992)

Gerard Peter Kuiper

(1906-1973)

Hans Bethe

(1906-2005)

Sternbilder

Sterne am Nachthimmel

Um sich am Himmel zurecht zu finden, orientiert man sich an den hellsten Sternen am Himmel. Dabei ist es für den Menschen naheliegend, die helleren Sterne, welche dichter beieinander stehen, mit Linien zu verbinden und das Muster mit bekannten Figuren zu vergleichen. Bevor die Sternbilder international festgelegt waren, gab es je nach Kulturkreis der Menschen unterschiedliche Namen für die Sternbilder.

Sternbild Orion (künstlerische Darstellung)

Das ist vergleichbar mit den Figuren, die man bei Wolken oder bei Tintenflecken erkennt. Was für Bilder gewählt wurden, hängt sehr stark von dem ab, was gerade interessant und modern war. Griechen und Römer benannten Sterne und Sternbilder beispielsweise nach ihrer Sagenwelt. Andere Völker vergaben Tiernamen. Natürlich nahm man nur Tiere, die man selbst kannte (Hund, Wolf, Hase) oder von denen man zumindest einmal etwas in irgendeiner Geschichte gehört hatte (Drache, Einhorn). Zu Zeiten, in denen es viele Neuerungen in der Technik gab, muss man sich nicht wundern, dass Sternbilder „Luftpumpe“ oder „Mikroskop“ getauft wurden.

Wer weiß, vielleicht würde ein Automechaniker Nockenwellen, Pleuelstangen und Auspuffanlagen sehen, Landwirte würden Kühe, Schafe, Sensen, Pflugscharen und vielleicht sogar einen Traktor erkennen.

Die Namen der Sternbilder haben also nur sehr wenig mit richtiger Wissenschaft zu tun, sondern mehr mit der Kultur, den Vorstellungen und Überlieferungen der jeweiligen Völker. So darf man sich auch nicht wundern, dass es für den großen Wagen, die sieben hellsten Sterne des Sternbildes "Großer Bär" (auf lateinisch „Ursa Major“) in verschiedenen Kulturkreisen unterschiedliche Namen gibt. Die Kirgisen sahen in dem Wagen sieben Wölfe. Die Araber interpretierten den Kasten als Sarg, hinter dem drei Klageweiber zogen. Für die Chinesen stellte der Wagen einen Löffel dar. Im nordamerikanischen Raum wird der Wagen häufig als „Große Schöpfkelle“ ("big dipper") bezeichnet, in England dagegen als "Pflug(schar)" ("plough"). In Frankreich sieht man im Großen Wagen eine Stielpfanne. International und insbesondere in der Fachastronomie sorgen daher die lateinischen Namen der Sternbilder für Eindeutigkeit.

Zirkumpolare Sterne

Strichspuraufnahme des Nordhimmels mit zirkumpolaren Sternen.

Bei der täglichen scheinbaren Drehung des Himmels gehen die meisten Sterne genauso wie die Sonne im Osten auf, erreichen im Süden ihren Höchststand (die obere Kulmination) und gehen im Westen wieder unter. Einen weiteren Teil ihres Weges legen sie dann unter dem Horizont zurück, wobei sie im Norden den tiefsten Stand unter dem Horizont (die untere Kulmination) erreichen, um schließlich im Osten erneut aufzugehen.

Dabei scheint sich das gesamte Himmelszelt um den sogenannten "Himmelspol" zu drehen. Dieser Punkt liegt (für Deutschland) in etwa 50° Höhe im Norden. In seiner unmittelbaren Nähe befindet sich der Nord- oder Polarstern. Sterne, die nahe genug beim Nordstern stehen, erreichen bei der Tagesdrehung allerdings nicht den Horizont. Ihre untere Kulmination findet daher über dem Horizont statt; sie haben dementsprechend auch keinen Auf- und keinen Untergang, sondern sind stets sichtbar. Solche Sterne heißen "zirkumpolar" (aus dem Lateinischen: "um den Pol herum").

Erste Orientierung

Wer sich am Himmel zurechtfinden möchte, sollte damit beginnen, den Nordstern zu finden. Die Seefahrer vergangener Tage konnten sich mit seiner Hilfe und durch andere markante Punkte am Himmel recht gut ohne einen Kompass orientieren.

Er ist leicht zu finden, wenn man sich die Sterne des großen Wagens eingeprägt hat. Sie gehören in der nördlichen Breite, in der Deutschland liegt, zu den zirkumpolaren Sternen und sind daher das ganze Jahr über zu jeder Nachtzeit am Himmel zu sehen. Er fährt bei der scheinbaren Drehung des Himmels sozusagen ständig um den Polarstern herum. Je nach Jahreszeit hat er dabei zur gleichen Uhrzeit aber eine andere Position am Himmel. Unabhängig von seiner Position zeigen die beiden hinteren Kastensterne jedoch stets auf den Polarstern; wenn man die von ihnen gebildete Strecke etwas mehr als fünf Mal verlängert, kann man ihn nicht verfehlen.

Dabei darf man sich nicht wundern, dass man auf diese Weise einen Stern findet, der keineswegs besonders hell ist, wie es viele erwarten. Denn es gehört zu den häufigsten Irrtümern über den Sternenhimmel, dass der Polarstern der hellste Stern sei. Dies ist, was die Fixsterne betrifft, der Stern "Sirius" (griechisch: "der Glänzende") im Sternbild "Großer Hund". Und wenn man, was für den Anfänger noch hingehen mag, auch die Planeten zu den Sternen zählen will, ist es der Planet Venus, der als "Morgen- und Abendstern" noch deutlich heller als Sirius ist.

• 
  Großer Wagen (lat. Ursa Major);
  (Teil des gr. Bären)
• 
  Kleiner Wagen (lat. Ursa Minor);
  (Teil des kl. Bären)
• 
  Drache (lat. Draco)
• 
  Kepheus (lat. Cepheus)
• 
  Kassiopeia (lat. Cassiopeia;)
  (Himmels-W)

Von großer Bedeutung für die geografische Orientierung waren seit jeher bestimmte Sternbilder der Zirkumpolarregion.

• Der kleine Wagen ist nicht so leicht auszumachen wie seine größeren Nachbarn „Großer Wagen“ und „Cassiopeia“.
• Der kleine Wagen (und damit auch der Polarstern) befindet sich in etwa in der Mitte zwischen dem Sternbild Cassiopeia und dem großen Wagen.
• Die Strecke zwischen den zwei hinteren Kastensternen des großen Wagens wird fünf mal verlängert, um auf die Position des Polarsterns zu kommen.

Sternbilder

Es gibt aber auch Sterne am Himmel, welche nicht zirkumpolar sind. Eben jene, die so weit vom Himmelspol entfernt sind, dass ihre tägliche Bahn teilweise unter dem Horizont liegt. Das führt gleichzeitig dazu, dass sie nicht das ganze Jahr über am Nachthimmel zu sehen sind.

Der Grund dafür ist die jährliche Drehung der Erde um die Sonne: Beim Blick in den Nachthimmel stehen wir naturgemäß auf derjenigen Seite der Erde, die von der Sonne weg weist. Denn sonst hätten wir keine Nacht. Wenn wir aber zu verschiedenen Jahreszeiten den Nachthimmel betrachten, geht unser Blick dabei im Weltall in unterschiedliche Richtungen. Denn die Erde befindet sich dabei an unterschiedliche Stellen ihrer Bahn um die Sonne und der Blick "von der Sonne weg" dementsprechend in unterschiedliche Richtungen. Daher gibt es typische Winter-, Frühjahrs-, Sommer- und Herbststernbilder. So sieht man im Winter am südlichen Abendhimmel im Süden das Sternbild Stier, etwas später dann den Orion und noch später die Zwillinge, weil diese auf der nördlichen Erdhalbkugel typische Wintersternbilder sind. Im Sommer guckt man dagegen gerade in die andere Richtung und sieht z. B. das Sommerdreieck, welches aus den hellsten Sternen der Sternbilder Schwan, Adler und Leier besteht.

Frühjahrssternbilder

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  Perseus (lat. Perseus)
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  Zwillinge (lat. Gemini) Castor, Pollux
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  Löwe (lat. Leo)
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  Bärenhüter (lat. Bootes)
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  Krebs (lat. Cancer)
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  Kleiner Hund (lat. Canis Minor)
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  Haar der Berenike (lat. Coma Berenices)

Sommersternbilder

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  Herkules (lat. Hercules)
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  Krone (lat. Corona)

Herbststernbilder

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  Pegasus (lat. Pegasus)
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  Schwan (lat. Cygnus)
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  Adler (lat. Aquila)
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  Leier (lat. Lyra)
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  Delfin (lat. Delphinus)
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  Fische (lat. Pisces)
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  Füllen (lat. Equuleus)
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  Jungfrau (lat. Virgo)

Wintersternbilder

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  Orion (lat. Orion)
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  Großer Hund (lat. Canis Major)
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  Stier (lat. Taurus)
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  Andromeda (lat. Andromeda)

Fachliche Grundbegriffe

Ekliptik

Als Ekliptik wird einerseits die Ebene der Erdbahn bezeichnet, also die Ebene, in welcher die Erde um die Sonne kreist. Andererseits bezeichnet man damit die scheinbare jährliche Bahn der Sonne auf dem Hintergrund des Himmelszeltes.

Das Himmelszelt wirkt auf den naiven Beobachter wie eine Kugel, an welcher sich die Gestirne befinden und in deren Mittelpunkt er selber steht. Die jährliche Bewegung der Erde um die Sonne bewirkt, dass wir die Sonne im Lauf eines Jahres vor dem Hintergrund dieses Himmelszeltes "von allen Seiten" sehen, dass sie also scheinbar einen Kreis an der Himmelskugel beschreibt. Man macht sich leicht klar, dass dieser Kreis nichts anderes ist als die Schnittlinie der Erdbahnebene mit jener gedachten Himmelskugel. Dies rechtfertigt die beiden unterschiedlichen Definitionen des Begriffs.

Die Bahnebenen der anderen Planeten liegen fast parallel zur Ekliptik, mit Abweichungen von nur 1 Grad (Jupiter, Uranus) bis 7 Grad (Merkur). Die Mondbahn ist um 5,145 Grad gegenüber der Erdbahn geneigt.

Neigung der Erdachse ("Schiefe der Ekliptik")

Die Erdachse steht nicht senkrecht auf der Ekliptikebene, sondern ist gegenwärtig um etwa 23,4 Grad gegen die Senkrechte der Ekliptik geneigt. Bei ihrem Umlauf um die Sonne bleibt die Richtung der Erdachse dabei im Wesentlichen raumfest, so dass im Laufe des Jahres abwechselnd die Nord- und die Südhalbkugel der Erde etwas mehr zur Sonne zeigen. Dabei steht die Sonne ebenso abwechselnd nördlich und südlich der Äquatorebene der Erde. Das ist die Ursache für die Entstehung der Jahreszeiten. An den zwei Zeitpunkten im Jahr, an denen die Sonne den Himmelsäquator überquert, tritt die Tag-und-Nacht-Gleiche (Äquinoktium) ein. Der Punkt an der Himmelskugel, an welchem sich die Sonne zum Zeitpunkt der Frühlings-Tag-und-Nacht-Gleiche befindet (wenn sie also von der südlichen zur nördlichen Erdhalbkugel wechselt), heißt Frühlingspunkt. Dieser Zeitpunkt markiert den astronomischen Frühlingsanfang.

Präzession

Die um ihre Achse rotierende Erde stellt physikalisch einen Kreisel dar, und unterliegt den gleichen Gesetzen wie ein Spielzeugkreisel.

Die Anziehungskraft der Erde versucht, einen Spielzeugkreisel zu kippen. Der Kreisel wirkt der Lageänderung seiner Drehachse entgegen, indem sich diese auf einem Kegelmantel um die Senkrechte herumbewegt. Dieser Effekt heißt "Präzession".

In ähnlicher Weise zerren Mond und Sonne an der Erde: Weil die Erde keine exakte Kugelgestalt hat, sondern einen Äquatorwulst besitzt, versuchen die Anziehungskräfte von Mond und Sonne (Gravitationskräfte, Gezeitenkräfte), die kreiselnde Erde auf der Ekliptikebene aufzurichten. Dies führt ganz analog zu einer Präzessionsbewegung der Erdachse. Auch die Erdachse bewegt sich dadurch auf einem Kegelmantel (halber Öffnungswinkel etwa 23,5°). Für einen Umlauf benötigt sie etwa 26 000 Jahre.

Koordinatensysteme

Deklination

Auf gedruckten Sternkarten und in Tabellen werden für jeden Stern zwei Koordinaten angegeben: Die Deklination und die Rektaszension. In der Astronomischen Navigation (Nautik) benutzt man anstelle der Rektaszension den Stundenwinkel.

Die ins All erweiterte Äquatorebene (der Erde) nennt man „Himmelsäquator“. Alle Sterne, die genau in dieser Äquatorialebene liegen, haben eine Deklination von 0 Grad. Sterne nördlich des Himmelsäquators haben eine positive Deklination, die darunter liegenden eine negative Deklination, und die Erdachse hat eine Deklination von 90 Grad. Beobachtet man einen Stern im Zenit (Höhe = 90 Grad), so ist seine Deklination gleich der geografischen Breite des Beobachters. Ein Stern, der in Deutschland im Zenit steht, hat daher eine Deklination zwischen 49 Grad (im Süden) bis 52 Grad (in Norddeutschland).

Die Deklination der Gestirne an der Himmelskugel entspricht der geografischen Breite auf der Erdkugel. In der Astronomischen Navigation ist auch der Ausdruck "Abweichung" gebräuchlich. Man bringt damit die Abweichung eines Gestirns vom Himmelsäquator zum Ausdruck.

Der Nordpolarstern „Polaris“ oder auch „Alpha Ursae Minoris“ im Sternbild „Kleiner Bär“ hat zur Zeit die Funktion eines Polarsternes, weil er ein hellerer Stern in der Nähe der "Himmelsachse" (Verlängerung der Erdachse) ist. Auf der Südhalbkugel gibt es keinen äquivalenten „Südpolarstern“. Die Deklination des Polarsterns (Nordstern) beträgt z.Zt. 89° 18,4' N. In etwa 2200 Jahren wird der Stern Er Rai unser Polarstern sein. Um das Jahr 7000 nach Christus wird der Stern Alderamin zum Polarstern. Zu diesem Zeitpunkt wird Polaris bereits einen Abstand von 36 Grad zur Polachse besitzen. Nach 26.000 Jahren wenn der Zyklus der Präzession beendet ist, steht Polaris wieder auf der gleichen Deklination, auf der er heute steht.

Rektaszension

Um die Position jedes Sterns anzugeben, wird neben der Deklination noch eine zweite Winkelangabe benötigt. Für Punkte auf der Erdoberfläche gibt man die „geografische Länge“ an: Das ist der Winkelabstand zu einem willkürlich gewählten „Nullmeridian“ (der aus historischen Gründen durch die Sternwarte Greenwich bei London geht). Das Analogon zur „geografischen Länge“ nennt man Rektaszension.

Für Himmelskoordinaten kann man den Greenwich-Meridian aber nicht als Bezug nehmen. Man brauchte einen Punkt am Himmel, der sich nicht bewegt und der leicht zu bestimmen ist. Als Bezugspunkt wurde deshalb der Frühlingspunkt gewählt. Er ist der Schnittpunkt der Ekliptik mit dem Himmelsäquator.

Der Winkel, den ein Objekt mit dem himmlischen Längengrad des Frühlingspunktes bildet, wird als Rektaszension bezeichnet. Der Rektaszensionswert wird von diesem in östlicher Richtung vorangezählt. Die Rektaszension wird in der Form Stunden, Minuten und Sekunden (gelegentlich auch Stunden und Minuten mit Dezimalunterteilung der Minuten) angegeben. Hierbei entspricht 1 Stunde 15 Grad, eine Rektaszensionsminute 15' (Bogenminuten) und eine Rektaszensionssekunde 15'' (Bogensekunden).

	Die Rektaszensionszeit hat nichts mit der Uhrzeit zu tun! Es handelt sich um eine Koordinatenangabe. Davon sollte man sich nicht verwirren lassen.

Epoche

Der Frühlingspunkt ist aber leider kein fester Wert. Er ändert seine Position langsam, aber beständig. Mehr noch: Nichts am Himmel bleibt so, wie es ist. Auch die scheinbar unbeweglichen Sterne, die „Fixsterne“, bewegen sich. Dadurch verändern sich auch die Sternbilder. Als die Menschen den Sternbildern Namen gaben, sahen die Sternbilder anders aus. Fast alles im Universum verändert sich: Die Erddrehung wird durch die Gezeiten gebremst und verlangsamt sich. Der Mond entfernt sich von der Erde, die Sonne verliert durch die Strahlung mehr Masse als sie durch hineinstürzende Meteoriten gewinnt. Wegen der abnehmenden Sonnenmasse entfernt sich die Erde von der Sonne. Die Sonne umkreist das Zentrum der Milchstraßen-Galaxis, unsere Galaxis bewegt sich mit den anderen Galaxien um irgend ein entferntes Zentrum, die Sterne entfernen sich voneinander.

Manche Veränderungen brauchen viele Jahrhunderte, um mit dem bloßen Auge sichtbar zu werden, andere brauchen Millionen oder Milliarden Jahre. Wenn die Zeiträume ganz und gar unüberschaubar werden, wird von „astronomischen Zeiträumen“ gesprochen. Wann immer Sie in der Astronomie das Wort „unveränderlich“ lesen, ist es nur eine Vereinfachung.

Weil sich der Frühlingspunkt in Folge der Präzession langsam rückläufig bewegt, muss stets eine Jahreszahl, die sogenannte Epoche angegeben werden, für die der Wert des Frühlingspunktes als zeitweilig unveränderlich angenommen wird. Derzeit gilt die Epoche 2000 für aktuelle, gedruckte Sternkarten. Alle 50 Jahre beginnt eine neue Epoche, und es werden neue Tabellen der Sternpositionen erstellt. Für Hobbyastronomen ist das genau genug, weil die Abweichung selbst in 10 Jahren nur ein paar Bogensekunden beträgt. Sternpositionen mit der Epoche 2000 werden auch 2045 noch ausreichend genau sein, so dass der Stern im Fernrohr zu finden ist. Mit Astronomiesoftware ist es möglich, noch genauere Positionen der Sterne berechnen zu lassen. Dafür muss dann allerdings statt der 2000 die aktuelle Jahreszahl als Epoche angegeben werden. Zum Beispiel J2008 für das julianische Äquinoktikum, welches sich nach dem Julianischen Kalender richtet, damit alle ihre Berechnungen nach dem gleichen Zeitsystem erstellen können.

Ephemeriden

„plánetes“ ist das altgriechische Wort für „Wanderer“. Planeten, aber auch Sonne und Mond bewegen sich so schnell, dass sie im Verlaufe des Jahres vor immer neuen Sternbild-Hintergründen zu sehen sind. Deshalb werden sie nicht in die Sternkarten eingezeichnet. Statt dessen werden ihre Positionsangaben in Tabellen erfasst. Eine solche Tabelle der Positionen wird von den Astronomen als Ephemeride bezeichnet. Sie enthalten stets die Koordinaten (meist in Form von Rektaszension und Deklination unter Angabe des Zeitpunktes für den der Frühlingspunkt gewählt wird) der jeweiligen Gestirne. Als Beispiel hier die Ephemeride des Mars für die ersten drei Tage des Jahres 2007:

Datum	Rektaszension	Deklination	Elongation	Phase	Helligkeit	Winkel- durchmesser
01.01.2007	17 h09 m34,0 s	-23°14'16“	21,8° West	0,99	1,5 mag	3,93“
02.01.2007	17 h12 m42,2 s	-23°18'34“	22,0° West	0,99	1,5 mag	3,93“
03.01.2007	17 h15 m50,8 s	-23°22'38“	22,3° West	0,99	1,5 mag	3,94“

Daneben können Ephemeriden noch andere interessante Parameter enthalten. Diese sind zum Beispiel:

• Der Winkelabstand zur Sonne, die sogenannte Elongation. Ein Objekt mit kleiner Elongation steht nahe bei der alles überstrahlenden Sonne am Himmel und kann in der Regel nicht beobachtet werden.

• Die Helligkeit in Magnitudo wird abgekürzt mit mag. Je positiver dieser Wert ist, desto dunkler ist das Objekt. Objekte mit einer Helligkeit von 6 mag. sind bei dunklem Himmel ohne Lichtverschmutzung vom Menschen gerade noch zu erkennen. Für Helligkeiten über 6 mag. wird deshalb ein Fernglas oder ein Teleskop benötigt. Der Stern Wega hat eine Helligkeit von 0 mag. und Sirius als hellster Stern am Himmel eine Helligkeit von -1,5 mag.

• Der scheinbare Winkeldurchmesser gibt die Größe des Objektes am Himmel an. Ein Bogengrad kann in 60 Bogenminuten (60') und eine Bogenminute kann in 60 Bogensekunden (60“) aufgeteilt werden. Der Mond und die Sonne haben etwa einen Winkeldurchmesser von 0,5° (Bogengrad) bzw. 1800“ (Bogensekunden).

• Auf- und Untergangszeiten können in Ephemeriden enthalten sein. Allerdings sind diese stark ortsabhängig!

• Für manche Gestirne werden auch besondere Parameter in den Ephemeriden angegeben.
  • Mondephemeriden enthalten häufig das sogenannte Mondalter, das ist die seit dem letzten Neumond verflossene Zahl der Tage.
  • Bei Mond, Merkur, Venus und Mars sind Angaben zum Phasenwinkel üblich.
  • Ephemeriden des Saturn enthalten häufig die Angabe der Ringneigung, da diese für Fernrohrbeobachter von großem Interesse ist.

Astronomische Beobachtungsinstrumente

Teleskope

Linsen- und Spiegelteleskope basieren auf unterschiedlichen Arbeitsprinzipien. Jeder Teleskoptyp hat seine Stärken und Schwächen.

Linsenteleskop

Linsenteleskop (Refraktor)

Das Linsenteleskop, auch Refraktor genannt, geht auf eine Entdeckung des Engländers Roger Bacon zurück, der entdeckte, dass sich Lichtstrahlen durch Linsen bündeln lassen. Das erste Linsenteleskop wurde von dem Holländer Hans Lipperhey um 1608 gebaut. Als Galileo Galilei davon erfuhr, baute er sich sofort eines nach. Die moderne Astronomie war geboren. Das erste Teleskop des Galileo Galilei hatte eine Vergrößerung von einem Faktor 9, was es mit einem modernen Fernglas vergleichbar macht. Erst spätere Konstruktionen wie die von Johannes Kepler erreichten eine bis zu dreißigfache Vergrößerung. Das Linsenteleskop besteht aus einem Linsenobjektiv, welches das Licht bündelt und einem Okular in der Nähe des Brennpunkts.

Spiegelteleskop

Newton Spiegelteleskop

Das Spiegelteleskop, auch Reflektor genannt, ist eine etwas modernere Erfindung als das Linsenteleskop und hat ein anderes Wirkungsprinzip. Bei dem Spiegelteleskop wird das Licht mit einem großen Parabolspiegel aufgefangen und über mindestens einen weiteren Spiegel aus dem Strahlengang herausgeleitet, um das eingefangene Licht dann mit einem Okular betrachten zu können.

Vergleich von Linsen- und Spiegelteleskopen

Linsen brechen Licht unterschiedlicher Wellenlängen verschieden stark, so dass Licht unterschiedlicher Farbe jeweils einen anderen Brennpunkt hat. Farbsäume sind die Folge davon, da blaues Licht von Linsen stärker gebrochen wird als grünes, gelbes und rotes Licht. Deshalb liegt der blaue Brennpunkt ein Stück näher an der Linse, als der rote Brennpunkt. Im Vergleich zu dem Teleskop, welches von Galileo Galilei benutzt wurde, sind moderne Teleskope jedoch um Klassen besser.

Spiegelteleskope haben diesen Farbfehler nicht. Aber sie haben einen anderen Mangel: Durch die parabolische Form des Spiegels besitzen sie die unangenehme Eigenschaft, an den äußeren Ecken des Bildes einen runden Lichtstrahl zur Tropfenform zu verzerren. Je nach Brennweite und Qualität des Teleskopes sind diese Effekte unterschiedlich stark zu sehen. Je größer die Brennweite ist, desto weniger ist dieser Effekt ausgeprägt.

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Die Montierung

Die Nutzung eines Teleskops erfordert die stabile Aufstellung auf einem Stativ, insbesondere bei Vergrößerungen ab 10-fach. Anderenfalls kann das Auflösungsvermögen der Optik nicht im vollen Umfang genutzt werden, weil es beim Halten des Teleskops in den Händen zu Schwingungen kommt. Je nachdem ob das Teleskop fest an einem Ort aufgestellt wird oder unterwegs zum Einsatz kommt, werden Säulen oder Dreibeinstative eingesetzt. Auf dem Stativ wird ein Gelenk, die Montierung im eigentlichen Wortsinne angebracht, welche die Positionierung des Teleskops erlaubt. Die beiden Achsen sind im rechten Winkel zu einander angebracht und können manuell oder mit je einem Motor bewegt werden. Letzteres erlaubt die sehr präzise Positionierung der Beobachtungsobjekte im Bildfeld des Teleskops und im Falle gleichmäßig bewegter Objekte auch die Nachführung, um das Objekt kontinuierlich im Bildfeld zu halten. Die Motoren der Montierungsachsen können mit einem Computer gesteuert werden. Nach einer Synchronisierung der Teleskopposition mit den Himmelskoordinaten kann eine spezielle Software diese Koordinaten anfahren, entweder nach Eingabe numerischer Koordinatenwerte oder durch Positionierung des Zielcursors in einer digitalen Sternenkarte.

Parallaktische Montierung

Teleskop mit äquatorialer Montierung

Teleskop mit äquatorialer Montierung

Die bessere Montierung für Astrofotografie ist die Parallaktische Montierung, auch Äquatorialmontierung oder Deutsche Montierung genannt. Die Achse wird schräg gestellt und auf den Polarstern (genauer: auf den Himmelspol) ausgerichtet. Die Schräglage ist abhängig von der geographischen Breite des Teleskopstandortes. In diesem Fall genügt für die Sternbeobachtung ein einziger Elektromotor, der die Rektaszensionsachse (Stundenachse) entgegen der Erdrotation mit der gleichen Geschwindigkeit dreht. Die Drehung der Erde wird ausgeglichen, so dass ein einmal eingestellter Stern immer im Blickfeld des Beobachters bleibt.

Die Planeten, der Mond und Kometen bewegen sich mit einer anderen Geschwindigkeit am Himmel als die Sterne. Für diese Beobachtungen reicht der eine Motorantrieb der Äquatorialmontierung nicht aus. Das Teleskop muss entweder in der Deklination von Hand nachgeführt werden oder mit einem zweiten Motor ausgestattet werden.

Azimutalmontierung

Teleskop mit azimutaler Montierung

Die Azimutalmontierung ist einfacher aufgebaut als die Äquatorialmontierung, da sie nicht auf den Himmelsäquator ausgerichtet wird. Es kann damit die Höhe zum Horizont und der Azimut eingestellt werden. Um einem Stern in seiner Bahn zu folgen, müssen immer beide Achsen verstellt werden. Für den Amateur reicht das zur Beobachtung mit dem Auge aus, aber für photografische Aufnahmen ist die Azimutalmontierung nur schlecht geeignet, da bei ihr eine Bildfelddrehung bedingt durch die abweichenden Achsen festzustellen ist. Große optische Teleskope und Radioteleskope benutzen trotzdem meistens die Azimutalmontierung, weil sie in dieser Baugröße kostengünstiger herzustellen ist als eine Äquatorialmontierung.

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Raumflugkörper

Es gibt viele verschiedene Satelliten, welche zu astronomischen Forschungen im Weltraum eingesetzt werden. Der Berühmteste davon ist das Weltraumteleskop Hubble, welches am 25. April 1990 gestartet wurde. Satelliten werden eingesetzt, um die Atmosphäre zu überwinden, welche die meisten Lichtstrahlen absorbiert und verzerrt. Im Weltall können die Bilder ungehindert von Störungen aufgenommen werden. Auf der Erde schlecht empfangbare Spektralbereiche wie Infrarot-, Ultraviolett- und Röntgenstrahlen werden heute von Spezialsatelliten aufgefangen. Früher hat man für solche Beobachtungen auch Flugzeuge und Ballons verwendet. Es gibt zu viele Satelliten, um hier alle aufzulisten.

Hubble-Teleskop

Hubble Teleskop

Hubble ist ein Satellitenteleskop 600 km über der Erdoberfläche, das hauptsächlich im sichtbaren Wellenlängenbereich Aufnahmen von Sternen und Galaxien anfertigt. In seiner mittlerweile mehr als 15 jährigen Betriebszeit hat Hubble Tausende von sehr beeindruckenden Bildern unseres Universums geschossen und so manches Geheimnis zu lüften geholfen. Ursprünglich war gar nicht geplant, Hubble so lange einzusetzen, da ein Nachfolger ihn nach ca. 10 Jahren ablösen sollte. Hubble mit seinem Spiegelteleskop von etwa 2,4 Metern Durchmesser wurde schon mehrfach im All repariert und erweitert, was allerdings nach der Katastrophe der Columbia und einigen weiteren Rückschlägen der NASA stark eingeschränkt wurde, da weitere Reparaturen zu kostenaufwändig gewesen wären. Es war also nur noch eine Frage der Zeit, wann die Elektronik von Hubble endgültig ausfallen würde. Um das zu verzögern, hat die NASA entschieden, 2009 Hubble noch einmal auf den neuesten Stand der Technik zu bringen, da sonst eines der wichtigsten Fernrohre für die Wissenschaft verloren wäre.

Soho

Bilder der Sonne aufgenommen durch den Soho Satelliten

Lagrangepunkte des Erde-Sonne Systems

Soho ist ein Satellit, der 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt alle sechs Monate den Lagrangepunkt L1 zwischen der Erde und der Sonne umkreist. An diesem Punkt sind die Anziehungskräfte der Erde und der Sonne so gut wie aufgehoben, weshalb er sich dort mit sehr geringem Energieaufwand halten kann.

Soho untersucht täglich die Emissionen der Sonne mit verschiedenen Sensoren und sendet die Daten anschließend zur Erde. Dort werden die Daten zu Fotos umgewandelt und dann im Internet veröffentlicht. Die Sonne wird unter anderem im UV-Bereich fotografiert, womit die magnetischen Stürme innerhalb der Photosphäre der Sonne besonders gut zu beobachten sind.

Weblinks

Teleskop- & Okularrechner

Teleskopbedienung

Bestandteile eines Teleskops

Teile des Fernrohrs am Beispiel eines Newton-Reflektors

Der Tubus (1) des Fernrohrs ist zumeist aus Kunststoff, Aluminiumblech oder aus Hartpappe gefertigt. Darin befestigt ist der Hauptspiegel (2), der auf einer einstellbaren Vorrichtung gelagert ist.

Am Kopfende befindet sich die Spinne (3), welche den Sekundärspiegel trägt. Auch dieser ist einstellbar gelagert. Das Licht, welches durch das Kopfende eintritt, die Spinne passiert, dann vom Hauptspiegel zum Sekundärspiegel geworfen wird, verlässt durch den längenverstellbaren Okularauszug (5) das Teleskop durch ein Okular (6).

Blick in ein Newton-Teleskop

Okular an einem Newton Teleskop

Die Bildschärfe kann am Okularauszug an einem Schraubrad (7) eingestellt werden. Manche Okularauszüge verfügen sogar über eine Feststellschraube (8), mit der die einmal gefundene scharfe Abbildung gegen unbeabsichtigtes Verstellen fixiert werden kann. Die Okulare werden mit mehreren Klemmschrauben (9) im Okularauszug befestigt, so dass sie nicht herausfallen können.

Newton Teleskop

Der Okularauszug hat bei Amateurteleskopen für die Befestigung des Okulars meistens einen Innendurchmesser von 1 ¼ Zoll. Bei großen Teleskopen kann der Okularauszug auch 2 Zoll Durchmesser haben.

Blick durch den Sucher eines Newton Teleskops

Das Sucherfernrohr (10) ist auf dem Tubus angebracht und hat einen viel größeren Sichtbereich als das Teleskop, um die Suche nach Sternen am Himmel zu erleichtern. Es ist mit einem Fadenkreuz ausgestattet, um die Mitte zu markieren und es dadurch dem Astronomen zu erleichtern, den Stern auf die Mitte des viel engeren Sichtfeldes des Telekops einzustellen.

Die Abbildung ist durch das Sucherfernrohr auf dem Kopf stehend, weil der Blick durch das Teleskop ebenfalls gedreht ist. Die Sichtachse des Sucherfernrohrs sollte möglichst am Abend nochmals überprüft werden, ob sie noch mit dem Teleskop übereinstimmt und es sollte gegebenenfalls entsprechend nachjustiert werden.

Teleskope sind empfindliche optische Geräte, welche geschont werden müssen, um lange Freude daran zu haben. Deshalb sollte niemals mit den Händen die Spiegel- oder die Linsenoberfläche berührt werden, weil sonst diese durch das Körperfett verschmutzen. Linsen sind vergütet. Das bedeutet, dass sie eine sehr empfindliche Beschichtung haben. Staub auf einem Spiegel sollte nicht mit einem Lappen abgerieben werden, weil die Oberfläche des Spiegels dadurch zerkratzt wird. Ein wenig Staub auf dem Spiegel stört weniger als ein zerkratzter Spiegel. Er wird maximal alle zwei Jahre ausgebaut und mit destilliertem Wasser abgespült.

Berechnung der Vergrößerung

Um die Vergrößerung des Teleskopes herauszubekommen, muss die Brennweite des Objektivs durch die Brennweite des Okulars dividiert werden. Fünfzehn bis zwanzig Millimeter Okularbrennweite ist dabei das „Normalokular“, da man bei diesem eine ausreichende Vergrößerung hat und ein relativ großer Bereich des Himmels gesehen werden kann. Die meisten Objekte sind damit gut zu beobachten. Eine Brennweite von 40 mm ermöglicht es, große zusammenhängende Sternenfelder beobachten zu können. Mit einem 10 mm oder 7,5 mm Okular können Planeten nahe herangeholt und kleine Krater auf dem Mond studiert werden.

Teleskopbrennweite : Okularbrennweite = Vergrößerung
1000mm : 20mm = 50
800mm : 10mm = 80
2800mm : 20mm = 140

Eine zu starke Vergrößerung ist nicht zu empfehlen, da so auch die Verzerrung der Atmosphäre mitvergrößert wird. Das Bild wird dadurch unruhig.

Deutsche Montierung und ihre Freiheitsgrade

Deutsche Montierung im Detail erklärt

Amateurmontierungen haben meist ein Dreibeinstativ aus Holz oder aus Aluminium, um die eigentliche Mechanik der Montierung zu tragen. Die äquatoriale Montierung besitzt zwei Achsen, die vor der Beobachtung auf die Himmelsachsen ausgerichtet werden müssen.

Das Teleskoprohr (der Tubus) ist mit Rohrschellen auf der Montierung angebracht. Häufig besitzt es eine spezielle Schnellbefestigung, um einen schnellen Abbau bei plötzlich einsetzendem Regen zu ermöglichen.

Die Achsen der Montierung werden in der Regel mit flexiblen Wellen über die Schneckengetriebe eingestellt. Für schnelle und große Änderung der Ausrichtung, wird die Klemmung der jeweiligen Achse kurzzeitig gelöst. Die Klemmung ist eine Kupplung zwischen dem Getriebe der Achse und dem frei beweglichen Teil der Achse. Jede der beiden Achsen hat eine Skala. Eine fest montierte Deklinationsskala und eine leicht verstellbare Skala für die Rektaszensionsachse (auch Stundenachse oder Polachse genannt und mit RA (engl.: Right Ascension (rechte Höhe)) gekennzeichnet).

In der Rektaszensionsachse kann meist ein Polsucherfernrohr eingebaut werden.

Für eine feine Einstellung der Ausrichtung der Montierung auf den Himmelspol gibt es an der Montierung spezielle Einstellschrauben, mit denen die Position der Montierung auf dem Stativ oder dem Sockel sehr feinfühlig eingestellt werden kann. (Azimut und Polhöhe)

Aufstellung der Montierung

Die Aufstellung sollte wenn möglich am frühen Abend erfolgen. Das hat erstens den Vorteil, das noch alles ohne Taschenlampe gut erkannt werden kann und zweitens soll das Teleskop sich schon an die Außentemperatur anpassen, was für die Beobachtung von Sternen wichtig ist, da selbst kleine Unterschiede in der Temperatur des Spiegels oder der Linse Auswirkungen auf die Abbildung haben kann. Wenn das Teleskop wärmer als die Umgebung ist, dann steigt in ihm warme Luft auf und bildet Schlieren im optischen Weg. Wenn das Teleskop kälter ist als die Umgebung, dann beschlagen die Oberflächen mit Wassertröpfchen aus der Umgebungsluft.

Ausrichtung der Stundenachse auf den Himmelspol

Ausrichtung mit Polsucher

Blick durch den Polsucher

Moderne äquatoriale Montierungen für Amateure haben fast alle seit ca. 1985 ein Polsucherfernrohr eingebaut oder zumindest die Möglichkeit, eines nachzurüsten. Solch ein Polsucher ist ein kleines Fernrohr in der Polachse der Montierung, durch das der Polarstern mit einer Markierung im Polsucherfernrohr abgedeckt wird und dadurch die Polachse der Montierung gut mit der Himmelsachse in Übereinstimmung gebracht werden kann. Es bedeutet eine große Erleichterung für jemanden, der häufig die Montierung an verschiedenen Orten aufstellen muss, weil es für die visuelle Beobachtung ausreichend genau ist. Wer allerdings fotografische Aufnahmen vom Himmel mit Belichtungszeiten über zehn Sekunden machen möchte, sollte die Montierung Einscheinern.

Das Kreuz kennzeichnet die Himmelsachse. Der helle Polarstern wird in die Mitte des kleinen Kreises eingestellt.

Ausrichtung durch Einscheinern

Das Einscheinern ist die Genaueste und zugleich aufwändigere Art das Teleskop auszurichten. Dies ist aber für Montierungen die fest installiert sind und welche für die Astrofotografie benutzt werden sollen unerlässlich, weil sonst die gemachten Aufnahmen wegen der Bildfelddrehung leicht verschwommen sind. Bei professionellen Sternwarten kann das genaue Einscheinern mehrere Nächte dauern. Dazu wird in der Regel ein Fadenkreuzokular benötigt, um die Sterne genau an einer Position einzustellen und zu beobachten, ob der Stern im Westen oder im Osten sich in der Deklinationsachse aus dem Fadenkreuz bewegt. Aus der jeweiligen Bewegungsrichtung kann dann auf die Korrekturrichtung geschlossen werden. Wenn sich der Stern nicht mehr aus dem Fadenkreuz bewegt, ist die Rektaszensionsachse genau auf den Himmelspol ausgerichtet.

Eine modernere und fast ebenso genaue Variante des Einscheinerns ist mit einer CCD–Kamera oder einer umgebauten Webcam, welche im Brennpunkt befestigt wird, möglich. Dadurch kann auf die Anschaffung eines teuren Fadenkreuzokulars verzichtet werden. Der Vorteil dabei ist auch, das diese Variante deutlich schneller auszuführen geht, als die Variante mit dem Fadenkreuzokular. Außerdem kann die Abweichung live beobachtet und die (möglichst behutsame) Korrektur an der Montierung direkt überprüft werden. Der Nachteil ist, das dazu ein Laptop mit USB-Anschluss benötigt wird. Der herausragende Vorteil ist, das damit gleichzeitig die mechanische Ungenauigkeit der Montierung – in Fachkreisen Schneckenfehler genannt – bis auf die Bogensekunde genau gemessen werden kann. Dazu muss nur über die Zeitspanne mindestens einer Schneckenradumdrehung der RA-Achse, die tatsächliche Abweichung der Sternenposition aufgenommen werden. Das dauert bei den meisten Montierungen zwischen 4 bis 10 Minuten.

Das erste Objekt einstellen

Positionskoordinaten

Jede Position auf der Erde kann durch Koordinaten, den Längen- und den Breitengrad, angegeben werden. Der Breitengrad ist die Größe, die für die Aufstellung der Montierung wichtig ist. Der Längengrad ist nötig, um die korrekte Ortszeit für den aktuellen Standort zu berechnen. Das ist wichtig, weil die Sternenkarten für den nullten Meridian berechnet wurden. Ein Teleskop in Berlin würde 13 Grad und 24 Bogenminuten davon abweichen. Die Sonne geht in Berlin fast eine Stunde früher auf als in Greenwich, da Berlin östlich davon liegt.

Berechnung der Wahren Ortszeit (WOZ)

In Deutschland gilt wie in einigen europäischen Ländern die Sommerzeit (MESZ) im Sommer und (MEZ) im Winter. Das ist aber nicht die Sonnenzeit an der sich die astronomischen Ereignisse orientieren. Ein Grad Abweichung im Längengrad vom Nullmeridian aus entspricht 4 Minuten Differenz in der Sonnenzeit. Der Nullmeridian verläuft durch den Londoner Stadtteil Greenwich.

Stehen wir mit unserem Teleskop während der Sommerzeit um 22.34 Uhr in Berlin, dann müssten wir die Sommerzeit erstmal in die Koordinierte Weltzeit (UTC) umrechnen. UTC= MESZ - 2 h ;  UTC= MEZ - 1 h

z.B. 22.34 Uhr MESZ - 2 h = 20.34 Uhr UTC

Da wir uns östlich des Nullmeridians befinden, müssen wir pro Längengrad 4 Minuten zu der UTC addieren, um auf die Ortszeit zu kommen.

13,24 x 4 Minuten = 52,96 Minuten

20.34 + 53 Minuten = 21.27 Uhr WOZ

Die deutsche Montierung wird i.d.R. mit einer Anleitung zur Längenkorrektur versehen sein, die sich auf 15° Ost bezieht (MEZ). Da die meisten Orte in Deutschland aber westlich dieses Meridians liegen, ist bei der Einstellung der Längenkorrektur umgekehrt vorzugehen, indem die Länge des Standortes von 15° subtrahiert, die Differenz in Minuten umgerechnet und sodann von MEZ abgezogen werden muss. Im obigen Beispiel bezieht sich der Autor jedoch auf den Nullmeridian und UTC.

In Sternwarten gibt es Uhren, die auf die Ortszeit eingestellt sind, um den Bedienern des Teleskops die dauernde Umrechnung zu ersparen.

Auswahl eines Objektes für die Beobachtung

Nehmen wir an, dass wir am 15.07.2006 um 22.34 Uhr mit unserem Teleskop in Berlin stehen und den Jupiter beobachten wollen. Dazu sehen wir in die Ephemeridenliste, um herauszufinden, welche Himmelskoordinaten für Jupiter an der Montierung einzustellen sind.

Datum	Rektaszension	Deklination	Elongation
12.07.2006	14h28m00,0s	-13°27'34“	109,5° Ost
13.07.2006	14h28m04,0s	-13°28'10“	108,6° Ost
14.07.2006	14h28m08,7s	-13°28'50“	107,6° Ost
15.07.2006	14h28m14,0s	-13°29'33“	106,7° Ost

Datum	Phase	Helligkeit	Winkel- durchmesser
12.07.2006	0,99	-2,2 mag	39,52“
13.07.2006	0,99	-2,2 mag	39,41“
14.07.2006	0,99	-2,2 mag	39,29“
15.07.2006	0,99	-2,2 mag	39,18“

Die negative Deklination von über -13° zeigt an, dass der Jupiter zu dieser Zeit unterhalb des Himmeläquators steht. Er wird daher wahrscheinlich nicht sichtbar sein.

Einstellen von Objekten am Teleskop

Jedes Objekt am Sternenhimmel hat eine Koordinate. Größere Montierungen besitzen meist Achsen, an denen die Koordinaten eingestellt und abgelesen werden können. Die Deklinationsachse (Dec) stimmt sofort nach der Aufstellung der Montierung mit den Himmelskoordinaten überein, doch die Rektaszension (RA) ändert sich ständig mit dem Lauf der Sterne. Wenn Sie die Skala für die Rektaszension am Teleskop benutzen wollen, wäre es sinnvoll, diese Achse mit einem Motor nachzuführen. Die Rektaszensionsachse muss vor einer sinnvollen Benutzung und nach jedem Lösen der Klemmung erstmal auf den Himmel geeicht werden. Dazu wird mit dem Teleskop ein bekannter Stern eingestellt und dann die RA-Skala an der Montierung auf die Rektaszension dieses Sterns gedreht.

Die RA-Skala ist verstellbar

Zur Kalibrierung wird ein bekannter Stern, möglichst in der Nähe des zu beobachtenden Objekts durch das Teleskop angepeilt. Wenn dieser Kalibrierstern dort in der Mitte steht, die Klemmung fest ist und die Nachführung läuft, kann die Skala der RA-Achse auf die RA-Koordinaten dieses Kalibriersterns eingestellt werden. Dazu muss natürlich die RA-Koordinate des Kalibriersterns bekannt sein. (In Sternenkatalogen oder mit Astronomiesoftware können Sie das herausbekommen.) Die Skala ist nun geeicht bis zur nächsten Öffnung der Klemmung. Jetzt kann die Skala zum Einstellen jedes beliebigen Objektes benutzt werden. Das Objekt sollte mit einem 20 mm Okular auf jeden Fall im Sichtfeld erscheinen. Wenn nicht, war die Kalibrierung ungenau, die Montierung ist nicht richtig ausgerichtet worden oder es wurde der Kalibrierstern mit einem anderen verwechselt.

Scala der RA Achse mit Nonius

Eine andere Möglichkeit, Objekte am Himmel einzustellen wäre, sich von Stern zu Stern mit dem Auge oder dem Sucherfernrohr auf dem Teleskop an Hand von Sternenkarten vorzutasten. Dazu gehört aber, dass der Himmel dem Beobachter schon gut bekannt ist. Die Position des gesuchten Objektes sollte man sich möglichst vorher an Hand der Sternenkarte im Gedächtnis einprägen, da ein Einschalten von Beleuchtung während der Beobachtung unter Astronomen verpönt ist, weil dadurch die Anpassung des Auges an die Dunkelheit (die Dunkeladaption) wieder für eine Weile verloren geht. Rotes Licht beeinflusst die Dunkeladaption nicht sehr stark. Deshalb sind die Beleuchtungen und Taschenlampen in Sternwarten immer mit einem roten Licht ausgestattet.

Moderne Montierungen mit einem Computer und motorischer Nachführung müssen ebenso oft geeicht werden. Denn wenn die Klemmung gelöst ist, oder der Motor der RA-Achse kurz ausgeschaltet war, stimmt die RA-Koordinate nicht mehr mit den Himmelskoordinaten überein. Im Menü des Computers muss dann erst der Kalibrierstern aus einer Liste herausgesucht werden. Es ist häufig so, dass der hellste Stern eines Sternbildes mit dem Griechischen Buchstaben α (Alpha) und dem lateinischen Namen des jeweiligen Sternbildes bezeichnet ist.

Liste von Sternen mit großer Helligkeit, welche über den Himmel verteilt sind und als Kalibriertern dienen können:

Name des Sterns	Sternbild	Kürzel	RA	Dec
Deneb	Schwan	α Cyg	20h41m37s	45°18'24“
Wega	Leier	α Lyr	18h37m08s	38°47'17“
Arkturus	Bootes	α Boo	14h15m58s	19°08'50“
Beteigeuze	Orion	α Ori	05h55m34s	7°24'36“
Sirius	Großer Hund	α CMa	06h45m32s	-16°43'29“
Schedir	Cassiopeia	α Cas	00h40m53s	56°34'50“
Capella	Fuhrmann	α Aur	05h17m14s	46°00'29“
Regulus	Löwe	α Leo	10h08m45s	11°55'57“
Spica	Jungfrau	α Vir	13h25m32s	-11°11'49“
Aldebaran	Stier	α Tau	04h36m20s	16°31'34“

(Sie können sich diese Liste abschreiben oder ausdrucken, um die Koordinaten bei der Beobachtung immer parat zu haben. Bei einer computergesteuerten Montierung genügt es aber, wenn nur die Namen und die Positionen der Sterne im Sternbild gelernt werden, da die Koordinaten im Computer der Steuerung gespeichert sind.)

Für diese Koordinaten gilt die Epoche 2007. Sie sind überall auf der Welt gültig und verändern sich wegen der Präzession nur mit der Zeit.

Fragen

Hier sind ein paar Fragen aufgelistet, um zu überprüfen, ob der Text aufmerksam gelesen wurde. Der Leser ist dazu aufgefordert, sich diese Fragen selbst zu beantworten. Die Lösungen stehen auf der nächsten Seite.

Allgemeines

1. Wie weit ist die Sonne von der Erde entfernt?
2. Was sind die zwei häufigsten Stoffe in der Sonne? (Tipp: Es sind Gase)
3. In welcher Himmelsrichtung geht die Sonne auf?
4. Wie heißen die zwei Planeten zwischen der Sonne und der Erde?
5. Wie weit ist der nächste Stern von unserer Sonne entfernt?
6. Wie lange braucht das Licht der Sonne zur Erde?
7. Auf welcher Ebene bewegen sich die Planeten um die Sonne?
8. Wie viele Kilometer ist der Mond von der Erde entfernt?
9. Wie heißen die beiden Wellenlängenbereiche die an das sichtbare Spektrum angrenzen und von unserem Auge nicht wahrgenommen werden?
10. Wie heißt der erste griechische Buchstabe?

Teleskopwissen

1. Welche zwei verschiedenen Arten von Teleskoptypen gibt es?
2. Wie stark ist die Vergrößerung eines Teleskops mit der Brennweite von 1000 mm und einem Okular von 10 mm?
3. Wie heißt das Sternbild, mit dem es möglich ist, den Polarstern zu finden?
4. Wie groß erscheint die Sonnenscheibe und der Mond für uns? (Angabe in Grad.)
5. Mit welcher Methode kann eine äquatoriale Teleskopmontierung genau auf den Himmelspol ausgerichtet werden? (Nur ein Wort)
6. Was ist die augensicherste Methode, um die Sonne zu beobachten?
7. Welche Deklination hat der Himmelsäquator?
8. Welche Achse muss an einer äquatorialen Montierung ständig weiterbewegt werden, um dem Sternenlauf zu folgen?

Loesungen

Allgemeines

1. 1 AE oder ca. 150 millionen Kilometer.
2. Wasserstoff und Helium
3. Im Osten
4. Merkur und Venus
5. Ca. 4 Lichtjahre
6. Ca. 8 Minuten
7. Der Ekliptik
8. Ca. 400.000 Km (Das schwankt)
9. Infrarot und Ultraviolett. Oder IR und UV.
10. Alpha α

Teleskopwissen

1. Der Refraktor und der Reflektor. Oder das Linsenteleskop und das Spiegelteleskop.
2. 1000mm:10mm=100
3. Der große Wagen. (Auch richtig, aber in Deutschland unüblich: Der große Bär)
4. Ca. 0,5 Grad. Oder ca. 30 Bogenminuten 30'
5. Scheinern
6. Die Projektionsmethode
7. 0 Grad
8. Die Rektaszensionsachse. Oder auch Stundenachse oder RA-Achse genannt.