Einführung in die Astronomie: 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 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