Sternwarte Höfingen.

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

Sternwartengespräche (FAQ)

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

Der Frühlingsanfang.

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

Tag und Nachtgleiche.

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

Beispiel: für 50° N , und 9° O.

Datum	Sonnenaufgang	Sonnenuntergang	Tageslänge
17.3.2005	7:34	19:32	11:58
18.3.2005	7:32	19:34	12:02
19.3.2005	7:29	19:36	12:07
20.3.2005	7:27	19:37	12:10

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

Größenklassen

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

Meteore, Meteoriten und Meteoroiden

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

Meteorite und Einschlagkrater.

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

Planetarische Nebel

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

Kometen

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

Kugelsternhaufen.

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

Sonnenbeobachtung.

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

Lebensgeschichte der Sonne.

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

Die Photosphäre.

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

Die Chromosphäre.

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

Spikulen.

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

Sonnenflecken.

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

Der Fleckenzyklus.

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

Protuberanzen(P) und Filamente (F).

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

Flares.

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

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Kann man mit großen Teleskopen hinterlassene Gegenstände der Mondmissionen erkennen?

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

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

Wie entstehen Nordlichter?

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

Wo kann ich Adressen von Amateur astronomischen Organisationen finden?

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

Wo kann ich Detail- Informationen über Planeten finden?

Im Internet unter .....http://www. nineplanets.org/ ; Sprache ist Englisch!

Einstellung eines Teleskops auf ein Objekt am Himmel nach seinen Koordinaten.

Welchen Einfluß hat der Mond auf die Erde?

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

Warum färbt sich der Mond rot bei einer totalen Mondfinsternis ?

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

Was muß ich bei einem Teleskop-Kauf beachten?

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

Einschläge auf der Erde.

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

Am 29.9.2004 passierte in ca.4-facher Mondentfernung ein sogenannter Erdbahnkreuzer mit 4,6 km Länge, die Bahn der Erde.

Seine Größe und Form sind aus Radarmessungen bekannt.

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

Orientierung am Himmel

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

„drehbaren Sternkarte „

praktische Informationen über den Sternenhimmel erhalten.

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

Welche Objekte kann ich an meinem Teleskop noch erkennen ?

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

Wie sind die Tages und Jahreslängen auf den anderen Planeten?

Planet	Länge eines sid. Tages in Erdtagen	Länge eines Jahres in Erdjahren	Anzahl der Planetentage in einem Planetenjahr
Merkur	59	0,241	0,5
Venus	243*	0,615	0,9
Erde	1	1	365,25
Mars	1,03	1,88	668
Jupiter	0,41	11,86	11 000
Saturn	0,43	29	25 000
Uranus	0,51*	84	60 000
Neptun	0,66	165	92 000
Pluto	6,39	248	14 000

* umgekehrte Rotation

Was versteht man unter der Sternzeit?

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

Warum flimmern Sterne ?

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

Können sich Kugelsternhaufen auflösen ?

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

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

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

Was versteht man unter der Libration des Mondes?

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

Die Maßeinheiten in der Astronomie.

Die Standard Dimension des Planetensystems ist die Astronomische Einheit ( engl. astronomical unit ) AE, AU. Sie entspricht der mittleren Entfernung Erde - Sonne, und beträgt 1 AE = 1,496 * 10^11 (m),.das sind knapp 150 Millionen km. Für die Dimensionen darüber hinaus, wurde zur Beschreibung der Abstände im Universum das PARSEC abgekürzt pc festgelegt. 1 pc = 3,086 * 10^16 (m). Daneben verwendet man in der populären Literatur das Lichtjahr (LJ) Diese etwas anschaulichere Entfernungseinheit entspricht der Strecke, die das Licht in 1 Jahr zurücklegt. 1 LY = 0,9461 * 10^16 (m). Für die Umrechnung ergibt sich damit die nützliche Beziehung: 1 pc = 3,262 LJ = 2,063 * 10^5 AE. Durch die gewaltigen Abstände im Universum müssen Zehnerpotenzen von „pc“ verwendet werden Folgende Vorsilben werden hierfür benutzt : Kilo (k) , Mega (M) ,Giga (G). Dabei bedeutet G das 10^9 also milliardenfache, M das 10^6 oder millionenfache , und k das 10^3 oder tausendfache der Grundeinheit. Es ist also 1 Mpc = 1000 kpc = 10^6 pc .

Das Julianische Datum.

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

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

Die Extinktion.

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

Was ist der Frühlingspunkt?

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

Das Jahr.

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

Wie hoch ist der Anteil der Sonne an den Gezeiten?

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

Warum kann man Satelliten nur abends oder morgens sehen ?

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

Warum ist auf der Sternkarte Osten auf der linken Seite ?

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

Was versteht man unter Fokalphotographie ?

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

Was versteht man unter Okularprojektion ?

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

Die Aberration des Lichts.

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

Tsunami durch Asteroideneinschlag.

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

Wann ist die beste Beobachtungszeit für lichtschwache Objekte ?

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

Bestätigte Satelliten des Sonnensystems.

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

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

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

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

Sterne stellen die zweite Art von Ofen dar, in ihnen werden sämtliche Elemente schwerer als Helium hergestellt. Temperatur und Dichte in ihrem Inneren sind wieder hoch genug, um Kernfusion zuzulassen. Diese Kernreaktion liefert auch die Energie, die von den Sternen abgestrahlt wird, so daß sie überhaupt scheinen können. Die ``Asche'' aus dem Kernbrennen sind die schweren Elemente. Während seiner Entwicklung durchläuft ein Stern verschiedene Brennphasen, bei denen sukzessive immer schwerere Elemente aufgebaut werden. Im wesentlichen in folgender Reihenfolge: Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Magnesium, Silizium, Schwefel und Eisen. Dies passiert während eines ``ruhigen'' Kernbrennens, das genug Energie liefert, um den Stern vor dem gravitativen Selbstkollaps zu bewahren. Wenn allerdings das Sterninnere nur noch aus Eisen besteht, kann keine Energie mehr aus Kernfusion gewonnen werden. Der Stern empfindet es als unangenehm teuer, schwerere Elemente als Eisen zu produzieren.

Wo kommen dann diese Elemente her? Gold, Silber, Platin; sie werden nicht während des ruhigen `hydrostatischen' Brennens erzeugt. Diese Arbeit muß in einer Explosion verrichtet werden. Massive Sterne (10 mal so viel Masse wie die Sonne) beenden ihre Entwicklung als Supernovae. Dies sind Explosionen bei denen riesige Mengen an Energie freigesetzt werden. Ein Teil davon wird zur Bildung von den schwersten Elementen im Kosmos verbraucht. Tatsächlich verschwendet die Natur sehr viel Energie, um Elemente oberhalb der Eisen-Gruppe herstellen zu können. Aufgrund der Explosion wird dann der Teil der ``Asche'' von dem nuklearen Brennen, die sich in der Hülle des Sterns befindet, abgeworfen, und somit das interstellare Medium verunreinigt. Der dichtere, innere Teil des Sterns bleibt zurück und wird - je nach Masse - ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Unsere Sonne ist nicht massereich genug, um eine Supernova zu machen. Die Sonne begann vor etwa 4,5 Milliarden Jahren als sie geboren wurde, in ihrem Zentrum Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Das tut sie heute noch. Erst in weiteren 4,5 Milliarden Jahren wird sie damit beginnen, das Produkt aus dem Wasserstoffbrennen (Helium) zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verbrennen. Die Gesetze der Physik werden ihr es allerdings nicht erlauben, sich auf der Kette der Kernfusion höher zu hangeln. Nachdem sie am Ende ihres Lebens einen Teil der ``Asche'' in Form eines Planetarischen Nebels abgeworfen hat, wird sie für immer als Weißer Zwerg im Kosmos treiben, langsam abkühlen und verblassen.