Astronomie für Einsteiger
Author: Werner E. Celnik
Date: 2015-12-04T23:00:00+00:00
Description: Der Klassiker für Sternfreunde im neuen Layout und auf dem aktuellen Stand. Vom ersten Blick an den Sternenhimmel über Auswahl und Benutzung eines Teleskops bis hin zu eigenen Himmelsfotos enthält dieses Buch alle Infos für die Beobachtung von Mond, Planeten und Sternen. Außerdem erfährt der Leser alles Wissenswerte über den Aufbau des Universums. Tipps und Tricks von erfahrenen Sternfreunden zeichnen diesen beliebten Ratgeber aus.
Publisher: Franckh-Kosmos Verlags-GmbH & Co. KG
Rights: Copyright © 2015 Verlag

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Einleitung

Astronomie – Ihr neues Hobby

Eine laue Sommernacht unter dem funkelnden Sternenhimmel, ein Besuch im Planetarium oder auf der Volkssternwarte – schnell ist der Wunsch entbrannt, mit eigenen Augen die Wunder des Weltalls zu erforschen. Und es gibt mehr zu entdecken, als man annehmen mag!

© Hans Schremmer

Der zunehmende Halbmond, aufgenommen mit einer „WebCam“.

Die Astronomie ist ein herrliches Hobby. Als Naturwissenschaftler sind es beide Autoren gewohnt, sachlich, nüchtern und mit wissenschaftlicher Akribie an Naturphänomene heranzugehen, Informationen zu sammeln und sie als Daten zu speichern und zu untersuchen. Dennoch, die Faszination der Astronomie als älteste aller Wissenschaften hat uns nicht losgelassen. Auch in unserer Freizeit beschäftigen wir uns mit den Wundern des Universums, die wir oftmals mit bloßem Auge, mit Teleskopen und Fotokameras am dunklen Nachthimmel erleben können.

Viele Himmelsobjekte und -phänomene sind mit bloßem Auge zu beobachten, wir müssen nur darauf achten. Für andere benötigen wir optische Hilfsmittel; vor allem dann, wenn das betreffende Himmelsobjekt lichtschwach ist. Ein Feldstecher oder ein kleines Teleskop werden daher schnell zum Instrumentarium eines Hobby- oder Amateur-Astronomen zählen, nachdem er mit der Himmelsbeobachtung begonnen hat. Solche Geräte sind in großer Auswahl im Teleskophandel erhältlich. Aber ein Einsteiger wird sich nur selten sofort mit der Handhabung und den vielfältigen Einsatzmöglichkeiten eines Beobachtungsinstrumentes vertraut machen können. Auch dazu wollen wir mit diesem Buch ein wenig Hilfestellung leisten.

© Werner E. Celnik

Eine Sternstrichspuraufnahme, auf der es viel zu entdecken gibt. Deutlich spiegelt sie die Drehung der Erde um ihre eigene Achse wider — dadurch haben die Sterne Strichspuren gebildet. Das fotografierte Gebiet um die Sternbilder Skorpion und Schütze wird vom Band der Milchstraße durchzogen und ist reich an interessanten Objekten für Fernglas und Fernrohr.

Hat der beginnende Sternfreund ein einsatzfähiges Instrument, so stellt sich ihm bald die Frage, was er am Himmel denn überhaupt damit beobachten kann. Der Mond mit seiner zerklüfteten Oberfläche ist ja ganz nett, aber da muss es doch noch mehr geben! Und alle 3000 mit bloßem Auge erkennbaren Sterne abklappern, das ist ja langweilig. Recht hat er. Doch wie kann dem Beobachter geholfen werden?

Wenn Sie als unser Leser sich hier wiedererkennen: Gehen Sie zu der Volkssternwarte in Ihrer Nähe und schauen Sie sich die Himmelsobjekte mit den an Beobachtungsabenden öffentlich zugänglichen Instrumenten an. Und benutzen Sie vor allem Ihr eigenes Beobachtungsinstrument.

Arbeiten Sie dieses Buch mit Ruhe durch. Benutzen Sie es als „Bedienungsanleitung“. Gehen Sie systematisch vor, führen Sie ein Beobachtungsbuch, in das Sie Ihre Beobachtungen und Problemlösungen eintragen – damit profitieren Sie mehr und mehr von bereits gemachten Erfahrungen und lernen stetig hinzu. Bitte denken Sie daran: Auch in der Hobby-Astronomie ist noch kein Meister vom Himmel gefallen!

In diesem Buch informieren wir Sie darüber, welche Objekte am Himmel zu beobachten sind. Wir stellen Ihnen Sonne, Mond und Planeten vor; was wir darüber wissen und was wir mit Amateurmitteln an diesen Objekten beobachten können. Wir stoßen mit der Beobachtung von Sternen und Sternsystemen ins tiefe Universum vor. Auch kleinere Teleskope machen uns eine Fülle von fernen Objekten zugänglich. Wir werden diskutieren, welches Instrument für welchen Beobachtungszweck besonders geeignet ist und wie es funktioniert. Wir leisten Ihnen dabei Hilfestellung, mit Ihrem Instrument umgehen zu lernen und die gewünschten Himmelsobjekte auch genau einstellen zu können.

Vielleicht macht Ihnen das Hobby Astronomie noch mehr Freude, wenn Sie sich mit anderen Sternfreunden treffen, um sich auszutauschen und gegenseitig zu unterstützen. Die zahlreichen lokalen astronomischen Vereine oder auch überregionale Organisationen wie die „Vereinigung der Sternfreunde“ (www.vds-astro.de) helfen Ihnen gerne weiter.

Wir wünschen Ihnen viel Freude bei der Beschäftigung mit dem für uns schönsten aller Hobbys, der Astronomie!

Werner E. Celnik
Hermann-Michael Hahn

Astronomie am Tag

Phänomene des Alltags

Unsere Erde ist leider kein idealer Standort für astronomische Beobachtungen: Die Atmosphäre verschluckt einen Teil des Sternlichtes, und die Drehung der Erde sowie ihr Lauf um die Sonne erschweren zunächst die Orientierung am Himmel.

Warum ist der Himmel blau?

Wer einen wolkenlosen, strahlend blauen Urlaubshimmel winters im tief verschneiten Hochgebirge genießt, kann der Antwort auf diese Frage ein Stück näherkommen. Der weiße Schnee bezieht seine Farbe wie alle weiß erscheinenden Oberflächen aus dem Vermögen, das auftreffende Licht aller Farben gleichermaßen gut zu reflektieren. Auf dem Foto einer verschneiten Landschaft wird dies besonders deutlich, denn dort kann man erkennen, dass nur der sonnenbeschienene Schnee wirklich weiß erscheint; Schnee im Schatten, der nur das Blau des Himmels reflektieren kann, zeigt dagegen einen bläulichen Schimmer. Die Sonne aber leuchtet eindeutig gelblich, zumindest dann, wenn sie hoch am Himmel steht – wieso also erscheint der Schnee weiß und nicht auch gelb?

Spurensicherung im Schnee

Wenn der Schnee im Schatten bläulich erscheint, weil er nur das Himmelsblau reflektieren kann, der sonnenbeschienene Schnee dagegen weiß aussieht, weil er das blaue Himmelslicht und das gelbe Sonnenlicht reflektiert, dann liefert offenbar die Addition von blauem und gelbem Licht weißes Licht.

Umgekehrt wird weißes Licht gelb, wenn man den blauen Anteil ganz oder teilweise herausfiltert. Genau das passiert in der irdischen Lufthülle, wo das an sich weiße Licht der Sonne seinen Blauanteil verliert und eine gelbe Sonne zurückbleibt.

© Hermann-Michael Hahn

Schneelandschaft mit weißem und mit blauem Schnee

Jetzt müssen wir nur noch herausfinden, was diese Aufspaltung des weißen Sonnenlichtes in das aus allen Richtungen gleichmäßig auftreffende Himmelsblau und die nach wie vor scharf begrenzt erscheinende Sonne bewirkt, und dazu ist uns eine weitere Beobachtung hilfreich. Die Sonne sieht nur hoch am Himmel leicht gelb aus – näher zum Horizont erscheint sie dagegen zunehmend gelborange, orange oder gar orangerot. Da kaum jemand ernsthaft behaupten wird, dass die Sonne selbst ihre Farbe verändert, muss auch hier ein anderer Prozess am Werke sein – vielleicht sogar der gleiche, der für das Himmelsblau verantwortlich ist. Dazu betrachten wir einmal die folgende Abbildung:

© Gerhard Weiland

Zur Entstehung des blauen Himmels und roter Sonnenuntergänge: Bei steilem Lichteinfall ist der Weg durch die Atmosphäre vergleichsweise kurz und kurzwelliges (blaues) Licht verfärbt den Himmel. Steht die Sonne tief am Himmel, so ist der Weg durch die Atmosphäre lang und nur langwelliges (rotes) Licht bleibt übrig.

Im rechten Teil steht die Sonne hoch am Himmel, und der Weg ihres Lichts durch die Erdatmosphäre ist auffallend kurz – erst auf den letzten rund 50 Kilometern bis zum Erdboden muss es durch eine Gasschicht von nennenswerter, nach unten deutlich zunehmender Dichte hindurch. Im linken Teil steht die Sonne dagegen für den gleichen Betrachter tief über dem Horizont. Oberhalb der Atmosphäre kommt nach wie vor weißes Sonnenlicht an, der Betrachter am Erdboden dagegen sieht die Sonne rötlich, und auch der Himmel ist nun in ein rotes Licht getaucht. Auch ohne eine exakte geometrische Betrachtung sieht man sofort, dass der Weg des Sonnenlichtes durch die dichteren Schichten der Erdatmosphäre jetzt wesentlich länger ist als im ersten Fall, denn es trifft jetzt nur noch streifend auf die Lufthülle und muss entsprechend schräg durch die Atmosphärenschichten hindurch. Wenn jetzt aber Sonne und Himmel rötlich leuchten (und entsprechend auch der sonnenbeschienene Schnee im Hochgebirge in der Abendsonne einen deutlichen Rotschimmer zeigt), ist offenbar der gesamte Rest des ursprünglich weißen Sonnenlichtes auf dem langen Weg durch die Atmosphäre verloren gegangen. Dafür spricht auch, dass die Sonne jetzt bei Weitem nicht mehr so grell leuchtet und so stark wärmt wie um die Mittagszeit. Der Blauanteil färbt einige Hundert Kilometer weiter westlich, wo die Sonne noch etwas höher über dem Horizont steht, den Himmel weiterhin blau, und wenn aus dem verbleibenden gelben Licht der Sonne dann auch noch die mittleren Wellenlängen herausgefiltert werden, bleibt am Ende ein orange-roter Glutball übrig.

© Stefan Seip

Bei Sonnenaufgang und Sonnenuntergang dringt vom eigentlich weißen Sonnenlicht nur dessen roter Anteil durch die Erdatmosphäre.

Des Rätsels Lösung

Mit anderen Worten entsteht das Blau des Taghimmels durch einen Ausleseprozess, der innerhalb der Erdatmosphäre abläuft und umso stärker wirkt, je länger der Weg des Lichtes durch diese Lufthülle ist. Dieser Prozess macht sich darüber hinaus bei blauem Licht besonders stark bemerkbar. Beobachtungen des britischen Physikers Lord John William Rayleigh lieferten im 19. Jahrhundert eine Erklärung für diesen Prozess: Es sind die Atome und Moleküle der Erdatmosphäre selbst, die für die himmlischen Farbkompositionen verantwortlich gemacht werden können. Wenn sie vom Sonnenlicht getroffen werden, werden sie kurzzeitig gleichsam elektrisiert, müssen aber diese überschüssige Energie unmittelbar danach wieder an die Umgebung zurückgeben. Und da diese „Rückgabe“ der von außen auf sie eingeprasselten Energie in alle möglichen Richtungen denkbar ist, wird ein Teil des Lichtes aus dem ursprünglichen Strom herausgefischt und in alle anderen Richtungen „gestreut“.

An dieser Stelle ist es hilfreich, auf eine Modellvorstellung der Physiker für die Beschreibung des Lichtes zurückzugreifen: Sie betrachten Licht (und andere Formen der elektromagnetischen Strahlung) als Wellen mit unterschiedlicher Frequenz oder Wellenlänge. Dabei entsprechen die einzelnen Farben verschiedenen Wellenlängen: Blaues Licht zum Beispiel besitzt Wellenlängen von etwa 420 bis 480 Nanometer (1 Nanometer = 1 Milliardstel Meter), während Licht von 640 bis 800 Nanometer Wellenlänge als rot bezeichnet wird. Die betroffenen Luftmoleküle sind noch etwa 50- bis 100-mal kleiner.

Lord Rayleigh fand 1861 heraus, dass der beschriebene Streuprozess stark wellenlängenabhängig ist und damit eine klare Farbauslese begünstigt: Je kürzer die Wellenlänge des auftreffenden Lichtes, desto stärker wird das Licht gestreut – blaues Licht etwa 16-mal so stark wie rotes. Kein Wunder also, dass der Himmel tagsüber blau erscheint.

So schön ein strahlend blauer Himmel auch aussehen mag – für astronomische Beobachtungen hat er einen entscheidenden Nachteil: Er ist so hell, dass man die Sterne am Tag mit bloßem Auge nicht sehen kann. Allenfalls Mond und Venus – in Ausnahmesituationen auch Jupiter – können sich gegen diesen hellen Himmel abheben. Daraus kann man ableiten, dass der Taghimmel rund 10.000-mal heller als der Nachthimmel erscheint.

© Sven Melchert

Manchmal kann man selbst am helllichten Tag den Planeten Venus sehen.

Atmosphärische Erscheinungen

Dass sich das an sich weiße Sonnenlicht aus verschiedenen Farben zusammensetzt, wird auch beim Regenbogen deutlich. Er entsteht, wenn das Sonnenlicht auf Regentropfen trifft und von diesen reflektiert wird. Dabei vollzieht sich die Reflexion aber nicht an der Außenhülle der Regentropfen – dann gäbe es nämlich nur eine Vielzahl von Lichtpunkten, die zu einem weißen Lichtbogen verschmelzen. In Wirklichkeit dringt das Licht in die Tropfen ein und wird dabei wie von einer Glaslinse „gebrochen“, das heißt, vom geraden Weg abgelenkt. Und weil diese Lichtbrechung auch wellenlängenabhängig ist, wird blaues Licht stärker abgelenkt als rotes – es trifft also weiter oben im Regentropfen auf die Rückseite, wo es schließlich reflektiert wird. Wenn das solchermaßen vorsortierte und reflektierte Licht an der „Vorderseite“ des Regentropfens wieder austritt, wird es erneut gebrochen, und auch diesmal ist das blaue Licht stärker betroffen als das rote Licht. Das führt dann dazu, dass der Beobachter einen in die typischen Regenbogenfarben aufgefächerten Lichtbogen sieht, der innen blau und außen rot erscheint. Seit alters her, als die Zahl Sieben aus mancherlei Gründen mit der Vollkommenheit der Welt in Verbindung gebracht wurde, kennt man sieben Regenbogenfarben: Violett – Indigo – Blau – Grün – Gelb – Orange – Rot.

Eine ähnliche Ursache haben andere atmosphärisch-optische Erscheinungen wie etwa Nebensonnen und weitere Halo-Formen, Lichthöfe oder auch irisierende Wolken. Jedes Mal gibt es ein „Medium“, das das auftreffende Sonnen- oder auch Mondlicht in seine Farbbestandteile aufspaltet und unter einem bestimmten Winkel reflektiert oder beugt.

Halos, zu denen außer den auffälligen und häufig beobachteten Nebensonnen auch noch der sogenannte 22-Grad-Ring, der (seltene) 46-Grad-Ring, die Lichtsäule und der Horizontkreis sowie weitere Formen gehören, werden durch Lichtbrechung an sechseckig geformten Eiskristallen verursacht, wobei die jeweilige Ausrichtung dieser Kristalle bestimmte Haloformen bevorzugt: Voraussetzung für Nebensonnen (und Nebenmonde) sowie Lichtsäulen sind waagerecht (horizontal) ausgerichtete Eisplättchen, während beim 22-Grad-Ring keine Vorzugsausrichtung notwendig ist. Diese Eisplättchen treten vor allem in hoch fliegenden Cirrus-Wolken auf, die meist frühzeitig auf eine herannahende Warmfront mit zunehmender Luftfeuchte hinweisen.

© Stefan Seip

Der 22-Grad-Ring als Sonnenhalo entsteht durch Lichtbrechung an Eiskristallen in großer Höhe.

© Stefan Seip

Nebensonnen zählen zu den häufigsten Formen der Sonnenhalos.

Lichthöfe werden dagegen durch die Beugung des Sonnen- oder Mondlichtes an mehr oder minder großen Wassertröpfchen in vergleichsweise dünnen Wolken verursacht; je kleiner die Tröpfchen, desto größer erscheint der kreisförmige Lichthof und kann so zwischen drei und sechs Grad Durchmesser erreichen. Mitunter kann man selbst um die helle Venus einen kleinen Lichthof erkennen. Da auch diese Beugungserscheinung wellenlängenabhängig ist, zeigen Lichthöfe einen rötlichen Außenrand; weiter innen überlagern sich die einzelnen Farben wieder zu einem einheitlichen Grauton. Auch das gelegentliche Irisieren von dünnen Wolken in der Umgebung der Sonne ist auf solche Beugungseffekte innerhalb der Wolken zurückzuführen.

© Stefan Seip

Der Mondhof auf diesem Foto umgibt den beleuchteten Teil des Mondes gleichmäßig.

Leuchtende Nachtwolken, die in den Wochen um die Sonnenwenden vornehmlich in hohen nördlichen und südlichen Breiten beobachtet werden können, schweben in extremen Höhen jenseits von 80 Kilometer. Dort oben kristallisiert sich die ohnehin nur geringe Luftfeuchte offenbar an meteoritischen Staubteilchen, die permanent von außen auf die Erdatmosphäre treffen und dann langsam nach unten sinken. Typisch ist ein bläuliches Erscheinungsbild dieser meist fasrigen Wolken, die in dieser Höhe noch von der (Mitternachts-) Sonne beleuchtet werden, während am Beobachtungsort selbst die Dämmerung schon mehr oder weniger weit fortgeschritten ist. Diese geometrischen Voraussetzungen erklären zugleich, warum die leuchtenden Nachtwolken vornehmlich um die Sonnenwende und verstärkt in hohen Breiten gesehen werden – für Beobachter weiter südlich bleiben die Wolken sehr horizontnah oder werden gar nicht mehr von der Sonne beleuchtet.

© Stefan Seip

Leuchtende Nachtwolken tauchen bei uns meist nur horizontnah auf.

Himmlische Drehungen

Jeder weiß aus eigener Anschauung, dass die Sonne allmorgendlich in etwa der gleichen Richtung am Himmel sichtbar wird und jeden Abend auf ungefähr der gegenüberliegenden Seite wieder verschwindet; dazwischen zieht sie in einem mehr oder minder hohen Bogen über den Himmel und erreicht dabei um die Mittagszeit ihre größte Höhe – sie „kulminiert“, wie die Astronomen sagen. Wenn man über Tage, Wochen und Monate immer wieder die Richtung bestimmt, in der die Sonne diese Kulmination erreicht, wird man feststellen, dass die Richtung sich im Laufe der Zeit nicht verändert. Diese Mittagsrichtung wird Südrichtung genannt, die Sonne steht also mittags genau im Süden. Wer nach Süden blickt, hat linker Hand Osten und rechter Hand Westen – und Norden, die vierte der Haupthimmelsrichtungen, im Rücken. Ein bekannter Kinderreim hält diesen Sachverhalt fest: „Im Osten geht die Sonne auf, im Süden steigt sie hoch hinauf, im Westen wird sie untergeh’n, im Norden ist sie nie zu seh’n.“

Da die Sterne nachts das gleiche Bewegungsmuster zeigen, glaubten die Menschen früher, der gesamte Himmel würde sich im Laufe eines Tages von Ost nach West um die Erde drehen. Inzwischen dürfte sich jedoch herumgesprochen haben, dass in Wirklichkeit die Erde in der gleichen Zeit in umgekehrter Richtung – also von West nach Ost – um ihre eigene Achse wirbelt, am Äquator immerhin mit einer Geschwindigkeit von mehr als 460 Metern pro Sekunde, also eigentlich schneller als der Schall; dass wir trotzdem keinen permanenten Überschallknall hören, liegt allein daran, dass sich die Erde gemeinsam mit der Atmosphäre in einem weitgehend leeren (Welt-)Raum dreht.

Die Vorstellung von einer sich drehenden Erde wurde zwar schon im antiken Griechenland diskutiert, ist dann aber aufgrund fehlender Beobachtungsnachweise wieder verworfen worden – aus der bloßen Beobachtung der westwärts gerichteten Wanderung der Gestirne am Himmel entlang lässt sich eine Entscheidung nämlich nicht fällen.

Ein klärendes Experiment wurde in der Mitte des 19. Jahrhunderts von dem französischen Physiker Jean Bernard Foucault ausgeführt: Er ließ damals im Pariser Panthéon ein langes Pendel schwingen und konnte zeigen, dass sich die Erde unter der – räumlich unverändert bleibenden – Schwingungsrichtung des Pendels drehte. Einen weiteren Hinweis auf die real existierende Drehung der Erde liefern die typischen Windströmungen in der Tropenzone: Luft, die aus größeren (nördlichen und südlichen) Breiten zum Äquator strömt, bleibt hinter der dort schnelleren Drehgeschwindigkeit der Erde zurück und weht dann nicht aus Norden oder Süden, sondern aus Nordosten oder Südosten (Nordost- bzw. Südost-Passat). Aus dem gleichen Grund strömen die Luftmassen in der Umgebung eines Tiefdruckgebietes auf der Nordhalbkugel entgegen dem Uhrzeigersinn um das Tiefdruckzentrum, auf der Südhalbkugel dagegen im Uhrzeigersinn.

© Eumetsat

Dass sich Tiefdruckwirbel auf der Nordhalbkugel immer entgegen dem Uhrzeigersinn bewegen, wird durch die Erdrotation verursacht.

Durch diese Erddrehung verändert sich unsere Blickrichtung ständig: Im Osten taucht der Horizont, der unser Gesichtsfeld „nach draußen“ begrenzt, scheinbar immer weiter ab und gibt so den Blick auf neue Himmelsregionen frei, im Westen dagegen steigt er ständig höher und versperrt den Blick wieder. Unsere Sprache hat diesen Wandel des Weltbildes allerdings verschlafen, denn wir sagen immer noch, dass die Sonne (oder irgendein anderes Gestirn) „aufgeht“, wenn es im Osten sichtbar wird, und „untergeht“, wenn der Horizont es wieder bedeckt.

© Gerhard Weiland

Nur im Frühjahr und Herbst geht die Sonne genau im Osten auf und im Westen unter. Im Winter ist ihr Tagbogen viel kürzer, im Sommer dagegen sehr viel länger und höher.

Verbindet man Süd- und Nordpunkt miteinander, so führt diese Linie durch den Zenit (den Punkt genau senkrecht über einem Beobachter) und trennt den sichtbaren Himmelsausschnitt in eine östliche und eine westliche Hälfte (siehe Abb. unten). Weil die Sonne diese Linie genau am Mittag überquert, wird sie Mittagslinie oder Meridian genannt. Auch die Verbindung zwischen Ost- und Westpunkt, die den Himmel in eine nördliche und südliche Hälfte unterteilt, hat einen besonderen Namen: Dies ist der Erste Vertikal.

Wer schon einmal in der Karibik oder gar in den Tropen Urlaub gemacht hat, wird vielleicht bemerkt haben, dass die Sonne dort morgens viel steiler aufsteigt und abends entsprechend steiler zum Horizont sinkt als bei uns. Dies hängt mit der Kugelgestalt der Erde zusammen, die einen Beobachter in äquatornahen Regionen anders unter dem Himmel herumdreht als in mittleren Breiten oder gar an den Polen, wo man immer den gleichen Himmelsausschnitt sieht.

Azimut und Höhe

▶ Um die Position eines Gestirns am Himmel anzugeben, können die beiden Koordinaten Höhe und Azimut verwendet werden. Die Höhe eines Gestirns wird vom Horizont (h=0°) gemessen, der Scheitelpunkt oder Zenit weist die Höhe +90° auf. Der Horizont- oder Azimutwinkel eines Gestirns wird innerhalb der Astronomie von Süden (A=0°) über Westen (90°), Norden (180°) und Osten (270°) gezählt. Bei der Navigation hingegen beginnt die Zählung im Norden mit A=0°.

© Gunther Schulz

Das Prinzip der Koordinaten Azimut und Höhe

Himmel verkehrt?

Noch weiter südlich scheint die Sonne sogar „verkehrt herum“ über den Himmel zu laufen: Wenn für einen Beobachter auf der Südhalbkugel der Erde (genauer: südlich der momentanen Sonnenposition) die Sonne wie gewohnt mittags ihre größte Höhe erreicht, dann sinkt sie von dort nach links zum Horizont und nicht – wie bei uns – nach rechts! Natürlich dreht sich die Erde auf der Südhalbkugel nicht anders herum, man blickt nur anders herum auf den Himmel – im Vergleich zu einem Beobachter auf der Nordhalbkugel nämlich rückwärts.

© Gunther Schulz

Von der Südhalbkugel aus betrachtet, scheinen alle Gestirne am Himmel „falsch herum“ zu laufen.

Man kann sich diese Umkehrung an einem Beispiel klarmachen. Die Verhältnisse bei uns (auf der Nordhalbkugel) entsprechen einer Situation, bei der man an einer Verkehrsampel steht und den Querverkehr auf einer von links nach rechts kreuzenden Einbahnstraße betrachtet: Alle Fahrzeuge bewegen sich von links (Osten) über die Kreuzung (Süden) nach rechts (im Westen). Steht man dagegen auf der anderen Seite der Kreuzung (auf der Südhalbkugel der Erde), dann sieht man alle Fahrzeuge von rechts (immer noch Osten!) über die Kreuzung (jetzt im Norden!) nach links (immer noch Westen!) fahren. Osten und Westen bleiben erhalten, denn die Sonne geht nach wie vor im Osten auf und im Westen unter, und auch die Fahrtrichtung (Drehrichtung der Erde) bleibt unverändert von Westen nach Osten: Was sich ändert, ist lediglich die Blickrichtung des Beobachters.

Und sie bewegt sich doch …

Die Sonne geht zwar jeden Morgen im Osten auf, aber keineswegs immer zur gleichen Zeit und auch nicht stets an der gleichen Stelle: Mitte/Ende Dezember taucht sie erst spät im Südosten auf, wandert in einem flachen Bogen über den Horizont und verschwindet schon am Nachmittag wieder im Südwesten, während sie ein halbes Jahr später frühmorgens im Nordosten sichtbar wird, in hohem Bogen über den Himmel zieht und erst am späten Abend weit im Nordwesten versinkt. Was die Menschen bis in die Zeit der frühen Hochkulturen zu alljährlichen Opfergaben veranlasste, mit denen die Sonne zur Umkehr gebracht werden sollte, präsentiert sich seit rund 500 Jahren als bloße Folge einer weiteren Bewegung der Erde: Der Planet, auf dem wir leben, dreht sich nicht nur einmal alle 23 Stunden, 56 Minuten und 4,09 Sekunden (= 1 Sterntag) einmal um seine Achse, sondern wandert innerhalb eines Jahres auch noch einmal um die Sonne.

© Gunther Schulz

Die Jahreszeiten entstehen durch die relativ zur Umlaufbahn gekippte Erdachse und die jährliche Bewegung der Erde um die Sonne.

Schiefe Achse

Allerdings steht die Drehachse der Erde nicht senkrecht auf der Erdbahn, sondern ist um etwa 23,45 Grad gegen sie geneigt. Die Verlängerung der Drehachse zeigt immer in die gleiche Richtung. Das wiederum führt dazu, dass zum Beispiel die Nordhalbkugel der Erde mal stärker zur Sonne hin geneigt ist (dann ist bei uns Sommer und auf der Südhalbkugel der Erde entsprechend Winter), ein halbes Jahr später dagegen stärker von ihr weg gerichtet ist (Nordwinter = Südsommer).

Der maximale Winkel wird zu den Zeiten der Sonnenwenden erreicht, also um den 21. Juni (Sommersonnenwende) und um den 21. Dezember (Wintersonnenwende). Die Sonne wandert an diesen Tagen für Orte, die auf 23,45 Grad nördlicher (bei der Sommersonnenwende) oder südlicher Breite (bei der Wintersonnenwende) liegen, durch den Zenit. Dazwischen gibt es zwei Termine, an denen die Sonne genau über dem Äquator der Erde steht: Um den 20. März kreuzt sie den Äquator nach Norden (Frühlings-Tagundnachtgleiche), um den 22. September dagegen in südlicher Richtung (Herbst-Tagundnachtgleiche).

Dagegen ist die Ellipsenform der Erdbahn für die Entstehung der Jahreszeiten nicht verantwortlich. Es stimmt zwar, dass der Abstand der Erde von der Sonne im Laufe eines Jahres zwischen 147,1 Millionen Kilometern und 152,1 Millionen Kilometern schwankt, doch befindet sich unser Planet ausgerechnet Anfang Januar im sonnennächsten Bahnpunkt (dem Perihel) und Anfang Juli im Aphel (sonnenfernster Bahnpunkt).

Außerdem beträgt die Schwankung relativ zur mittleren Entfernung Sonne-Erde, der sogenannten Astronomischen Einheit (AE) von rund 149,6 Millionen Kilometern, lediglich +/– 1,7 Prozent, sodass die Intensität des Sonnenlichtes im Aphel (sonnenfernster Bahnpunkt) nur um etwa sieben Prozent geringer ist als im Perihel (sonnennächster Bahnpunkt) – zu wenig, um den jahreszeitlichen Temperaturwechsel erklären zu können. Außerdem müssten die Jahreszeiten dann auf der Nord- und Südhalbkugel zeitgleich ablaufen und nicht um ein halbes Jahr gegeneinander verschoben.

Die scheinbare Wanderung der Sonne

Wenn dieses jährliche Auf und Ab der Sonne wirklich das Ergebnis der Erdbewegung um die Sonne ist, dann sollten wir die Sonne zu unterschiedlichen Jahreszeiten auch vor einem wechselnden Hintergrund sehen. Zwar sind die Sterne tagsüber mit bloßem Auge nicht zu erkennen, aber sobald wir unsere Beobachtungszeiten in die Dämmerungsphasen ausdehnen, wird diese scheinbare Wanderung der Sonne durch die Sternbilder der Ekliptik – zumindest indirekt – deutlich: Dann nämlich können wir beobachten, dass die Sternbilder der Ekliptik nacheinander vom aufgehellten Abendhimmel (Blickrichtung West, also zum Sonnenuntergang hin) verschwinden und nach einer mehrwöchigen Phase der Unsichtbarkeit am Morgenhimmel vor Sonnenaufgang wieder auftauchen. Vor dem Verblassen steht die Sonne rechts (westlich) vom jeweiligen Sternbild, beim Wiederauftauchen dagegen links (östlich) – die Sonne muss also in der Zwischenzeit dieses Sternbild durchquert haben.

© Gunther Schulz

Die Sonne wandert im Laufe des Jahres durch die Sternbilder der Ekliptik.

Aufgrund dieser Wanderung der Erde um die Sonne sehen wir die Sonne gegenüber den Sternbildern also jeden Tag ein kleines Stück nach Osten (links) wandern, im Mittel um knapp ein Grad. Dadurch muss sich die Erde jeden Tag ein kleines Stück mehr als genau einmal um ihre Achse drehen, ehe für einen Beobachter die Sonne wieder genau im Süden steht und ein (Sonnen-) Tag vergangen ist. Ein Sonnentag dauert daher knapp vier Minuten länger als ein Sterntag, nämlich 24 Stunden. Weil die Bestimmung der Mittagszeit (= Kulmination der Sonne) einfacher ist als die Festlegung der Mitternacht, begann die Tageszählung noch bis in das 19. Jahrhundert hinein um 12 Uhr mittags.

Die irdische Uhr

In früheren Jahrhunderten richtete sich das gesamte Leben nach dem Stand der Sonne: Der Sonnenaufgang bestimmte den Tagesbeginn, die Südstellung der Sonne den Mittag und ihr Untergang den Beginn des Feierabends. Damals hatte jeder Ort seine „eigene“ Zeit, denn durch die ostwärts gerichtete Drehung der Erde steht die Sonne in einer weiter östlich gelegenen Stadt früher im Süden als in einer weiter westlich gelegenen. Der Unterschied beträgt pro Längengrad vier Minuten, summiert sich also zum Beispiel zwischen Dresden und Köln auf fast 28 Minuten. Diese wahre Orts- oder Sonnenzeit wird durch eine Sonnenuhr angezeigt; noch heute schmücken alte Sonnenuhren vielerorts manches sorgfältig restaurierte Haus aus jener Zeit und zeigen die lokale Ortszeit an.

Zeitzonen gegen das Durcheinander

Wenn man allerdings versucht, den Stand einer Sonnenuhr mit dem einer Armbanduhr zu vergleichen, stellt man in der Regel eine mehr oder minder große Differenz fest: Die wahre Sonnenzeit kann – abhängig vom geografischen Standort der Sonnenuhr – um mehr als eine Stunde von der gesetzlichen Zeit abweichen. Selbst wenn man die Ortszeitkorrektur berücksichtigt, bleibt ein Restfehler, der im Laufe eines Jahres um mehr als 30 Minuten schwankt.

Die Ortszeitkorrektur ist gleichsam der Preis dafür, dass wir mittlerweile in einer Zeitzone leben und die Uhren in Dresden die gleiche Zeit anzeigen wie in Köln. Diese Zeitzonen wurden im späten 19. Jahrhundert aufgrund einer internationalen Vereinbarung eingerichtet und legen sich – ähnlich wie Apfelsinenspalten – streifenförmig von Nord nach Süd über den Globus. Dabei überdecken sie in der Regel einen jeweils 15 Grad breiten Streifen, und die Uhrzeiten in zwei benachbarten Zonen unterscheiden sich normalerweise um eine Stunde.

© Gerhard Weiland

Die Zeitzonen der Erde. Zeitunterschiede sind in Stunden relativ zur MEZ angegeben.

Deutschland, Österreich und die Schweiz sowie ihre nördlichen, westlichen und südlichen Nachbarländer gehören zur Mitteleuropäischen Zeitzone (MEZ), die sich nach der Ortszeit auf dem 15. Längengrad Ost richtet; dieser Bezugs-Längengrad verläuft durch Görlitz, die östlichste Stadt Deutschlands. Gegenüber der Weltzeit (UT, Universal Time, die Ortszeit der Sternwarte von Greenwich, England) gehen die Uhren bei uns eine Stunde vor. In der Zeit zwischen dem letzten Märzsonntag und dem letzten Oktobersonntag (Stand 2013) werden die Uhren in dieser Zone um eine Stunde vorgestellt und zeigen dann die Osteuropäische Zeit an, die uns als Mitteleuropäische Sommerzeit (MESZ) „verkauft“ wird.

Die Zeitgleichung

Dass eine Sonnenuhr auch nach Berücksichtigung der Ortszeitkorrektur etwas falsch geht, hängt unter anderem mit der Ellipsenbahn der Erde zusammen. Dadurch bewegt sich die Erde nicht gleichmäßig schnell um die Sonne. Anfang Januar, im sonnennächsten Bahnpunkt, schafft sie pro Tag etwa ein Grad, im sonnenfernsten Punkt Anfang Juli dagegen nur 0,95 Grad. Dadurch dauert ein wahrer Sonnentag im Winter etwa 17 Sekunden länger als im Sommer. Der Unterschied summiert sich im Laufe von Wochen auf bis zu etwas mehr als acht Minuten Differenz zwischen der mittleren Sonnenzeit und der wahren, von einer Sonnenuhr angezeigten Ortszeit.

© Stefan Seip

Die geschwungene Form des Schattenstabes dieser Sonnenuhr gleicht den Einfluss der Zeitgleichung gleichsam automatisch aus.

© Gerhard Weiland

Um 12 Uhr Ortszeit steht die Sonne nicht immer genau im Süden, sondern beschreibt im Lauf des Jahres diese „Analemma“ genannte Figur.

Noch ein zweiter Effekt beeinflusst diese als Zeitgleichung bezeichnete Abweichung: Eine konstante Tageslänge setzt eine gleichmäßig auf dem Himmelsäquator entlang ziehende Sonne voraus, doch in Wirklichkeit wandert die Sonne auf der Ekliptik, die um 23,45 Grad gegen den Himmelsäquator geneigt ist. Die Projektion der Sonnentagesstrecke auf den Himmelsäquator fällt somit je nach Jahreszeit unterschiedlich groß aus.

Beide Einflüsse führen in der Kombination zu einer recht komplex erscheinenden Zeitgleichungskurve, deren maximaler Wert Anfang November mit 16,35 Minuten erreicht wird. Dann steht die wahre Sonne gleichsam 16 Minuten und 21 Sekunden „zu früh“ im Süden, und die Nachmittage erscheinen deutlich kürzer als die Vormittage.

Gut dreieinhalb Monate später, Mitte Februar, hat sich die Mittagsstellung der Sonne um mehr als eine halbe Stunde verzögert, und jetzt erscheinen die Nachmittage deutlich länger als die Vormittage.

Die Zeitgleichung

▶ Ein Sonnentag (die Zeit von einer Sonnenkulmination bis zur nächsten) dauert im Mittel 236,56 Sternzeitsekunden länger als ein Sterntag, nämlich 24 Sonnenzeitstunden. Wer allerdings die Termine der Sonnenkulmination über das ganze Jahr verfolgt, wird eine mehr oder minder deutliche Abweichung von diesem Mittelwert beobachten: So folgen zwei Sonnenkulminationen Anfang September schon nach nur einem Sterntag und 216 Sternzeitsekunden aufeinander, Ende Dezember dagegen erst nach einem Sterntag und 256 Sternzeitsekunden. Ein Septembertag ist also um rund 40 Sternzeitsekunden kürzer als ein Dezembertag. Ursache dafür ist die wechselnde Bahngeschwindigkeit der Erde auf ihrem elliptischen Kurs um die Sonne und die Neigung der Ekliptik relativ zum Erd- bzw. Himmelsäquator. Die Differenz zwischen der wahren Mittagsstellung der Sonne und der bürgerlichen Mittagszeit (12 Uhr) wird „Zeitgleichung“ genannt.

© Gerhard Weiland

Der Betrag der Zeitgleichung (gelbe Kurve) setzt sich aus mehreren Komponenten (rot und weiß) zusammen.

Bevor es richtig dunkel wird

Die Atmosphäre der Erde lässt nicht nur den Taghimmel hell erscheinen, sondern beschneidet durch die Dämmerung auch noch die Stunden der Dunkelheit. Trotzdem kann es auch am Tag dunkel werden, wenn der Mond sich vor die Sonne schiebt.

„Nacht muss es sein, damit die Sterne leuchten“, möchte man nun in Anlehnung an ein Zitat aus „Wallensteins Tod“ von Friedrich Schiller ausrufen, oder auch „Die Sonne hat genug geschienen, lasst mich auch endlich Sterne sehen“ (nach Goethes „Faust“), aber vor die Nacht haben die Götter die Dämmerung gesetzt. Und dabei spielt uns die Atmosphäre einen Streich, denn sie verzögert den Untergang der Sonne.

Licht auf krummen Wegen

Könnte man genau verfolgen, wie die Sonne zum Horizont heruntersinkt, so würde man feststellen, dass sie vor dem endgültigen Versinken scheinbar langsamer wird: So rückt der untere Sonnenrand immer näher an den oberen heran, und am Ende erscheint die kreisrunde Sonne zu einer Ellipse verzerrt, ehe sie hinter dem Horizont versinkt.

Ursache für diese Erscheinung ist die Licht ablenkende Wirkung der Erdatmosphäre. Da das Sonnenlicht bei streifendem Einfall schräg auf die Atmosphäre trifft und auf dem Weg zum Erdboden auf immer dichtere Luftschichten stößt, kommt es geringfügig vom geraden Weg ab, und wir sehen die Sonne zum Schluss ein Stück weit höher über dem Horizont, als sie wirklich steht. Diese „Refraktion“ macht fünf Grad über dem Horizont immerhin schon ein Drittel des Sonnendurchmessers aus, unmittelbar über dem Horizont sogar mehr als ein halbes Grad – mit anderen Worten sehen wir die Sonne gerade mit dem unteren Rand den Horizont berühren, wenn sie in Wirklichkeit schon vollständig untergegangen ist. Dadurch verzögert sich der Sonnenuntergang um etwa dreieinhalb Minuten.

Die Dämmerungsphasen

Aber auch danach wird es bekanntlich nicht schlagartig dunkel, da das Sonnenlicht immer noch auf die oberen Schichten der Atmosphäre über dem Beobachterstandort trifft. Wenn die Sonne etwa eine halbe Stunde nach Sonnenuntergang (die Zeiten gelten für die Tagundnachtgleichen) eine Tiefe von sechs Grad unter dem Horizont erreicht hat, passieren ihre „letzten“ Strahlen den Zenitpunkt in einer Höhe von rund 35 Kilometern, wo die Atmosphäre nur noch knapp ein Prozent der Dichte am Erdboden besitzt. Dort erhellt ihr Streulicht den Himmel also nur noch auf etwa ein Prozent der normalen Taghimmelhelligkeit, und das bedeutet, dass zumindest die hellsten Sterne nun bereits sichtbar werden. Da diese Resthelligkeit gerade noch ausreicht, um ohne zusätzliche Beleuchtung die Zeitung lesen zu können, nennt man diese erste Dämmerungsphase die bürgerliche Dämmerung.

© Werner E. Celnik

Dämmerung — die von der Sonne beschienene Erdatmosphäre hellt den Himmel noch auf.

Rund 70 Minuten nach Sonnenuntergang hat die Sonne eine Tiefe von 12 Grad unter dem Horizont erreicht. Jetzt passieren ihre letzten Strahlen den Zenit in einer Höhe von rund 140 Kilometern, wo die Dichte der Atmosphäre auf ein Sechshundertmillionstel der Dichte am Erdboden zurückgegangen ist. Dort stört das Restlicht die Beobachtungen nun zwar nicht mehr, aber der Horizont ist immer noch deutlich aufgehellt, denn hier treffen die letzten Sonnenstrahlen jetzt in einer Höhe von 35 Kilometern auf die Atmosphäre. Weil man in dieser zweiten Dämmerungsphase also schon die hellsten Sterne sehen kann, zugleich aber auch die Horizontlinie noch erkennbar ist, konnten die Seefahrer früher während dieser Zeit ihre astronomischen Ortsbestimmungen durchführen, also die Höhe einzelner Sterne über dem Horizont messen, um daraus ihre Position auf dem Meer eingrenzen zu können – daher heißt die zweite Dämmerungsphase die nautische Dämmerung.

Noch einmal 40 Minuten später – inzwischen liegt der Sonnenuntergang fast zwei Stunden zurück – ist die Sonne 18 Grad unter den Horizont gesunken. Im Zenit streifen die letzten Sonnenstrahlen die Atmosphäre jetzt in einer Höhe von etwa 330 Kilometern, wo die Dichte nur noch ein Sechzigmilliardstel des Bodenwertes besitzt. Das verbleibende Restlicht ist nun ähnlich schwach wie das unvermeidliche „Nachtleuchten“ der Ionosphäre (Airglow), das entsteht, weil Elektronen, die während des Tages durch die starke Ultraviolettstrahlung der Sonne aus den Atomen herausgeschlagen wurden, sich im Laufe der Nacht wieder anlagern – ein Prozess, bei dem eine schwache, für das bloße Auge aber unsichtbare Strahlung abgegeben wird.

Mit anderen Worten: Dunkler kann der Himmel nicht mehr werden. Auch in der Verlängerung des Horizontes treffen die letzten Sonnenstrahlen jetzt in einer Höhe von 80 Kilometern auf die Atmosphäre, wo die Dichte nur noch ein Fünfzigtausendstel des Bodenwertes beträgt. Damit ist der Himmel auch dort dunkel genug, um Sterne der siebten Größenklasse – und damit jenseits der Grenzgröße für das bloße Auge – sichtbar werden zu lassen. Jetzt ist es endlich „richtig“ dunkel, und alle mit bloßem Auge sichtbaren Sterne heben sich von einem nachtschwarzen Himmel ab: Die astronomische Dämmerung ist zu Ende.

Helle Nächte

Wenn die Sonne 18 Grad unter dem Horizont stehen muss, damit es „astronomisch“ dunkel wird, hängt es von der geografischen Breite des Beobachterstandortes und der Stellung der Sonne ab, ob dieser Zustand erreicht wird. Tatsächlich erlebt man im „hohen Norden“ in den Wochen um die Sommersonnenwende das Phänomen der hellen Nächte. Man kann am hellen Dämmerungsschein die Wanderung der Sonne unter dem Nordhorizont verfolgen, und zwar umso deutlicher, je näher man an den Polarkreis (bei 66,6 Grad nördlicher Breite) herankommt. Jenseits dieser Grenze steht die Sonne dann selbst um Mitternacht über dem Horizont – sie wird zirkumpolar (siehe auch hier). Am Nordpol schließlich bleibt die Sonne das ganze Sommerhalbjahr über dem Horizont, wobei sie in den ersten drei Monaten auf ihrem täglichen Weg über Osten, Süden, Westen und Norden (genau genommen gibt es vom Nordpol aus nur die Himmelsrichtung „Süden“) langsam an Höhe gewinnt, um in den nächsten drei Monaten ebenso langsam wieder herunterzusinken. Zum Ausgleich herrscht während des gesamten Winterhalbjahres ewige Polarnacht, die am Anfang und am Ende durch eine mehrwöchige Dämmerungsphase etwas gemildert wird.

© Stefan Seip

Von Ende Mai bis Ende Juli wird es in Mitteleuropa gar nicht „richtig“ dunkel; es herrscht die Zeit der hellen Sommernächte.

Sonnenfinsternisse

Gelegentlich kann es aber auch am Tag vorübergehend dunkler werden – dann nämlich, wenn der Mond auf seiner Bahn um die Erde genau zwischen Sonne und Erde hindurch zieht und als Neumond die Sonne verfinstert. Allerdings muss der Verfinsterungsgrad schon recht groß ausfallen, ehe der Helligkeitsabfall des Tageslichtes wirklich auffällt: Solange nicht mindestens die Hälfte oder gar zwei Drittel der Sonnenscheibe vom Mond abgedeckt werden, bleibt der Rückgang unmerklich. Achtung: Auch mit bloßem Auge darf man nicht ungeschützt in die Sonne blicken – zur gefahrlosen Beobachtung einer Sonnenfinsternis empfiehlt sich daher auf jeden Fall die Verwendung einer sogenannten Sonnensicht- oder Finsternisbrille!

Da Mond und Sonne am Himmel ähnlich groß erscheinen, kann der Erdtrabant die Sonne im günstigsten Fall auch vollständig abdecken: Während einer solchen totalen Sonnenfinsternis wird der Himmel für wenige Minuten sogar so dunkel, dass zumindest die helleren Sterne und Planeten sichtbar werden. Nicht minder beeindruckend ist der leuchtende Strahlenkranz, der dann die „schwarze Sonne“ umgibt: die Sonnenkorona, deren Licht normalerweise vom Glanz der Sonne selbst überstrahlt wird. Mitunter reicht es allerdings nur für eine sogenannte ringförmige Finsternis, bei der der dunkle Mond dann von einem mehr oder minder schmalen Sonnenring umgeben bleibt; in einem solchen Fall bleiben Korona und Sterne leider im zu hellen „Restlicht“ verborgen.

Da der Mondschatten immer nur einen kleinen Ausschnitt der Erdoberfläche bedeckt, sind Sonnenfinsternisse von einem gegebenen Ort aus seltener zu beobachten als Mondfinsternisse (siehe hier): So stehen im deutschsprachigen Raum in den Jahren 2000 bis 2030 zwar 29 Mondfinsternisse (davon 14 totale) auf dem Programm, aber nur 14 Sonnenfinsternisse, die bei uns allesamt partiell ablaufen.

© Werner E. Celnik

Eine totale Sonnenfinsternis ist für einen festen Beobachtungsort ein sehr seltenes Ereignis.

Warten, bis es klar wird

Doch selbst ein dunkler Himmel bietet noch keine Gewähr für die erhofften Sternstunden, denn allzu oft durchkreuzt die Atmosphäre unsere Erwartungen mit einem letzten, aber entscheidenden Strich: Wolken, Dunst oder Nebel versperren den Blick nach draußen. Langjährige Statistiken zeigen, dass in unseren Breiten nicht einmal in jeder dritten Nacht die Sterne zu sehen sind, und allenfalls 50 Nächte im Jahr präsentieren einen „astronomisch brauchbaren“ Himmel.

Wer nicht so lange warten möchte, oder wem klare Winternächte zu kalt erscheinen beziehungsweise klare Sommernächte zu spät beginnen, braucht dennoch nicht auf einen ungetrübten Sternhimmel zu verzichten: In manchen großen (und etlichen kleineren) Städten kann man sogar tagsüber und selbst bei Regenwetter den Großen Wagen, den Orion oder auch die Sterne sehen, die normalerweise vom Glanz der Sonne überstrahlt werden. Zugegeben – es sind künstliche Sterne, doch die Illusion, die moderne Planetarien heute bieten, ist nahezu perfekt, wesentlich besser jedenfalls als manche „virtuelle Welt“ im Cyberspace: Selbst das Flimmern der Sterne kann inzwischen simuliert werden.

Darüber hinaus lässt sich ein solches Planetarium als Zeitmaschine nutzen, lässt sich doch der Anblick des Sternhimmels zur Zeit der Raubritter ebenso darstellen wie zur Zeit der alten Ägypter oder zu Lebzeiten von „Ötzi“; ebenso kann man per Knopfdruck auf die Südhalbkugel der Erde reisen und das Kreuz des Südens bestaunen oder die Polarnacht im ewigen Eis der Antarktis im Zeitraffer erleben. Gerade die Zeitrafferfunktion hilft, astronomische Abläufe, die mitunter Wochen, Monate oder gar Jahre dauern, deutlich und damit nachvollziehbar und verständlich werden zu lassen. Ein Verzeichnis der Planetarien und Sternwarten finden Sie im Internet unter www.sternklar.de/gad.

Astronomie bei Nacht

Beobachtungen mit bloßem Auge

Wer sich am Himmel zurechtfinden will, muss zunächst die Sternbilder der verschiedenen Jahreszeiten kennenlernen, und das geht am besten ohne Fernrohr. Beim Aufsuchen der Planeten spielen die Ekliptiksternbilder eine besondere Rolle.

Ein Blick zum Nachthimmel

Mit fortschreitender Dämmerung kann man verfolgen, wie sich immer mehr Lichtpunkte gegen den zunehmend dunkler werdenden Himmel abzeichnen: zuerst die hellsten Sterne – und mit ihnen vielleicht sogar ein Planet –, dann auch weniger helle Objekte. Wer schon in dieser frühen Phase die Sterne zuordnen will, tut gut daran, sich anhand einer drehbaren Sternkarte mit den Sternbildern und ihrer aktuellen Stellung am frühen Abendhimmel vertraut zu machen. Dagegen fällt die Orientierung, also die Zuordnung der Himmelsrichtungen, zumindest anfangs noch recht leicht, denn in der ersten Stunde nach Sonnenuntergang kann man die Richtung, in der die Sonne hinter dem Horizont verschwunden ist, einfach an der Aufhellung des Himmels erkennen. Diese Richtung entspricht ungefähr dem Blick nach Westen, im Winterhalbjahr eher Südwesten, im Sommerhalbjahr eher Nordwesten. Wer nach Westen schaut, hat linker Hand Süden und rechter Hand Norden. Den Polarstern findet man somit bei ausreichender Dunkelheit – vielleicht eine Stunde nach Sonnenuntergang – rechts von der Richtung zur untergegangenen Sonne. Im Gegensatz zu den übrigen Sternen und Sternbildern wird er dort auch den Rest der Nacht über verweilen, denn der Polarstern steht immer an fast genau derselben Stelle, da die Erdachse fast genau in seine Richtung zeigt.

Alles dreht sich

Das Auffinden der übrigen Sternbilder bereitet vor allem Anfängern oft große Schwierigkeiten. Schuld daran ist zum einen die Drehung der Erde, die den Sternhimmel im Laufe einer Nacht vor unseren Augen rotieren lässt: Ein Sternbild, das zu Beginn der Nacht halbhoch im Südosten steht, wandert bis zur zweiten Nachthälfte in den Südwesten und kann bei einsetzender Morgendämmerung schon untergegangen sein. Ein anderes, das am Abend tief über dem Nordwesthorizont steht, verschwindet im Laufe der Nacht und steigt am nächsten Morgen im Nordosten wieder empor. Im Prinzip ist dies vergleichbar mit der Wanderung eines Stundenzeigers, der ja auch mit der Zeit seine Richtung verändert. Und tatsächlich kann man mit etwas Übung aus der Stellung der Sternbilder zumindest ungefähr die Uhrzeit ablesen.

Erschwert wird dies allerdings durch die Bewegung der Erde um die Sonne, denn diese sorgt dafür, dass ein bestimmtes Sternbild nicht immer zur gleichen Zeit in gleicher Blickrichtung steht. Will man zum Beispiel das Sternbild Orion nahe seiner höchsten Stellung am Südhimmel beobachten, so muss man Mitte Oktober um 4 Uhr aufstehen; Mitte Dezember erreicht er die gleiche Richtung schon um Mitternacht und Mitte Februar sogar bereits um 20 Uhr. Sucht man den Orion dagegen immer zur gleichen Zeit (zum Beispiel um 20 Uhr), dann muss man Mitte Dezember nach Osten blicken, Mitte Februar nach Süden und Mitte April an den Westhorizont. Im Prinzip geht die „Sternenuhr“ jeden Tag rund vier Minuten vor. Dies ist, wie vorhin bereits beschrieben, die Differenz zwischen Stern- und Sonnentag. Pro Monat werden daraus etwa zwei Stunden und in einem Jahr genau ein Tag. Daher ändert sich der Anblick des Sternenhimmels im Laufe von drei Monaten (sechs Zeitstunden Differenz) völlig, und man spricht von einem Frühlings-, Sommer-, Herbst- und Wintersternhimmel.

Das Äquatorsystem

▶ Die Position eines Objektes am Himmel (z. B. Stern, Planet, Galaxie) kann – genau wie auf der Erde – mit zwei Koordinaten angegeben werden. Auf der Erdoberfläche sind dies die geografische Länge und Breite, am Himmel werden diese Koordinaten Rektaszension und Deklination genannt.Die Rektaszension wird mit dem griechischen Buchstaben alpha (α) abgekürzt und wird vom Nullpunkt auf dem Himmelsäquator, dem Frühlingspunkt, aus in Richtung Osten gezählt. Zähleinheiten sind Stunden, Minuten und Sekunden.Die Deklination delta (δ) beschreibt den Winkelabstand des Objektes vom Himmelsäquator nach Norden (positiv gezählt) oder nach Süden (negativ). Mit der Angabe von α und δ lässt sich so der Ort jedes einzelnen Himmelsobjektes erfassen und in Katalogen und Atlanten angeben.

© Gunther Schulz

Der Zusammenhang zwischen Frühlingspunkt, Rektaszension und Stundenwinkel eines Sterns.

Die Helligkeiten der Sterne

Dass die Sterne am Himmel nicht alle gleich hell sind, fällt jedem Betrachter sofort auf: Neben einigen wenigen Glanzlichtern gibt es zahlreiche lichtschwächere Punkte, die in ihrer Gesamtheit die Sternbilder ausmachen. Zur Angabe der Sternhelligkeiten benutzen die Astronomen ein System, dessen Grundzüge bereits vor mehr als 2100 Jahren von dem griechischen Astronomen Hipparch geschaffen wurden: Er teilte die Sterne in die Klassen 1 bis 6 ein, wobei die hellsten Sterne der ersten Größenklasse zugeordnet wurden, die schwächsten der sechsten – ein System, wie es auch bei den Schulnoten verwendet wird.

Mitte des 19. Jahrhunderts entwickelte der englische Astronom Norman Robert Pogson auf der Grundlage dieser recht subjektiven Einteilung eine objektivierbare Helligkeitsskala und legte dabei fest, dass ein Helligkeitsverhältnis von 1:100 einer Größenklassendifferenz von 5 entspricht – von einem Stern erster Größenklasse erhalten wir also hundertmal mehr Licht als von einem Stern der sechsten Größenklasse. Dabei zeigte sich, dass von den hellsten Sternen und Planeten noch deutlich mehr Licht bei uns ankommt als von einem Stern der ersten Größe, und so musste das System der Größenklassen in den negativen Bereich fortgesetzt werden. Als Einheit für die Angabe der Helligkeit wurde schlicht der lateinische Ausdruck für Größenklasse, die Magnitude, festgelegt. Man verwendet ein kleines hochgestelltes „m“ (ähnlich der Minute bei Zeitangaben). Sirius, der hellste Fixstern am irdischen Himmel, hat die Helligkeit -1m,5, Venus erreicht im größten Glanz -4m,7, die mittlere Helligkeit des Vollmondes liegt bei -12m,6 und die der Sonne bei -26m,7. Mit dem bloßen Auge sieht man im besten Fall Sterne bis 6m, mit dem Fernglas etwa 8m, und mit einem mittleren Amateurteleskop kommt man bis 13m. Professionelle Großteleskope erreichen mit hochempfindlichen CCD-Detektoren mittlerweile fast 30m.

Die ersten Sternbilder

Vielleicht ist es für das Auffinden der Sternbilder hilfreich, sich die Reihenfolge der Sternbilder im Bereich des Himmelsäquators einzuprägen, so wie man die Abfolge der Ziffern auf einer Uhr auswendig kennt (siehe Abbildungen unten, der Himmelsäquator ist die mittlere horizontale Linie). Der Himmelsäquator ist die Projektion des Erdäquators an die Himmelskugel und steht in Mitteleuropa in Südrichtung halbhoch am Himmel.

Auf das bereits genannte Wintersternbild Orion folgen in Richtung Osten (also nach links) der Kleine Hund (mit dem Hauptstern Prokyon), der Löwe (mit Regulus), die Jungfrau (mit Spica), der Schlangenträger (ohne auffallend hellen Stern), der Adler (mit Atair), der Wassermann, die Fische und schließlich der Walfisch sowie der Eridanus (alle vier ohne hellere Sterne).

© Gerhard Weiland

© Gerhard Weiland

Der Äquatorring der Sternbilder

Die Ekliptiksternbilder

Eine besondere Stellung unter den 88 Sternbildern am Himmel nehmen die Ekliptik- oder Tierkreissternbilder ein. Durch sie wandern Sonne, Mond und alle Planeten. Zudem sind uns die Namen dieser Sternbilder von den „Sternzeichen“ her bekannt, wie sie in Horoskopen genannt werden. Beginnen wir bei den Zwillingen, wo die Sonne zur Zeit der Sommersonnenwende ihre größte Höhe erreicht: Dieses Ekliptiksternbild enthält mit Kastor und Pollux gleich zwei helle Sterne. Die himmlischen Zwillinge lassen sich übrigens einfach auseinanderhalten: Kastor – mit einem „o“ in der zweiten Silbe – ist der obere, Pollux – mit einem „u“ in der zweiten Silbe – der untere. Nach Osten hin schließt sich der unscheinbare Krebs an, gefolgt vom Löwen (mit Regulus) und der Jungfrau (mit Spica). Auch die Waage ist nicht sehr auffällig – ganz im Gegensatz zum Skorpion, der mit dem rötlichen Antares bei uns am Frühsommerhimmel leider nur tief über dem Südhorizont zu finden ist. Weiter südlich – in der Karibik oder gar in den Tropen – präsentiert sich der Skorpion mit seinem aufgestellten Stachel als eindrucksvolles Sternbild, dessen Ähnlichkeit mit dem natürlichen Vorbild ganz frappierend ist. Nun durchquert die Ekliptik das Sternbild Schlangenträger; dieses „13. Ekliptiksternbild“ lässt man gerne unter den Tisch fallen, da es nicht zum klassischen Tierkreis zählt.

© Gunther Schulz

Innerhalb eines Jahres durchquert die Sonne den Tierkreis. In dessen Nähe halten sich auch der Mond und alle Planeten auf, da sie in etwa in der gleichen Ebene um die Sonne kreisen wie die Erde.

Nach Osten hin schließt sich der Schütze an; seine helleren Sterne lassen sich mit etwas Fantasie zu den Umrissen einer kleinen Teekanne verbinden, die bei uns in den Sommermonaten flach über dem Südhorizont schwebt. Dort, wo der Tee nach rechts aus der Kanne herausfließt, kann man von einem dunklen Standort aus eine etwas hellere Milchstraßenwolke erkennen; in dieser Richtung liegt auch das Zentrum der Milchstraße.

Die nächsten drei Ekliptiksternbilder enthalten kaum hellere Sterne und sind daher wenig auffällig: Der Steinbock, der Wassermann und die Fische markieren den Sonnenlauf in den ersten Monaten des Jahres, und so sind sie – wenn auch mit Mühe – im Herbst am Abendhimmel zu finden. Mit dem Widder und dem Stier, der neben dem hellen, rötlichen Aldebaran auch den Sternhaufen der Plejaden enthält, schließt sich der Kreis, denn die Hörner des Stiers grenzen (unterhalb des Fuhrmanns) an die Füße der Zwillinge.

© Werner E. Celnik

Der Wintersternhimmel ist besonders reich an hellen Sternen. Hier befindet sich (links unten im Bild) auch Sirius, der hellste Stern des Fixsternhimmels. Das noch hellere Objekt links oben ist der Planet Jupiter, der sich zum Aufnahmezeitpunkt im Sternbild Zwillinge befand. Ebenso vertreten ist der Ringplanet Saturn im Sternbild Stier.

Die Wintersternbilder

© Gerhard Weiland

Der Wintersternhimmel

Der Orion wird seit Menschengedenken mit einer Riesengestalt am Himmel identifiziert. Die Babylonier des Zweistromlandes sahen dort vor mehr als 4000 Jahren den Riesen SIPA.ZI.AN.NA, aus dem später, bei den Griechen der Antike, unser Himmelsjäger Orion wurde. Mit seinen drei Gürtelsternen, dem rötlichen Schulterstern Beteigeuze und dem weißlichen Fußstern Rigel ist er auch für Anfänger leicht zu erkennen.

Rund um den Orion gruppiert sich das sogenannte Wintersechseck aus den hellen Sternen Kapella (im Fuhrmann), Aldebaran (im Stier), Rigel (Orion), Sirius (im Großen Hund), Prokyon (im Kleinen Hund) und Pollux (in den Zwillingen), das für den strahlenden Glanz der klaren, kalten Winternächte verantwortlich ist. Unterhalb vom Orion kauert der Hase, und unweit von Rigel, dem rechten Fußstern des Orion, entspringt der Fluss Eridanus und schlängelt sich in weitem Bogen zunächst nach Westen, dann nach Süden, wo er – für uns weit jenseits des Horizontes – den Mündungsstern Achernar erreicht. Zwischen dem Großen Hund mit Sirius, dem hellsten Fixstern am irdischen Himmel überhaupt, und dem Kleinen Hund mit Prokyon, zieht das Fabelwesen Einhorn am Himmel entlang, das nur schwierig zu finden ist. Östlich vom Großen Hund ragen noch einige Sternbilder des Südhimmels knapp über den Horizont: das Hinterdeck (des Schiffes Argo), der Kompass und die unscheinbare Luftpumpe. Wegen der geringen Höhe bleiben deren Sterne aber oft in den horizontnahen Dunstschichten verborgen.

Die Frühlingssternbilder

© Gerhard Weiland

Der Frühlingssternhimmel

Der Löwe mit seinem Hauptstern Regulus leitet den Reigen der Frühlingssternbilder ein. Regulus markiert gleichsam den Griff einer kleinen Sichel, die – nach rechts hin offen – leicht zu erkennen ist. Diese Sichel zeichnet den Umriss des Löwenkopfes nach, der nach Westen (rechts) blickt; die Umrisse des übrigen Sternbilds lassen sich mit etwas Fantasie als lang gestreckter Körper deuten. Entweder lauert der König der Tiere auf Beute oder er hat seine Mahlzeit bereits hinter sich und döst friedlich vor sich hin.

Über dem Löwen kauert der Kleine Löwe, unterhalb vom Löwen erstreckt sich die lange Wasserschlange zusammen mit drei weiteren, unscheinbaren Sternbildern: dem Sextant, dem Becher und dem Raben. In dieser Himmelsregion leuchtet nur ein Stern der zweiten Größenklasse: Alphard, der „Alleinstehende“, der als Hauptstern der Wasserschlange rechts unterhalb von Regulus zu finden ist.

Dem Löwen folgt die Jungfrau mit der weißlichen Spica. Gleich über der Jungfrau glitzert das Haar der Berenike, und links daneben schwebt der mächtige Rinderhirte Bootes mit seinem orangerötlichen Hauptstern Arktur, dem Bärenhüter. Schließlich fällt links neben dem Rinderhirten noch ein kleiner, halbkreisförmiger Sternbogen auf: die Nördliche Krone mit ihrem hellsten Stern Gemma, dem Edelstein.

Die Sommersternbilder

© Gerhard Weiland

Der Sommersternhimmel

Den Übergang zum Sommerhimmel markieren zwei gewaltige Riesen, die Kopf an Kopf über den Himmel ziehen: der Schlangenträger und darüber der Herkules, ein Held der griechischen Sagenwelt, der kopfüber am Himmel entlangwandert. Beide Figuren enthalten nur Sterne der zweiten Größenklasse und schwächer, sind also nicht leicht zu identifizieren. Die jeweils hellsten Sterne beider Figuren markieren die Köpfe: Ras Alhague („Kopf des Riesen“ [Schlangenträger]) und Ras Algethi („Kopf des Knieenden“ [Herkules]).

Weiter östlich erstreckt sich das Band der Milchstraße, und hier gibt es dann auch wieder hellere Sterne. So leuchtet Wega hoch am Himmel als Hauptstern der Leier, die sich als kleiner Sternrhombus nach links unten anschließt. Links daneben segelt der Schwan mit ausgebreiteten Schwingen und dem lang gestreckten Hals weithin sichtbar über den Himmel; sein Hauptstern Deneb markiert den kurzen Stummelschwanz. Unterhalb vom Schwan folgen einige kleinere, eher unauffällige Sternbilder: Das Füchschen, der Pfeil und der Delfin, ehe mit Atair, dem Hauptstern im Adler, der dritte Eckpunkt des Sommerdreiecks erreicht ist. Von dort ist es nicht mehr weit bis zu den helleren Wolken der Milchstraße in den Sternbildern Schild und Schütze.

Die Herbststernbilder

© Gerhard Weiland

Der Herbststernhimmel

Stärker noch als am Frühlingshimmel vermisst man am Herbsthimmel helle Sterne und auffällige Sternbilder. Das „Leitsternbild“ ist der Pegasus, das geflügelte Ross der antiken Sagenwelt; sein mächtiger Rumpf zieht als großes Sternviereck hoch über den Himmel. An der rechten unteren Ecke schließt sich eine leicht geschwungene Sternkette an, die den Hals und den Kopf des Pferdes markiert. An der rechten oberen Ecke deutet eine weitere Sternkette die gestreckten Vorderläufe an, während die Sternkette am linken oberen Eckpunkt bereits zu einem anderen Sternbild gehört, zur Andromeda, der Tochter von Kepheus und Kassiopeia. Unterhalb von Pegasus tummeln sich die Fische – ebenfalls kein sehr auffälliges Sternbild; allenfalls der westliche der beiden Fische ist als kleine Sternellipse unter dem Pferderumpf zu erkennen. In der Verlängerung der rechten Kante des Herbstvierecks weiter zum Horizont funkelt einsam ein etwas hellerer Stern: Fomalhaut, der Hauptstern im Südlichen Fisch; weiter links treibt das Meeresungeheuer in Gestalt eines Walfisches sein Unwesen. Links vom Pegasus folgen mit Widder und Dreieck noch zwei kleinere Sternbilder, und den Abschluss zum nachfolgenden Winterhimmel bildet Perseus, der Held der griechischen Sagenwelt.

Die Zirkumpolarsternbilder

© Gerhard Weiland

Der Sternhimmel rund um den nördlichen Himmelspol

Während alle anderen Sternbilder im Rhythmus der Jahreszeiten aufeinander folgen und mal gut zu sehen sind, dann wieder mit der Sonne am Taghimmel stehen, gibt es eine Gruppe von Sternbildern, die bei uns das ganze Jahr über am Himmel stehen. Da sie bei ihrer täglichen Drehung rund um den Himmelspol verfolgt werden können und niemals untergehen, werden sie Zirkumpolarsternbilder genannt. Die bekannteste unter diesen Figuren ist der Große Bär, dessen hellere Sterne zum Großen Wagen zusammengefasst werden: Vier Sterne bilden den Wagenkasten, drei weitere die sogenannte Deichsel, an der man den Wagen zieht oder schiebt. Mit Hilfe des Großen Wagens kann man leicht den Polarstern finden, der ganz in der Nähe des nördlichen Himmelspols steht und die Nordrichtung genauer markiert als ein Kompass. Man braucht nur die beiden hinteren Kastensterne miteinander zu verbinden und diese Linie nach „oben“ (bezogen auf die Straße, auf der der Wagen rollt) zu verlängern, um in einigem Abstand auf den Polarstern zu treffen. Je nach Jahreszeit muss man den Wagen allerdings in verschiedenen Regionen des Himmels suchen: So steht er im Winter am Abend tief am Nordosthimmel, im Frühjahr hoch am Nordosthimmel fast im Zenit, im Sommer hoch am Nordwesthimmel und im Herbst tief am Nordwesthimmel, wo er zum Gleitflug über den Nordhorizont ansetzt.

© Werner E. Celnik

Der Polarstern steht nicht genau am Himmelsnordpol; er macht einen kleinen Bogen.

Der Polarstern ist zwar nicht der hellste Stern am nördlichen Himmel, wohl aber der hellste im Sternbild Kleiner Bär/Kleiner Wagen; er markiert die Deichselspitze des Kleinen Wagens, der sich in einem sanften Bogen in Richtung Großer Wagen erstreckt.

© Gerhard Weiland

Mit dem Großen Wagen findet man den Polarstern und damit die Nordrichtung.

Zwischen den beiden Bären endet der gewundene Körper des Drachen, der sich im Halbrund um den Himmelspol schlängelt. Der Drachenkopf ist unweit der hellen Wega am Sommerhimmel zu finden. Von dort erstreckt sich der Rumpf zunächst polwärts und verläuft dann in weitem Bogen um den Kleinen Bären herum, ehe er die Lücke zwischen Kleinem und Großem Bär füllt. Weiter ostwärts schließen sich die Eidechse und der Kepheus an, dessen Umrisse an die Silhouette eines windschiefen Hausgiebels erinnern. Kepheus war in der griechischen Sagenwelt der Gemahl von Kassiopeia, die ihm auch am Himmel folgt – als auffälliges Himmels-W, das im Herbst und Winter hoch am Himmel steht. Der Rest ist Schweigen, denn weder die Giraffe noch der Luchs, die als weitere Zirkumpolarsternbilder die Lücke bis zum Großen Wagen füllen, enthalten hellere Sterne, die ein Auffinden am Himmel erleichtern würden.

Das Band der Milchstraße

Von einem wirklich dunklen Standort aus kann man mit bloßem Auge nicht nur die Sterne als glitzernde Punkte am Nachthimmel sehen, sondern mitunter auch einen diffus leuchtenden Schimmer ausmachen, der sich in weitem Bogen über den Himmel spannt. Über die Natur dieses Leuchtens ist lange gerätselt worden, bis die Erfindung des Fernrohrs eine Antwort ermöglichte. Bereits Galileo Galilei erkannte die Milchstraße als Ansammlung von Sternen, die so schwach leuchten, dass sie dem bloßen Auge nicht als einzelne Sternpunkte erscheinen können.

Dieses Milchstraßenband ist nicht überall gleich auffällig. Die hellsten Sternwolken findet man in Richtung zum Sternbild Schütze, das bei uns aber nicht sehr hoch über den Horizont steigt; in südlichen Urlaubsländern dagegen „springt“ einem die Milchstraße in dieser Region förmlich ins Auge.

© Werner E. Celnik

Die Milchstraße ist in den Sommermonaten von Mitteleuropa aus am besten zu sehen. Sie zieht durch das Sternbild Schwan und zeigt dort Dunkelwolken und rot leuchtende Gasnebel.

Immer noch hell genug, um zumindest fernab der großen Städte aufzufallen, ist die Milchstraßenregion im Sternbild Schwan. Der Schwan steht in den Sommer- und frühen Herbstmonaten hoch am Himmel, sodass wir die Milchstraße hauptsächlich mit dem Sommer in Verbindung bringen. Dagegen tritt die „Wintermilchstraße“ zwischen den Sternbildern Fuhrmann und Großer Hund kaum in Erscheinung. Erst weiter südlich, in den Sternbildern Schiffskiel und Kreuz des Südens (am Südhimmel), wird das Milchstraßenband wieder unübersehbar. Die Bewohner der Nordhalbkugel sind also in Sachen Milchstraße ziemlich benachteiligt. Was sich aus der Form der Milchstraße über die Verteilung der Sterne und über unsere Position innerhalb des Systems aussagen lässt, wird an anderer Stelle noch detaillierter beschrieben werden.

Wandelsterne und Kollegen

Während die fernen Sterne am Himmel unverrückbar erscheinen, können wir den Mond bei seinem Lauf um die Erde und die übrigen Planeten bei ihrem Tanz um die Sonne verfolgen; gelegentlich zieht auch ein naher Satellit oder ein ferner Komet am Himmel vorbei.

Der Mond

Der Mond ist unser nächster Nachbar im All und, neben der Sonne, das auffälligste Himmelsobjekt. Im Mittel trennen Mond und Erde nur rund 384.400 Kilometer voneinander, doch kann dieser Abstand zwischen rund 356.000 und 406.000 Kilometern schwanken. Aufgrund seiner geringen Entfernung zur Erde ist der Mond nach der Sonne das hellste Objekt am Himmel und fällt entsprechend auch dem ungeübten Betrachter auf. Sein ständig wechselnder Anblick – die Mondphasen – und die täglich wechselnden Sichtbarkeitsbedingungen ziehen die Aufmerksamkeit auf sich.

So sieht man den Mond mal als schmale, zunehmende Sichel am frühen Abendhimmel über dem Westhorizont, dann wieder als riesig erscheinenden Vollmond hoch am Himmel und schließlich als abnehmenden Halbmond, der am Südhimmel in der Morgendämmerung verblasst.

Dazwischen liegen meist mehrere Tage, Wochen oder gar Monate, in denen man den Erdtrabanten überhaupt nicht zu Gesicht bekommt, was gar nicht einmal unbedingt nur mit dem Wetter zu tun haben muss: Weil der Mond innerhalb von rund vier Wochen einmal um die Erde wandert, steht er eben nicht jeden Abend zur gleichen Zeit an der gleichen Stelle des Himmels – er verspätet sich vielmehr im Schnitt jeden Tag um knapp eine Stunde. So kann man ihn während einer Schlechtwetterperiode leicht aus den Augen verlieren.

Die Entstehung der Mondphasen

Wollen wir also versuchen, etwas Ordnung in dieses scheinbare Durcheinander der Mondbewegung zu bringen, und ihn in Gedanken auf seinem Weg um die Erde verfolgen. Start und Ziellinie ist die Richtung zur Sonne: Dann steht der Mond zwar unsichtbar mit der Sonne am Taghimmel, doch der Zeitpunkt dieser „Neumondstellung“ lässt sich sehr genau berechnen und ist in den meisten Kalendern angegeben.

Etwa zwei Tage nach Neumond ist der Erdtrabant auf seinem Weg um die Erde dann weit genug aus der Blickrichtung zur Sonne gerückt, dass er als schmale Sichel am Abendhimmel sichtbar wird. Im Frühjahr, wenn die Ekliptik steil am abendlichen Westhimmel aufragt, geht der Mond dann deutlich später als die Sonne unter, im Herbst dagegen kann es bei flachem Stand der Ekliptik ein paar Tage länger dauern, ehe der Winkelabstand zur Sonne für ein Sichtbarwerden groß genug geworden ist.

Die Sichelgestalt des Mondes wird – wie die anderen Phasen auch – durch die jeweiligen Beleuchtungsverhältnisse vorgegeben. Die Mondphasen kommen nicht etwa dadurch zustande, dass die Erde ihren Schatten auf den Mond wirft (dies wäre eine Mondfinsternis, dazu später mehr). Wenige Tage nach Neumond fällt das Sonnenlicht von schräg hinten auf den Mond, wir sehen ihn fast noch im Gegenlicht. In dieser Zeit sieht man meist auch noch den eigentlich dunklen Teil des Mondes etwas aufgehellt; bei diesem „aschgrauen Licht“ handelt es sich um Sonnenlicht, das von der Erde reflektiert wird und den Mond erhellt.

© Werner E. Celnik

Die schmale Sichel des abnehmenden Mondes. Die eigentlich dunkle Mondseite wird von der fast vollen Erde am Mondhimmel aufgehellt.

Je weiter sich der Mond auf seinem Weg um die Erde aus der Richtung zur Sonne entfernt, desto größer wird der Anteil, den wir von der beleuchteten Hälfte des Erdtrabanten sehen – der Mond „nimmt zu“. Wenn der Winkel zwischen Sonne und Mond nach gut einer Woche 90 Grad überschreitet, trifft das Sonnenlicht genau von der (rechten) Seite auf die Mondoberfläche, und wir erkennen einen (zunehmenden) Halbmond. Für die Astronomen steht der Mond dann im Ersten Viertel, denn er hat gerade erst ein Viertel seines Umlaufs bis zum nächsten Neumond hinter sich. Bei Sonnenuntergang steht der Halbmond etwa im Süden und versinkt gegen Mitternacht hinter dem Horizont.

In den Tagen nach dem Ersten Viertel entwickelt der Mond scheinbar einen immer dickeren „Bauch“, bis er gut zwei Wochen nach Neumond als Vollmond erscheint. In dieser Zeit ist er auch zunehmend später auf- beziehungsweise untergegangen, sodass er dann etwa bei Sonnenuntergang auftaucht und bei Sonnenaufgang wieder verschwindet – er steht der Sonne am Himmel gegenüber und stört die ganze Nacht hindurch bei der Beobachtung lichtschwacher Sterne.

Danach verzögert sich der Aufgang des Mondes immer weiter, und viele Menschen verlieren ihn nun aus den Augen. Entsprechend ungewohnt und überraschend ist der Anblick des abnehmenden Mondes um die Zeit des Letzten Viertels: Er steigt erst in den späten Abendstunden oder gar nach Mitternacht am Osthimmel empor, und die volle Rundung wölbt sich nicht mehr nach rechts, sondern nach links, denn nun trifft das Sonnenlicht von links auf den Erdtrabanten. In der letzten Woche vor der nächsten Neumondstellung rückt der Mond immer näher an die Sonne heran, schrumpft dabei zur schmalen Sichel und verblasst am Ende in der Morgendämmerung.

Die Zeit zwischen zwei Neumondstellungen, ein synodischer Monat, dauert im Schnitt etwas mehr als 29,5 Tage (genau 29 Tage, 12 Stunden, 44 Minuten und 2,9 Sekunden). Durch die elliptische Umlaufbahn des Mondes können zwei Neumondstellungen aber auch etwas schneller oder langsamer aufeinander folgen.

Wer den Lauf des Mondes durch die Sternbilder verfolgt, wird feststellen, dass der Erdtrabant etwa den gleichen Weg am Himmel wie die Sonne nimmt (die Wanderung der Sonne durch die Sternbilder lässt sich zwar nicht direkt verfolgen, ist aber anhand der Ekliptik nachzuvollziehen). Tatsächlich ist die Mondbahn lediglich um etwas mehr als fünf Grad gegen die Ekliptik geneigt. Ähnlich wie zwischen Himmelsäquator und Ekliptik gibt es zwischen Ekliptik und Mondbahn zwei Schnittpunkte, die sogenannten Bahnknoten; dabei entspricht der aufsteigende Bahnknoten dem Frühlingspunkt (dem Schnittpunkt zwischen der Ekliptik und dem Himmelsäquator, an dem die Sonne den Himmelsäquator nach Norden hin überquert), der absteigende Bahnknoten dem Herbstpunkt. Auf halbem Wege dazwischen liegen die größte Nordbreite (das Gegenstück zur Sommersonnenwende) und die größte Südbreite (das Gegenstück zur Wintersonnenwende). Diese Bahnneigung führt übrigens auch dazu, dass der Erdtrabant in der Neumondstellung meist etwas oberhalb oder unterhalb der direkten Verbindungslinie Sonne – Erde entlangwandert und nur in Ausnahmefällen genau zwischen Sonne und Erde hindurchzieht, wobei dann sein Schatten auf die Erde trifft und eine Sonnenfinsternis zu beobachten ist.

© Sven Melchert

Wenn der Mond nahe der Ekliptik steht, kann er einem Planeten begegnen, wie hier dem Merkur am Abend des 17. Mai 2007.

Der Vollmond im Wechselder Jahreszeiten

Da der Vollmond jeweils der Sonne am Himmel gegenübersteht, die Sonne aber im Laufe eines Jahres recht unterschiedliche Tagbögen beschreibt, verändert sich auch der „Nachtbogen“ des Erdtrabanten im jahreszeitlichen Wechsel: Im Winter zieht der Vollmond in hohem Bogen über den Himmel (und ahmt darin den Sonnenlauf im Sommer nach), im Sommer dagegen findet man ihn nur flach über dem Horizont (wie die Sonne im Winter). Das bedeutet auch, dass die Vollmondposition jeden Monat weiter östlich in einem anderen Sternbild erreicht wird. Die Zeit zwischen zwei Vollmondstellungen, der synodische Monat, dauert also etwas länger als die Zeit, die der Mond für einen Umlauf um die Erde benötigt – ein solcher Sternmonat oder siderischer Monat dauert im Schnitt rund 27,3 Tage (genau 27 Tage, 7 Stunden, 43 Minuten und 11,6 Sekunden). Bei der Rotation der Erde haben wir einen vergleichbaren Unterschied bereits kennen gelernt, denn der Sonnentag ist auch länger als der Sterntag.

Leider unterliegt die Bewegung des Mondes deutlichen Störeinflüssen durch die Anziehungskräfte von Sonne und Erde. Sie führen unter anderem dazu, dass sich die räumliche Ausrichtung der Mondbahn im Laufe der Jahre verändert. Konkret heißt dies, dass die Schnittpunkte zwischen Mondbahn und Ekliptik, die Bahnknoten, innerhalb von rund 18,6 Jahren einmal durch alle Ekliptiksternbilder wandern – die Ebene der Mondbahn vollführt also gleichsam eine Kreiselbewegung. Aufgrund dieser Drift der Mondbahnknoten wandert der Mond nicht jedes Mal auf exakt der gleichen Bahn vor den Sternen; vielmehr schwanken die jeweiligen Mondpositionen über diesen Zeitraum um mehr als zehn Grad in Deklination – ein Effekt, der vor allem bei den Vollmondstellungen deutlich wird: Fällt zum Beispiel der aufsteigende Bahnknoten mit dem Frühlingspunkt zusammen, dann wird die größte Nordbreite im Sternbild Zwillinge erreicht, und der Wintervollmond steht dann fünf Grad nördlicher als die Sonne zur Sommersonnenwende; in gleicher Weise tritt die größte Südbreite im Sternbild Schütze ein, und der Sommervollmond steht fünf Grad südlicher als die Sonne zur Wintersonnenwende. Diese Extremstellungen werden zum Beispiel im Jahr 2025 erreicht. In der „Halbzeit“ dazwischen, also 2015/16, fällt der absteigende Bahnknoten mit dem Frühlingspunkt zusammen, und dann liegt die größte Südbreite im Sternbild Zwillinge, sodass der Wintervollmond fünf Grad südlicher steht als die Sonne zur Sommersonnenwende; entsprechend fällt die größte Nordbreite in das Sternbild Schütze, was den Sommervollmond fünf Grad nördlicher als die Sonne zur Wintersonnenwende über den Himmel führt.

Die Veränderlichkeit der Mondbahn wird auch deutlich, wenn man verfolgt, wie der Mond an helleren, der Ekliptik nahen Sternen vorbeizieht: Mal wandert er zum Beispiel nördlich von Aldebaran, Regulus, Spica oder Antares vorbei, einige Monate oder Jahre später dagegen südlich, und gelegentlich kann er den einen oder anderen sogar bedecken. Die Zeit zwischen zwei Durchgängen des Mondes durch den aufsteigenden Bahnknoten wird drakonitischer Monat („Drachenmonat“) genannt und dauert im Schnitt rund 27,2 Tage (genau 27 Tage, 5 Stunden, 5 Minuten und 35,9 Sekunden).

Großer Mond

Vor allem bei Vollmond erscheint der auf- oder untergehende Erdtrabant oft besonders groß. Zwar bewegt sich der Mond auf einer elliptischen Bahn um die Erde und erscheint daher in Erdnähe (Perigäum) etwas größer als in Erdferne (Apogäum), doch kann dies nicht die Ursache für den großen „Horizontmond“ sein, denn auch die Sonne erscheint tief über dem Horizont viel größer als hoch am Himmel. Grund dafür ist vielmehr eine optische Täuschung, die das Gehirn beim Vergleich mit „vertrauten“ Umrissen die Entfernung zum Horizont falsch einschätzen lässt, sodass Mond und Sonne für größer als in Wirklichkeit gehalten werden.

Aber man könnte auch die Auswirkung der elliptischen Mondbahn mit bloßem Auge verfolgen, wenn nicht die Zeitdifferenz dagegen spräche: Immerhin steht der Mond in Erdferne etwa 14 Prozent weiter entfernt als in Erdnähe, sodass sein Winkeldurchmesser um rund ein Siebtel schwankt. Die besondere Schwierigkeit besteht allerdings darin, dass der Wechsel vom erdnahen „Großmond“ zum erdfernen „Kleinmond“ fast zwei Wochen dauert und man dann keine Vergleichsmöglichkeit mehr hat.

© Werner E. Celnik

In Erdnähe erscheint uns der Mond deutlich größer als in Erdferne.

Mondfinsternisse

Hin und wieder fällt die Vollmondstellung in die Nähe eines der beiden Bahnknoten (dem Schnittpunkt zwischen Mond und Erdbahn), und dann wandert der Erdtrabant ganz oder teilweise durch den Schatten der Erde: Wenn der Mond den Erdschatten nur streift, spricht man von einer partiellen Mondfinsternis, taucht er dagegen vollständig in den Erdschatten ein, wird die Finsternis total; dabei kann die Totalität bis zu mehr als 1,5 Stunden dauern. Da der Mond während dieser Zeit vom direkten Sonnenlicht abgeschnitten ist, sollte er eigentlich vorübergehend unsichtbar werden. Allerdings sorgt der Saum der Erdatmosphäre dafür, dass ein Teil des Sonnenlichtes am „Rand“ der Erde etwas abgelenkt wird und in den Schattenbereich eindringt. Da der blaue Anteil des Sonnenlichtes auf dem Weg durch die Erdatmosphäre weitgehend herausgestreut wird, erscheint der verfinsterte Mond in einem rötlichen „Restlicht“, das je nach Verschmutzung der irdischen Atmosphäre mehr oder weniger hell ausfällt.

© Werner E. Celnik

Wenn der Mond in den Schatten der Erde eintritt, wird er Stück für Stück verfinstert. Diese Fotomontage zeigt den Ablauf der Mondfinsternis vom 9. November 2003.

Mondfinsternisse können überall dort verfolgt werden, wo der Erdtrabant zum Zeitpunkt des Ereignisses gerade über dem Horizont steht (vorausgesetzt, das Wetter spielt mit), also von einem Gebiet, das mehr als die Hälfte der Erdoberfläche umfasst.

Mond und Sonnenfinsternisse wiederholen sich unter ähnlichen Bedingungen nach jeweils 18 Jahren und 10 oder 11 Tagen. Dieser schon vor mehr als 2000 Jahren bekannte Saros-Zyklus umfasst 223 synodische Monate, die bis auf eine Differenz von weniger als einer Stunde 242 drakonitischen Monaten entsprechen.

Planeten und ihre Bewegung

Außer beim Mond (und bei der Sonne) kann ein Betrachter mit bloßem Auge auch noch bei einigen weiteren Himmelsobjekten eine mehr oder minder deutliche Bewegung relativ zu den Fixsternen im Hintergrund erkennen. Diesem – in den Augen der frühen Himmelsbeobachter unerklärlichen – Verhalten verdanken diese Objekte ihren Namen: Sie werden als Planeten bezeichnet, was sich von dem griechischen Wort für „umherirren“ ableiten lässt. Neben den fünf mit bloßem Auge sichtbaren Wandelsternen Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn wurden früher auch Sonne und Mond als Planeten angesehen – die Namen der sieben Wochentage leiten sich von den Namen dieser sieben Wandelsterne der Antike ab.

Nachdem man viele Jahrtausende hindurch geglaubt hatte, die Planeten würden sich – wie auch die Sterne – auf kristallenen Sphären um die Erde als dem Mittelpunkt der Welt bewegen (geozentrisches Weltbild), setzte sich seit der Mitte des 16. Jahrhunderts das kopernikanische oder heliozentrische Weltbild durch: Es beschreibt die Bewegung der Planeten – einschließlich der Erde – auf Ellipsenbahnen um die Sonne.

Die inneren Planeten:
Merkur und Venus

Natürlich hängt die Sichtbarkeit der einzelnen Planeten – wie schon beim Mond – von ihren Stellungen relativ zu Sonne und Erde ab. Beginnen wir also wieder damit, dass Merkur oder Venus – beide sind der Sonne näher als die Erde – mit der Sonne am Taghimmel stehen, und zwar genau zwischen Sonne und Erde. In diesem Fall heißt diese Stellung aber nicht Neumerkur oder Neuvenus, sondern untere Konjunktion (im Gegensatz zur oberen Konjunktion, wenn Merkur oder Venus jenseits der Sonne stehen). Zum Zeitpunkt der unteren Konjunktion bewegen sich Merkur und Venus wie Geisterfahrer auf der Ekliptik – entgegen der Hauptverkehrsrichtung, die immer von West nach Ost durch die Sternbilder führt. Entsprechend rasch vergrößert sich der Winkelabstand zwischen Sonne und Planet, sodass Merkur oder Venus schon ein paar Wochen nach der Konjunktion am Morgenhimmel auftauchen. Auf ihren sonnennahen Bahnen können sie sich allerdings am Himmel nie sehr weit von der Sonne entfernen – Merkur rückt höchstens bis auf 28 Grad nach rechts oder links von ihr ab, Venus bis auf etwa 47 Grad. Das bedeutet, dass man diese beiden Planeten immer nur in den letzten Stunden vor Sonnenaufgang am Osthimmel oder in den ersten Stunden nach Sonnenuntergang am Westhimmel beobachten kann. Merkur oder Venus sind also nie am morgendlichen Westhimmel oder am abendlichen Osthimmel oder gar um Mitternacht im Süden zu finden.

© Gunther Schulz

Die inneren Planeten Merkur und Venus können sich am irdischen Himmel von der Sonne immer nur ein Stück weit entfernen und sind daher entweder Morgen- oder Abendstern.

Die Beobachtung von Venus und vor allem von Merkur wird noch dadurch erschwert, dass die jeweiligen Maximalabstände, die sogenannten größten Elongationen zur Sonne, nicht immer zu gleich günstigen Sichtbarkeitsbedingungen führen. So lassen die besonderen Bahnverhältnisse von Merkur (Neigung und Exzentrizität der Bahn) diesen sonnennächsten Planeten in unseren Breiten nur im Frühjahr am Abendhimmel oder im Herbst am Morgenhimmel jeweils für ein paar Tage oder Wochen auftauchen. Entsprechend schwierig ist Merkur besonders für Anfänger zu finden, zumal am – schon oder noch – aufgehellten Dämmerungshimmel die für die Identifizierung hilfreichen Hintergrundsterne meist kaum zu erkennen sind.

© Gunther Schulz

Der sonnennahe Planet Merkur ist immer nur für einige Tage am Morgen- oder Abendhimmel in der Dämmerung zu sehen.

Dagegen kann Venus eigentlich gar nicht verfehlt werden, denn sie ist nach Sonne und Mond das hellste Himmelsobjekt und fällt schon allein deshalb auf; um die Zeit des größten Glanzes (etwa fünfeinhalb Wochen vor und nach der unteren Konjunktion) wird sie sogar so hell, dass sie mit bloßem Auge am Taghimmel zu finden ist – vorausgesetzt, man weiß, wo man nach ihr suchen muss.

Im Verlaufe einer Morgensichtbarkeit ziehen Merkur und Venus in einem seitlichen Bogen um die Sonne, kehren dabei ihre rückläufige Bewegung um, erreichen ihre größte Elongation und bewegen sich dann – entsprechend ihren verschiedenen Umlaufzeiten – unterschiedlich rasch wieder auf die Sonne zu. So dauert eine günstige Merkursichtbarkeit bis zu drei Wochen, eine günstige Venussichtbarkeit dagegen mehr als ein halbes Jahr.

Anschließend verschwinden sie wieder im Glanz der Sonne und wandern von uns aus gesehen jenseits der Sonne vorbei (obere Konjunktion), ehe sie nach einer Phase der Unsichtbarkeit links (östlich) der Sonne am Abendhimmel auftauchen. Wieder erreichen sie dabei eine größte Elongation, werden rückläufig und streben dann erneut der Sonne entgegen, sodass die Abendsichtbarkeit ziemlich plötzlich zu Ende geht. Von außen gesehen setzen Merkur und Venus jetzt zum Überholen an, denn während der unteren Konjunktion ziehen sie auf der Innenbahn an der langsameren Erde vorbei, und ihr Abstand zur Erde schrumpft auf ein Minimum.

Der Zeitraum zwischen zwei aufeinanderfolgenden (unteren) Konjunktionen wird synodische Umlaufzeit genannt – sie ist naturgemäß länger als die Dauer eines (siderischen) Umlaufs um die Sonne, weil sich auch die Erde als Bezugspunkt um die Sonne bewegt. Interessanterweise nehmen fünf synodische Umläufe der Venus nur ein paar Tage weniger in Anspruch als acht Erdjahre, sodass sich die Sichtbarkeitsverhältnisse bei diesem inneren Nachbarplaneten der Erde alle acht Jahre nur geringfügig anders wiederholen.

Durchgang vor der Sonne

Aufgrund ihrer etwas gegen die Ekliptikebene geneigten Bahnen wandern Merkur und Venus bei einer unteren Konjunktion – ähnlich wie der Mond bei Neumond – meist ein Stück oberhalb oder unterhalb der direkten Verbindungslinie Sonne – Erde hindurch. Gelegentlich tritt eine solche untere Konjunktion aber auch dann ein, wenn der Planet gerade in der Nähe eines seiner beiden Bahnknoten steht. Dann zieht er von uns aus gesehen genau vor der Sonnenscheibe her, und es kommt zu einem Merkur- oder Venusdurchgang. Weil die Merkurbahn näher zur Sonne verläuft, sind Merkurtransite wesentlich häufiger als Venusdurchgänge. Im 21. Jahrhundert stehen insgesamt 14 dieser Ereignisse auf dem Kalender, von denen bereits zwei Vergangenheit sind. Die beiden nächsten am 9. Mai 2016 und am 11. November 2019 sind beide in Mitteleuropa zu verfolgen, doch danach folgt eine Pause bis zum 13. November 2032. Die Venus ist in diesem Jahrhundert bereits zweimal vor der Sonne hergezogen, am 8. Juni 2004 (bei uns gut sichtbar gewesen) und am 5./6. Juni 2012, was bei uns leider nur in der Endphase zu verfolgen war. Der nächste Venusdurchgang steht erst wieder 2117 auf dem Programm.

© Werner E. Celnik

Am 8. Juni 2004 zog der Planet Venus vor der Sonnenscheibe entlang — zum ersten Mal seit über 120 Jahren.

Was man beobachten kann Ein solcher Durchgang von Merkur oder Venus vor der Sonnenscheibe kann mehrere Stunden dauern. Allerdings ist Merkur so klein, dass man ein Fernrohr benötigt, um ihn als dunklen Punkt über die Sonne wandern zu sehen. Dagegen reicht für die Venus ein kleines Fernglas. Aber Vorsicht: Man darf weder mit dem bloßen Auge noch mit einem optischen Instrument ungeschützt in die Sonne blicken! Vielmehr müssen für die Beobachtung eines Merkurdurchgangs die gleichen Vorsichtsmaßnahmen getroffen werden wie für die normale Sonnenbeobachtung oder die Beobachtung einer Sonnenfinsternis! Die sicherste Methode ist die Projektion des Sonnenbildes auf eine weiße Fläche oder der Einsatz der Sonnensichtfolie (Filterfolie) vor dem Objektiv des Fernrohrs oder Fernglases. Einzelheiten zum Sonnenschutz siehe hier im Kapitel „Die Beobachtung der Sonne“.

Die äußeren Planeten:
Mars, Jupiter und Saturn

Die drei übrigen, mit bloßem Auge sichtbaren Planeten umlaufen die Sonne außerhalb der Erdbahn, und das führt zu etwas anderen Beobachtungsverhältnissen. Der wichtigste Unterschied: Diese äußeren Planeten können zwar nicht zwischen Erde und Sonne hindurchziehen, dafür aber bis auf 180 Grad von der Sonne abrücken und ihr entsprechend am Himmel gegenüberstehen – also eine Position erreichen, die der Vollmondstellung entspricht. In dieser Oppositionsstellung gehen sie etwa bei Sonnenuntergang im Osten auf, erreichen um Mitternacht im Süden ihre größte Höhe und versinken bei Sonnenaufgang wieder am Westhorizont, sind also die ganze Nacht über zu beobachten. Hinzu kommt, dass dabei der Abstand zwischen Erde und Planet auf ein Minimum schrumpft und Mars, Jupiter oder Saturn dann auch besonders hell erscheinen.

Ausgangspunkt für die Beschreibung der Sichtbarkeitsbedingungen soll aber – wie gewohnt – die Konjunktion mit der Sonne sein; von der Erde aus betrachtet steht ein äußerer Planet dann jenseits der Sonne. Da die einzelnen Planeten mit unterschiedlichem Tempo auf der Ekliptik, der „Hauptverkehrsstraße“ des Himmels, entlangziehen, vergrößert sich ihr Winkelabstand zur Sonne auch verschieden schnell: Mars, der im Schnitt alle 26 Monate mit der Sonne zusammenkommt, bleibt nur sehr langsam hinter ihr zurück und taucht erst einige Monate nach der Konjunktion am Morgenhimmel wieder auf. Bei Jupiter und Saturn, die bereits nach gut 13 beziehungsweise knapp 12,5 Monaten erneut mit der Sonne am Taghimmel stehen, wächst der Winkelabstand zur Sonne schneller, sodass sie schon vier bis sechs Wochen nach ihrer Konjunktion wieder sichtbar werden. In den folgenden Monaten vergrößert sich der Winkelabstand zur Sonne stetig, und damit wächst auch der Aufgangsvorsprung – die Planeten steigen schließlich schon vor Mitternacht im Osten empor und rücken ins Blickfeld der abendlichen Himmelsbeobachter. Und weil gleichzeitig der Abstand zur Erde langsam schrumpft, steigt auch die Helligkeit allmählich an.

© Werner E. Celnik

Im Sommer des Jahres 2003 zog der Planet Mars (das helle Objekt links oben) seine Bahn im Sternbild Wassermann. Rechts unten ist auch der sogenannte „Helix-Nebel“ zu sehen.

Die Oppositionsstellung Bislang sind die Planeten mit mehr oder minder konstantem Tempo rechtläufig, also in der üblichen Einheitsrichtung von West nach Ost, auf der Ekliptik entlanggezogen, doch nun verlangsamen sie allmählich ihre Geschwindigkeit, bleiben schließlich sogar (scheinbar) stehen und kehren ihre Bewegungsrichtung um, ziehen also rückläufig weiter. Damit wächst der Winkelabstand zur Sonne mit einem Mal deutlich schneller, und die Aufgangszeit rückt entsprechend rascher an die Sonnenuntergangszeit heran – die Oppositionszeit steht unmittelbar bevor.

© Gerhard Weiland

Oppositionsschleife von Mars, hier im Jahr 2016 im Bereich des Sternbildes Skorpion.

Aufgrund der jeweiligen Bahnverhältnisse erreichen Mars, Jupiter oder Saturn nicht bei jeder Opposition die gleiche maximale Helligkeit. Mars zum Beispiel bewegt sich auf einer vergleichsweise stark elliptischen Bahn um die Sonne, was dazu führt, dass die Oppositionsentfernung zur Erde zwischen knapp 56 Millionen Kilometern und mehr als 101 Millionen Kilometern schwanken kann – je nachdem, ob Mars sich gerade im sonnennächsten Punkt (Perihel) oder im sonnenfernsten Punkt (Aphel) seiner Bahn befindet. Günstige Marsoppositionen folgen im Abstand von 15 oder 17 Jahren aufeinander. Nach der – besonders „engen“ – Opposition im August 2003 werden Mars und Erde sich erst im Sommer 2018 wieder bis auf rund 57,6 Millionen Kilometer nähern. Bei einer derart nahen Begegnung wird Mars vorübergehend sogar heller als Jupiter und erreicht fast die Marke von –3. Größe. Bei einer ungünstigen Aphel-Opposition mit großem Abstand bleibt Mars dagegen rund zwei Größenklassen schwächer.

© Gunther Schulz

Oppositionsstellungen des Planeten Mars. Die Zahlen zwischen den Bahnen geben den Abstand zwischen Mars und Erde in Mio. Kilometer an.

Bei Jupiter fallen die Helligkeitsschwankungen nicht ganz so groß aus, obwohl der absolute Entfernungsunterschied zwischen einer Perihel- und einer Aphel-Opposition mit etwa 75 Millionen Kilometern deutlich größer ist als bei Mars. Da Jupiter aber stets um einiges weiter entfernt ist als Mars, bleibt der relative Entfernungsunterschied geringer.

Beim Ringplaneten Saturn liegen die Verhältnisse noch einmal anders, denn hier kommt zusätzlich die Ausrichtung der Ringebene ins Spiel. Wenn wir unter einem ziemlich flachen Winkel oder gar von der Kante auf die Ringe blicken, erscheint Saturn deutlich dunkler als dann, wenn wir die Ringe unter einem eher steilen Winkel (von maximal 27 Grad) sehen können. Die eisbedeckten Ringpartikel reflektieren das auftreffende Sonnenlicht besonders gut und tragen daher in erheblichem Maße zur Saturnhelligkeit bei.

Ein kosmisches Überholmanöver Nach der Oppositionsstellung behalten die oberen Planeten ihre rückläufige, westwärts gerichtete Bewegung vor dem Hintergrund der Sterne noch eine Zeit lang bei, ehe sie erneut langsamer werden, innehalten und anschließend wieder rechtläufig weiterziehen. Damit geht die sogenannte Oppositionsschleife zu Ende, deren Erklärung den geozentrisch orientierten Himmelsbeobachtern bis ins ausgehende Mittelalter großes Kopfzerbrechen bereitet hat, weil sie die Erde für den ruhenden Mittelpunkt der Welt hielten. Erst der Wechsel zum heliozentrischen Weltbild, in dem sich alle Planeten – einschließlich der Erde – um die Sonne bewegen, entlarvte diese vorübergehende Bewegungsumkehr der Planeten als lediglich scheinbaren Effekt, der nur durch gegenseitige Überholmanöver vorgetäuscht wird. Von einem Standpunkt oberhalb des Sonnensystems betrachtet bewegen sich alle Planeten gleichmäßig gegen den Uhrzeigersinn um die Sonne, wobei die Umlaufzeit mit wachsendem Abstand zunimmt: Merkur benötigt rund 88 Tage, um die Sonne einmal zu umrunden, die Venus 225 Tage, die Erde 365,25 Tage (ein Jahr), Mars 687 Tage (22,5 Monate), Jupiter knapp 12 Jahre und Saturn etwa 29,5 Jahre. Dadurch überrundet ein innen laufender Planet seine weiter außen wandernden „Mitläufer“ in mehr oder minder regelmäßigen Abständen: So wird die Erde zum Beispiel im Schnitt alle 116 Tage von Merkur und alle 584 Tage von der Venus überholt, während sie selbst alle 25,6 Monate auf der Innenbahn an Mars vorbeizieht, alle 13 Monate an Jupiter und alle 12,5 Monate an Saturn. Während eines solchen Überholmanövers vollzieht sich zwischen den Planeten das Gleiche wie zwischen zwei einander überholenden Fahrzeugen auf der Autobahn: Obwohl beide sich in der gleichen Richtung bewegen, scheint der langsamere Partner rückwärts zu fahren, denn er wird zunächst eingeholt, dann überholt und bleibt anschließend hinter dem schnelleren zurück. Anfangs- und Endpunkt dieser Oppositionsschleife (beziehungsweise der rückläufigen Phase eines unteren Planeten während der unteren Konjunktion) lassen sich dann leicht aus den geometrischen Verhältnissen der jeweiligen Planetenbahnen ableiten.

© Gerhard Weiland

Kosmisches Überholmanöver: Die Erde läuft schneller um die Sonne als ein weiter entfernter Planet (hier der Mars). Am Himmel scheint dieser Planet dann eine Schleife zu ziehen.

Während der restlichen Sichtbarkeitsperiode werden die oberen Planeten allmählich von der Sonne eingeholt. Dadurch wird ihr „Untergangsvorsprung“ immer kleiner, sie ziehen sich langsam auf die erste Nachthälfte zurück und verschwinden schließlich am Westhimmel in der Abenddämmerung, um dann im Zuge der nächsten Konjunktion hinter der Sonne herzuziehen.

Die teleskopischen Planeten:
Uranus und Neptun

Nach der Erfindung des Fernrohrs zu Beginn des 17. Jahrhunderts wurden noch zwei weitere Planeten und zahllose Asteroiden (auch Kleinplaneten oder Planetoiden genannt) entdeckt, die sich ebenfalls im gleichen Drehsinn um die Sonne bewegen. Im Jahre 1781 fand der aus Deutschland stammende Wilhelm Herschel in England den Planeten Uranus, 1846 beobachtete der an der Berliner Sternwarte arbeitende Astronom Johann Gottfried Galle einen weiteren Planeten: Neptun, dessen mutmaßliche Position von dem französischen Mathematiker Urbain Jean Joseph Leverrier aus seinen Bahnstörungen auf Uranus berechnet worden war. Der 1930 von Clyde Tombaugh entdeckte Pluto hat seinen Planetenstatus 2006 wieder verloren.

Für den Betrachter mit bloßem Auge bleiben diese „teleskopischen“ Planeten – ebenso wie die seit 1801 gefundenen Asteroiden – unsichtbar, wenngleich Uranus bei günstigen Oppositionen die Grenzgröße für Beobachtungen mit bloßem Auge überschreitet: Nahe der Sichtbarkeitsgrenze bleibt er aber auf jeden Fall unauffällig; hinzu kommt, dass seine tägliche Bewegung so gering ist, dass sie dem Betrachter mit bloßem Auge erst nach einigen Wochen auffallen würde.

© Sven Melchert

Jupiter bei Uranus am 21. 9. 2010. Die Aufnahme zeigt auch drei der großen Jupitermonde.

Sternschnuppen

Während die meisten Bewegungen am Himmel recht langsam oder gar unbemerkt ablaufen, wird man mitunter Zeuge einer ziemlich raschen Bewegung: Für Sekundenbruchteile huscht ein Lichtpunkt zwischen den Sternen hindurch und ist gleich wieder verschwunden; in seltenen Fällen ist sogar eine mehr oder minder helle Leuchtspur zu erkennen, die erst nach ein paar Sekunden oder Minuten verblasst.

© Werner E. Celnik

Eine helle Sternschnuppe ist die Krönung eines nächtlichen Himmelsspaziergangs.

Früher glaubte man, in diesem Moment würde ein Stern vom Himmel fallen, gerade so, wie es für das Ende der Welt prophezeit wurde; vielleicht rührt daher der Brauch, sich beim Aufleuchten einer solchen Sternschnuppe etwas wünschen zu dürfen – gleichsam als letzten Wunsch. In Wirklichkeit kündet ein solcher Lichtblitz aber vom plötzlichen Ende eines kleinen, etwa stecknadelkopfgroßen Staubkorns, das auf seinem Weg um die Sonne die Bahn der Erde gekreuzt hat und beim Eindringen in die Erdatmosphäre verglüht. Allerdings sehen wir nicht das glühende Staubkorn, sondern den Luftkanal in etwa hundert Kilometern Höhe, den das Teilchen während des Verglühens durchquert hat. Durch die Reibungshitze werden die umgebenden Luftmoleküle zum Leuchten angeregt. Astronomen nennen diese Leuchterscheinung Meteor und das Teilchen, das dabei verglüht, Meteoroid. In manchen Nächten tauchen Sternschnuppen besonders zahlreich auf und scheinen dann, aus der gleichen Himmelsgegend kommend, über den Himmel zu fliegen. Eine Tabelle solcher Sternschnuppenströme ist hier im Absatz „Die Beobachtung von Meteoren“ zu finden.

Kein UFO – oder etwa doch?

▶ Mitunter sieht man beim Blick zum nächtlichen Sternhimmel ein unbekanntes Licht oder eine ungewohnte Erscheinung. Im ersten Moment ist die Aufregung groß, vor allem für Beobachter, die mit der Vielfalt möglicher himmlischer Ansichten noch nicht so sehr vertraut sind. Doch seien Sie versichert – ein wirkliches UFO (oder das, was man allgemein darunter versteht, nämlich ein Raumschiff von einem anderen Stern) kann ausgeschlossen werden und ist auch bei den wenigen scheinbar unerklärlichen Beobachtungen eher unwahrscheinlich.Hier eine Zusammenstellung verschiedener Phänomene und ihre wahrscheinlichste Erklärung:

▶ Lichtflecken: von unten beleuchtete Wolken, Skybeamer, vom Mondlicht beschienene Kondensstreifen, Polarlichter, Kometen

▶ Anschwellendes Licht: Meteor, das sich auf den Beobachter zu bewegt (selten)

▶ Aufblitzende oder flackernde Lichter: helle Sterne bei starker Luftunruhe, rotierende (taumelnde) Satelliten, Flugzeuge

▶ Schnelle Farbveränderungen: helle Sterne bei starker Luftunruhe, wechselnde Positionslichter von Flugzeugen

▶ Auffallende Zitterbewegung bei Sternen: starke Luftunruhe

▶ Leichte Schlangenbewegung: optische Täuschung bei Satelliten

▶ Direkt sichtbare Bewegung: Vögel, Ballone, Flugzeuge, Satelliten, Meteore, Feuerkugeln

▶ Bewegung nach einigen Tagen: Planeten, Kometen, Kleinplaneten

Künstliche Satelliten

Wer den nächtlichen Sternhimmel regelmäßig betrachtet und sich ein wenig unter den Sternbildern auskennt, wird hin und wieder auch einen zunächst unbekannten Lichtpunkt erspähen, der lautlos und mit beachtlichem Tempo gleichmäßig über den Himmel zieht. Dahinter verbirgt sich allerdings kein UFO, sondern ein künstlicher Satellit, der die Erde in einigen Hundert Kilometern Höhe umrundet und dort oben noch vom Sonnenlicht getroffen wird, während hier unten schon die dunkle Nacht begonnen hat.

Zu den auffälligsten Exemplaren gehört die Internationale Raumstation ISS. Sie umrundet die Erde auf einer Bahn, die im Prinzip über alle Orte zwischen 51,6 Grad nördlicher und südlicher Breite hinwegführt. Für einen Umlauf um die Erde benötigt die Station etwa 92,3 Minuten; das heißt aber nicht, dass sie entsprechend oft über einen bestimmten Beobachtungsort hinwegfliegt, denn nach gut anderthalb Stunden hat sich die Erde ein beträchtliches Stück weiter nach Osten gedreht, und so ist die Raumstation bei jedem Umlauf entsprechend weiter westlich zu verfolgen. Zum Glück ist die Bahnhöhe von etwa 400 Kilometern groß genug, dass man die Station auch noch aus einer Entfernung von rund 1000 Kilometern gut erkennen kann – sie muss also nicht genau über den eigenen Beobachtungsort hinwegziehen. Trotzdem ist längst nicht jeder Überflug der Raumstation oder eines anderen Satelliten zu verfolgen. Damit ein Satellit als leuchtender Punkt sichtbar wird, muss er selbst noch von der Sonne beschienen werden, während es am Ort des Betrachters schon ziemlich dunkel sein muss. Für die Internationale Raumstation bleibt diese Bedingung für einen direkten Überflug erfüllt, solange die Sonne nicht tiefer als etwa 18 Grad unter dem Horizont steht. Um die Zeit der Sommersonnenwende wird diese Bedingung die ganze Nacht über erfüllt, im Herbst, Winter und Frühjahr dagegen nur für jeweils rund zwei Stunden nach Sonnenuntergang und vor Sonnenaufgang. Gibt man sich dagegen mit einem weiter entfernten Überflug zufrieden, bei dem die Station nur am Horizont auftaucht und dann in den Schatten der Erde eindringt, darf die Sonne auch etwas tiefer unter dem Horizont stehen.

© Sven Melchert

Die Passage der Internationalen Raumstation ISS hat eine lange Spur auf diesem Bild hinterlassen.

Vorhersagen im Internet

Da die Bahn eines jeden Satelliten im Laufe der Zeit Veränderungen unterliegt, ist eine langfristige Vorhersage von Sichtbarkeiten kaum möglich. So ist die Erdatmosphäre in knapp 400 Kilometern Höhe keinesfalls zu Ende, sondern immer noch dicht genug, um einen Satelliten ganz langsam abzubremsen und ihn so auf eine immer niedrigere Umlaufbahn zu bringen. Und wenn die Sonne besonders aktiv ist, wird die äußere Erdatmosphäre zusätzlich aufgeheizt und ausgedehnt, was die Bremswirkung noch verstärkt.

Aktuelle Angaben über die Sichtbarkeit der Internationalen Raumstation – und anderer Satelliten – findet man im Internet unter www.heavens-above.com; dort muss man zunächst die geografischen Koordinaten des Beobachtungsortes eingeben und erhält dann die gewünschten Angaben zur Sichtbarkeit von Satelliten in Tabellenform. Es sind auch Apps für Smartphones erhältlich, die aktuelle Satellitenpassagen für den lokalen Standort anzeigen.

Eine typische Passage

Da die Station mit einer Geschwindigkeit von rund acht Kilometern pro Sekunde in West-Ost-Richtung um die Erde rast – also viel schneller, als die Erde sich um ihre eigene Achse dreht –, zieht sie auch am Himmel in West-Ost-Richtung vor den Sternen vorüber. Ein typischer Überflug der Internationalen Raumstation beginnt daher über dem Westhorizont und führt innerhalb von rund drei Minuten bis zur größten Höhe, die je nach Lage der Bahn im Südwesten, Süden oder auch Südosten erreicht wird; für Orte südlich von 51,6 Grad nördlicher Breite kann sich die Station dann auch am Nordhimmel befinden. Während dieser Aufstiegsphase nimmt in der Regel auch die Helligkeit der Station so weit zu, dass sie die der hellsten Sterne weit übertrifft. Anschließend nimmt die Höhe wieder ab, und dann wird es spannend, denn je nach Sonnentiefe taucht die Station dann mehr oder minder hoch am Osthimmel in den Erdschatten ein: Innerhalb weniger Sekunden nimmt die Helligkeit ab, und dann ist die Station plötzlich verschwunden.

Mitunter kann man die Station gut anderthalb Stunden später ein zweites Mal beobachten, oder es ergibt sich am nächsten Tag eine neue Gelegenheit, dann in der Regel etwa eine Stunde früher oder eine halbe Stunde später. Besonders reizvoll wird die Beobachtung, wenn ein Versorgungsraumschiff unterwegs zur Raumstation ist und die Rendezvous-Phase unmittelbar bevorsteht – dann nämlich ziehen zwei unterschiedlich helle Punkte in mehr oder minder kleinem Abstand auf der gleichen Bahn vor den Sternbildern entlang.

Erdbeobachtung auf derpolaren Umlaufbahn

Nicht alle Satelliten ziehen von West nach Ost über den Himmel – man findet auch solche, die sich ungefähr in Nord-Süd-Richtung (oder Süd-Nord-Richtung) bewegen. Eine solche Bahn, die über die Polgebiete der Erde hinwegführt, ist für die Beobachtung der gesamten Erdoberfläche bestens geeignet, vor allem dann, wenn sie in einer Höhe von etwa 780 bis 800 Kilometern verläuft. Dann nämlich überfliegt dieser Satellit die Landschaft unter ihm stets zur gleichen Uhrzeit und damit bei gleichen Beleuchtungsverhältnissen. Aufgrund der größeren Höhe sind solche Satelliten allerdings nicht so hell wie die Internationale Raumstation, zumal sie auch hinsichtlich der Größe nicht mit der Station konkurrieren können. Außerdem ziehen sie deutlich langsamer durch die Sternbilder, sodass sie auch deshalb weniger auffällig sind. Dafür ist ihre Zahl wesentlich größer: Wer sich auf der oben genannten Internet-Seite die Passagen aller Satelliten und Raketenendstufen anzeigen lässt, bekommt für jeden Abend eine Liste mit mehreren Dutzend Einträgen.

© Sven Melchert

Wer weiß, wann ein Iridium-Flare aufblitzt, kann bei seinen Freunden punkten.

Kometen – seltene Besucher am irdischen Himmel

Hin und wieder, meist leider nur im Abstand vieler Jahre, taucht ein ganz ungewöhnlich aussehendes Objekt am Himmel auf, kein punktförmiger Stern, sondern ein nebelhaft erscheinendes Gebilde mit einem seltsam gekrümmten Schweif: ein Komet. Groß ist dann die Aufmerksamkeit der Medien, galten Kometen früher doch (und in manchen Redaktionen anscheinend auch heute noch) als Zeichen des Himmels, die bevorstehende Katastrophen ankündigen.

© Werner E. Celnik

Der Komet PANSTARRS blieb im März 2013 zwar deutlich hinter den Erwartungen zurück, bot aber im Fernglas einen interessanten Anblick.

Kometen erscheinen für das breite Publikum meist ziemlich unerwartet und ziehen dann über mehrere Wochen langsam durch die Sternbilder – anders als Sonne, Mond und Planeten auch fernab der Ekliptik. Da Kometen nur im sonnennahen Teil ihrer Bahn, also oft erst innerhalb der Erdbahn, hell genug für das bloße Auge werden, gelten vielfach ähnliche Sichtbarkeitsbeschränkungen wie bei den inneren Planeten: Helle Kometen sind entweder am westlichen Abendhimmel oder am östlichen Morgenhimmel zu finden; solche auf stark geneigten Bahnen können aber auch zirkumpolar werden und sogar am Polarstern vorbeiziehen, wie etwa der Komet Hyakutake im März 1996.

Der Schweif – oder besser: die Schweife – eines Kometen sind immer von der Sonne weg gerichtet. Man unterscheidet zwischen einem geradlinigen, meist bläulich leuchtenden Gasschweif, der dem bloßen Auge kaum auffällt, und einem gekrümmten, mitunter breit gefächerten, gelblichweißen Staubschweif, den man gut sehen kann.

© Werner E. Celnik

Im Jahr 1997 erschien der helle Komet Hale-Bopp am Himmel und zeigte zwei auffallende Schweife.

Kleine Teleskopkunde

Ferngläser und Fernrohre

Das bloße Auge allein reicht zur Beobachtung des Himmels nur bedingt: Fernglas und Fernrohr zeigen nicht nur mehr Details, sondern vor allem auch lichtschwächere Objekte. Was aber muss ein Fernrohr können, worauf sollte man beim Kauf achten?

Das menschliche Auge steuert die einfallende Lichtmenge über den Durchmesser der Pupille. Damit unser Auge sich an wechselnde Lichtverhältnisse anpassen kann, ist der Pupillendurchmesser veränderlich: An einem hellen Sommertag kann sich die Pupille auf 1–2 Millimeter zusammenziehen, in dunkler Nacht oder in einem dunklen Raum will unser Auge mehr Licht sammeln und öffnet sich bis zu 6–8 Millimeter weit. So kann, im Vergleich zu heller Umgebung, in der Dunkelheit die 10- bis 60-fache Lichtmenge auf die Netzhaut gelangen. Dies sind allerdings nur Richtwerte. Bei jungen Menschen ist die Flexibilität der Pupille im Allgemeinen größer als bei älteren Menschen.

Die Anpassung der Netzhaut unseres Auges an die Dunkelheit kann bis zu einer Stunde dauern. In diesem Zeitraum können wir am Nachthimmel noch nicht die schwächsten Objekte erkennen. Der Anpassungsprozess des Auges an die Dunkelheit wird „Adaption“ genannt. Mit vollständig adaptierten Augen vermögen wir an einem dunklen Hochgebirgshimmel Sterne bis zu Größenklassen von 6m,5 bis 7m zu erkennen. Nehmen wir jedoch ein Fernglas zu Hilfe, dann erweitert sich die Sichtbarkeitsgrenze deutlich zu schwächeren Himmelsobjekten hin.

© Werner E. Celnik

Beobachter an einem typischen Amateurteleskop

Das Lichtsammelvermögen

Bereits ein mittelgroßes Fernglas vom Typ „10 x 50“ erhöht die Reichweite auf bis zu 11m und ein 20-cm-Teleskop zeigt noch Sterne bis zur Helligkeit 13m. Der wichtigste Vorteil eines optischen Hilfsmittels bei der Himmelsbeobachtung liegt also im Vermögen, mehr Licht sammeln zu können als das bloße Auge. Die Grafik rechts oben zeigt, wie die Grenzgrößenklasse mit steigender Teleskopöffnung wächst. Die Angaben gelten für einen sehr dunklen Nachthimmel ohne künstliche Lichtquellen. Ist der Himmel aufgehellt, so verschlechtert sich die Grenzhelligkeit zu geringeren Größenklassen hin.

Dabei bringt das einfachste und im Allgemeinen auch preiswerteste Instrument, ein Fernglas oder Feldstecher, bereits einen sehr großen Effekt. Der Schritt zu einem viel größeren, unhandlicheren und meist auch teureren Instrument, wie z. B. einem Spiegelteleskop mit 200 mm Durchmesser, ist groß, bringt jedoch nur einen vergleichsweise geringeren Zuwachs an Lichtstärke. Allein daraus folgt bereits, dass es sinnvoll ist, die Himmelsbeobachtung mit einem kleinen Instrument (etwa einem Feldstecher oder kleinen Linsenteleskop) zu beginnen.

© Gerhard Weiland

Mit zunehmender Öffnung sind immer schwächere Sterne zu sehen.

Die Bildschärfe

Geht man zum Erwerb eines Fernglases oder Teleskops in ein Fotogeschäft oder Kaufhaus, so findet man Produktbeschreibungen, die vor allem die „maximale Vergrößerung“ preisen, die man mit dem betreffenden Gerät erzielen kann. Wir haben jedoch gerade gesehen, dass vor allem die freie Öffnung, d. h. der Durchmesser der Optik eines Beobachtungsinstrumentes, von Bedeutung ist. Neben dem Lichtsammelvermögen ist es die Bildschärfe, die für die praktische Beobachtung zählt. Denn was nützt eine – theoretisch mögliche – extrem hohe Vergrößerung, wenn das Bild des eingestellten Himmelsobjektes immer unschärfer wird, je höher wir vergrößern? Auch die Bildschärfe eines Instrumentes wird direkt von seiner Öffnung bestimmt und wird gemessen durch das Vermögen des Instrumentes, feine Details in der Struktur des beobachteten Objektes aufzulösen. Wir sprechen vom „Auflösungsvermögen“. Da die scheinbare Größe von Objekten am Sternhimmel in Winkelgrad (°), Bogenminuten (′) und Bogensekunden (″) gemessen wird, kann auch das Auflösungsvermögen (ϑ) in diesen Einheiten abhängig vom Instrumentendurchmesser (D) ausgedrückt werden:

ϑ [″] = 12,6 / D [cm]

Das Auflösungsvermögen eines typischen Linsenfernrohres mit zehn Zentimetern Öffnung beträgt demnach 12,6/10 = 1,26 Bogensekunden. Ein Teleskop mit 20 Zentimetern Öffnung liefert bereits ein Auflösungsvermögen unterhalb von 1″. Mit einem solchen Instrument lassen sich (zumindest theoretisch) z. B. Doppelsterne getrennt beobachten, die enger als 0,7″ am Himmel nebeneinander stehen. Feinste Details auf den Oberflächen von Planeten oder dem Mond würden sichtbar werden, wenn, ja wenn da nicht noch die Erdatmosphäre und mit ihr die Luftunruhe wäre.

© Werner E. Celnik

Ein gutes Teleskop zeigt um einen Stern herum die typischen „Beugungsringe“.

Die Luftunruhe

Die irdische Lufthülle spielt bei der praktischen Himmelsbeobachtung eine entscheidende Rolle. Und das nicht nur bei Beobachtungen, die der wissenschaftlichen Forschung dienen, sondern selbst für die relativ kleinen Instrumente der Amateur-Astronomen.

Die Erdatmosphäre ist ein „Filter“, durch den das Licht des Himmelsobjektes laufen muss, und der so das Erscheinungsbild des Objektes beeinflusst. Bereits mit bloßem Auge sieht man hin und wieder die hellsten Sterne deutlich flackern; hübsch anzusehen, aber der Bildschärfe sehr abträglich. Die Luft ist ständig in Bewegung, sie ist unten am Boden warm und dicht, oben dagegen eiskalt und dünn. Die Bewegung sorgt für die Vermischung von kalten und warmen, dichten und dünnen Luftzellen in der Atmosphäre. Dies sorgt für kleine Ablenkungen eines Lichtstrahls, das Bild eines Sterns zappelt ständig hin und her, bläht sich auf, um dann für kurze Momente zu einem winzigen Scheibchen zu schrumpfen. Nur in diesen Momenten können wir das tatsächliche Auflösungsvermögen des Instrumentes vollständig ausnutzen. Der Fachausdruck für diese Luftunruhe ist „Szintillation“.

Bei besonders ruhiger Luft und einem gut justierten Gerät lässt sich an einem Stern das Beugungsbild der abbildenden Optik erkennen. Hier sieht der Betrachter, dass das Auflösungsvermögen begrenzt ist: Um den hellen Stern im Mittelpunkt erscheinen konzentrische Kreise, die sogenannten Beugungsringe. Sie haben nichts mit der Natur des beobachteten Sterns zu tun, sondern entstehen durch das benutzte Teleskop (die Beugung des Lichts an den Rändern der Teleskop-Optik).

Nicht umsonst werden große wissenschaftliche Sternwarten auf hohen Bergen errichtet. Vor allem in diesem Fall kommt es auf hohe Bildschärfe an. Instrumente auf hohen Bergen lassen einen großen Teil der Erdatmosphäre bereits unter sich. Die Störungen der restlichen Lufthülle oberhalb der Instrumente sind hier wesentlich geringer als bei Beobachtungen von Meereshöhe aus.

Die Skala der Luftunruhe

Maßzahl R

Beschreibung

1

sehr gut – auch bei starker Vergrößerung ist das Bild eines Planeten ruhig und scharf

2

gut – Bildeindruck wie bei 1, jedoch kurzzeitige Unschärfen

3

befriedigend – es kann ein brauchbarer Gesamteindruck gewonnen werden

4

mäßig – Luftunruhe stört merklich, Einzelheiten nur blickweise erkennbar

5

unbrauchbar – auch bei geringer Vergrößerung kein scharfes Bild zu erkennen

Die Vergrößerung

Was also auf den meisten Werbeprospekten als das Qualitätsmerkmal Nummer 1 angepriesen wird, ist in der Praxis von untergeordneter Bedeutung: die Vergrößerung. Bei der Vergrößerung handelt es sich rechnerisch schlicht um das Verhältnis von Objektiv- zu Okularbrennweite. Hat das Fernrohr beispielsweise 900 mm Brennweite und das Okular 20 mm, so lautet die Vergrößerung 900/20 = 45 ×. Bei Verwendung eines Okulars mit 10 mm Brennweite steigt die Vergrößerung entsprechend auf 90-fach an. Welche Vergrößerung ist aber sinnvoll für mein Gerät, wenn, wie oben beschrieben, die Auflösung nur vom Objektivdurchmesser abhängt? Dazu gibt es die Faustregel: Die „Normalvergrößerung“ entspricht dem Objektivdurchmesser in Millimetern. Bei einer Öffnung von 120 mm ist demnach eine Vergrößerung von maximal 120 × zu empfehlen. Ist die Luftunruhe bei der Beobachtung besonders gering, scheint das Bild des Himmelsobjektes im Instrument sozusagen zu „stehen“, dann kann man auf die „förderliche Vergrößerung“ erweitern: Sie entspricht dem doppelten Objektivdurchmesser in Millimetern. Bei unserem 120-mm-Teleskop käme demnach nun eine 240-fache Vergrößerung zum Einsatz.

Eine noch höhere Vergrößerung ist in den meisten Fällen sinnlos. Denn wir würden damit nur die theoretische Unschärfe des Instrumentes vergrößern, nicht aber mehr Details in Himmelsobjekten erkennen können. Lassen Sie sich also nicht von großen Zahlenangaben der Vergrößerung blenden.

Die Vergrößerung in der Praxis

Hohe Vergrößerungen zeigen kleine Details von Objekten, gehen aber im Allgemeinen mit kleinen Gesichtsfeldern einher und zeigen z. B. nur einen Ausschnitt vom Mond. Geringe Vergrößerungen lassen dagegen den Mond in seinem Umfeld am Sternhimmel erkennen und andere großflächige Himmelsobjekte in ihrer Gesamtheit beobachten. Hohe Vergrößerungen verdunkeln das Bild, lichtschwache, diffuse Objekte verschwinden im Himmelshintergrund. Geringe Vergrößerungen hingegen zeigen auch schwächere diffuse Objekte vor dem Himmelshintergrund. Geringe wie starke Vergrößerungen haben somit ihre Berechtigung und praktischen Nutzen bei der Beobachtung der verschiedenen Objekte.

© Uwe Glahn

Zeichnung des Orion-Nebels nach Beobachtung mit einem Fernglas.

Wie oben bereits angemerkt, wird die Vergrößerung durch die Wahl des Okulars bestimmt. Unser Beobachtungsinstrument mit der Öffnung D und der Brennweite f erzeugt in seinem Brennpunkt ein Bild des beobachteten Himmelsobjektes (siehe diese Abb.). Dieses Bild wird mit einer „Lupe“, dem Okular, vergrößert. Der Beobachter blickt durch das Okular und betrachtet ein vergrößertes Bild des Objektes. Vergrößerung kann man sozusagen kaufen: Verwenden wir Okulare mit unterschiedlicher Brennweite, so erzielen wir unterschiedliche Vergrößerungen. Die allgemeine Formel zur Berechnung der Vergrößerung V lautet:

V = fObjektiv / fOkular

Dabei ist fObjektiv die Brennweite des Fernrohres (die damit feststeht) und fOkular die Brennweite des verwendeten Okulares (das ausgetauscht werden kann). Mit einem 10-mm-Okular an einem Teleskop der Brennweite 1000 mm erzielt man eine Vergrößerung von 100 ×. Die Teleskopöffnung spielt keine Rolle.

Neben der maximal sinnvollen Vergrößerung gibt es auch eine minimal sinnvolle. Je geringer nämlich die Vergrößerung ist, desto dicker wird das Lichtbündel, das aus dem Okular austritt und in das Auge des Beobachters eintreten muss. Als Faustformel gilt: Der Objektivdurchmesser des Teleskops geteilt durch die Eintrittspupille des Auges (meist 7 mm) ergibt die minimal sinnvolle Vergrößerung. Im Falle eines typischen 100-mm-Fernrohres liegt die minimale Vergrößerung bei 100/7 = 14 ×. Um eine geringe Vergrößerung zu erreichen, ist ein langbrennweitiges Okular mit einer Brennweite von etwa 40 – 50 mm zu empfehlen. Die förderliche Vergrößerung eines Linsenfernrohres von 100 mm Öffnung beträgt 200 ×. Man erzeugt sie (bei einer Teleskopbrennweite von 1000 mm) durch den Einsatz eines 5-mm-Okulares.

Sinnvolle Vergrößerungen

Durchmesser Teleskop

Vergrößerung normal

Vergrößerung maximal

60 mm

60 ×

120 ×

100 mm

100 ×

200 ×

150 mm

150 ×

300 ×

200 mm

200 ×

400 ×

Ein Satz von drei bis vier Okularen mit Brennweiten zwischen 40 und 5 mm sollte für die praktische Beobachtung völlig ausreichen. Beim Kauf eines weiteren Okulars sollte aber berücksichtigt werden, dass es auf dem Markt sehr verschiedene Okulartypen mit unterschiedlichen Qualitäten und extrem unterschiedlichen Preisen gibt. Für den Anfang genügen einfache, preiswerte Okulare.

Es gibt außerdem „normale“ und sogenannte „Weitwinkelokulare“, die sich im Einblickverhalten so unterscheiden, dass man beim Blick in ein normales Okular den Gesichtsfeldrand als kreisförmige Blende erkennt, während man in einem Weitwinkelokular den Rand nur durch Hin- und Herbewegen des Auges oder überhaupt nicht mehr sieht. Dann scheint das beobachtete Objekt förmlich im Raum vor dem Beobachter zu schweben, was meist als sehr angenehm und beeindruckend empfunden wird. Diese relativ teuren, weil in der Herstellung anspruchsvolle Technik erfordernden Weitwinkelokulare gibt es auch in verschiedenen Brennweiten.

© Meade Instruments

Okulare mit einem Durchmesser von 2 Zoll (links) und 1 1/4 Zoll im Vergleich.

Beim Kauf muss man sich zwischen zwei grundsätzlich verschiedenen Okularen entscheiden: Wähle ich ein Okular mit 1 1/4 Zoll (= 31,75 mm) oder mit 2 Zoll (= 50,8 mm) Durchmesser? Für die größeren Okulare benötigt man natürlich auch ein Teleskop mit entsprechend großem Okularauszug. Da 2-Zoll-Okulare im Vergleich zu den 1 1/4-Zoll-Okularen eine größere Gesichtsfeldblende haben, bieten sie sich für den Einsatz bei geringen Vergrößerungen bzw. zur Erzielung großer Gesichtsfelder an. Bei hohen Vergrößerungen genügt meist auch ein 1 1/4-Zoll-Okular. Zu bedenken ist, dass 2-Zoll-Okulare bei gleichem Typ und bei gleicher Brennweite teurer als die vergleichbaren 1 1/4-Zoll-Okulare sind. Für den Einstieg sind die kleineren Okulare völlig ausreichend.

Das „Scharfstellen“ oder Fokussieren des Bildes im Instrument erfolgt mit einer Vorrichtung, mittels derer der Abstand des Okulars von der abbildenden Optik verändert werden kann. Beim Feldstecher ist dies eine Stellschraube zwischen den beiden Paralleloptiken, beim Teleskop der Okularauszug.

Das Öffnungsverhältnis

Das „Öffnungsverhältnis“ ist ein weiterer wichtiger Begriff, wenn wir über astronomische Instrumente reden. Es bezeichnet das Verhältnis von Öffnung zu Brennweite des Instrumentes. Ein Instrument mit 120 mm Öffnung und 1440 mm Brennweite hat ein Öffnungsverhältnis von 120/1440 = 1/12. Es wird auch bezeichnet mit „1:12“ oder „f/12“; manchmal auch fälschlich als „f12“ oder gar als „f=12“. Typische Öffnungsverhältnisse sind z. B. 1:7 bis 1:15 bei Linsenfernrohren oder 1:4 bis 1:10 bei Spiegelteleskopen. Ein Teleskop mit dem Öffnungsverhältnis 1:5 gilt allgemein als lichtstärker als eines mit 1:10. Dies gilt aber nur bei der Fotografie und entspricht dann der Blende des Fotoobjektives (1:5,6 gleich Blende 5,6). Betrachten wir aber die gleiche Vergrößerung, so wird man auch unterschiedliche Okulare einsetzen müssen, um beispielsweise eine hundertfache Vergrößerung zu erreichen; in diesem Fall sind beide Instrumente wieder gleich „lichtstark“.

Instrumente in Theorie und Praxis

Der Feldstecher

Ein Fernglas oder Feldstecher mit den richtigen Abmessungen kann ein gutes, pflegeleichtes Einsteigerinstrument sein, mit dem sich wunderbar „Spazierensehen“ lässt. Es zeigt große flächenhafte Objekte wie den Mond oder große Galaxien und Sternhaufen in ihrem Umfeld am Himmel vollständig im Gesichtsfeld, das mehrere Grad umfassen kann.

© Gunther Schulz

Strahlengang eines Prismenfeldstechers

Ein Feldstecher ist eigentlich nichts weiter als ein Doppelfernrohr mit Linsenobjektiven am vorderen und Okularen am hinteren Ende. Die Baulänge wird verkürzt durch ein Prismensystem in jedem Rohr, das den Gang der Lichtstrahlen mehrfach umlenkt. Einer der Vorteile ist das aufrechte und seitenrichtige Abbild der Objekte, was natürlich für Erdbeobachtungen eingerichtet wurde. Weitere Vorteile dieses Instrumentes sind seine hohe Lichtstärke und sein großes Gesichtsfeld. Liest man etwa „8 × 50“ auf dem Gehäuse, so bedeutet die „8“ achtfache Vergrößerung, die „50“ steht für den Objektivdurchmesser in Millimetern. Hiermit handelt es sich um einen kleinen Standard-Feldstecher. Mit „14 × 100“ wird demnach ein Großfeldstecher mit 100 mm Objektivöffnung und 14-facher Vergrößerung bezeichnet. Die Preise dieser Instrumente richten sich nach Qualität und Größe und reichen vom „Taschengeld“ bis in Regionen von mehreren Tausend Euro.

Wer das erste Mal einen Feldstecher in die Hand nimmt und auf den Himmel richtet, wird schnell feststellen, dass es ein Problem bereiten kann, trotz der relativ geringen Vergrößerung das Instrument ruhig zu halten. Zittert die Hand oder wackelt man mit dem Instrument, so lassen sich Details nur schwer erkennen. Leicht verliert man deshalb die Freude am Beobachten. Schwierig ist außerdem die Beobachtung von Objekten nahe des Zenits, hier muss man den Kopf weit in den Nacken legen. Bequemer wird es, wenn wir uns für die Dauer der Beobachtung in einen Liegesessel begeben oder einen Feldstecher mit Schrägeinblick auf Stativ verwenden.

Um eine verwackelungsfreie Beobachtung zu ermöglichen, gibt es zwei Lösungen: Wer tiefer in die Tasche greifen möchte, leistet sich einen der modernen, relativ teuren, aber qualitativ hervorragenden Feldstecher mit Bildstabilisator. Hier sorgt eine mechanische oder elektronische Vorrichtung im Instrument für einen Ausgleich der Wackelbewegungen. Das Bild bleibt im Okular stehen und bewegt sich nur langsam – ein Genuss!

Die zweite Lösung ist eigentlich die erste: Wir montieren unser Gerät einfach auf ein stabiles Fotostativ. Dazu gibt es im Fachhandel preiswerte Klemmen, mit denen man eine starre Verbindung zwischen Instrument und Stativ herstellen kann. Mit dem Feldstecher auf einem Stativ hat man schon eine kleine Mini-Sternwarte. Wer es komfortabler mag: Im Teleskopfachhandel gibt es spezielle Feldstecherstative für die astronomische Beobachtung mit Großfeldstechern.

© Werner E. Celnik

Feldstecher kann man meist mit einem Stativadapter auf einem Fotostativ befestigen. Besonders für astronomische Beobachtungen ist es wichtig, dass das Bild ruhig ist.

Das Linsenfernrohr – der Refraktor

Der Refraktor ist das klassische Teleskop – eine lange, dünne Röhre, in die man von hinten hineinschaut. Vorne, an der Lichteinlassöffnung des Teleskop-Rohres, befindet sich ein Objektiv, das zur Korrektur von Farbfehlern (selbst bei den einfachsten Modellen) aus mindestens zwei Glaslinsen besteht. Ein solches Objektiv wird „Achromat“ genannt. Sollen die Farbreinheit der Abbildung und die Bildschärfe weiter verbessert werden, werden auch Objektive aus drei oder gar vier Linsen benutzt: die recht aufwändigen und teuren, aber in ihrer Güte außergewöhnlichen „Apochromaten“.

Das Objektiv besitzt die zwei wichtigen Eigenschaften Öffnung und Brennweite. Im Abstand der Brennweite vom Objektiv (im Brennpunkt) entwirft das Linsensystem ein Abbild des eingestellten Objektes. Dieses gegen die Realität um 180° gedrehte Bild schwebt (seitenverkehrt und kopfstehend) in der Luft und kann z. B. mit einem Blatt Papier oder einem fotografischen Aufnahmegerät aufgefangen werden (siehe auch die Kapitel „Sonnenbeobachtung“ und „Astrofotografie“). Gewöhnlich wird dieses „Luftbild“ mit einem Okular vergrößert und dann mit dem Auge betrachtet. Das Okular ist ebenfalls ein Linsensystem, das je nach Einsatzzweck und Qualität aus zwei bis 15 Linsen bestehen kann.

© Gunther Schulz

Strahlengang in einem Refraktor (Linsenfernrohr)

Linsenfernrohre besitzen eine relativ große Baulänge, die von ihrer Brennweite abhängt. Vor dem Objektiv sitzt eine Taukappe, die das Beschlagen des Objektivs und den Einfall von Fremdlicht vermindern soll.

Refraktoren sind – bezogen auf ihren Durchmesser – relativ teuer, denn für eine einwandfreie Abbildungsqualität des Objektivs müssen (mindestens) vier Glasoberflächen hochgenau poliert werden. Der Vorteil liegt in der einfachen Handhabung des Instrumentes. Nicht zu unterschätzen ist, dass Refraktoren so gut wie nie justiert werden müssen. Die Optik wird ab Werk einmal korrekt eingestellt, und wenn man das Gerät nicht auseinandernimmt, kann sich an der Justierung auch nichts verändern. So gibt es (auch kleine) Refraktoren, die seit vielen Jahrzehnten ihren Dienst tun und immer noch hervorragende Abbildungsgüte beweisen.

Kleine Linsenfernrohre sind die typischen Einsteigerinstrumente und dank Serienproduktion auch nicht besonders teuer. Langbrennweitige Refraktoren mit Öffnungsverhältnissen zwischen 1:10 und 1:15 sind besonders geeignet zur Beobachtung kleiner heller Objekte wie dem Mond, Planeten oder Doppelsternen. Lichtstarke, kurzbrennweitige Refraktoren mit 1:6 bis 1:8 eignen sich auch für ausgedehnte Objekte wie Gasnebel oder Sternhaufen.

© Baader Planetarium (links), © Bresser GmbH (2. v.l.), © Meade Instruments (2. v.r.), © Intercon Spacetec (rechts)

Von links nach rechts: die vier typischen Teleskoptypen Refraktor (Linsenteleskop), Newton (Spiegelteleskop), SCT (Spiegelteleskop mit Korrekturlinse) und Dobson (Newton-Spiegelteleskop).

Das Spiegelteleskop – der Reflektor

Spiegelteleskope oder Reflektoren sind ganz anders aufgebaut als Linsenfernrohre. Die abbildende Optik sitzt nicht an der Lichteinlassöffnung des Instrumentes, sondern am hinteren Ende des Rohres, das man auch als Tubus bezeichnet: ein parabolisch polierter Hohlspiegel. Spiegel haben den Vorteil, dass bei ihnen, im Gegensatz zum Refraktor, nur eine einzige Fläche bearbeitet werden muss. Spiegelteleskope sind daher, bezogen auf ihren Durchmesser, relativ preiswert. Auch dieser Hohlspiegel (das Objektiv des Reflektors) besitzt die wichtigen Parameter Öffnung und Brennweite. Auch er entwirft im Abstand der Brennweite ein Bild des eingestellten Objektes. Das grundsätzliche, konstruktiv bedingte Problem bei Spiegelteleskopen ist die Tatsache, dass die Abbildung vor dem Spiegel geschieht. Der Betrachter muss sich also in den Strahlengang begeben und deckt somit das eintreffende Licht ab. Daher funktionieren Spiegelteleskope eigentlich gar nicht. Damit sie es doch tun, gibt es verschiedene Lösungen für dieses Problem und somit mehrere Arten von Reflektoren, die sich durch die Führung ihres Strahlenganges voneinander unterscheiden.

Das Newton-Teleskop Das unter Amateur-Astronomen am weitesten verbreitete Spiegelteleskop ist der Newton-Spiegel, kurz Newton genannt. Hier wird zwischen den Hauptspiegel und den Brennpunkt ein kleiner Planspiegel (Sekundär- oder Fangspiegel genannt) eingesetzt, der den Strahlengang um 90° spiegelt und das Licht seitwärts aus dem Tubus lenkt. Dort ist der Okularauszug angebracht, und das Bild kann mit dem Okular vergrößert und betrachtet werden. Der Fangspiegel ist über drei oder vier dünne Metallstreben am Tubus befestigt. Besonders viel Licht geht dadurch nicht verloren, aber die Haltestreben beugen das Licht und vermindern dadurch die Auflösung. Die Streben erzeugen auf Fotografien mit einem Newton-Teleskop charakteristische Strahlen, die von den helleren Sternen ausgehen – nett anzusehen, aber leider nicht unbedingt erwünscht.

© Gunther Schulz

Strahlengang in einem Newton-Reflektor (Spiegelteleskop)

Spiegelteleskope haben allgemein den Vorteil, perfekt farbrein zu sein (Linsenteleskope schaffen das, je nach Aufwand, immer nur bis zu einem gewissen Grad). Dadurch muss das Öffnungsverhältnis zur Vermeidung von Farbfehlern nicht unnötig verkleinert werden, und Newton-Teleskope besitzen Öffnungsverhältnisse zwischen 1:4 und 1:6, sind somit recht lichtstark. Besonders geeignet sind sie für die Beobachtung lichtschwacher, ausgedehnter Objekte wie Gasnebel oder Galaxien. Natürlich können wir mit Newton-Teleskopen auch den Mond oder Planeten beobachten.

Etwas nachteilig bei Spiegelteleskopen ist ihre Justieranfälligkeit. Besonders dann, wenn sie zur Beobachtung häufig transportiert werden. Der Hauptspiegel kann zwar kaum herausfallen, doch wird er prinzipiell nur auf seiner Rückseite geführt und justiert. Setzen wir den Tubus einmal hart auf, kann sich der Hauptspiegel leicht verschieben, was bereits ausreichen kann, um starke Bildfehler zu verursachen. Die Sterne sind dann nicht mehr punktförmig, Mond und Planeten werden nicht mehr richtig scharf. Die Symmetrieachse des großen Spiegels muss exakt auf die Mitte des kleinen Fangspiegels zeigen. Desgleichen muss auch der Fangspiegel exakt auf die Mitte des Hauptspiegels zeigen und bei einem Newton-Teleskop das Licht exakt um 90° aus dem Tubus lenken. Für die Justage von Newton-Teleskopen sind im Fachhandel sogenannte Justierokulare und Justierlaser erhältlich, die das Justieren der Optik erheblich erleichtern.

Das Schmidt-Cassegrain-Teleskop Das beliebteste Spiegelteleskop überhaupt ist der Schmidt-Cassegrain, kurz SC-Teleskop oder SCT genannt. Die Schmidt-Cassegrains vereinen die Vorteile von Linsen- und Spiegelteleskopen in sich, sind kompakt gebaut und gelten daher als „Allround-Instrument“.

Auch die SC-Teleskope besitzen einen Haupt- und einen Fangspiegel. Der Hauptspiegel hat allerdings in der Mitte ein Loch, durch das das vom Fangspiegel zurückgeworfene Licht tritt. Der Fangspiegel ist in diesem Fall nicht wie beim Newton plan, sondern nach außen gewölbt (konvex). Dadurch wird die Brennweite des Hauptspiegels um einen Faktor zwei bis drei verlängert. Mit anderen Worten: Die Baulänge des Teleskops ist im Vergleich zur Brennweite wesentlich kürzer. Die beliebten SCTs mit 20 cm Öffnung und zwei Metern Brennweite sind so nur ca. 50 cm lang! Außerdem erfolgt der Einblick nun wie beim Refraktor von hinten, was gerade für Anfänger wesentlich bequemer ist.

© Gunther Schulz

Strahlengang in einem Schmidt-Cassegrain-Teleskop (Kombination aus Linsen- und Spiegelteleskop)

Bis hier sprachen wir eigentlich nur vom Cassegrain-Teleskop. Zur Verbesserung der Bildqualität besitzen die SCTs in Ergänzung zum Cassegrain-Teleskop am vorderen Tubusende eine sogenannte Schmidt-Platte, deren Form ganz leicht von der einer planparallelen Glasplatte abweicht. Meist wird der Fangspiegel direkt in diese Platte eingebaut, so dass die von den Newton-Teleskopen bekannten Beugungseffekte vermieden werden. Außerdem ist der Tubus damit geschlossen und so weniger anfällig für störende Luftturbulenzen im Tubus. Die Justieranfälligkeit ist bei Schmidt-Cassegrain-Teleskopen weniger ausgeprägt als bei Newton-Teleskopen, meistens kann auch nur der Fangspiegel justiert werden.

Welches Teleskop ist das richtige?

Generell lässt sich sagen, dass Teleskope umso teurer sind, je größer ihre Öffnung ist. Spiegelteleskope (Reflektoren) sind bei gleicher Öffnung preisgünstiger als Linsenteleskope (Refraktoren). Am preiswertesten sind Newton-Teleskope. Kleine Refraktoren sind bereits für wenige Hundert Euro zu haben, für ein 200 mm durchmessendes Schmidt-Cassegrain-Teleskop sind je nach Ausführung bis zu 2.000 Euro zu veranschlagen. Der Newton-Typ liegt preislich dazwischen. Wer die Anschaffung eines größeren Instrumentes wegen der hohen Kosten scheut, kann sich auf Astro-Messen oder dem Gebrauchtmarkt umsehen, wo oftmals gute Teleskope zum halben Neupreis oder noch preiswerter zu haben sind.

Doch gerade für den Einsteiger ist es nicht ratsam, gleich als erstes Instrument ein Teleskop mit „Vollausstattung“ zu erwerben. Die Bedienung eines solchen Instrumentes erfordert viel Aufmerksamkeit, die für die Beschäftigung mit den Himmelsobjekten dann oftmals fehlt. Besser ist es, am Anfang ein kleineres (und dennoch gutes!) Instrument einzusetzen, das der Beobachter durch ein größeres ersetzen oder ergänzen kann, wenn er etwas Erfahrung bei der praktischen Beobachtung gesammelt hat. Die untere Grenze stellen heute die bekannten 80-mm-Refraktoren dar. Kauf- und Versandhäuser bieten oft auch kleinere Instrumente an. Die Optik dieser Fernrohre ist meist nicht schlecht, aber das Stativ und Zubehör wenig brauchbar. Besser ist es, man informiert sich im Teleskopfachhandel (Adressen finden Sie hier).

Sinnvolles Zubehör

Auch für kleinere Instrumente gibt es im Fachhandel Zubehör, das wir bei der Beobachtung sehr sinnvoll einsetzen können. Sucherfernrohr oder die Visiereinrichtung „Telrad“ sind hervorragende Einstellhilfen beim Auffinden gesuchter Himmelsobjekte. Wir stellen sie im Detail im Abschnitt „Beobachtungstechniken“ vor. Für optische Bauteile, die wir in den Strahlengang des Teleskops einsetzen, gilt generell, dass sie von umso besserer Qualität sein müssen, je besser das Teleskop ist. Andernfalls verursachen sie eine deutliche Verschlechterung der Bildqualität. Verwendet man an seinem Teleskop die größeren 2-Zoll-Okulare, so ist natürlich auch das Zubehör entsprechend anzupassen – ein Kostenfaktor.

Das Zenitprisma Refraktoren und auch die Schmidt-Cassegrain-Teleskope liefern bei der Beobachtung ein seitenverkehrtes und kopfstehendes Bild. Außerdem wird der Einblick bei hoch am Himmel stehenden Objekten unbequem. Praktisch ist da der Einsatz eines „Zenitprismas“, das zwischen Teleskop und Okular gesteckt wird und den Strahlengang des Teleskops um 90° ablenkt. Das hat den einen Vorteil, dass das Bild zwar immer noch seitenverkehrt, dafür nun aber in aufrechter Orientierung zu sehen ist. Den zweiten Vorteil erkennen wir sofort, wenn wir mit einem Teleskop, das den Okulareinblick am hinteren Tubusende hat, in Zenitnähe beobachten wollen. Anstatt in verrenkter Kopfhaltung senkrecht nach oben durchs Okular schauen zu müssen, können wir von der Seite Einblick nehmen. Die Kosten für ein Zenitprisma liegen etwa im selben Bereich wie die für preiswerte Okulare; meist gehört ein (einfaches) Zenitprisma aber zur Grundausstattung eines Teleskops.

© Werner E. Celnik

Um sich nicht den Hals zu verrenken, benutzt man meist ein Zenitprisma.

Die Barlow-Linse Wer etwas flexibler bei der Wahl der Vergrößerung sein möchte, setzt eine „Barlow-Linse“ ein. Die Barlow-Linse wird wie das Zenitprisma vor das Okular gesetzt und verlängert die Brennweite des Teleskops und damit die Vergrößerung des verwendeten Okulars meist um den Faktor 2, es gibt jedoch auch Barlow-Linsen mit dem Verlängerungsfaktor bis zu 4 x. Wichtig ist auch hier, eine qualitativ gute Barlow-Linse zu verwenden.

Die Aufstellung des Teleskopes

Gerade bei den kleinen Einsteiger-Teleskopen wird eine wichtige Weisheit oft vernachlässigt: Ein Teleskop ist nur so gut wie sein Stativ! Statt von einem Stativ spricht man bei astronomischen Fernrohren von der „Montierung“; damit ist der um zwei Achsen schwenkbare Teil zwischen Teleskop und Stativ/Säule gemeint.

Die azimutale Montierung Wollen wir unser Teleskop nur visuell nutzen, also mit dem Auge am Okular Himmelsobjekte beobachten, dann genügt eine konstruktiv einfache, jedoch standfeste und wackelfreie Montierung. Das Teleskop wird so befestigt, dass es sowohl waagerecht, also im Azimut (links-rechts), als auch senkrecht, also in der Höhe (rauf-runter), verstellt werden kann. Eine derartige Montierung wird als „azimutale Montierung“ bezeichnet und funktioniert im Prinzip wie ein Fotostativ.

© Gunther Schulz

Das Prinzip der azimutalen Montierung

Früher fand man die azimutale Montierung nur bei kleinen Einsteiger-Teleskopen, doch gibt es heute eine Bauweise, die auch mit großen Spiegelteleskopen zurechtkommt und sehr beliebt ist. Es handelt sich dabei um die sogenannten „Dobson-Teleskope“ – Newton-Spiegel einfacher Bauart, dafür aber mit großer Öffnung für (relativ) wenig Geld.

Leider haben die azimutalen Montierungen einen Nachteil. Die Himmelsobjekte wandern in Bögen über den Himmel, und man muss das Teleskop dieser Bewegung nachführen. Dazu muss man ständig beide Achsen (hoch/runter und links/rechts) verstellen.

Dann müssen wir unser Teleskop mit dem Auge am Okular und der Hand am Tubus feinfühlig in Azimut und Höhe stufenförmig verschieben, damit das Objekt im Gesichtsfeld des Okulars bleibt. Es gibt azimutale Montierungen, die mit mechanischen Getrieben verstellt werden können – sehr komfortabel. Nur für etwas erfahrenere Beobachter empfehlen wir die Anschaffung eines Teleskops, dessen azimutale Montierung über einen Computer (entweder eingebaut oder unter Nutzung eines vorhandenen PCs) gesteuert wird.

Die Anschaffungskosten für ein passendes Stativ mit azimutaler Montierung hängen von dessen Stabilität und technischer Ausstattung ab. Es ist für bastlerisch veranlagte Amateure auch möglich, sich eine stabile Teleskopaufstellung selbst zu bauen.

Die astronomische Montierung

Ein Fernrohr ohne stabile Montierung ist wie ein Auto ohne Räder. Hier erfahren Sie, wie man eine Montierung richtig aufstellt und nutzt, um während einer Beobachtungsnacht die gesuchten Objekte auch wirklich zu finden.

Im Kapitel „Himmlische Drehungen“ haben wir gesehen, dass wegen der täglichen Drehung der Erdkugel von West nach Ost alle Himmelsobjekte am Osthimmel aufgehen, im Süden ihre Höchststellung erreichen und am Westhimmel wieder untergehen. Wir beobachten also eine scheinbare Himmelsdrehung von Ost nach West. Der in das Weltall erweiterte Äquator der Erde wird zum sogenannten Himmelsäquator, und die verlängerte Erdachse zeigt in die eine Richtung zum Himmelsnordpol, in dessen Nähe der Polarstern steht, und in die andere Richtung zum Himmelssüdpol. Der Himmelsäquator geht überall auf der Erde genau im Ostpunkt auf und genau im Westpunkt unter und teilt die uns umgebende Himmelskugel in eine Nord- und eine Südhälfte. Man bezeichnet dies als das „Äquatorsystem“.

© Werner E. Celnik

Ein Refraktor auf einer stabilen parallaktischen Montierung mit Stahlsäule – und fertig ist die kleine Gartensternwarte.

Teleskopmontierung und Äquatorsystem

Meist sind einfache Teleskope nur mit einer azimutalen Montierung ausgestattet. Während der Beobachtung von Himmelsobjekten muss das Fernrohr dann ständig in beiden Achsen nachgestellt werden, um die Erddrehung auszugleichen. Viel eleganter und praktischer ist da die parallaktische Montierung: Bei ihr ist eine Achse parallel zur Erdachse ausgerichtet, deren Drehung dann die Erddrehung ausgleicht. Sie nutzt also gleichsam das oben beschriebene Äquatorsystem aus. Diese Achse (sie zeigt genau zum Himmelspol) wird Stundenachse genannt, die andere, dazu senkrechte, Deklinationsachse. Eine Drehung um die Stundenachse entspricht genau der scheinbaren Himmelsdrehung, ein Umlauf dauert entsprechend 23 Stunden und 56 Minuten, also einen Sterntag. Ein beliebiges Himmelsobjekt kann nun einfach verfolgt werden, indem man das Teleskop nur noch um eine einzige Achse drehen muss.

© Gunther Schulz

Das Prinzip der parallaktischen Montierung

Die Deklinationsachse bleibt bei der Beobachtung eines bestimmten Objektes festgeklemmt und muss nur beim ersten Einstellen des Objekts bewegt werden.Um das Teleskop feinfühlig bewegen zu können, besitzt eine parallaktische Montierung in beiden Achsen mechanische Getriebe (meist Schneckengetriebe mit Schnecke und Schneckenrad). Feinbewegungen lassen sich dann über kleine Stellräder oder biegsame Wellen leicht mit der Hand ausführen.

© Stefan Korth

Mit einer biegsamen Welle lässt sich das Teleskop feinfühlig und erschütterungsfrei bewegen.

Meist sind heute selbst kleinere Montierungen mit einem Motor an der Stundenachse und oft auch an der Deklinationsachse ausgestattet. Dies ist komfortabler und von großem Vorteil für den Einsatz der Montierung in der Astrofotografie. Die ständige Nachführung der Stundenachse erfolgt dann automatisch, und man kann sich ganz auf die Beobachtung konzentrieren. Die Ausstattung der Montierung mit Motoren an beiden Achsen ist Voraussetzung für eine evtl. später nachrüstbare Einrichtung zur automatischen Nachführkorrektur („Autoguider“). Für hochwertige Amateurteleskope sind Computersteuerungen erhältlich, mit denen man Himmelsobjekte automatisch einstellen kann. Für den Einsteiger sind diese Geräte aber nur eingeschränkt zu empfehlen.

Das Aufstellen der Montierung

Eine parallaktische Montierung funktioniert nur dann richtig, wenn man sie vor der Beobachtung richtig aufgestellt hat. Dazu muss die Stundenachse der Montierung genau auf den Himmelsnordpol zeigen, in dessen Nähe dankenswerterweise der Polarstern steht. An dieser Stelle verzweifeln viele Einsteiger, die ihr Teleskop mal eben „von schief nach schräg“ aufstellen und dann bei der Beobachtung entsprechend nicht zurechtkommen, weil die Wunschobjekte nicht auffindbar oder das einmal eingestellte Objekt schnell wieder „aus dem Gesichtsfeld läuft“. Je nach Bauart der Montierung und Anspruch an die Genauigkeit (niedrig bei visueller Beobachtung, hoch bei Astrofotografie) ist die richtige Aufstellung aber im Handumdrehen erreicht: Bei einfachen Modellen stellt man die geografische Breite des Standortes an der aufgedruckten Randskala ein und richtet die Polachse nach Norden, also in Richtung zum Polarstern aus – fertig. Für eine genauere Ausrichtung der Montierung bieten sich die folgenden zwei Möglichkeiten an: das Einnorden per Polsucher oder die genaue, etwas Zeit fordernde, Justage nach Scheiner.

Der Polsucher

Mit diesem Hilfsmittel kann man seine Montierung in wenigen Minuten sehr genau aufstellen, so dass sogar Astrofotografie möglich ist. Der Polsucher ist ein kleines Sucherfernrohr, das in die Stundenachse der Montierung eingebaut ist. Nach dem Einstellen von Datum und Uhrzeit zeigt der Polsucher den Ort des Polarsterns am Himmel neben dem exakten Himmelsnordpol. Bei der Ausrichtung der Montierung auf den Himmelsnordpol schaut man dann durch das Polsucherfernrohr und verstellt Azimut und Höhe der Stundenachse so lange, bis der Polarstern auf einer bestimmten Markierung im Okular des Polsuchers zu liegen kommt. Schon nach wenigen Minuten ist die Justage der Montierung beendet und die erreichte Genauigkeit enorm. Die Anschaffung eines solchen Polsuchers als Zubehör für die Montierung lohnt sich sehr, er erleichtert die Aufstellung ganz erheblich.

© Werner E. Celnik

Das in der Stundenachse der Montierung eingebaute Polsucher-Fernrohr erlaubt eine schnelle und exakte Ausrichtung der Montierung.

© Gunter Schulz

Blick durch das Polsucher-Fernrohr: Die Montierung wird so lange justiert, bis der Polarstern exakt im kleinen Kreis steht.

Die Scheiner-Methode

Für Montierungen ohne Polsucher oder ortsfest aufgestellte Teleskope benutzt man die Methode nach Scheiner. Sie ist zwar umständlicher als die Justage mit dem Polsucher, lässt aber auch (bei genügend Geduld) eine noch höhere Genauigkeit erreichen. Man benötigt unbedingt ein Fadenkreuzokular, und die motorische Nachführung der Stundenachse ist hilfreich.

Die Justage der Montierung nach Scheiner

▶ Schritt 1: Die Montierung wird grob in Nord-Süd-Richtung ausgerichtet, z. B. am Tag an Geländepunkten, mit dem Kompass oder am besten während der Dämmerung nach dem Polarstern.

▶ Schritt 2: Ein beliebiger Stern wird im Fadenkreuzokular des Hauptgerätes eingestellt. Das Fadenkreuz richtet man parallel zu den Achsen der Montierung aus (dazu wird das Okular im Okularauszug gedreht), indem man die Bewegung des Sterns beobachtet. Dabei merkt man sich, welcher Faden parallel zur Bewegung der Stundenachse ist, der dazu senkrecht stehende ist dann der Deklinationsfaden.

▶ Schritt 3: Die Montierung wird im Azimut justiert, also die Polachse exakt nach Norden ausgerichtet. Dazu einen Stern in der Nähe von Himmelsäquator und Meridian auf die Fadenkreuzmitte einstellen. Die Achsen der Montierung werden festgeklemmt, ein vorhandener Nachführmotor eingeschaltet. Beobachtet werden die Abweichungen in Deklination, sodass ein Nachführmotor nicht unbedingt erforderlich ist. Wichtig ist zu wissen, welche Richtung im Okular Norden und welche Süden ist (das kann, je nach Teleskop und Zenitprisma, „oben“ oder „unten“ sein).Der Stern weicht nach Süden (Norden) ab: Das Nordende der Polachse muss etwas nach Westen (Osten) korrigiert werden. Der Stern wird wieder eingestellt und die Prozedur wiederholt, bis der Stern für mindestens 30 Minuten keine Abweichung in Deklination zeigt.

▶ Schritt 4: Die Polhöhe der Montierung wird justiert, also die Neigung der Polachse eingestellt. Dazu wird ein Stern am Nordosthimmel eingestellt und wieder dessen Abweichung in Deklination beobachtet. Der Stern weicht nach Süden (Norden) ab: Die Polachse muss steiler (flacher) eingestellt werden. Auch dies wird so lange wiederholt, bis der Stern für mindestens 30 Minuten keine Abweichung in Deklination zeigt.

▶ Schritt 5: Die Schritte 3 und 4 werden abwechselnd so lange wiederholt (auch in mehreren Nächten), bis die gewünschte Genauigkeit erreicht ist.

Tipps zum Teleskopkauf

Während für einen kleinen Feldstecher schon ein preiswertes Fotostativ mittlerer Stabilität genügt, sind gute Stative und Montierungen für Teleskope relativ teuer. Es gilt die Faustregel, dass das Stativ mit Montierung genauso teuer und sogar deutlich teurer sein darf als das eigentliche Beobachtungsinstrument. Denn was nützt ein hochwertiges Teleskop, wenn die Himmelsobjekte nicht richtig beobachtet werden können, weil die Aufstellung zu sehr wackelt (was besonders bei Wind der Fall sein kann)?

Bevor Sie sich für den Kauf eines bestimmten Instrumentes mit Stativ und Montierung entscheiden, machen Sie den „Wackeltest“: Stupsen Sie das fertig aufgestellte Gerät vorsichtig am oberen Ende des Tubus an und blicken dabei durch das Okular – wie lange schwingt das Teleskop hin und her? Falls es überhaupt merkbar schwingt, dann sollte diese Schwingung schnell wieder aufhören.

Beobachtungstechniken

Erste Schritte mit dem Teleskop

Ist ein Himmelsobjekt mit bloßem Auge erkennbar, so können wir es mit etwas Übung auch leicht im Teleskop einstellen. Wir lösen dazu beide Klemmen an der Montierung und schwenken das Instrument ungefähr in Richtung des Objektes. Dann ein Blick durch das Sucherfernrohr, und schon kann etwa der Mond oder ein heller Planet im Okular des Hauptinstrumentes beobachtet werden. Bei einer azimutalen Montierung ist das ganz einfach, da sie nur waagerecht und senkrecht zu schwenken ist. Bei einer parallaktischen Montierung ist dies wegen der schräg stehenden Stundenachse nicht so. Man muss sein Fernrohr erst „auf die richtige Seite legen“, bevor man das Objekt der Begierde genauer einstellen kann. Um ein Objekt am Osthimmel zu beobachten, schwenken wir das Teleskop auf die Westseite der Montierung – und umgekehrt. Die Bewegung, mit der wir das Teleskop von der West- auf die Ostseite der Montierung bringen, wird „Umschlagen“ genannt.

© Werner E. Celnik

Je nach Blickrichtung legt man bei einer deutschen Montierung das Teleskop auf die Westseite (linkes Bild) oder auf die Ostseite (rechtes Bild) der Stundenachse.

Himmelsobjekte genau einstellen

Haben wir die ungefähre Richtung zum Objekt eingestellt, dann peilen wir am Tubus des Teleskops entlang und richten den Tubus feinfühlig auf das mit bloßem Auge erkennbare Objekt. Zuerst in waagerechter (azimutaler oder Stunden-) Richtung durch Peilen über den Tubus hinweg; danach wird diese Achse festgeklemmt. Dann in senkrechter Richtung (Höhe oder Deklination) durch Peilen links oder rechts am Tubus vorbei, dann auch diese Achse klemmen. Nun sollte sich das Objekt im Gesichtsfeld des Teleskops befinden, wenn wir zuvor die kleinste Vergrößerung gewählt haben.

Ein Sucherfernrohr – seitlich am Hauptinstrument angebracht – ist sehr hilfreich und gehört eigentlich zur Standardausstattung. Natürlich muss man den Sucher (mit kleinen Schrauben) justieren können, um ihn auf das Hauptinstrument ausrichten zu können. Dies kann man bequem am Tag- oder Dämmerungshimmel erledigen, indem man eine weit entfernte Landmarke (Haus, Turm, Baum) im Hauptinstrument einstellt und den Sucher so justiert, dass diese Marke exakt auf dem Fadenkreuz steht. Danach können wir in der Nacht mit dem Sucher ein (auch schwaches) Objekt einstellen und finden es sofort im Hauptinstrument wieder.

Eine weitere sehr nützliche Einstellhilfe ist der im Fachhandel erhältliche „Telrad-Sucher“. Es handelt sich dabei um einen „Himmelszeiger“, der wie ein Sucherfernrohr am Tubus des Hauptgerätes montiert wird und rote, konzentrische Kreise vor den Himmel projiziert. Der Telrad kombiniert den großen Überblick des einfachen „Peilens“ mit der Genauigkeit eines leicht vergrößernden Sucherfernrohrs und ist sehr zu empfehlen.

© Werner E. Celnik

Ohne Sucherfernrohr oder „Telrad“ wird man mit dem Teleskop am Himmel kaum etwas finden.

© Werner E. Celnik

Der „Telrad“ spiegelt drei konzentrische rote Kreise in das Blickfeld ohne es zu vergrößern.

Die Verwendung der Teilkreise Wir können das gesuchte Objekt natürlich auch über seine äquatorialen Koordinaten Rektaszension und Deklination einstellen – sofern die Montierung mit entsprechenden Einstellmöglichkeiten (den sogenannten Teilkreisen) ausgerüstet ist.

© Werner E. Celnik

Gute Montierungen sind mit genauen Teilkreisen ausgestattet, mit deren Hilfe man Objekte nach Koordinaten einstellen kann.

Der Deklinationsteilkreis ist in Abschnitte von viermal 90° eingeteilt, zweimal jeweils von –90° bis +90°, entsprechend der am Himmel möglichen Deklinationen. Der Stundenkreis reicht von 0 bis 24 Stunden. Je feiner die Unterteilungen der Teilkreise sind, umso genauer sind die Koordinaten eines Objektes einstellbar. Genau hier versagen aber die meisten Teilkreise, da man mit ihnen nur auf ca. 1 Grad genau einstellen kann. Das mit dem Okular gewählte Gesichtsfeld bei der Einstellung sollte demnach mindestens 1° Durchmesser besitzen.

Himmelsobjekte mit den Teilkreisen einstellen

▶ Schritt 1: Man schlägt die Koordinaten des gesuchten Objekts nach (in einem Himmelsatlas oder Himmelsführer, einem Jahrbuch oder mit einer Planetariumssoftware). Man sollte auch einen Gedanken daran verschwenden, ob das Objekt zur Zeit eigentlich über dem Horizont steht.

▶ Schritt 2: Man schlägt die Koordinaten eines markanten Sterns in der Nähe des gesuchten Objektes nach und notiert sie ebenfalls. Dieser Stern wird im Teleskop (mit starker Vergrößerung) eingestellt und die (drehbaren) Teilkreise auf dessen Koordinaten fixiert.

▶ Schritt 3: Um einen besseren Überblick zu haben, setzt man ein Okular mit geringer Vergrößerung ein.

▶ Schritt 4: Das Teleskop wird auf die Koordinaten des Objekts geschwenkt (die Teilkreise bleiben natürlich fixiert) und das Gesichtsfeld nach dem Objekt abgesucht. Für lichtschwache Objekte benutzt man einen Sternatlas, um die Feldsterne und das Objekt zu identifizieren.

Steuerung mit einem Computer Es werden auch Teleskope mit eingebauter Computersteuerung bzw. Anschlussmöglichkeit an den eigenen Computer angeboten. Damit kann man durch einfaches Knöpfchendrücken jedes beliebige Himmelsobjekt einstellen. Eine theoretisch elegante Methode, die aber durch mechanische Toleranzen manchmal nicht das halten kann, was man von ihr erwartet. Außerdem – und das macht die Computersteuerung gerade für Anfänger so ungeeignet – lernt man überhaupt nichts vom Himmel und ist ohne sein Computerteleskop praktisch „blind“.

© Baader Planetarium

Finden statt suchen: selbst kleine Teleskope werde mit einem integrierten „Navi“ angeboten. Das klingt praktisch, doch der Beobachter lernt damit nicht den Himmel kennen.

„Starhopping“: Hüpfen von Stern zu Stern Die am weitesten verbreitete Methode, um lichtschwache Objekte am Himmel ohne aufwändige technische Hilfe aufzusuchen, ist das „Starhopping“. Man beginnt einfach bei einem hellen Stern und tastet sich mit Hilfe einer Sternkarte von Sternmuster zu Sternmuster, bis das Zielobjekt erreicht ist. Was sich mühsam und langwierig anhört, geht in der Praxis oft sehr schnell, macht viel Spaß und sorgt dafür, dass man mit der Zeit ein ganzes Repertoire an Objekten kennt, die man auswendig einstellen kann. Ein Beispiel mag die Technik verdeutlichen: Um etwa die Galaxie M 101 im Sternbild Großer Bär zu finden, identifizieren wir zunächst den mittleren Deichselstern ζ UMa (Mizar) des Großen Wagens auf einem Himmelsatlas. Die Galaxie M 101 wird dort ebenfalls abgebildet sein, da sie etwa 6° östlich von Mizar steht. Wählen Sie eine geringe Vergrößerung, richten Sie das Teleskop auf Mizar und suchen durch Bewegung des Instrumentes nacheinander die in der Abbildung markierten Sterne A bis E auf, die sicher zu M 101 führen.

© Gunther Schulz

Ohne Teilkreise und Computer findet man sich per „Starhopping“ am Himmel zurecht.

Solche Sternketten oder Sternmuster, die von einem Objekt zum anderen führen, gibt es immer. Diese Methode bietet drei wichtige Vorteile: Sie führt immer zum Ziel, man lernt recht schnell, mit einem neuen Instrument umzugehen, und man wird überrascht sein, wie gut man den „Aufsuchpfad“ bei der nächsten Beobachtung wiedererkennt und so den Himmel Schritt für Schritt entdeckt.

Die Objekte des Sonnensystems

Der Mond – unser Nachbar im All

Der Mond als unser nächster Begleiter bietet dem Betrachter schon im Fernglas viele faszinierende Landschaften; besonders reizvoll ist es, im Fernrohr den Sonnenaufgang an einem Mondkrater zu verfolgen.

Der Mond ist mit einer mittleren Entfernung von 384.400 Kilometern unser nächster Nachbar im All. Sein Durchmesser beträgt 3476 Kilometer und er erscheint uns am Himmel etwa 30 Bogenminuten groß. Da die Umlaufbahn des Mondes um die Erde nicht kreisrund, sondern deutlich elliptisch ist, schwankt seine Entfernung zwischen 356.300 und 406.700 Kilometern und sein scheinbarer Durchmesser zwischen 34,1 und 29,8 Bogenminuten. Die Rotation des Mondes um seine Achse dauert genauso lang wie ein Umlauf um die Erde, man spricht von „gebundener Rotation“. Aus diesem Grund wendet uns der Mond stets dieselbe Seite zu, seine Rückseite kann man von der Erde aus nie sehen.

© Gunther Schulz

Die Mondbahn ist um rund 5 Grad gegen die Bahnebene der Erde um die Sonne geneigt.

Die Mondoberfläche

Da der Mond keine Atmosphäre besitzt, fällt der Blick ungetrübt auf seine Oberfläche. So sind bereits mit bloßem Auge die typischen Mondformationen bis zu einer Größe von etwa 120 Kilometern auszumachen. Ein Teleskop und selbst schon ein Feldstecher lassen uns sehr viel mehr Details auf der Mondoberfläche erfassen, deren Größe im Kilometerbereich liegt. Der Mond ist deshalb ein lohnendes Beobachtungsobjekt.

© Bernd Flach-Wilken

Der große Krater Copernicus ist einer der schönsten auf dem Mond.

Mit bloßem Auge sieht man auf der Mondoberfläche hellere und dunklere Gebiete, darin einzelne helle Flecken. Bei zunehmender Mondphase erkennt man im nordwestlichen Quadranten des Mondes das dunkle, elliptische Mare Crisium. Die gleichmäßig dunklen Gebiete werden aus historischen Gründen Maria (Einzahl: Mare) genannt (wobei die Betonung auf der ersten Silbe liegt), weil sie die Menschen früher an ausgedehnte Meeresgebiete erinnerten, als noch Wasser auf dem Mond vermutet wurde. In Wirklichkeit handelt es sich aber um große Ebenen aus dunkler, erstarrter Lava. Die helleren Gebiete der Mondoberfläche sind von Kratern durchsetzte Gebirgslandschaften mit einem höheren Rückstrahlvermögen des Sonnenlichtes.

© Werner E. Celnik

Die unterschiedlichen Phasengestalten des Erdmondes

Man könnte die Ansicht vertreten, der Mond sei am besten bei Vollmond zu beobachten. Dann ist zwar der ganze Mond auf einmal zu sehen, erscheint im Fernrohr aber kontrastarm und langweilig. Feine Strukturen sind nur in der Nähe der Licht-Schatten-Grenze, dem „Terminator“, plastisch zu erkennen und hübsch anzuschauen.

Steigt die Sonne für einen bestimmten Krater am Mondhimmel höher, so werden dessen Schatten immer kürzer, bis bei Vollmond schließlich gar keine Schatten mehr zu sehen sind. In der Nähe des Terminators hingegen sind die Schatten lang, der Kontrast ist groß und es werden auch ganz flache Bodenstrukturen erkennbar: Flache Wellen in den großen Ebenen, Rillen, die an Flussläufe erinnern, Krater mit und ohne Zentralberg, Gebirge und Gebirgstäler, Kegel erloschener Vulkane und Strukturen in den großen Kratern. Es ist daher sehr interessant, die Mondoberfläche von Tag zu Tag bei wechselnden Mondphasen entlang des Terminators zu beobachten und scheinbare Veränderungen bei den sich ändernden Beleuchtungsverhältnissen zu verfolgen.

© Werner E. Celnik

Anblick des Mondterminators an zwei aufeinanderfolgenden Tagen

Der Mond im Fernglas

Ein Fernglas oder Feldstecher zeigt bereits viel mehr Einzelheiten auf der Mondoberfläche als das unbewaffnete Auge. Die großen Strukturen am Mondterminator lassen sich von Tag zu Tag gut verfolgen.

© Sven Melchert

Anblick des Mondes im Fernglas

Steht der Mond kurz vor oder kurz nach der Neumondstellung, dann hilft der Feldstecher, den Mond in der hellen Abend- oder Morgendämmerung zu finden. Interessant sind auch die Situationen, wenn der Mond einem hellen Stern oder Planeten begegnet oder ihn gar bedeckt.

© Werner E. Celnik

Die Mondsichel neben Venus am Taghimmel

Mondfinsternisse

Etwa zweimal im Jahr kann der Vollmond in den Schatten der Erde eintreten – eine Mondfinsternis findet statt. Nicht jede Mondfinsternis ist für einen bestimmten Ort beobachtbar, denn der Mond muss für den Beobachter auch über dem Horizont stehen. Der Schatten der Erde besteht aus dem größeren Halbschatten und dem darin liegenden kleineren Kernschatten.

Je nachdem, wie nah der Mond dem Erdschatten kommt, findet eine reine Halbschattenfinsternis, eine partielle Mondfinsternis oder eine totale Mondfinsternis statt. Bei einer Halbschattenfinsternis ist fast nichts zu erkennen, das Mondlicht wird nur wenig abgeschwächt. Tritt der Vollmond jedoch in den Kernschatten ein, so nimmt seine Helligkeit auf etwa 1/40.000 ab.

Der Kernschattenbereich ist nicht vollständig unbeleuchtet. Durch die Erdatmosphäre wird der Rotanteil des Sonnenlichtes in diese Zone gelenkt und lässt den verfinsterten Vollmond glutrot am Himmel leuchten.

© Werner E. Celnik

Bei einer totalen Mondfinsternis erscheint der Vollmond dunkelrot. Diese Aufnahmen zeigen die zwei totalen Mondfinsternisse von 2004 (links) und 2007 im Vergleich.

Der Mond im Teleskop

Schon für das kleinste Fernrohr ist der Mond ein tolles Beobachtungsobjekt. Beim Einsatz kleiner Vergrößerungen bis etwa 20 × erinnert der Anblick an das Bild in einem Feldstecher. Suchen Sie sich bei geringer Vergrößerung eine interessant erscheinende Mondformation in der Nähe des Terminators aus und betrachten Sie das Gebiet mit schrittweise steigender Vergrößerung. Neben den Details auf der Mondoberfläche werden Sie bei höherer Vergrößerung die Luftunruhe nicht übersehen. Wenn die Luftruhe es zulässt, gehen Sie bis zur förderlichen Vergrößerung des Instrumentes. Noch höhere Vergrößerungen lassen das Bild dann nur noch dunkler und sehr verwaschen erscheinen. Fahren Sie mit verschiedenen Vergrößerungen den Terminator zwischen Nord- und Südpol des Mondes ab: gehen Sie auf dem Mond „spazieren“. Wenn Sie Lust dazu haben, greifen Sie doch einmal zu Bleistift und Papier und versuchen, eine markante Mondformation wie die oben abgebildete zu zeichnen.

© Uwe Pilz

Zeichnung eines Mondkraters nach Beobachtungen mit einem Amateurteleskop

© Werner E. Celnik

Die Kraterlandschaft des Mondes ist mit jedem Fernrohr ein Erlebnis.

Die Beobachtung der Sonne

Die Sonnenbeobachtung erfordert besondere Sicherheitsvorkehrungen. Wer sie befolgt, kann Sonnenflecken studieren oder – mit besonderen Filtern – Gasausbrüche in der Sonnenatmosphäre verfolgen, die sonst nur bei totalen Sonnenfinsternissen zu sehen sind.

Auch unser blendend helles Tagesgestirn ist ein interessantes Beobachtungsobjekt – sofern man die entsprechenden Techniken anwendet. Jeder wird sich daran erinnern, wie man mit einer einfachen Lupe das Sonnenlicht dazu benutzen kann, um ein Blatt Papier in Brand zu stecken. Niemals darf man daher mit bloßem Auge, einem Fernglas oder Teleskop ohne entsprechende Schutzmaßnahmen in die Sonne schauen!

Völlig ungeeignet sind die manchen Teleskopen beiliegenden Okular-Sonnenfilter. Sie können platzen und dann das gebündelte Sonnenlicht in das ungeschützte Auge gelangen lassen – ein irreparabler Augenschaden wäre die Folge.

Zur gefahrlosen und bequemen Beobachtung der Sonne bieten sich drei Möglichkeiten an: die Projektionsmethode, der Einsatz eines Objektiv-Sonnenfilters oder der eines Pentaprismas („Herschel-Keil“).

Die Projektionsmethode

Das Teleskop (oder auch der Feldstecher) wird als Projektionsgerät eingesetzt. Man schaut also nicht wie sonst durch das Teleskop hindurch, sondern betrachtet das auf eine kleine „Leinwand“ geworfene Sonnenbild. Diese Leinwand ist der Sonnenprojektions-Schirm, den es im Fachhandel zu kaufen gibt oder den man sich auch selbst bauen kann. Für Testzwecke genügt auch ein weißes Blatt Papier.

Zuerst verschließt man das Sucherfernrohr mit der vorderen Abdeckung, damit es nicht ungewollt zum Brennglas wird! In das Teleskop wird ein langbrennweitiges Okular eingesetzt und dann indirekt die Sonne eingestellt – natürlich ohne hineinzusehen! Dazu betrachtet man den Schatten, den das Teleskop auf den Boden wirft. Der Schatten ist zunächst länglich und wird kreisrund, sobald der Tubus genau auf die Sonne gerichtet ist. Es fällt helles Licht auf den Projektionsschirm, das Sonnenbild erscheint und muss noch mit dem Okularauszug scharf gestellt werden. Vorsicht, hinter dem Okular wird es heiß! Da sich auch das Okular erwärmt, benutzt man zur Sonnenprojektion nur einfache, unverkittete Okulare. Dies ist eine ungefährliche Art, die Sonne zu beobachten. Sie eignet sich auch gut dazu, das Sonnenbild einer Gruppe von Besuchern vorzuführen.

© Gunther Schulz

Die Projektion der Sonnenscheibe auf einen Schirm ist die einfachste und sicherste Art der Sonnenbeobachtung.

Die Filtermethode

Wie oben bereits erwähnt, eignen sich die Okular-Sonnenfilter nicht zur sicheren Sonnenbeobachtung. Also diese Filter besser gleich wegwerfen!

Aber welches Filter eignet sich zur Sonnenbeobachtung? Ganz einfach: Ein Sonnenfilter gehört vor das Teleskop oder den Feldstecher. Dunkle Schweißgläser sind ebenfalls ungeeignet. Sie dämpfen zwar das Licht im richtigen Maße, lassen aber die (für uns unsichtbare) Infrarot- und UV-Strahlung passieren, die das menschliche Auge schädigen wird.

Im Teleskop-Fachhandel werden Sonnenfilter angeboten, die für die visuelle Beobachtung geeignet sind. Ihr entscheidender Vorteil: Sie sind verspiegelt und reflektieren das Sonnenlicht, sodass es weder in das Teleskop eindringen noch sich das Filter aufheizen kann. Man unterscheidet Glas- und Folienfilter. Ein Sonnenfilter vor der Teleskopöffnung muss die richtige Größe besitzen und vor Herabfallen gesichert werden. An Glas-Sonnenfilter werden – wie an ein Teleskop-Objektiv – höchste Qualitätsansprüche gestellt, damit sie das Abbild der Sonne nicht verschlechtern.

Eine preiswerte Alternative sind Folienfilter mit der sogenannten „Mylar-Folie“. Dies ist eine sehr dünne, beidseitig metallbeschichtete Kunststofffolie, die lose oder auch bereits gefasst angeboten wird. Einen passenden Papp- oder Holzrahmen kann man sich aber leicht selbst basteln und so auf die (teure) Fassung verzichten.

Glasfilter und Mylar-Folie werden mit verschiedenen Lichtdurchlässigkeiten angeboten, für die visuelle Beobachtung benutzt man die (dunkleren) Filter der Dichte 5, für ausschließlich fotografische Beobachtung die ein sehr viel helleres Sonnenbild erzeugenden Filter der Dichte 3.

© Werner E. Celnik

Zur sicheren Sonnenbeobachtung verwendet man einen Sonnenfilter vor dem Teleskop. Diese Filter werden als preisgünstige Folienfilter (links) oder gefasste Glasfilter angeboten.

Der Herschel-Keil

Ein Sonnen-Pentaprisma bzw. der Herschel-Keil wird wie ein Zenitprisma vor das Okular in den Okularauszug gesteckt. Dieses optische System verwendet das Prinzip der Totalreflexion des Lichtes an einer Glasfläche. So wird der weitaus größte Teil des Sonnenlichtes aus dem Strahlengang gelenkt und nur ein kleiner Bruchteil erreicht das Okular. Dennoch ist das Licht für die Beobachtung mit dem Auge am Okular immer noch viel zu hell, so dass für eine sichere und komfortable Beobachtung ein zusätzlicher Graufilter in das Okular geschraubt werden muss.

© Werner E. Celnik

Der Herschel-Keil wird wie ein Zenitprisma zwischen Teleskop und Okular verwendet. Er lenkt den größten Teil des Sonnenlichtes durch eine seitliche Öffnung aus dem Strahlengang.

Sonnenflecken

Was kann man nun, ob mit Projektion oder Objektivfilter, auf der Sonnenscheibe beobachten? Die Sonne ist keine weiße Scheibe, wie man zunächst vermuten könnte. Schon seit Jahrhunderten ist bekannt, dass die Sonne manchmal dunkle Flecken zeigt; manche sind so groß, dass man sie sogar mit bloßem Auge sehen könnte, wenn die Sonne nicht so hell wäre. Diese Sonnenflecken sind fast immer auf der Sonnenoberfläche anzutreffen, mal mehr, mal weniger zahlreich. Es gibt große und kleine Sonnenflecken, die oft auch in Gruppen auftreten.

© Wolfang Lille

Detailreiche Großaufnahme einer Sonnenflecken-Gruppe. Deutlich ist die dunkle Umbra von der helleren Penumbra zu unterscheiden.

Sonnenflecken sind veränderlich und ihre Lebensdauer, die zwischen Stunden und Monaten liegt, ist endlich: Etwa 90% aller Fleckengruppen sind nach zehn Tagen wieder verschwunden. Beobachtet man die Sonnenflecken Tag für Tag, so ist eine deutliche Positionsveränderung festzustellen, hervorgerufen durch die Rotation der Sonne (am Sonnenäquator einmal in 25 Tagen).

© Werner E. Celnik

© Werner E. Celnik

Die Entwicklung der Sonnenflecken im Abstand von einigen Tagen

© Werner E. Celnik

Die Veränderung einer Sonnenflecken-Gruppe über mehrere Tage in einer Zeichnung festgehalten

Betrachtet man einen mittelgroßen Sonnenfleck genauer, so erkennt man in seinem Zentrum eine sehr dunkle „Umbra“, die von der etwas helleren „Penumbra“ umgeben ist.

Im Gegensatz zur 5700 Grad heißen Sonnen-„oberfläche“ (der Photosphäre) ist die Temperatur der Sonnenflecken um etwa 1500 Grad geringer – sie erscheinen uns daher dunkel. Komplexe Fleckengruppen laden zur detaillierteren Beobachtung oder Zeichnung ein.

Die Entwicklung einer Fleckengruppe zu verfolgen gehört zu den lohnenden Beobachtungen für Amateur-Astronomen. Sonnenflecken und -gruppen werden nach dem Schema von Waldmeier klassifiziert.

© Gerhard Weiland

Das Klassifikations-Schema für Sonnenflecken nach Waldmeier

Die Sonnenflecken-Relativzahl

Von statistischem Interesse ist die Ermittlung der 1848 von Max Wolf eingeführten Sonnenflecken-Relativzahl (R), einem Maß für die Häufigkeit von Sonnenflecken zum Beobachtungszeitpunkt: R = k × (10 × g + f). Dabei ist g die Zahl der Fleckengruppen und f die Gesamtzahl aller Flecken auf der Sonne. Befindet sich nur ein einziger Fleck auf der Sonne, so ist R = 11. Bei einer Gruppe mit fünf Flecken ist R = 15. Fünf unabhängige Einzelflecken ergeben R = 55. Der Faktor k bezeichnet, wie stark sich die zum selben Zeitpunkt ermittelten Relativzahlen verschiedener Beobachter mit unterschiedlichen Instrumenten voneinander unterscheiden. Wenn Sie eine eigene Beobachtungsreihe über einen längeren Zeitraum anstellen und danach Ihre Beobachtungen mit den veröffentlichten, als korrekt anerkannten Beobachtungen vergleichen, so können Sie den k-Faktor für Ihre Beobachtungen ableiten. Danach können Ihre Beobachtungen in die zukünftige Sonnenfleckenstatistik einfließen. Wenn Sie systematisch die Sonne beobachten möchten, dann empfiehlt sich die Mitarbeit in einer Beobachtergruppe, z. B. in der „Fachgruppe Sonne“ der Vereinigung der Sternfreunde.

Die langjährige Statistik der Sonnenflecken-Relativzahl beweist, dass es einen regelmäßigen, durchschnittlich 11,1 Jahre dauernden Zyklus in der Häufigkeit von Sonnenflecken gibt. Etwa alle 11 Jahre findet das Häufigkeitsmaximum statt (so zum Beispiel in den Jahren 1969, 1979, 1990, 2001, 2012/13).

© Gerhard Weiland

Die Anzahl der Sonnenflecken schwankt in einem elfjährigen Zyklus. Das letze Sonnenfleckenmaximum fand 2012/2013 statt.

Temperaturskalen

▶ Die im Alltag gebräuchliche Temperaturskala (Celsiusskala) orientiert sich an den willkürlich ausgewählten Fixpunkten von Wasser unter „Normalbedingungen“ (= Luftdruck 1013 Hektopascal): Destilliertes Wasser gefriert bei 0 °C und siedet bei 100 °C. In der Astronomie wird dagegen die sogenannte absolute oder Kelvintemperatur benutzt, die vom absoluten Nullpunkt ausgeht, bei dem alle Molekularbewegung zum Erliegen kommt: 0 K (sprich: Null Kelvin) = –273,15 °C; 273,15 K = 0 °C, 373,15 K = 100 °C. Mit anderen Worten sind Temperaturdifferenzen in beiden Skalen gleich, nur der Nullpunkt der Kelvinskala liegt 273,15 Grad unter dem der Celsiusskala. Da dieser Unterschied bei sehr hohen Temperaturen vernachlässigbar klein wird, kann man jenseits von 30.000 Kelvin bedenkenlos auf eine Differenzierung zwischen beiden Skalen verzichten und allgemein von „Temperatur-Graden“ sprechen.

Weitere Beobachtungen

Besonders am Sonnenrand fallen neben dunklen Sonnenflecken auch hellere Gebiete auf: Diese Sonnenfackeln erscheinen als helle Lichtadern – aktive Zonen etwas höherer Temperatur als die der ruhigen Photosphäre.

© Werner E. Celnik

Sonnenfackeln erscheinen als helle, filamentartige Gebiete auf der Sonnenoberfläche.

Bei sehr ruhiger Luft (etwa am frühen Vormittag), einem Teleskop mit mindestens 10 cm Öffnung und höherer Vergrößerung lässt sich die Granulation erfassen. Die Sonnenoberfläche besteht aus einer feinen, körnigen Struktur, den Granulen. Die einzelnen Granulen sind mit einer Größe von 800 bis 1500 Kilometern recht winzige Gebilde, sie erscheinen unter einem Winkeldurchmesser von weniger als zwei Bogensekunden.

Über der Photosphäre liegt eine kühlere, dunkle Schicht, die „Chromosphäre“. Sie ist nur in speziellen Sonnenfiltern erkennbar, die ausschließlich das rote Licht des Wasserstoffs bei einer Wellenlänge von 656 nm durchlassen. So wird die helle Photosphäre ausgeblendet und die Chromosphäre leuchtet rot. Diese Spezialfilter sind im Fachhandel erhältlich und leider recht teuer.

Oberhalb der Chromosphäre liegt die ausgedehnte Sonnenkorona, die nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar wird. Aus der Chromosphäre können riesige Gaseruptionen herausschießen, die „Protuberanzen“. Sie leuchten rot im Licht des Wasserstoffs und sind während einer totalen Sonnenfinsternis mit bloßem Auge, sonst mit Spezialteleskopen beobachtbar.

An Stelle eines ganz eigenen Sonnenteleskops gibt es auch verschiedene Bausätze, die hinter ein normales Teleskop gesetzt werden und die Beobachtung der Chromosphäre und der Protuberanzen erlauben.

Sonnenfinsternisse

Insbesondere totale Sonnenfinsternisse gehören zu den schönsten Schauspielen, die uns die Natur bietet. Dabei wandert der Neumond genau zwischen Erde und Sonne hindurch und kann so seinen Schatten auf die Erdoberfläche werfen. Obwohl Sonnenfinsternisse noch häufiger auftreten als Mondfinsternisse, sind sie von einem bestimmten Punkt auf der Erde nur sehr selten zu beobachten. Während Mondfinsternisse von der ganzen Nachtseite der Erde aus sichtbar sind, können Sonnenfinsternisse nur von einem kleinen Teil der Tagseite aus beobachtet werden. Der Mondschatten überstreicht nur einen schmalen Pfad auf der Erdoberfläche. Ausschließlich an Orten innerhalb dieses Pfades kann eine totale Sonnenfinsternis beobachtet werden, je weiter entfernt man sich von diesem Pfad befindet, umso weniger partiell bedeckt erscheint die Sonne.

© Gerhard Weiland

Schema der Entstehung einer totalen (oben) und ringförmigen Sonnenfinsternis (unten)

© Gerhard Weiland

Der Schattenpfad der totalen Sonnenfinsternis vom 21. August 2017 verläuft quer über die USA.

Bei einer partiellen Verfinsterung der Sonne durch den Mond bleibt ein (je nach Finsternis mehr oder weniger großer) Teil der Sonnenoberfläche sichtbar. Zur Beobachtung sind daher die gleichen Techniken (Projektion, Objektivfilter oder Herschel-Keil) und Vorsichtsmaßnahmen anzuwenden wie bei der normalen Sonnenbeobachtung.

Bei einer ringförmigen Sonnenfinsternis befindet sich der Mond im erdfernen Teil seiner Umlaufbahn um die Erde. Sein Winkeldurchmesser ist daher zu gering, um die Sonne vollständig abdecken zu können. Die Sonne bleibt als heller Ring um den Neumond sichtbar; auch hier Beobachtungen nur mit Sonnenfiltern oder Projektion durchführen. Totale Sonnenfinsternisse sind das Nonplusultra für den Beobachter. Hier befindet sich der Mond in der Nähe des erdnächsten Punktes seiner Bahn (Perigäum) und deckt die Sonne vollständig ab. Nur während der kurzen Phase der totalen Verfinsterung sind Beobachtungen ohne Filter möglich. Dann erkennt man die roten Protuberanzen am Sonnenrand und den Strahlenkranz der Sonnenkorona, die äußerste atmosphärische Hülle der Sonne.

© Werner E. Celnik

Die drei möglichen Arten einer Sonnenfinsternis: links die partielle Finsternis, bei der der Mond nur einen Teil der Sonnenscheibe bedeckt. In der Mitte eine ringförmige Finsternis, wenn der Neumond zu weit von der Erde entfernt ist. Rechts die totale Sonnenfinsternis mit der Korona der Sonne.

Die Beobachtung der Planeten

Ob Stürme in der Jupiteratmosphäre, die Ringe des Saturn, die Polkappen des Mars oder die Phasengestalt der Venus – die Planeten des Sonnensystems, aber auch Asteroiden, Kometen und Sternschnuppen, bieten viele interessante Beobachtungsmöglichkeiten.

Planetenbeobachtung mit dem Fernglas

Auf den ersten Blick unterscheidet sich das Antlitz eines Planeten im Fernglas nicht von dem mit bloßem Auge. In beiden Fällen sieht man einen hellen Punkt, das Planetenscheibchen ist im Fernglas wegen der zu geringen Vergrößerung kaum zu erkennen. Untenstehen Tabelle zeigt, wie groß Sonne, Mond und Planeten am Himmel erscheinen, welchen Winkeldurchmesser sie also für Beobachter auf der Erde besitzen.

Im Vergleich zu Sonne und Mond erscheinen die Planeten geradezu winzig. Den größten Winkeldurchmesser erreicht noch unser Nachbarplanet Venus, weil er der Erde am nächsten kommt. Selbst der Riesenplanet Jupiter erscheint aufgrund seiner großen Entfernung von der Erde kleiner. Die scheinbaren Durchmesser der Planeten schwanken entsprechend ihrer wechselnden Entfernung recht stark, ebenso ihre scheinbaren Helligkeiten.

Bei den Planeten Venus bis Saturn kann man aber auch im Feldstecher zumindest erkennen, dass es sich um kleine Scheibchen handelt. Venus zeigt deutlich ihre Phasengestalten, bei Jupiter sind seine vier hellsten Monde leicht auszumachen. Den Ring des Saturn wird man im Fernglas nicht erkennen, wohl aber seinen 8m hellen Mond Titan. Die Bewegung der hellsten Monde um Jupiter und die von Titan um Saturn herum kann man im Verlauf von Stunden oder Tagen im Feldstecher verfolgen. Lediglich etwas Geduld ist erforderlich, um diese kosmischen Bewegungen zu erleben. Um die Positionen von Stunde zu Stunde oder von Tag zu Tag besser verfolgen zu können, ist eine Zeichnung der Mondstellungen zum Vergleich mit der nächsten Beobachtung hilfreich.

© Werner E. Celnik

Die Jupitermonde können bereits mit einem Fernglas beobachtet werden.

Bei den entfernteren Planeten Uranus und Neptun besteht der Reiz darin, die für das bloße Auge unsichtbaren Planeten mit dem Fernglas aufzufinden; man erkennt allerdings nur einen sternähnlichen Punkt. Pluto ist für Feldstecher viel zu lichtschwach, er kann nur mit einem größeren Teleskop als lichtschwaches „Sternchen“ der 14. Größe beobachtet werden.

Winkeldurchmesser und Helligkeiten der Planeten und des Zwergplaneten Pluto

Objekt

Winkeldurchmesser

scheinbare Helligkeit

Sonne

31′,5 ... 32′,5

–26m,7

Mond

29′,8 ... 34′,1

bis zu –12m,6

Merkur

4″,6 ... 12′,6

+5m,6 ... –2m,2

Venus

9″,6 ... 64″,3

–3m,9 ... –4m,7

Mars

3″,5 ... 25″,2

+1m,8 ... –2m,9

Jupiter

30″,5 ... 50″,1

–1m,9 ... –2m,9

Saturn

14″,9 ... 20″,8

+0m,5 ... –0m,4

Uranus

3″,3 ... 4″,1

+5m,9 ... +5m,6

Neptun

2″,2 ... 2″,4

+8m,0 ... +7m,8

Pluto

0″,1

+14m,0 ... +13m,5

Planetenbeobachtung mit dem Teleskop

Der Anblick eines Planeten im Teleskop ist für viele Astro-Einsteiger der erste große „Aha-Effekt“. Plötzlich sieht man deutlich die Sichel der Venus, Wolkenbänder auf Jupiter oder den Ring des Saturn. Der große Vorteil des Teleskops ist hier seine variable Vergrößerung und feste Aufstellung, die gerade bei der Planetenbeobachtung enorm wichtig ist. Bei höheren Vergrößerungen bis hin zur „förderlichen Vergrößerung“ (siehe hier) können bei Mars, Jupiter und Saturn Oberflächeneinzelheiten beobachtet werden.

Ein einschränkender Faktor bei der Planetenbeobachtung (besonders bei etwas größeren Teleskopen) ist, wie auch bei Sonne und Mond, die Luftunruhe, oft mit dem englischen Begriff „Seeing“ bezeichnet. Die Luftunruhe bewirkt, dass sich in einem Moment das Planetenscheibchen scharf, im nächsten unscharf darstellt und das Bild ständig sich verzerrt und in Bewegung ist. In den Momenten guter Luftruhe mit einem scharfen Planetenbild sind dann aber feine Strukturen auf den Planetenoberflächen zu erkennen, die sich dem Gehirn einprägen. Von diesen fantastischen Momenten schwärmt der Beobachter noch lange.

Planeten am Taghimmel

Die hellen Planeten Merkur bis Saturn können auch am Taghimmel beobachtet werden. Besonders Venus ist recht einfach zu finden (manchmal sogar mit bloßem Auge) – wenn man weiß, wo man sie zu suchen hat. Das eigentliche Problem besteht also im Auffinden des Objektes. Ist die Montierung des Teleskops richtig ausgerichtet und mit Teilkreisen ausgestattet, dann kann der gesuchte Planet mit Hilfe seiner Koordinaten Rektaszension und Deklination eingestellt werden. Da das Einstellen nach absoluten Koordinaten den fest aufgestellten Teleskopen vorbehalten bleibt, benutzt man in diesem Fall die relativen Werte zu einem deutlich sichtbaren Objekt – der Sonne oder dem Mond. Bitte beachten Sie dabei unbedingt die Sicherheitshinweise bei der Sonnenbeobachtung (siehe hier)! Die jeweiligen Koordinaten entnimmt man einem astronomischen Jahrbuch oder einem Computerprogramm. Nachdem Sonne oder Mond im Teleskop eingestellt sind, werden die Teilkreise möglichst genau auf diese Koordinaten eingestellt und festgeklemmt. Anschließend schwenkt man das Teleskop auf die Koordinaten des gesuchten Planeten. Mit möglichst kleiner Vergrößerung sollte man erfolgreich sein und den Planeten im Gesichtsfeld des Okulars sehen können.

Eine andere Möglichkeit bietet sich bei den gar nicht seltenen Gelegenheiten, wenn der Mond in der Nähe eines Planeten steht und als Wegweiser dient. Diese Konjunktionen zwischen Mond und Planeten finden regelmäßig statt und sind in astronomischen Jahrbüchern wie dem „Kosmos Himmelsjahr“ aufgeführt.

© Sven Melchert

Der zunehmende Mond begegnet in der Abenddämmerung hier dem Planeten Mars (unten).

Die inneren Planeten

Merkur

Merkur ist das sonnennächste und kleinste Mitglied der Sonnenfamilie: Sein Durchmesser beträgt nur 4878 Kilometer, und seine Masse erreicht gerade einmal 5,5 Prozent der Erdmasse. Daraus resultiert eine recht geringe Oberflächenschwerkraft, die nicht ausreicht, eine nennenswerte Atmosphäre festzuhalten. So ist die von zahllosen Einschlagkratern zernarbte Oberfläche der intensiven Sonneneinstrahlung schutzlos ausgesetzt, und die Temperaturen steigen tagsüber auf rund 425 °C, während sie in der etwa drei Monate dauernden Nacht bis auf unter –180 °C sinken.

Merkur umrundet die Sonne innerhalb von knapp 88 Tagen auf einer ziemlich elliptischen Bahn; dabei schwankt der Abstand zwischen 46 und 70 Millionen Kilometern. Eine siderische Rotation (also eine Umdrehung um seine eigene Achse = ein Sterntag) dauert rund 58,5 Tage oder zwei Drittel eines Merkurumlaufs um die Sonne. Aus der Überlagerung von Rotation und Sonnenumlauf ergibt sich eine synodische Rotationsdauer (Sonnentag) von 176 Tagen oder zwei Merkurjahren.

Verwunderlich ist die große mittlere Dichte des Planeten, die nur geringfügig unter dem entsprechenden Wert der Erde liegt: Merkur besitzt offenbar einen riesigen Eisenkern, der rund drei Viertel der Strecke bis zur Merkuroberfläche reicht. Damit ähnelt Merkur im Innern der Erde, während sein äußeres Erscheinungsbild dem Mond gleicht – nur passen diese beiden Teile nicht richtig zusammen. Manche Forscher nehmen deshalb an, dass Merkur ursprünglich größer war als heute und in einer frühen Phase von einem ziemlich großen Asteroiden fast zertrümmert wurde. Während ein Großteil der äußeren Gesteinskruste dabei weggesprengt wurde, blieb der im heutigen Maßstab übergroße Eisenkern erhalten.

Anfang der 1990er-Jahre überraschten einige Astronomen ihre Kollegen mit der Meldung, dass sie bei Radarbeobachtungen Hinweise auf die Existenz von Eis im Bereich der Polarregionen gefunden hätten. Tatsächlich gibt es zumindest am Merkursüdpol einen etwa 150 Kilometer großen Krater, dessen Boden teilweise dauerhaft im Schatten der Kraterränder liegt. Das Eis könnte von Kometenaufschlägen in der Vergangenheit stammen.

Die Raumsonde MARINER 10 ist insgesamt drei Mal an Merkur vorbeigeflogen und hat dabei Bilder und Daten zur Erde übermittelt. Seit 2011 umkreist zum ersten Mal eine Sonde den Merkur: die NASA-Sonde „Messenger“, um die gesamte Oberfläche zu kartieren und das Merkurmagnetfeld sowie die Pole zu studieren.

© NASA/JPL

Die kraterübersäte Oberfläche von Merkur ähnelt der des Erdmondes.

Venus

Die Venus ist unser innerer Nachbarplanet und wurde aufgrund ihrer Größe lange Zeit als die „kleine Schwester“ der Erde angesehen: Mit einem Durchmesser von 12.104 Kilometern ist Venus nur geringfügig kleiner als unser Heimatplanet. Sie umrundet die Sonne innerhalb von knapp 225 Tagen auf einer nahezu kreisförmigen Bahn in rund 108 Millionen Kilometern Abstand und kann dabei bis auf weniger als 40 Millionen Kilometer an die Erde heranrücken – näher als jeder andere Planet. Dennoch wussten die Astronomen aufgrund einer undurchsichtigen Wolkendecke bis in die Sechzigerjahre des 20. Jahrhunderts recht wenig von der Venus. Dies änderte sich erst, als im Dezember 1962 die Raumsonde MARINER 2 erste Messdaten von Venus zur Erde funkte.

Heute gilt die Venus als heiße Hölle, die den Namen der römischen Liebesgöttin zu Unrecht trägt. So würde ein Thermometer überall auf der Venus eine Temperatur von rund 475 °C anzeigen, während ein Barometer einen 90-mal höheren Luftdruck als am Erdboden messen würde. Ursache für diese höllischen Umweltbedingungen ist der extrem hohe Anteil an Kohlendioxid in der Venusatmosphäre: Er hat in der Vergangenheit über den unvermeidlichen Treibhauseffekt zu einer Klimakatastrophe geführt, in deren Verlauf jegliches ursprünglich vorhanden gewesene Wasser in den Weltraum entwichen ist. Doch damit nicht genug: Die undurchsichtigen Wolkenschichten zwischen 50 und 80 Kilometern Höhe bestehen aus Tröpfchen 75-prozentiger Schwefelsäure.

© NASA/JPL

Unser Nachbarplanet Venus ist von einer dichten Atmosphäre umgeben.

Da die Wolken einen Blick auf die Oberfläche der Venus versperren, konnten erst Radarsatelliten die Landschaft der Venus erfassen. Seit der sehr erfolgreichen Magellan-Mission zu Beginn der 1990er-Jahre kennen die Planetenforscher zwei größere, an irdische Kontinente erinnernde Hochlandregionen sowie mehrere Gebirgszonen, die vermutlich vulkanischen Ursprungs sind; der Rest erwies sich als mehr oder minder flaches Tiefland, das von weit reichenden Lavaströmen überzogen erscheint. Mit Radarmessungen von der Erde aus konnte 1965 erstmals die Rotationsdauer der Venus bestimmt werden: Für eine Umdrehung relativ zu den Sternen benötigt die Venus etwa 243 irdische Tage, wobei die Rotation allerdings in der entgegengesetzten Richtung abläuft wie bei der Erde und den meisten übrigen Planeten. Durch die Überlagerung von rückläufiger Rotation und rechtläufigem Umlauf um die Sonne dauert ein Sonnentag auf der Venus etwa 116 Tage.

Der innere Aufbau der Venus dürfte dem unserer Erde sehr ähnlich sein: Vermutlich hat die Venus eine rund hundert oder mehr Kilometer dicke Kruste, die tektonische Bewegungen wie innerhalb der Erdkruste nahezu unmöglich macht. Nach innen folgt ein knapp 3000 Kilometer dicker Gesteinsmantel, der einen Eisenkern mit einem Durchmesser von rund 6000 Kilometern umgibt. Dass die Venussonden bei unserem inneren Nachbarplaneten bislang kein Magnetfeld nachweisen konnten, liegt möglicherweise an der extrem langsamen Rotation der Venus, die im Kernbereich kaum zu „turbulenten“ Strömungen führen dürfte, falls der Kern überhaupt flüssig ist.

© NASA/JPL

Radarbeobachtungen der Venusoberfläche zeigen eine zerklüftete Planetenoberfläche.

Merkur und Venus beobachten

Die beiden inneren Planeten Merkur und Venus zeigen ähnlich wie der Mond Phasengestalten, da wir von der Erde aus mal auf ihre voll beleuchtete Tagseite blicken (Voll-Merkur bzw. Voll-Venus) und mal auf ihre unbeleuchtete Nachtseite (Neu-Merkur, Neu-Venus). Im ersten Fall steht der Planet von der Erde aus gesehen weit hinter der Sonne (obere Konjunktion), im letzteren Fall zieht der Planet zwischen Sonne und Erde hindurch (untere Konjunktion). Im Zeitraum dazwischen sind alle Phasengestalten erkennbar. Hat der Planet von der Erde aus gesehen seinen größtmöglichen Winkelabstand (Elongation) von der Sonne erreicht, zeigt er uns ungefähr seine Halb-Phase. Zum Zeitpunkt der oberen Konjunktion stehen die beiden Planeten unbeobachtbar am Taghimmel neben oder hinter der Sonne. Dann ist wegen der größtmöglichen Entfernung von der Erde auch ihr scheinbarer Durchmesser am kleinsten (siehe Tabelle). Zum Zeitpunkt der unteren Konjunktion ist er hingegen am größten. Während die Venus unter günstigen Umständen zur Zeit der unteren Konjunktion beobachtet werden kann, ist Merkur nur während kurzer Zeiträume erkennbar, nämlich um die Tage seiner größten Elongation von der Sonne.

© Werner E. Celnik

Mond und Merkur am Abendhimmel

Die größte Elongation Merkurs schwankt wegen seiner stark elliptischen Umlaufbahn um die Sonne zwischen 18° und 28°. Dadurch ist der gelblich scheinende Planet stets nur in der Abend- oder Morgendämmerung beobachtbar. Die Beobachtungsbedingungen sind aufgrund der geringen Horizonthöhe ziemlich miserabel. Mehr als die Sichtbarkeit der Phasengestalt kann man mit Amateurmitteln nicht beobachten. Es erfordert größere Instrumente, um wenigstens hellere und dunklere Gebiete auf der Oberfläche erfassen zu können.

© Werner E. Celnik

Anblick der Venus-Sichel im Teleskop

Der hellste Planet Venus kann eine größte Elongation von 47° erreichen und damit unter günstigen Umständen am Abendhimmel bis nach Mitternacht über dem Horizont stehen. Wegen des relativ großen scheinbaren Durchmessers von bis zu über einer Bogenminute sind die Phasengestalten gut zu erkennen. Oberflächeneinzelheiten sind allerdings überhaupt nicht auszumachen, da der weiß leuchtende Planet von einer dichten, im visuellen Licht strukturlosen Wolkenhülle umspannt wird. Ein Hinweis auf die Planetenatmosphäre ist in den Tagen um die untere Konjunktion zu sehen, wenn die Hörnerspitzen der dünnen Venussichel sich zu berühren scheinen. In den Jahren 2004 und 2012 zog die Venus vor der Sonnenscheibe vorbei, ein Anblick, der sich erst in den Jahren 2117 und 2125 wiederholen wird.

Die äußeren Planeten

Mars – der rote Planet

Der Mars ist unser äußerer Nachbarplanet. Er umrundet die Sonne innerhalb von 687 Tagen auf einer vergleichsweise elliptischen Bahn; dabei schwankt sein Abstand zwischen knapp 207 Millionen und 249 Millionen Kilometern. Wenn die Erde den Mars auf der Innenbahn überholt, kann die Oppositionsentfernung im günstigsten Fall auf weniger als 56 Millionen Kilometer schrumpfen. Im Sommer 2003 erreichte Mars eine seiner günstigsten Oppositionsstellungen überhaupt und zeigte einen Winkeldurchmesser von 25,1″. Im Juli 2018 wird er immerhin wieder 24,1″ groß erscheinen. Bei den Oppositionen 2014 und 2016 ist Mars weiter entfernt und daher kleiner. Mit einem Durchmesser von 6794 Kilometern steht Mars unter den Planeten auf dem vorletzten Rang. Anders als der kleinere Merkur verfügt er offenbar nicht über einen ausgeprägten Eisenkern, denn die mittlere Dichte fällt deutlich geringer aus als bei Merkur, Erde und Venus. Dennoch gilt Mars als der erdähnlichste Planet, was nicht nur auf Äußerlichkeiten zurückzuführen ist: Immerhin ist seine Rotationsachse mit rund 25 Grad ähnlich stark geneigt wie die Erdachse, und ein Tag auf Mars dauert nur etwa 40 Minuten länger als ein Tag auf der Erde. Die Erdähnlichkeit basiert vor allem auf der Existenz von Wasser, das als Eis in den Polkappen und an anderen Stellen unter der Marsoberfläche vermutet wird; außerdem deuten zahlreiche Strukturen der Marsoberfläche darauf hin, dass dort früher einmal große Mengen flüssigen Wassers ihre Spuren hinterlassen haben. Entsprechend spekulieren die Wissenschaftler darüber, ob im Laufe der Geschichte auf Mars zumindest einfachste Lebensformen entstanden sind. Allerdings haben Untersuchungen vor Ort, Mitte der 1970er-Jahre von den beiden amerikanischen VIKING-Sonden, seit 2004 durch die kleinen Marsroboter OPPORTUNITY und SPIRIT sowie seit 2012 durch den größeren CURIOSITY vorgenommen, bisher keine positiven Resultate erbracht, und auch der Nachweis von vermeintlichen Lebensspuren in sogenannten Mars-Meteoriten bleibt selbst in der Fachwelt umstritten. Doch steht die Suche nach Wasser und organischem Material nach wie vor im Vordergrund.

© NASA/ESA

Mars ist ein Wüstenplanet mit weißen Polkappen aus gefrorenem Wasser und Kohlendioxid. Von Zeit zu Zeit wird seine gesamte Oberfläche von globalen Staubstürmen eingehüllt.

Auch die Marsoberfläche ist von zahlreichen Einschlagkratern zernarbt; sie zeugen von einem heftigen Bombardement in der Frühgeschichte des Sonnensystems. Später haben riesige Vulkane mit ihren Lavaströmen weite Teile der Marsoberfläche neu gestaltet. Der größte unter ihnen, Olympus Mons, ragt mehr als 22 km über den mittleren Marsradius auf. Nicht weit entfernt erstreckt sich ein mehrere Tausend Kilometer langer Graben nahezu parallel zum Marsäquator von West nach Ost: die Valles Marineris, die eine Tiefe von mehr als 7 Kilometern und eine Breite von über 200 Kilometern erreichen. Heute scheinen nur noch gelegentlich zu beobachtende heftige Staubstürme in einer allerdings sehr dünnen Marsatmosphäre für eine allmähliche Veränderung der Marslandschaft zu sorgen. Der Luftdruck am Boden erreicht nicht einmal ein Prozent des irdischen Luftdrucks, und so bietet diese im Wesentlichen aus Kohlendioxid bestehende Gashülle keinen ausreichenden Schutz gegen die Kälte des Weltraums und die gefährliche Ultraviolettstrahlung der Sonne. Zwar kann die Temperatur an einem warmen Sommertag in Äquatornähe kurzzeitig auf mehr als +10 °C ansteigen, sinkt aber nachts gleich wieder auf unter –60 Grad ab, im Winter sogar auf unter –100 Grad.

© NASA/JPL

Unser Nachbarplanet Mars besitzt eine wüstenähnliche, mit Geröll bedeckte Oberfläche.

Der rote Planet Mars wird von zwei winzigen Monden (Phobos und Deimos, „Furcht“ und „Schrecken“) umrundet; wahrscheinlich handelt es sich bei ihnen um vor langer Zeit eingefangene Asteroiden.

Mars beobachten

Mars gewährt dem Amateur-Astronomen im Vergleich zu Merkur und Venus ungleich mehr Einblick. Zum Zeitpunkt seiner Konjunktion mit der Sonne steht der wegen der Farbe seiner Oberfläche rot leuchtende Planet in größtmöglicher Entfernung von der Erde und zeigt uns demzufolge mit 3,5 Bogensekunden seinen kleinsten möglichen scheinbaren Durchmesser und mit +1,8 Größenklassen auch die geringste Helligkeit. Dann befindet sich Mars aber ohnehin unbeobachtbar in Sonnennähe am Taghimmel.

Die besten Beobachtungsmöglichkeiten bietet uns Mars zum Zeitpunkt seiner Oppositionsstellung, wenn er der Sonne am Himmel gegenübersteht. Dann überholt die Erde auf der Innenbahn den roten Planeten und erreicht so auch den kleinsten Abstand zu ihrem Nachbarplaneten. Mars kann im Idealfall einen scheinbaren Durchmesser von bis zu 25,2 Bogensekunden bei einer Helligkeit von –2,9 Größenklassen erreichen. Etwa vier Monate vor und nach der Oppositionsstellung stehen Mars und Erde in einem so günstigen Winkel zueinander, dass im Teleskop die Phasengestalt des Mars zu erkennen ist: Mars zeigt dann ein nur zu etwa 85 % beleuchtetes Scheibchen.

© Mario Weigand

Einige Wochen vor und nach dem Oppositionstermin erscheint Mars kleiner und zeigt eine Phase.

© Stefan Binnewies, Dietmar Böcker, Torsten Hansen

Größenvergleich des Mars-Scheibchens bei einer Perihel- (links) und einer Aphel-Opposition (rechts).

Da die Umlaufbahn des Mars um die Sonne relativ stark elliptisch ist, kann der Durchmesser des Marsscheibchens unterschiedlich groß ausfallen. Entsprechend sind auch die Beobachtungsbedingungen sehr unterschiedlich. Hinzu kommt unser Beobachtungsort auf dem Planeten Erde in Mitteleuropa. Ausgerechnet bei den nahen Oppositionen steht der Mars sehr weit südlich am Himmel, wo sich sein Licht durch dicke Luftschichten kämpfen muss und die Luftunruhe am größten ist. Im Teleskop kann man selbst bei geringer Vergrößerung die ersten Oberflächeneinzelheiten beobachten. Besonders auffällig sind die strahlend weißen Polkappen. Da der Mars eine dünne Atmosphäre und wie die Erde eine deutliche Achsneigung besitzt, entstehen Jahreszeiten. Ist der Nordpol des Mars der Sonne zugeneigt, beginnt der (Nord-)Sommer auf dem Planeten und die Nordpolkappe schickt sich an abzuschmelzen. Dieses jahreszeitliche Abschmelzen der Polkappen ist auch mit Amateurinstrumenten von der Erde aus zu verfolgen. Ein astronomisches Jahrbuch informiert über die Jahreszeit auf Mars und wann z. B. auf der Südhalbkugel des Mars der Sommer beginnt.

© Werner E. Celnik

Aufnahmen von Mars: links mit Blaufilter, der die Marsatmosphäre betont; in der Mitte mit Rotfilter, wodurch Oberflächendetails gut zur Geltung kommen; rechts ein Farbbild, das die rötliche Oberfläche des Planeten zusammen mit seiner weißen Polkappe (oben) und Wolken (rechts unten) zeigt.

Auf Zeichnungen oder Fotos des Planetenscheibchens kann man die Ausmaße der Südpolarkappe festhalten und so das Abschmelzen dokumentieren; die Eiskappe wird im Laufe der Monate immer kleiner werden.

Neben den Polkappen sind auch helle und dunkle Strukturen auf der übrigen Marsoberfläche erkennbar. Anhand dieser Strukturen auf der Marsoberfläche kann man die Rotation des Planeten feststellen.

© Gerhard Weiland

Karte der Marsoberfläche mit den wichtigsten Strukturen (Süden ist hier oben)

Zur genaueren visuellen Beobachtung verschiedener Planetenstrukturen empfiehlt sich der Einsatz von Farbfiltern, die in das Okular eingeschraubt werden. Im Fall von Mars erhöht ein Rotfilter den Kontrast der Hell-Dunkel-Strukturen auf der Oberfläche, da die Lichtstreuung durch den in der Marsatmosphäre befindlichen leichten Dunst unterdrückt wird. Ein Blaufilter betont dagegen den atmosphärischen Dunst. Mit den modernen Planeten-Videokameras lassen sich auch mit Amateurinstrumenten hoch aufgelöste Farbaufnahmen gewinnen, auf denen man Wolken oder Dunst erkennen kann. Manchmal sind überhaupt keine Oberflächeneinzelheiten erkennbar: Der Mars zeigt nur eine gleichmäßig orangerote Oberfläche. Dann kann es sich um einen großen Staubsturm handeln, der die Atmosphäre des roten Planeten durch aufgewirbelten Sand und Staub undurchsichtig macht.

Wie in allen Fällen ist es hilfreich, seine Beobachtungen schriftlich, durch Zeichnungen oder mit Fotos festzuhalten, um diese später mit den Ergebnissen anderer Beobachter vergleichen zu können.

Jupiter – der Riesenplanet

Jupiter ist der größte Planet im Sonnensystem: Mit einem Äquatordurchmesser von fast 143.000 Kilometern ist er mehr als elfmal so groß wie die Erde, und seine Masse beträgt rund 318 Erdmassen. Jupiter umrundet die Sonne in mehr als fünffachem Erdabstand und braucht für einen Umlauf knapp zwölf Jahre; dabei schwankt seine Entfernung zur Sonne zwischen 741 Millionen und 816 Millionen Kilometern.

© NASA/JPL

Riesenplanet Jupiter hat keine feste Oberfläche; wir sehen auf die oberen Atmosphäreschichten. Rechts ist der Große Rote Fleck zu erkennen, links der Schatten eines Mondes.

Der Riesenplanet ist auch der Planet mit der kürzesten Tageslänge: Er dreht sich innerhalb von 9 Stunden, 55 Minuten und 29,7 Sekunden einmal um seine Achse. Durch die rasche Rotation ist Jupiter deutlich abgeplattet, denn der Poldurchmesser ist fast 10.000 Kilometer kleiner als der Äquatordurchmesser. Die Rotationsdauer lässt sich an der Wiederkehr charakteristischer Oberflächenformationen ablesen; dabei handelt es sich allerdings um Strukturen in der obersten Wolkenschicht des Planeten, die sich im Laufe der Zeit gegeneinander verschieben können. Zu den auffälligsten Merkmalen gehört der Große Rote Fleck (GRF) bei ca. 20° südlicher iovianischer Breite, ein riesiger Wirbelsturm, der bereits seit rund 300 Jahren beobachtet wird. Hier konnten durch Raumsonden Windgeschwindigkeiten von bis zu 500 Kilometern pro Stunde gemessen werden.

© NASA/JPL

Der Große Rote Fleck ist ein riesiger Wirbelsturm in der Jupiteratmosphäre und wird seit Jahrhunderten beobachtet.

Markant sind auch die unterschiedlichen Zonen und Bänder, die sich als helle und dunkle Streifen parallel zum Jupiteräquator beobachten lassen. Nahaufnahmen einiger Raumsonden haben mittlerweile gezeigt, dass es sich dabei um Hoch- und Tiefdruckgebiete in der Jupiteratmosphäre handelt, die aufgrund der extremen Rotationsgeschwindigkeit und den daraus resultierenden Kräften zu den gesamten Planeten umspannenden Gürteln auseinandergezogen werden. Im Bereich der hellen Zonen steigt wärmeres Gas aus tieferen Atmosphäreschichten auf und kühlt dabei ab, so dass Ammoniak auskondensieren und Wolken bilden kann. Diese strömen dann zu den dunklen Bändern, wo die dichteren Gase wieder nach unten absinken. Damit einher geht ein Temperaturanstieg, der zu Farbreaktionen des ebenfalls vorhandenen Schwefels und kohlenstoffhaltiger Molekülverbindungen führt.

Die geringe mittlere Dichte von Jupiter deutet darauf hin, dass der Planet vorwiegend aus Gas bestehen muss und nur zu einem geringen Teil aus Gestein und Metall – Jupiter gehört zur Gruppe der Gasriesen. Dabei wird das Gas – hauptsächlich Wasserstoff und Helium, die beiden häufigsten Elemente im Kosmos – nach innen immer dichter und „zäher“, bis es schließlich in rund 1000 Kilometern Tiefe flüssig wird. Jenseits von etwa 25.000 Kilometern wird ein für uns fremdartiger Zustand erreicht: Dort sind Druck und Temperatur so hoch, dass der Wasserstoff „metallisch“ und damit elektrisch leitfähig wird. Strömungen in diesem Bereich sind vermutlich für das starke Magnetfeld des Jupiter verantwortlich. Jenseits einer Tiefe von rund 57.000 Kilometern erwarten die Wissenschaftler schließlich einen zentralen Gesteinskern von knapp 30.000 Kilometern Durchmesser.

Jupiter wird von vier großen Monden und einer Vielzahl kleinerer Brocken umrundet. Die vier Hauptmonde Io, Europa, Ganymed und Kallisto wurden bereits 1610 unter anderem von dem italienischen Astronomen Galileo Galilei beobachtet und werden daher Galileische Monde genannt – ihre Durchmesser reichen von 3138 Kilometer (Europa) bis 5262 Kilometer (Ganymed). Seit der Entdeckung von Amalthea durch den Amerikaner Edward Emerson Barnard im Jahre 1892 sind mittlerweile weitere, kleinere Brocken in der Umgebung von Jupiter gefunden worden: Ende 2012 waren insgesamt 67 Jupitermonde bekannt.

© NASA/JPL

Die vier großen Monde von Jupiter: Io, Europa, Ganymed und Kallisto (von links nach rechts).

Die vier großen Jupitermonde präsentierten sich der Raumsonde GALILEO (1995–2003) als sehr unterschiedliche Welten: Io erwies sich als das vulkanisch aktivste Objekt im Sonnensystem, und bei Europa vermuten die Forscher unter einer nur wenige Kilometer dicken Eisschicht einen Ozean aus flüssigem Wasser (in dem möglicherweise einfachste Lebensformen anzutreffen sind). Ganymed übertrifft als größter Mond im Sonnensystem sogar noch den Planeten Merkur; seine Oberfläche ist von einer dicken Kruste aus Eis und Gestein überzogen, seine Landschaft teils durch Einschlagkrater der unterschiedlichsten Größen, teils durch lange Furchen und Hügelketten geprägt.

Kallisto schließlich muss aufgrund seiner geringen mittleren Dichte einen hohen Anteil an Wassereis enthalten: Vermutlich ist die bis zu 300 Kilometer dicke Eiskruste nur wenig mit Gestein durchsetzt; darunter wird ein etwa zehn Kilometer tiefer Ozean aus flüssigem Wasser vermutet, während der Rest wieder eine Mischung aus Eis und Gestein sein muss.

Jupiter beobachten

Wegen seiner großen Entfernung von der Sonne sind die Schwankungen des scheinbaren Durchmessers von Jupiter verglichen mit Mars viel geringer: Sie reichen von 30,5″ bis 50,1″. Aber auch hier gilt: Die besten Beobachtungsmöglichkeiten bestehen während der Oppositionszeit, wenn Jupiter am größten erscheint, die ganze Nacht beobachtbar ist und seine größte Höhe um Mitternacht erreicht. Befindet sich der Planet in südlichen Sternbildern, so steht er in Mitteleuropa nur tief über dem Horizont und die Beobachtungsbedingungen sind schlecht. Eine Oppositionsstellung in den nördlichen Sternbildern Stier oder Zwillinge bietet dagegen optimale Beobachtungsbedingungen.

Auffällig an Jupiter sind seine starke Abplattung und die farbigen Streifen auf seiner Wolkenoberfläche. Die streifige Wolkenstruktur wird durch die schnelle Tagesdrehung des Riesenplaneten verursacht. Bereits nach wenigen Minuten der Beobachtung ist nicht zu übersehen, dass sich die Strukturen ein Stück verschoben haben.

© Werner E. Celnik

© Gerhard Weiland

Fotografie und Schemazeichnung von Jupiters Wolkenbändern (Anblick im umkehrenden Fernrohr, Süden ist oben)

© Werner E. Celnik

Im Jahr 2010 war das südliche äquatoriale Band auf Jupiter verschwunden und tauchte 2012 wieder auf.

Die Rotation von Jupiter ist differentiell, also am Äquator schneller als an den Polen. Man unterscheidet daher bei der Beobachtung von Einzelheiten in den Wolkenstreifen die Systeme I, II und III, wobei die Wolken des Systems II ca. fünf Minuten langsamer rotieren als die des Systems I. Der Unterschied zwischen den Bereichen II und III beträgt dagegen nur 10 Sekunden.

Die Strukturen sind in Momenten mit geringer Luftunruhe als sehr fein wahrzunehmen. Hochwertige Instrumente wie z. B. die farbreinen Apochromaten oder gute Spiegelteleskope in Kombination mit ebenso farbreinen Okularen bieten ein äußerst farbenprächtiges Bild der Wolkenstrukturen, die sich über Stunden und Tage im Detail verändern, auch wenn die große Struktur erhalten bleibt. Es kommt vor, dass ein sonst markantes Wolkenband für einige Wochen oder Monate verschwindet und dann wieder auftaucht. Gut, wenn man solche einmaligen Phänomene im Beobachtungsbuch in Worten beschreibt und in Zeichnungen oder Fotos festhält.

Von den zahlreichen Monden des Jupiter sind nur die vier hellsten den Amateurinstrumenten zugänglich: Von innen nach außen sind dies Io, Europa, Ganymed und Kallisto, die mit Helligkeiten zwischen 4m,6 und 5m,6 bereits im Fernglas (theoretisch sogar mit bloßem Auge, würde Jupiter sie nicht überstrahlen) sichtbar sind. Die Umlaufzeiten um ihren Mutterplaneten betragen 1,7 bis 16,6 Tage. Schon nach wenigen Minuten kann man bereits Veränderungen in der Anordnung der Monde um das Jupiterscheibchen beobachten. Moderne Planetenkameras an guten Amateurteleskopen zeigen sogar Strukturen auf den winzigen Scheibchen der größeren Jupitermonde.

© Werner E. Celnik

Der „Tanz“ der Jupitermonde

Da die Achsneigung von Jupiter und den Mondbahnen mit 3° recht gering ist und wir von der Erde aus ziemlich flach in die Bahnebenen der Monde schauen, sind recht häufig die sogenannten Jupitermonderscheinungen zu beobachten: Ein Mond zieht vor Jupiter vorbei oder wirft seinen schwarzen Schatten auf die Wolkenoberfläche. Er kann auch hinter Jupiter verschwinden oder in dessen Schatten eintreten. Zuweilen kommt es zu gegenseitigen Bedeckungen oder Verfinsterungen der Monde untereinander, was besonders spannend zu verfolgen ist. Diese Ereignisse sind in den einschlägigen Jahrbüchern aufgeführt.

© Werner E. Celnik

Ein Mond wirft seinen Schatten auf Jupiter.

Saturn – der Ringplanet

Saturn ist nach Jupiter der zweitgrößte Planet im Sonnensystem; wie jener besteht er zum größten Teil aus Wasserstoff und Helium (dazu etwas Ammoniak und Methan), gehört also ebenfalls zur Gruppe der Gasriesen. Mit einem Äquatordurchmesser von etwa 120.000 Kilometern ist er zwar nur gut 17 % kleiner als Jupiter, vereint aber dennoch lediglich rund 95 Erdmassen. Dadurch ist die mittlere Dichte von Saturn so gering (kleiner als die von Wasser), dass der Planet auf einem genügend großen Ozean schwimmen könnte. Da sich auch Saturn sehr rasch (innerhalb von 10 Stunden und 40 Minuten) um seine Achse dreht, ist er noch stärker abgeplattet als sein „größerer Bruder“ Jupiter: Der Poldurchmesser beträgt lediglich rund 108.700 Kilometer. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Saturn fast 30 Jahre; dabei schwankt die Entfernung zwischen 1,2 Milliarden und 1,67 Milliarden Kilometern oder zwischen 9,0 und 10,1 AE.

© NASA/ESA

Saturn ist der klassische Ringplanet — unzählige Eis- und Gesteinsbrocken umkreisen den Saturn in einer dünnen Ebene.

Lange Zeit hindurch galt Saturn als der klassische „Ringplanet“: Mitte des 17. Jahrhunderts hatte Domenico Cassini, der erste Direktor der Pariser Sternwarte, die wahre Natur jener Ausbuchtungen erkannt, die schon ein halbes Jahrhundert zuvor von Galileo Galilei beschrieben worden waren. Cassini fand sogar eine Lücke zwischen dem inneren B-Ring und dem äußeren A-Ring; sie wird heute noch Cassini-Teilung genannt. 1785 zeigte der französische Mathematiker Pierre Simon de Laplace, dass diese Saturnringe keine festen Scheiben sein können: Weil die inneren Ringzonen den Planeten nach den Gesetzen der Himmelsmechanik deutlich schneller umrunden müssen als die äußeren, würde eine starre Scheibe solchen Ausmaßes auseinander gerissen – immerhin ist das „klassische“ Ringsystem mehr als 46.000 Kilometer breit. Heute wissen wir, dass die überlieferte Aufteilung in A-, B-, und C-Ring (der C-Ring wurde 1848 entdeckt) nur durch die große Entfernung vorgetäuscht wird: In Wirklichkeit gibt es Tausende von Einzelringen, die ihrerseits aber auch wieder nur aus Myriaden kleiner und kleinster Eisbrocken bestehen; Saturn ist gleichsam von einer riesigen Trümmerwolke umgeben. Manches spricht dafür, dass es sich bei diesen Ringen um ein – in astronomischen Zeitmaßstäben – vorübergehendes Phänomen handelt, das durch das Auseinanderbrechen eines oder mehrerer Kometen geschaffen wurde; immerhin befinden sich die Ringe innerhalb der sogenannten Roche-Grenze, in einem Bereich also, wo die Gezeitenkräfte des Saturn „zerbrechliche“ Objekte zerstören können.

Weil Saturn fast doppelt so weit von der Sonne entfernt ist wie Jupiter, wird seine Atmosphäre weniger stark erwärmt. Dadurch kondensieren die Ammoniaktröpfchen in der Saturnatmosphäre schon in größerer Tiefe, und über den Wolken bleibt noch genügend Platz für eine die Sicht trübende Dunstschicht. Entsprechend zeigt die Saturnatmosphäre im Bereich des sichtbaren Lichtes nicht so viele Einzelheiten wie die Gashülle des Jupiter. Dagegen förderten Beobachtungen im Infrarotbereich eine ähnliche Bänderstruktur zutage wie beim „großen Bruder“. Bricht jedoch einmal ein großer Sturm in der Atmosphäre aus, so kann sich dieser über die Dunstschicht erheben und den Beobachtern auf der Erde ein markantes Schauspiel liefern, wie z. B. im Jahr 2011.

© Werner E. Celnik

2011 prägte ein Sturm Saturns Anblick.

Der innere Aufbau von Saturn ähnelt in groben Zügen dem von Jupiter. In einer Tiefe von rund 1000 Kilometern geht die Gasatmosphäre in den flüssigen Zustand über. Da Saturn aber über eine kleinere Masse und damit eine geringere Anziehungskraft als Jupiter verfügt, ist die Schicht flüssigen Wasserstoffs um einiges dicker: Erst in einer Tiefe von rund 32.000 Kilometern wird der Übergang zum metallischen Wasserstoff vermutet. Der innere Gesteinskern ist wahrscheinlich kaum größer als die Erde und möglicherweise noch von einer bis zu 12.000 Kilometer dicken Eisschicht umgeben.

Saturn strahlt fast doppelt so viel Energie an den umgebenden Weltraum ab, wie er von der Sonne erhält. Ein Erklärungsversuch basiert auf der Tatsache, dass Wasserstoff und Helium sich – ähnlich wie Wasser und Öl – unter bestimmten Umständen entmischen; dies könnte an der Grenze zum metallischen Wasserstoff der Fall sein. Wenn die dort entstehenden Heliumtröpfchen im Gravitationsfeld zum Kern hinabsinken, wird Gravitationsenergie freigesetzt, die als Wärme an die oberen Schichten weitergegeben und schließlich an den umgebenden Raum abgestrahlt werden kann. Auf Jupiter hat dieser Prozess des „Heliumregens“ noch nicht eingesetzt, weil er an der Grenzschicht rund 2000 Grad wärmer ist.

Bevor die ersten Raumsonden den Saturn erreichten, kannte man zehn Saturnmonde; mittlerweile sind bereits 62 Trabanten bekannt. Titan, der größte von ihnen (Durchmesser 5150 Kilometer), besitzt sogar eine eigene Atmosphäre, die rund 50 Prozent dichter als die irdische Lufthülle ist. Fünf weitere Monde sind zwischen etwa 1050 und 1530 Kilometer groß, die übrigen haben Durchmesser von ein paar Hundert oder gerade einmal einigen Dutzend Kilometern. Auffällig ist der Übergang von kugelförmigen zu unregelmäßig geformten Körpern unterhalb einer Größe von etwa 400 Kilometern: Mimas (Durchmesser 390 Kilometer) ist noch kugelrund, wenngleich von einem mächtigen Krater „deformiert“, Hyperion dagegen (der mittlere Durchmesser beträgt etwa 290 Kilometer) präsentiert sich als 410 × 260 × 210 Kilometer großes Ellipsoid. Hier hat die Eigengravitation offenbar nicht mehr für die Kugelgestalt gereicht.

Saturn beobachten

Der gelblich leuchtende Ringplanet Saturn erscheint unter einem Durchmesser zwischen 14,9 und 20,8 Bogensekunden. Auch Saturn zeigt im Teleskop Wolkenbänder wie Jupiter. Sie sind jedoch weniger stark ausgeprägt und diffuser.

Saturns auffälligstes Merkmal ist natürlich sein Ring, der sich in der Äquatorebene befindet und eigentlich nur hauchdünn ist: Befinden sich der Ring und die Erde in einer Ebene (was während eines Saturn-Umlaufes zweimal vorkommt), so ist er von der Erde aus unsichtbar. Mit Instrumenten ab etwa 10 cm Öffnung und geringer Luftunruhe ist die „Cassini-Teilung“ erkennbar, eine dunkle Lücke im Saturnring. Im Gegensatz zu Jupiter besitzt Saturn eine große Achsneigung. Während eines Saturn-Umlaufs um die Sonne kann man im Laufe von knapp 30 Jahren also mal den Südpol und mal den Nordpol beobachten, jeweils zusammen mit einer großen Ringöffnung. Der Meinung vieler Beobachter, Saturn sei das schönste Objekt unseres Sonnensystems, ist man schnell geneigt zuzustimmen.

© Bernd Flach-Wilken

Bei großer Ringöffnung kann man auch mit Amateurteleskopen bereits grobe Details in den Saturnringen ausmachen; man beachte den Schatten auf dem Ring (links neben der Planetenkugel) und die dunkle Lücke im Saturnring (die „Cassini-Teilung“).

Der Saturnmond Titan benötigt 15 Tage für einen Umlauf, so dass man seine Bewegung im Teleskop gut verfolgen kann. Bis zu neun Monde sind unter günstigen Umständen in einem Teleskop mit 20 cm Öffnung erkennbar. Die aktuellen Positionen der helleren Saturnmonde sind wiederum in den Jahrbüchern verzeichnet.

© Werner E. Celnik

Auch Saturn ist von vielen Monden umgeben, von denen man einige im Teleskop beobachten kann. Der hellste von ihnen ist Titan.

Die lichtschwachen Planeten

Uranus

Der Planet Uranus wurde 1781 von dem aus Deutschland stammenden Astronomen Wilhelm Herschel entdeckt. Herschel hielt den Lichtpunkt, der in keiner Sternkarte verzeichnet war, zunächst für einen Kometen, weil die Existenz eines bislang unbekannten Planeten jenseits von Saturn äußerst abwegig erschien. Uranus benötigt etwa 84,7 Jahre für einen Umlauf um die Sonne und bewegt sich dabei in einer mittleren Entfernung von 2,88 Milliarden Kilometern oder 19,3 AE. Mit einem Durchmesser von 51.118 Kilometern ist Uranus etwa viermal so groß wie die Erde.

© NASA/JPL

Uranus zeigt selbst auf diesem Bild der Raumsonde Voyager 2 nur eine strukturlose „Oberfläche“.

Ungewöhnlich ist die Achsneigung von 98 Grad: Sie führt dazu, dass die Sonne nicht nur über den Polgebieten des Uranus zirkumpolar werden kann, sondern auch in mittleren und „subtropischen“ Breiten. So dauert eine siderische Rotation zwar nur 17 Stunden und 14 Minuten, doch die Sonne kann – abhängig von der uranografischen Breite – mehr als 42 Jahre ununterbrochen am Himmel stehen; allerdings erscheint sie aus der Sichtweite von Uranus nur noch als etwas verschmierter Lichtpunkt, der aber immer noch wesentlich heller als unser Vollmond leuchtet. Aufnahmen mit dem Hubble-Weltraumteleskop im Infrarotbereich zeigen in der Atmosphäre ähnliche Wolkenstreifen, wie sie von Jupiter und Saturn bekannt sind; allerdings wird der Blick durch eine hohe Dunstschicht stark getrübt.

Vor dem Vorbeiflug von VOYAGER 2 im Januar 1986 kannten die Astronomen fünf Monde und ein System aus neun Uranusringen, die 1977 entdeckt worden waren. Seither sind 22 Monde und ein Ring dazugekommen. Anders als bei den Saturnringen scheinen die Teilchen in den Uranusringen allerdings nicht von Eis überkrustet zu sein, denn sie reflektieren das auftreffende Sonnenlicht viel weniger stark und sind entsprechend im sichtbaren Bereich von der Erde aus kaum zu erkennen.

Die mittlere Dichte von Uranus ähnelt der von Jupiter – Uranus muss also einen größeren Anteil an Gestein enthalten als sein großer Bruder. Derzeit geht man von einem etwa 10.000 Kilometer großen Gesteinskern aus, der von einem rund 12.500 Kilometer dicken Mantel aus Methan-, Ammoniak- und Wassereis umgeben wird; die äußeren 7500 Kilometer werden von einer Schicht aus flüssigem Wasserstoff und Helium gebildet, die zur Oberfläche in eine Atmosphäre aus gasförmigem Wasserstoff und Helium übergeht.

Neptun

Anders als Uranus wurde Neptun nicht durch Zufall, sondern aufgrund von Berechnungen entdeckt. Er verriet seine Existenz durch ansonsten unerklärbare Störungen auf die Uranusbewegung. Im Sommer 1846 teilte der Franzose Jean Joseph Leverrier die Ergebnisse seiner Berechnungen einigen Kollegen mit, darunter auch den Astronomen der Berliner Sternwarte. Sie fanden tatsächlich unweit der vorausberechneten Stelle einen schwachen Lichtpunkt, der in keiner Sternkarte verzeichnet war und sich von Abend zu Abend weiterbewegte – und hatten Neptun, den achten Planeten gefunden.

Neptun umrundet die Sonne alle 165,5 Jahre in einer mittleren Entfernung von 4,51 Milliarden Kilometern oder 30,1 AE und ist mit einem Durchmesser von 49.424 Kilometern nur unwesentlich kleiner als Uranus. Trotzdem übertrifft er ihn an Masse und muss daher einen noch größeren Anteil an schwereren Elementen besitzen. Über seinen inneren Aufbau können die Forscher nur spekulieren. Manche gehen davon aus, dass er aus einem ziemlich gleichförmigen Gemisch aus gefrorenem Methan, Ammoniak, Wasser und Gestein besteht und von einer vergleichsweise dünnen Atmosphäre aus Wasserstoff und Helium umgeben wird; dabei ist eine geringe Beimengung an Methangas für die wässrig blaue Farbe des Neptun verantwortlich. Die Raumsonde VOYAGER 2 hat auf Neptun einen „Großen Dunklen Fleck“ fotografiert, spätere Aufnahmen des Hubble-Teleskops zeigten ihn nicht mehr.

© NASA/JPL

Neptun ist der zweite „Blaue Planet“ im Sonnensystem; mit Wasser hat die blaue Farbe bei Neptun allerdings nichts zu tun.

Vor dem Vorbeiflug von VOYAGER 2 im August 1989 waren zwei Neptunmonde sowie einige partielle Ringstrukturen bekannt; heute umfasst die Liste insgesamt 13 Monde und sieben Neptunringe, dazu Ringfragmente.

Pluto

1930 wurden die Grenzen des Sonnensystems zunächst noch einmal weiter nach draußen verlegt, als der Amerikaner Clyde Tombaugh den Planeten Pluto entdeckte. Er bewegt sich auf einer recht elliptischen Bahn um die Sonne, die ihn zeitweise – zuletzt zwischen 1979 und 1999 – noch innerhalb der Neptunbahn herziehen lässt; dafür kann er im sonnenfernen Bereich bis auf fast 50-fachen Abstand Sonne-Erde (oder 7,38 Milliarden Kilometer) von der Sonne abrücken. Für einen Umlauf braucht Pluto 247,7 Jahre.

Im August 2006 verlor Pluto seinen Planetenstatus aber wieder, weil er nicht allein durch diese Region des äußeren Sonnensystems zieht: 2013 waren jenseits der Neptunbahn immerhin schon mehr als 1250 Mitglieder des sogenannten Kuiper-Gürtels bekannt. Mit einem Durchmesser von rund 2300 Kilometer ist Pluto nicht einmal das größte Objekt, sondern lediglich das bislang hellste, das entsprechend wesentlich früher als alle anderen gefunden wurde.

© NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Pluto, der Zwergplanet jenseits von Neptun, erhielt im Sommer 2015 erstmals Besuch von der Erde. Die Raumsonde NEW HORIZONS hat bei ihrem Vorbeiflug spektakuläre Bilder dieser fremden Welt aufgenommen.

Mittlerweile sind auch fünf Plutomonde bekannt. Charon, mit einem Durchmesser von 1100 Kilometern mehr als halb so groß wie Pluto, wurde bereits 1978 entdeckt, Nix und Hydra wurden 2005 mit dem Hubble-Weltraumteleskop gefunden und sind deutlich kleiner (zwischen 100 und 150 km). Zwei weitere, winzige Monde zwischen 10 und 40 km Durchmesser kamen 2011 und 2012 auf die Liste.

Charon umrundet den Planeten in einer Entfernung von knapp 20.000 Kilometern alle 6,4 Tage, während Nix rund 50.000 km und Hydra etwa 68.000 km entfernt sind und für einen Umlauf 24,9 bzw. 38,2 Tage benötigen. Die Raumsonde NEW HORIZONS hat Pluto beim Vorbeiflug im Sommer 2015 aus der Nähe erkundet.

Uranus, Neptun, Pluto beobachten

Eigentlich ist der Uranus mit einer Helligkeit zwischen 5,6 und 5,9 Größenklassen bereits mit bloßem Auge erkennbar, geht aber unauffällig im Gewimmel schwacher Sterne am Himmel unter. Im Teleskop erscheint der weit entfernte Planet als kleines, strukturloses, grünliches Scheibchen mit einem scheinbaren Durchmesser zwischen 3,3 und 4,1 Bogensekunden. Nur mit sehr großen Amateurinstrumenten und Bildbearbeitungstechniken sind diffuse Wolkenstrukturen zu erkennen.

© Mario Weigand

Uranus, aufgenommen mit 356-mm-Teleskop

Von den zahlreichen Uranusmonden sind höchstens drei in Teleskopen von 20 cm Öffnung zu sehen. Der hellste Mond Titania ist gerade einmal 13m,7 „hell“ und eine Herausforderung für geübte Beobachter. Die dunklen Ringe des Uranus sind für den Hobby-Astronomen unbeobachtbar.

© Bernd Koch

Amateuraufnahme von Uranus mit Monden (Ausschnittsvergrößerung rechts unten)

Neptun ist (neben der Erde) der zweite blaue Planet im Sonnensystem. Mit ihm haben es die Amateure noch schwerer: Etwas kleiner als Uranus, ist er 1,5-mal so weit entfernt und erscheint im Teleskop gerade einmal 2,2 bis 2,4 Bogensekunden groß. Damit liegt sein Durchmesser an der Auflösungsgrenze für kleine Instrumente bis 6 cm Öffnung, mit denen er sich kaum von einem Stern unterscheiden lässt. Obwohl er mit 7,8 bis 8,0 Größenklassen scheinbarer Helligkeit hell genug ist, um bereits in einem guten Fernglas beobachtet werden zu können, bietet Neptun nicht viel; außer dem Erfolgserlebnis, ihn einmal aufgespürt zu haben. Von den Neptunmonden ist nur Triton mit 13m,5 ausreichend hell für Teleskope von 20 cm Öffnung. Er benötigt für einen Umlauf um seinen Mutterplaneten knapp sechs Tage.

© Mario Weigand

Neptun mit seinem Mond Triton

Der sonnenferne Pluto ist so winzig, dass er bei einem Durchmesser von 0,1 Bogensekunden stets nur als sternartiger Punkt erkennbar ist. Seine maximale Helligkeit beträgt 13m,5. Auch ihn sollte jeder Amateur einmal aufgesucht haben – ein Teleskop ab 20 cm Öffnung vorausgesetzt. Eine detaillierte Aufsuchkarte (aus einem astronomischen Jahrbuch) oder ein guter Sternatlas mit einer genauen Ephemeride ist dazu unerlässlich.

Kleinplaneten

In der zweiten Hälfte des 18. Jahrhunderts begannen die Astronomen sich darüber zu wundern, dass zwischen Mars und Jupiter eine auffällig große Lücke klafft. Der in Wittenberg lehrende Mathematiker Johann Daniel Titius entwickelte sogar eine Reihen-Formel, die die Abstände der einzelnen Planeten zur Sonne recht gut beschreiben konnte und genau diese Lücke als „Fehlstelle“ auswies. Nachdem der 1781 entdeckte Uranus recht gut in dieses Schema passte, regten einige Himmelsbeobachter eine gezielte Suche nach dem „fehlenden“ Planeten an. Schon bald darauf, am 1. Januar 1801, entdeckte Giuseppe Piazzi einen ersten Lückenfüller, der den Namen Ceres erhielt. Ein Jahr später fand Heinrich Wilhelm Olbers ein zweites Objekt (Pallas), und 1807 waren mit Juno und Vesta noch zwei weitere dazugekommen; sie alle umrunden die Sonne zwischen Mars und Jupiter. Ihre geringe Helligkeit – nur Vesta überschreitet gelegentlich die Schwelle für das bloße Auge – machte allerdings deutlich, dass es sich nicht um Planeten im bisherigen Sinne handeln konnte. Selbst das größte Objekt, Ceres, bringt es lediglich auf einen Durchmesser von etwa 975 Kilometern und wird, ähnlich Pluto, als größter Kleinplanet seit 2006 zu den Zwergplaneten gezählt. So spricht man zwischen Mars und Jupiter von den Kleinplaneten, auch Planetoiden oder – international üblich – Asteroiden genannt.

© NASA/JPL

Am Kleinplaneten Gaspra flog 1991 die Raumsonde Galileo vorbei, wobei die erste Nahaufnahme eines Kleinplaneten entstand.

Mehr als 350.000 solcher Gesteinsbrocken sind mittlerweile bekannt, von denen die überwiegende Mehrzahl den Hauptgürtel zwischen Mars- und Jupiterbahn bevölkert. Doch es gibt auch Ausreißer, die weit ins innere Sonnensystem vordringen können und dabei auch die Erdbahn kreuzen. In der Vergangenheit ist es immer wieder zu Zusammenstößen mit solchen „Erdbahnkreuzern“ oder NEOs (für Near Earth Objects, erdnahe Objekte) gekommen, zum Teil mit dramatischen Folgen. So geht man inzwischen davon aus, dass das Massensterben am Ende der Kreidezeit, dem unter anderem die Dinosaurier zum Opfer gefallen sind, durch den Aufprall eines mehr als 10 Kilometer großen kosmischen Brockens und dessen Folgen ausgelöst wurde. Entsprechend dringend ist die Notwendigkeit, potenzielle Kamikazeflieger unter den erdnahen Asteroiden sorgfältig zu beobachten, um eventuell drohende Gefahren möglichst frühzeitig erkennen und gegebenenfalls abwehren zu können.

Aber auch jenseits der Jupiterbahn wurden inzwischen kleinere Mitglieder der Planetenfamilie entdeckt. Manche von ihnen, in der Gruppe der Zentauren zusammengefasst, pendeln zwischen Jupiter- oder Saturnbahn und dem äußeren Sonnensystem hin und her, andere – jenseits der Neptunbahn – werden als Mitglieder des sogenannten Kuiper-Gürtels angesehen, der sich weit über die Plutobahn hinaus erstreckt. Diese TNOs (für Trans Neptunian Objects – Objekte jenseits der Neptunbahn) gelten als Nachschubreservoir für kurzperiodische Kometen; möglicherweise stellen die Zentauren dann das entsprechende Übergangsstadium dar.

Kleinplaneten beobachten

Zur Beobachtung eines Kleinplaneten gehört zunächst, ihn im Sterngewimmel aufzufinden. Genau bekannte Kleinplaneten tragen eine Nummer (Anfang 2013 waren ca. 270.000 Asteroiden nummeriert) und oft (nicht immer) einen Namen, den der Entdecker vorschlagen darf (allerdings nicht seinen eigenen). Als „entdeckt“ gilt ein Kleinplanet, wenn er mindestens zweimal beobachtet worden ist. Diese beiden Beobachtungen genügen jedoch noch nicht, um seine Bahn um die Sonne be-stimmen zu können. Es gibt Amateur-Astronomen, die es sich zur Aufgabe gemacht haben, möglichst viele Kleinplaneten zu beobachten und zur genauen Bahnbestimmung beizutragen. Ganz nebenbei werden so jedes Jahr zahlreiche neue Kleinplaneten von Amateuren entdeckt!

© Hans-Günther Diederich

Auf Himmelsaufnahmen verraten sich die Kleinplaneten durch ihre Bewegung. Hier wurden sechs Einzelaufnahmen kombiniert, sodass der Kleinplanet (335) Roberta nicht zu einem Strich auseinandergezogen wird.

Sind die Bahndaten einmal bekannt, können sie auch in die Datenlisten der Computerprogramme übernommen werden (z. B. „The Sky“, „Guide“ oder „Redshift“). Für die helleren und seit langem bekannten Kleinplaneten sind Koordinaten und Aufsuchkarten in den Jahrbüchern verzeichnet. Damit wird es jedem Beobachter ermöglicht, einen Kleinplaneten zu jedem beliebigen Zeitpunkt über seine Koordinaten und seine Position relativ zu den Hintergrundsternen am Himmel zu finden. Das Objekt wird dann entweder über die Teilkreise der parallaktischen Montierung, durch eine computergesteuerte Montierung oder durch „Starhopping“ eingestellt.

Die Asteroiden sind von winzigen Ausmaßen und so weit entfernt, dass keinerlei Einzelheiten erkennbar sind – sie erscheinen dem Beobachter sternförmig. Auffällig ist jedoch ihre relativ schnelle Bewegung im Vergleich zu den Hintergrundsternen. Besonders interessant sind enge Vorübergänge an hellen Sternen, da diese als Aufsuchhilfe dienen, und weil man die Bewegung des Kleinplaneten dann unmittelbar mit dem Auge am Okular verfolgen kann. Zuweilen bedeckt ein Kleinplanet sogar einen Stern, der dann für Sekunden (!) oder Minuten „verschwindet“. Weil Kleinplaneten maximal einige hundert Kilometer groß sind, ist eine solche Sternbedeckung, ähnlich wie bei einer Sonnenfinsternis, nur entlang eines bestimmten, meist sehr schmalen Pfades auf der Erde zu beobachten.

Die hellsten Kleinplaneten (vor allem Vesta und Ceres) können bereits mit einem Fernglas aufgefunden werden. Für viele andere genügt schon ein kleines Teleskop.

Auf vielen fotografischen Himmelsaufnahmen schmuggeln sich unbeabsichtigt Kleinplaneten mit ins Bild und hinterlassen dort eine kurze Strichspur. Hat der Asteroid eine unregelmäßige Form, so ist manchmal ein schwacher periodischer Lichtwechsel zu beobachten, der bei genauerer Untersuchung die Rotationsdauer des Kleinplaneten verrät.

Sternschnuppen

Als kurze Leuchtspur huschen die Sternschnuppen über den Himmel, besonders der August gilt als „der“ Sternschnuppenmonat schlechthin. Dass es sich dabei nicht, wie man früher dachte, um vom Himmel fallende Sterne handelt, ist offensichtlich. Es handelt sich bei einer Sternschnuppe vielmehr um ein kosmisches Staubkorn, das seine Reise durch den Weltraum in der Erdatmosphäre beendet.

© Gerhard Weiland

Auch Meteoroide umkreisen die Sonne auf festen Bahnen. Kreuzt sich diese Bahn mit der Erdbahn, so können wir einen Sternschnuppenschauer erleben.

Die Natur der Sternschnuppen

Man bezeichnet diese kosmischen Kleinkörper als Meteoroide; sie besitzen Durchmesser von der Größe eines Staubkorns bis hin zu mittleren Felsbrocken.

Die Meteoroide bewegen sich durch das Sonnensystem und können dabei mit einer Relativgeschwindigkeit zwischen 10 und 70 Kilometern pro Sekunde mit der Erde zusammenstoßen. Von diesen Brocken gibt es eine große Zahl, die Grenze zu den Kleinplaneten ist fließend. Man schätzt, dass so jeden Tag mehr als 10.000 Tonnen extraterrestrisches Material auf die Erde fallen.

Die eigentliche Leuchterscheinung, die Sternschnuppe also, wird als Meteor bezeichnet. Besonders helle Meteore nennt man auch „Feuerkugeln“ oder „Boliden“. Sie können die Helligkeit des Vollmondes übertreffen und in Ausnahmefällen selbst am Taghimmel sichtbar werden. Bevor der Meteoroid vollständig verdampfen kann, taucht er tiefer in die Erdatmosphäre ein und kann dann in Höhen zwischen 10 und 50 Kilometern sogar explodieren. Manchmal bleibt eine lange Rauchspur in der Hochatmosphäre zurück, die im Laufe von Minuten von Höhenwinden verweht wird.

© Werner E. Celnik

Die Rauchspur eines hellen Meteors wurde mit der Zeit vom Winde verweht.

Die allermeisten Meteoroide sind glücklicherweise so klein, dass sie beim Eintritt in die Erdatmosphäre zwischen 80 und 120 Kilometern Höhe vollständig verglühen. Je größer ein Meteoroid, umso heller wird seine Leuchterscheinung sein. Und umso wahrscheinlicher ist es, dass ein kleiner Teil des ursprünglichen Körpers den Verdampfungsvorgang überlebt und als „Meteorit“ auf den Boden fällt. Große Meteorite schlagen sogar Krater in die Erdoberfläche, wie es in ferner Vergangenheit geschehen ist.

© Werner E. Celnik

Ein Meteorkrater im Gebiet des Henbury-Kraterfeldes in Australien

© Archenhold-Sternwarte

Eisenmeteorit aus dem großen Meteoritenkrater in Arizona/USA

In einer gewöhnlichen Nacht kann man im Laufe einer Stunde etwa ein halbes Dutzend Meteore beobachten, die auf zum Teil sehr unterschiedlichen Bahnen über den Himmel huschen. Sie werden als sporadische Meteore bezeichnet. Oftmals treten Meteore nicht einzeln auf, sondern häufen sich in Schauern. Dies passiert, wenn die Erde auf ihrer Bahn die Bahn eines „Meteorstromes“ kreuzt. Meteoroide, die nebeneinander auf parallelen Bahnen im Verband durchs Sonnensystem ziehen, treffen dann innerhalb weniger Stunden und in großer Zahl auf die Erdatmosphäre und erzeugen einen Meteorschauer. Die Meteore eines Meteorschauers scheinen für einen Beobachter auf der Erde alle von einem Punkt am Himmel auszugehen, dem „Radianten“. Die bekannten Meteorschauer werden nach dem Sternbild benannt, in dem ihr Radiant liegt. So kommen die Perseiden aus dem Sternbild Perseus und die Leoniden aus dem Löwen. Die Aktivität der einzelnen Schauer ist auf einige Stunden oder Tage begrenzt, je nachdem, wie lange die Erde braucht, um den Meteorstrom zu durchqueren. Die wichtigsten Meteorströme sind in der Tabelle unten aufgeführt.

Die unterschiedlichen Geschwindigkeiten der Meteore in den einzelnen Meteorschauern hängen auch davon ab, unter welchem Winkel sich Erde und Meteorstrom im Weltraum begegnen. Meteorströme stammen meist von Kometen ab, die ihre Trümmer entlang ihrer Bahn verstreuen. So stammen zum Beispiel die Eta-Aquariden (Radiant im Sternbild Wassermann) und die Orioniden vom Kometen Halley, die Perseiden von Swift-Tuttle und die Leoniden vom Kometen Tempel-Tuttle ab.

Die wichtigsten Sternschnuppenströme

Name

Sternbild

Maximum am

Häufigkeit/Std.

Geschwindigkeit

Quadrantiden

Rinderhirte

3. Januar

100 ... 200

40 km/s

Lyriden

Leier

22. April

10 ... 20

48 km/s

Eta-Aquariden

Wassermann

4. Mai

35 ... 60

65 km/s

Delta-Aquariden

Wassermann

29. Juli

30

41 km/s

Perseiden

Perseus

12. August

70

65 km/s

Orioniden

Orion

21. Oktober

30 ... 40

60 km/s

Leoniden

Löwe

17. November

15 ... 10.000

70 km/s

Geminiden

Zwillinge

13. Dezember

60

40 km/s

Die Beobachtung von Meteoren

Am besten sind Sternschnuppen ganz ohne optische Hilfsmittel zu beobachten. Mit Fernglas und Teleskop bringt die visuelle Meteorbeobachtung nicht viel, da das Gesichtsfeld der Instrumente zu klein ist. Die Wahrscheinlichkeit, dass zufällig eine helle Sternschnuppe durch das Gesichtsfeld selbst eines Weitwinkelokulares rauscht, ist äußerst gering. Was benötigt man für erfolgreiche Meteorbeobachtungen? In erster Linie natürlich einen klaren und dunklen Nachthimmel, möglichst weit weg von störenden Lichtquellen, die den Himmel aufhellen. Dann sind selbst schwache Meteore bis zur fünften oder sechsten Größenklasse zu sehen. Weiterhin ist Zeit und viel Geduld gefragt. Wenn im Jahrbuch für eine bestimmte Uhrzeit das Häufigkeitsmaximum vorhergesagt wird, dann kann das tatsächliche Aktivitätsmaximum mehrere Stunden davon abweichen. Es ist also ratsam, den Beginn der Beobachtung auf einen frühen Zeitpunkt zu legen und auch nach dem theoretischen Maximum noch einige Zeit weiter zu beobachten.

Bei der Beobachtung eines Meteorschauers sind zwei Aspekte zu berücksichtigen: der Erlebniswert und der wissenschaftliche Wert. Reden wir hier vom Erlebniswert. Der ist umso höher, je mehr Meteore zu beobachten sind und je heller diese sind. Jeder kann dies in einer klaren Augustnacht nachvollziehen, wenn die Perseiden auftreten. Alle 30 bis 35 Jahre sorgen die Leoniden für ein beeindruckendes Schauspiel. In den Jahren 1998 bis 2002 waren nicht nur die mageren 15 Meteore pro Stunde beobachtbar, die in jedem Jahr auftreten. Bis zu 8000 Meteore sausten den Beobachtern in einer Stunde „um die Ohren“. 1966 gab es sogar einen richtigen „Meteorsturm“ mit bis zu 240.000 (!) Meteoren pro Stunde. Dies sind natürlich seltene Ereignisse, seltener noch als totale Sonnenfinsternisse, die in ähnlicher Weise das Gemüt der Beobachter ansprechen. Für die Vorbereitung solcher Erlebnisse muss man sich den richtigen Standort mit dunklem Himmel und einer hohen Schönwetter-Wahrscheinlichkeit aussuchen. Der Beobachtungsplatz kann sich durchaus auf der anderen Seite der Erdkugel befinden, wenn das Ereignis bei uns etwa hinter dem Horizont stattfindet, also nicht beobachtbar ist.

© Werner E. Celnik

Der Leoniden-Meteorschauer war 2001 besonders gut von Australien aus zu beobachten; auf diesem Bild erkennt man als hellste Sterne α und β Centauri.

Systematische Meteorbeobachtung Auch systematisches Beobachten kann viel Spaß bereiten. Vor allem bei Meteorbeobachtungen bietet sich das Zusammenarbeiten in einer Gruppe von Beobachtern geradezu an. Ein Liegestuhl ermöglicht das ermüdungsfreie Beobachten in Zenitnähe. Ein Himmelsatlas oder eine Kopie der Seiten, die den aktuellen Sternhimmel abdecken, ist zum Einzeichnen der Bahnen heller Meteore notwendig. Jeder Beobachter der Gruppe nimmt sich ein bestimmtes Himmelsgebiet vor, zählt und notiert die Anzahl der darin von ihm wahrgenommenen Meteore, und zwar innerhalb eines zuvor festgelegten Zeitintervalls, z. B. fünf Minuten. Ist die Aktivität nicht zu hoch, dann bleibt auch Zeit, die Meteorbahnen in die Himmelskarte einzuzeichnen. Später werden die Beobachtungen ausgewertet. Die Gesamtzahl aller im Zeitintervall beobachteten Meteore wird addiert, und man kann eine Aktivitätskurve ermitteln, in der der zeitliche Anstieg und der Rückgang der Aktivität dargestellt werden. Verlängert man die in der Sternkarte eingezeichneten Meteorbahnen nach hinten zurück, dann treffen sich die Meteore des Schauers alle ungefähr in einem Punkt, dem Radiant.

© Werner E. Celnik

Auf dieser lang belichteten Aufnahme haben sich gleich mehrere Leoniden-Sternschnuppen verewigt und deuten klar auf den Radiant im Sternbild Löwe hin.

Kometen – Wanderer im All

Kometen sind faszinierende Himmelsobjekte, die im Altertum als Unheil bringende Schweifsterne bezeichnet wurden. Sie zählen zu den kleinen Körpern im Sonnensystem und sind im Allgemeinen nur recht kurzfristig vorhersehbare Himmelserscheinungen. Viele Kometen sind äußerst lichtschwach, und der Beobachter freut sich, wenn ein Komet schon im Fernglas erkennbar wird. Taucht aber ein sehr heller Komet auf, dann liefert er eine äußerst spektakuläre Show am Himmel ab. Dies waren in den letzten Jahrzehnten besonders die Kometen Ikeya-Seki im Jahr 1965, West 1976, Hyakutake 1996, Hale-Bopp 1997 und McNaught 2007. Zuweilen sind Kometen sogar am Taghimmel erkennbar. Daneben sind auch viele „mittelhelle“ Kometen aufgetaucht, die den meisten Augen aber verborgen blieben. Leider wissen selbst die Fachastronomen nie ganz genau, wie hell ein Komet nach seiner Entdeckung werden wird. Enttäuschungen nach hohen Erwartungen sind dann vorprogrammiert und treten auch regelmäßig ein. So blieben die als hell vorausgesagten Kometen des Jahres 2013 (PANSTARRS und ISON) deutlich hinter den Prognosen zurück.

Die Natur der Kometen

Die charakteristischen Merkmale eines Kometen sind die Koma und seine beiden Schweife. Der Kometenkern ist ein kleiner, nur wenige Kilometer messender Körper, der im Teleskop nicht sichtbar ist. Es handelt sich dabei um ein Konglomerat aus gefrorenen Gasen, Wasser und Staub – die Bezeichnung „schmutziger Schneeball“ ist Usus und trifft die Realität ziemlich gut. Dieser unregelmäßig geformte Körper befindet sich im Zentrum der diffusen, grünlich leuchtenden Kometenkoma.

Kometen bewegen sich wie die Planeten um die Sonne, meist aber auf einer Bahn von extrem elliptischer Form. Diese führt den Kometen normalerweise weit von der Sonne weg und nur für kurze Zeit – Tage, Wochen oder Monate – nahe an die Sonne heran. Man unterscheidet langperiodische Bahnen mit Umlaufzeiten von über 200 Jahren und kurzperiodische Bahnen mit Umlaufzeiten von wenigen Jahren.

© Gunther Schulz

Die Kometenbahn führt den „gefrorenen Schneeball“ aus den Tiefen des Weltraums hin zur Sonne, wo sich seine Gase erwärmen und so der bekannte Kometenschweif entsteht.

Neben den periodischen Kometen werden auch regelmäßig bisher unbekannte Kometen entdeckt. Sie stammen aus Bereichen weit jenseits der Neptunbahn, und ihre Bahn kann von den großen Gasplaneten so verändert werden, dass sie in den inneren Bereich des Sonnensystems vordringen.

Irgendwann wird der Kometenkern auf seiner Bahn in die Nähe der Sonne gelangen. Dabei wird der Kometenkörper aufgeheizt und die gefrorenen Gase verdampfen; die typische Kometenkoma und später auch der Kometenschweif entstehen. Die Gase treten etwa mit einer Geschwindigkeit von einem Kilometer pro Sekunde (3600 km/h) aus der Oberfläche des Kerns aus und reißen dabei Staubteilchen mit sich. Gasmoleküle und Staub bilden zunächst eine diffuse Hülle um den Kometenkern, die Koma.

© ESA

Der Kern des Kometen Halley, aufgenommen von der Raumsonde Giotto

Die Kometenkoma ist nun verschiedenen Einflüssen ausgesetzt: einmal dem stetig von der Sonne wegströmenden Sonnenwind, einem ca. 400 km/s schnellen Strom aus elektrisch geladenen Molekülen und Elementarteilchen, die dem interplanetaren Magnetfeld folgen. Die Kometenkoma trifft auf diese Teilchen und das Magnetfeld. Als Folge dessen werden die ebenfalls elektrisch geladenen Gasmoleküle der Kometenkoma von den Sonnenwind-Teilchen mitgerissen und bilden so den bläulich leuchtenden Gasschweif des Kometen.

© Mark Emmerich, Sven Melchert

Komet Hale-Bopp mit bezeichneten Komponenten

Der andere wichtige Einfluss auf die Koma wird vom Sonnenlicht selbst ausgeübt, in diesem Fall auf die Staubteilchen in der Koma. Diese haben eine so geringe Masse, dass sie vom Lichtdruck des Sonnenlichtes aus der Koma gestoßen werden und so ihre eigene Bahn einschlagen, ständig angetrieben vom Sonnenlicht. Dadurch entsteht der gelblich-weißlich leuchtende Staubschweif des Kometen. Während der Gasschweif fast genau von der Sonne wegzeigt und selbst leuchtet, ist der Staubschweif mitunter stark gekrümmt und reflektiert lediglich das Sonnenlicht.

© Werner E. Celnik

Helle Kometen sind leider ein seltenes Schauspiel. Eine besonders schöne Vorstellung gab im Frühjahr 1997 der Komet Hale-Bopp.

Kleine, lichtschwache Kometen zeigen nur ihre Koma, die mal ein sehr diffuses, mal ein zentral konzentriertes Aussehen haben kann. Selbst helle Kometen besitzen nicht immer zwei stark ausgeprägte Schweife, wie es etwa der Komet Hale-Bopp tat. Komet West zum Beispiel besaß einen ca. 28° langen, sehr hellen Staubschweif, aber nur einen relativ schwachen Gasschweif. Komet Hyakutake wiederum präsentierte uns einen ca. 60° langen Gasschweif mit einem recht kurzen Staubschweif. Offensichtlich hat jeder Komet seine eigenen Produktionsraten von Gasen und Staub – weswegen sich das Erscheinungsbild der Kometen so schlecht vorhersagen lässt.

Je nach Aktivität und Entfernung des Kometen von Erde und Sonne kann die 500.000 bis 2.500.000 Kilometer große Kometenkoma am Himmel bis zu mehrere Grad umfassen. Die Schweife können sogar mehrere Hundertmillionen Kilometer lang werden.

Kometen, die auf sehr langperiodischen Bahnen um die Sonne laufen oder von außen ins innere Sonnensystem katapultiert werden, sind meist noch frisch und unverbraucht. Sie können dann sehr hell werden. Am schönsten erscheint ein Komet dann, wenn er gleichzeitig der Sonne und der Erde nahe kommt. „Alte“ Kometen auf kurzperiodischen Bahnen sind bereits einige Tausend oder Millionen Mal in Sonnennähe gelangt und haben ihr leicht verdampfendes Material längst verbraucht – sie werden selten hell. In jedem Jahr werden Dutzende neuer Kometen entdeckt; oft von automatisierten Suchteleskopen, aber auch von engagierten Amateur-Astronomen. Die meisten Kometen werden allerdings nicht heller als 10m und zählen damit zu den lichtschwachen Objekten.

Kometen beobachten

In Fachzeitschriften und im Internet werden Bahnelemente und Ephemeriden von Kometen bekannt gegeben, sobald ihre Bahn berechnet worden ist. Neben den wichtigen Positionsangaben enthalten die Ephemeriden auch den Wert der voraussichtlichen Helligkeit (der immer mit einem Unsicherheitsfaktor behaftet ist) und machen Angaben zur Entfernung von Sonne und Erde. Für das erfolgreiche Auffinden eines Kometen gilt das Gleiche wie für Kleinplaneten – man benötigt einen Sternatlas, der eine eindeutige Identifikation des „Fremdkörpers“ ermöglicht.

Systematische Kometenbeobachtung Nach der Entdeckung eines Kometen vergehen meist Wochen oder Monate, in denen er Sonne und Erde näher kommt und dann wieder im Weltraum verschwindet. Man kann also über einen längeren Zeitraum die Entwicklung des Kometen verfolgen, seine Helligkeit und sein Erscheinungsbild protokollieren und diese Beobachtungen auch auswerten. Die etwas lästige Prozedur des Aufsuchens spielt nach einigen Beobachtungen keine Rolle mehr, da sich der Komet meist nur langsam vor den Sternen bewegt und man sich die Umgebungssterne schnell einprägt.

Ist der Komet einmal identifiziert, kann die genaue Beobachtung beginnen. Drei Aspekte sind von Interesse: Helligkeit, Erscheinung der Koma und Länge des Schweifs. Die Helligkeit des Kometen wird geschätzt, indem man Vergleichssterne bekannter Helligkeit so unscharf einstellt, dass sie genauso groß wie die Koma des Kometen erscheinen. Man notiert, dass der Stern x etwas heller und der Stern y etwas schwächer als die Koma erscheint. Später schlägt man nach, wie hell die beiden Sterne tatsächlich sind, und erhält so einen guten Schätzwert für die Kometenhelligkeit. Beobachtet man den Kometen an möglichst vielen Tagen, so kann man eine eigene Lichtkurve erstellen.

© Andreas Kammerer

Die VdS-Fachgruppe Kometen sammelt alle Beobachtungen, woraus Diagramme der Helligkeitsentwicklung (oben) und des Komadurchmessers (unten) entstehen.

Das Erscheinungsbild der Koma reicht von „fast sternförmig“ bis „sehr diffus“. Der zugehörige Wert wird Kondensationsgrad (DC) genannt und wird zwischen 0 (keine Verdichtung, völlig diffus) und 9 (sternförmiges Zentrum) vergeben.

Den Durchmesser der Koma erhält man durch Vergleiche mit Umgebungssternen, deren Abstand im Sternatlas abgemessen werden kann. Hier empfiehlt sich eine kleine Skizze, wie Sterne und Koma im Gesichtsfeld angeordnet sind. Wie bei allen Beobachtungen ist es auch hier wichtig zu notieren, wie hell der schwächste am Himmel sichtbare Stern ist (der sogenannte „faintest star“), da die Himmelshelligkeit die Schätzung stark beeinflussen kann. Alternativ dazu gibt es im Handel moderne Messgeräte, die die Helligkeit des Nachthimmels korrekt messen können.

Manchmal erkennt man auf den ersten Blick, dass sich von einem Tag zum nächsten etwas verändert hat: Der DC-Wert der Koma oder die Helligkeit haben sich drastisch gewandelt. So steigerte der Komet Hyakutake einmal binnen 24 Stunden seine Helligkeit um eine ganze Größenklasse.

Auch schwache Kometen zeigen bisweilen zumindest einen kurzen Schweifansatz. Anhand der Umgebungssterne kann man die sichtbare Schweiflänge ermitteln. Richtig Spaß macht diese Beobachtung natürlich bei hellen Kometen, die man mit dem bloßen Auge „vermessen“ kann. Gerade hellere Kometen zeigen im Zentrum ihrer Koma Strukturen, die fächerförmig, ringförmig, strahlenförmig oder bogenförmig erscheinen. Diese Strukturen sind kurzlebiger Natur, sie lassen die Dynamik in der Kometenkoma deutlich werden.

© Werner E. Celnik

Komet Halley zeigte bei seinem Auftritt im Jahr 1986 eine ausgeprägte grünliche Koma.

© Werner E. Celnik

Rund um den Kernbereich des Kometen Hale-Bopp zeigten sich schalenförmige Strukturen.

Die Bewegung von Kometen

Lichtschwache, nur im Feldstecher oder Teleskop erkennbare Kometen sind meist so weit von der Erde entfernt, dass sie sich recht langsam vor dem Hintergrund der Sterne bewegen. Es kommt jedoch vor, dass Kometen in nur wenigen Millionen Kilometern Entfernung an der Erde vorüberziehen. Im Jahr 1983 war es der Komet IRAS-Araki-Alcock, der in nur drei Tagen über den Himmel flitzte. Auch Hyakutake war 1996 schnell: der geringste Abstand von der Erde betrug nur knapp 15 Millionen Kilometer. Im Vergleich dazu war der noch hellere Hale-Bopp (1997) mit nahezu 200 Millionen Kilometern minimaler Erddistanz weit entfernt.

Für die visuelle Beobachtung spielt die Bewegung eines Kometen vor dem Sternhimmelhintergrund fast keine Rolle. Im Gegenteil: Es ist interessant zuzuschauen, wie die Koma vor den Sternen im Gesichtsfeld des Teleskops wandert. Für die Fotografie kann die Kometenbewegung allerdings problematisch werden. Für punktförmige Sternaufnahmen muss die Kamera dem Sternhimmel sehr genau nachgeführt werden. Bewegt sich der Komet jedoch im Belichtungszeitraum merklich, so wird er verzogen und unscharf abgebildet. Die Kamera muss in diesem Fall genau dem Kometen nachgeführt werden, so dass die Sterne nun zu Strichen verzogen werden.

© Werner E. Celnik

Ein scharfer Komet oder punktförmige Sterne – beides ist bei Kometenaufnahmen wegen der raschen Kometenbewegung relativ zu den Sternen meist nicht zu erreichen.

Sterne, Nebel und Galaxien

Sterne – die Leuchtfeuer im All

Die Sterne sind mehr als nur Lichtpunkte am Nachthimmel. Was man über sie wissen sollte und teilweise durch eigene Beobachtungen selbst in Erfahrung bringen kann, ist in diesem Kapitel nachzulesen.

Lange Zeit hindurch hielt man die Fixsterne für „Löcher“ in einer Kristallsphäre, durch die man nach „draußen“ auf das alles umgebende kosmische Feuer blicken konnte. Erst der modernen Astrophysik verdanken wir die Erkenntnis, dass die Fixsterne in Wirklichkeit ferne Sonnen sind, die ihre Energie aus der Umwandlung von Wasserstoff in Helium beziehen. Während die Menschen früher glaubten, die Sterne würden ihr Schicksal bestimmen, können die Astronomen heute das Leben der Sterne berechnen. Es hat lange gedauert, bis genügend Beweise dafür zusammengetragen waren, dass unsere Sonne ein Stern ist – oder alle Sterne Sonnen sind. Doch während wir die Sonne als Scheibe erkennen und von ihrem Licht geblendet werden, erscheinen die Sterne selbst im größten Fernrohr punktförmig, und ihr Licht reicht nicht aus, die dunkle Nacht zu erhellen. Dass uns Lichtjahre von den Sternen trennen, haben die Astronomen erst in der Mitte des 19. Jahrhunderts gelernt. Vorher war man mehr oder minder stillschweigend davon ausgegangen, das Sonnensystem – und damit „die Welt“ – ende gleich hinter dem Saturn, dem sonnenfernsten der damals bekannten Planeten, und werde dort von der Fixsternsphäre eingehüllt.

Einen ersten Stoß bekam diese Vorstellung, als der englische Astronom Edmond Halley Ende des 17. Jahrhunderts die Vermutung äußerte, ein – inzwischen nach ihm benannter – Komet würde die Sonne alle 76 Jahre auf einer elliptischen Bahn umrunden. Dies bedeutete, dass der Komet im sonnenfernen Bahnteil dreieinhalbmal weiter von der Sonne abrückte als der Ringplanet Saturn.

Sterne – nicht „zum Greifen nah“

Dem Königsberger Astronomen Friedrich Wilhelm Bessel gelang 1838 die erste Bestimmung der Entfernung eines Fixsterns. Nach der Methode der Landvermesser peilte er einen Stern im Sternbild Schwan von zwei weit voneinander entfernten Punkten an und fand eine winzige „parallaktische“ Verschiebung. Das Prinzip seiner Messung lässt sich mit dem bekannten Daumensprung verdeutlichen: Betrachtet man seinen Daumen bei gestrecktem Arm abwechselnd mal mit dem rechten Auge und dann mit dem linken, so scheint der Daumen vor dem Hintergrund hin und her zu springen, und das umso stärker, je näher der Daumen den Augen steht. Für die räumliche Einordnung unserer unmittelbaren Umgebung reicht der Augenabstand, für eine Entfernungsmessung über mehrere Kilometer ist eine Basislänge von einigen Dutzend Metern erforderlich, die Entfernung des Mondes lässt sich auf diese Weise bei einer Basislänge von einigen Hundert Kilometern ermitteln. Zur Messung der Sternparallaxe reichte allerdings nicht einmal der Durchmesser der Erde als Basislänge. Bessel vermaß die Position des Sterns 61 im Sternbild Schwan im Abstand mehrerer Monate und nutzte dabei die Bewegung der Erde um die Sonne, um eine möglichst große Basislänge zu erreichen.

Der Parallaxenwinkel

▶ Als Parallaxenwinkel eines Sterns bezeichnet man den Winkel, unter dem der Radius der Erdbahn (1 AE) aus der Entfernung des Sterns erscheinen würde. Die im Laufe eines Jahres gemessene Verschiebung des Sterns vor dem Hintergrund weit entfernter Sterne kann maximal den doppelten Wert des Parallaxenwinkels erreichen. Der Kehrwert des Parallaxenwinkels gibt die Entfernung des Sterns in der Einheit „Parsec“ an – ein Parsec entspricht also der Entfernung, aus der der Radius der Erdbahn unter einem Parallaxenwinkel von einer Bogensekunde erscheint; dabei ist Parsec als Abkürzung von Parallaxensekunde zu verstehen. Ein Parsec entspricht 3,26 Lichtjahren.

© Gerhard Weiland

Aus dem Parallaxenwinkel eines Sterns lässt sich dessen Entfernung bestimmen.

Trotzdem blieb der gemessene Winkel deutlich kleiner als eine Bogensekunde! Aus dem aus seinen Messungen abgeleiteten Wert von 0,31 Bogensekunden konnte er die Entfernung zum Stern 61 Cygni zu 3,2 Parsec bestimmen.

Will man die Entfernung der Sterne in einer alltäglichen Entfernungseinheit bestimmen, braucht man nur die Strecke Sonne – Erde in Kilometern zu kennen. Diese als astronomische Einheit (AE) bezeichnete Normentfernung beträgt etwa 150 Millionen Kilometer. Ein Parsec entspricht dann dem 206.265-fachen dieser Entfernung oder rund 31 Billionen Kilometern, denn zur Umrechnung muss man die Strecke von 1 AE durch den Tangens von 1 Bogensekunde dividieren. Heraus kommt nicht gerade eine handliche Zahl! In der Astronomie wird daher häufig auch die Entfernungseinheit „Lichtjahr“ benutzt: Sie entspricht der Strecke, die das Licht bei einer Geschwindigkeit von rund 300.000 Kilometern pro Sekunde innerhalb eines Jahres zurücklegt. Da ein Jahr etwa 31,56 Millionen Sekunden umfasst, schafft das Licht innerhalb eines Jahres knapp 9,47 Billionen Kilometer. Ein Parsec entspricht damit etwa 3,26 Lichtjahren, und der Stern 61 Cygni ist nach Bessels Messung 10,43 Lichtjahre entfernt – das Licht, das wir sehen, wäre also knapp 10,5 Jahre alt.

Leider war die Messgenauigkeit, die Bessel mit seinem nach heutigem Maßstab eher bescheiden zu nennenden Teleskop vom Erdboden durch die wabernde Atmosphäre erreichen konnte, nicht sehr hoch. In den 1990er-Jahren hat der europäische Forschungssatellit HIPPARCOS die Parallaxenwinkel von rund 120.000 Sternen mit sehr hoher Präzision bestimmt. Danach hat 61 Cygni eine Parallaxe von 0,2854 Bogensekunden, was einer Entfernung von 3,5036 Parsec oder 11,427 Lichtjahren entspricht. Demnächst soll der europäische Forschungssatellit GAIA eine noch größere Genauigkeit erreichen.

Absolute Helligkeiten

Damit ist 61 Cygni mehr als 700.000-mal weiter entfernt als die Sonne. Kein Wunder, so möchte man meinen, dass er viel lichtschwächer erscheint als jene, denn 61 Cygni ist als Stern der 6. Größenklasse mit bloßem Auge kaum zu sehen. Aber wie hell leuchtet er wirklich? Da – wie sich bald nach Bessels erster Messung herausstellte – die Sterne sehr unterschiedlich weit von uns entfernt sind, kann die gemessene, also scheinbare Helligkeit eines Sterns nicht als Maß für seine wahre Helligkeit herhalten – trotz objektiver Messung handelt es sich eben lediglich um eine „scheinbare“ Helligkeit. Zum Glück wissen wir, wie die Intensität des Lichtes sich in Abhängigkeit von der Entfernung verändert: Sie nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab. Um die wahren Helligkeiten zweier Sterne miteinander vergleichen zu können, muss man also – zumindest rechnerisch – beide Sterne nebeneinanderrücken, also auf gleiche Entfernung bringen. Für diesen Zweck haben die Astronomen das System der „absoluten“ Helligkeit entwickelt. Sie gibt an, welche scheinbare Helligkeit ein Stern in einer Einheitsentfernung von zehn Parsec oder 32,6 Lichtjahren hätte. Würde die Sonne auf eine solche Entfernung entrückt, wäre sie rund zwei Millionen Mal weiter entfernt als jetzt, und die Intensität ihres Lichtes würde auf ein Vierbillionstel geschwächt. Da das System der Größenklassen logarithmisch ist, entspricht ein Helligkeitsunterschied von 100 einer Größenklassendifferenz von 5. Ein Helligkeitsunterschied von 1 zu 4 Billionen übersteigt damit mehr als 30 Größenklassen, sodass die Sonne in einer Entfernung von zehn Parsec oder 32,6 Lichtjahren nur noch eine Helligkeit von etwa 4,8-er Größe besäße. Zur Unterscheidung von der scheinbaren Helligkeit wird die absolute Helligkeit mit einem hoch gestellten M abgekürzt.

Die absolute Helligkeit der Sonne beträgt also 4M,8. Der Stern 61 Cygni braucht dagegen nur in eine knapp dreifache Entfernung entrückt zu werden, sodass seine Intensität lediglich auf rund ein Achtel sinkt, was einer Größenklassendifferenz von rund 2,3 entspricht – die absolute Helligkeit von 61 Cygni liegt also bei 8M,3 und ist damit 3,5 Größenklassen geringer als die der Sonne. Mit anderen Worten: Die Sonne leuchtet etwa 25-mal heller als 61 Cygni. Astronomen drücken dieses Verhältnis in Sonnenleuchtkräften aus und geben somit die Leuchtkraft von 61 Cygni mit etwa 0,04 Sonnenleuchtkräften an.

Ein Blick auf die Tabelle der 25 nächsten Sterne zeigt, dass nur rund ein Drittel davon mit bloßem Auge zu sehen sind. Umgekehrt können wir andere Sterne über viele Hundert, ja sogar Tausend Lichtjahre erkennen. Da man annehmen darf, dass der Anteil der leuchtschwachen Sterne nicht nur in der unmittelbaren Sonnenumgebung überwiegt, sondern mit wachsender Entfernung eher größer wird, weil auch leuchtkräftigere Sterne dann unter die Grenzgröße für das bloße Auge fallen, sehen wir nur einen sehr kleinen Bruchteil der Sterne in unserem Teil der Milchstraße. Geht man davon aus, dass die maximale absolute Helligkeit der Sterne bei etwa –9M liegt, so könnten wir einen solchen Stern mit bloßem Auge über eine Distanz von maximal 30.000 Lichtjahren erkennen.

Die 20 hellsten Sterne

Stern

Rektaszension

Deklination

mv

Mv

Spektraltyp

Entfernung (LJ)

Sirius

06h45m09s

–16°43′00″

–1m,44

1M,5

A1

8,57

Canopus

06:23:57

–52:41:44

–0,62

–5,5

F0

313

Arktur

14:15:39

+19:10:52

–0,05

–0,3

K0

36,7

Rigil Kentaurus

14:39:36

–60:50:00

0,01

4,4

G2

4,35

Wega

18:36:56

+38:47:02

0,03

0,6

A0

25,3

Kapella

05:16:41

+45:59:52

0,06

–0,5

G0

42,2

Rigel

05:14:32

–08:12:06

0,18

–6,7

B8

770

Prokyon

07:39:18

+05:13:30

0,40

2,7

F5

11,41

Beteigeuze

05:55:10

+07:24:25

0,45

–5,1

M0

427

Achernar

01:37:43

–57:14:12

0,54

–2,8

B5

144

Hadar

14:03:49

–60:22:23

0,61

–5,4

B1

525

Atair

19:50:47

+08:52:07

0,76

2,2

A5

16,8

Acrux

12:26:36

–63:05:57

0,77

–4,2

B1

321

Aldebaran

04:35:55

+16:30:33

0,87

–0,6

K5

65

Spica

13:25:12

–11:09:41

0,98

–3,6

B2

262

Die 25 sonnennächsten Sterne

Stern

Rektaszension

Deklination

Spektraltyp

mv

Mv

Entfernung (LJ)

Proxima Centauri

14h29m41s

–62°40′44″

M5V

11m,01

15M,4

4,22

α Centauri A

14:39:36

–60:50:00

G2V

0,01

4,4

4,35

α Centauri B

14:39:35

–60:50:12

K0V

1,34

5,7

4,35

Barnards Stern

17:57:49

+04:41:36

M4V

9,55

13,2

5,98

Wolf 359

10:56:29

+07:00:54

M6V

13,45

16,6

7,80

Lalande 21185

11:03:20

+35:58:12

M2V

7,47

10,5

8,23

L 726–8 A

01:39:01

–17:57:00

M5.5V

12,41

15,3

8,57

L 726–8 B

01:39:01

–17:57:00

M6V

13,2

16,1

8,57

Sirius A

06:45:09

–16:43:00

A1V

–1,44

1,5

8,57

Sirius B

06:45:09

–16:43:00

dA2

8,44

11,3

8,57

Ross 154

18:49:50

–23:50:12

M3.5V

10,47

13,1

9,56

Ross 248

23:41:55

+08:52:07

M5.5V

12,29

14,8

10,33

ε Eridani

03:32:56

–09:27:30

K2V

3,73

6,2

10,67

Ross 128

11:47:45

+00:48:18

M4V

11,12

13,5

10,83

L 789–6

22:38:33

–15:18:06

M5V

12,33

14,7

11,08

Groombridge 34 A

00:18:23

+44:01:24

M1.5V

8,08

10,4

11,27

Groombridge 34 B

00:18:26

+44:01:42

M3.5V

11,07

13,4

11,27

ε Indi

22:03:22

–56:47:12

K5V

4,68

7,0

11,29

61 Cygni A

21:06:54

+38:45:00

K5V

5,22

7,5

11,30

61 Cygni B

21:06:55

+38:44:30

K7V

6,03

8,3

11,30

BD +59° 1915 A

18:42:45

+59:37:54

M3V

8,9

11,2

11,40

BD +59° 1915 B

18:42:46

+59:37:36

M3.5V

9,68

12,0

11,40

τ Ceti

01:44:04

–15:56:12

G8V

3,5

5,8

11,40

Prokyon A

07:39:18

+05:13:30

F5IV–V

0,38

2,7

11,41

Prokyon B

07:39:18

+05:13:30

dA

10,7

13,0

11,41

Farbige Sterne

Licht ist eine seltsame Erscheinung: Grundsätzlich breitet es sich geradlinig aus, doch man kann es mit Hilfe zum Beispiel einer Glaslinse auch vom geraden Weg abbringen. Ebenso grundsätzlich erscheint das Licht der Sonne ziemlich weiß, und doch setzt sich dieses weiße Licht aus den verschiedensten Farben zusammen. Der natürliche „Beweis“ dafür ist die Farbenpracht eines Regenbogens, die durch die Lichtbrechung in zahllosen Wassertröpfchen hervorgerufen wird.

Zum Glück sind unter den helleren Sternen einige recht farbintensive Objekte: Beteigeuze, der linke Schulterstern im Orion, erscheint im Vergleich zu dem bläulich weißen rechten Kniestern Rigel zweifellos orangerötlich; Ähnliches gilt für Aldebaran, das „blutunterlaufene“ Auge des Stiers, oder Antares, den Hauptstern im Skorpion. Dagegen funkeln Spica, die „Kornähre“ in der Jungfrau, und Bellatrix, der rechte Schulterstern des Orion, bläulich weiß, während Kapella im Fuhrmann und Prokyon im Kleinen Hund einen gelblichen Eindruck hinterlassen.

Seit der Entdeckung der Spektralanalyse durch Gustav Robert Kirchhoff und Robert Wilhelm Bunsen Mitte des 19. Jahrhunderts kennen die Astronomen auch die Bedeutung dieser Sternfarben – sie sind ein ungefähres Maß für die Temperatur der Sternoberfläche. So, wie glühend heiße Stahlschmelze beim Verlassen des Hochofens „weiß glühend“ erscheint und während des Abkühlens ihre Farbe über Gelborange und Hellrot zu immer dunkleren Rottönen wechselt, sind weißliche oder gelbe Sterne an ihrer Oberfläche deutlich heißer als rote Sterne.

Den theoretischen Hintergrund für diesen Zusammenhang zwischen Farbe und Temperatur eines Sterns lieferte Max Planck zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Er konnte zeigen, wie die Energiemenge, die ein Körper bei einer bestimmten Wellenlänge abstrahlt, von seiner Temperatur abhängt: Die Plancksche Strahlungskurve ähnelt dem Profil eines mehr oder minder hohen Berges mit zwei unterschiedlich steilen Flanken, wobei Höhe und exakte Wellenlängenposition des Gipfelpunktes durch die Temperatur vorgegeben sind. Dabei sind diese Strahlungskurven grundsätzlich „Hüllkurven“, das heißt, über den gesamten Wellenlängenbereich gibt es keine Schnittpunkte zwischen Kurven unterschiedlicher Temperaturen. (Streng genommen gilt dies zwar nur für sogenannte ideale schwarze Körper, doch brauchen uns Abweichungen von dieser Voraussetzung bei unserer vereinfachten Betrachtung nicht zu stören.) Je heißer ein Stern ist, desto mehr Energie strahlt er bei jeder Wellenlänge ab. Heiße Sterne müssen entsprechend sehr viel mehr Energie bereitstellen als kühlere Sterne. Da aber auch Sterne nicht über grenzenlose Energievorräte verfügen, beeinflussen Temperatur und Leuchtkraft eines Sterns seine Lebenserwartung entscheidend.

Verräterische Linien

Schon im frühen 19. Jahrhundert fielen dem Optiker und Instrumentenbauer Joseph von Fraunhofer dunkle Linien im Spektrum der Sonne auf. Ihre Bedeutung wurde Mitte des 19. Jahrhunderts in einer interdisziplinären Zusammenarbeit von dem Chemiker Robert Wilhelm Bunsen und dem Physiker Gustav Robert Kirchhoff erkannt: Solche „Spektrallinien“ sind wie charakteristische Fingerabdrücke der verschiedenen chemischen Elemente. Kirchhoff und Bunsen hatten ihre Untersuchungen an hellen Spektrallinien („Emissionslinien“) durchgeführt, die auftreten, wenn heißes Gas leuchtet. Dagegen entstehen die dunklen, von Fraunhofer entdeckten Linien, wenn Atome in kühlerem Gas von Licht „ihrer“ Wellenlängen bestrahlt werden; dabei werden sie selbst zum Leuchten angeregt, können aber die zuvor aufgenommene Energie in jede beliebige Richtung aussenden, wodurch die ursprüngliche Strahlung in Richtung Beobachter stark reduziert wird. Die dunklen Linien werden daher meist Absorptionslinien genannt. Die Analyse des Sternspektrums verrät daher sowohl chemische Zusammensetzung als auch Temperatur und andere Größen der Sternatmosphären.

Seit Beginn des 20. Jahrhunderts verwenden die Astronomen zur einfachen Klassifizierung der Sterne ein System von Spektralklassen, das sich auf eine seltsam ungeordnet erscheinende Buchstabenreihe stützt: Die meisten Sterne lassen sich entsprechend ihrer Temperatur den Klassen O, B, A, F, G, K oder M zuordnen. Dabei stehen O- und B-Sterne am oberen Ende der Temperaturskala, M-Sterne am unteren. Zur besseren Unterteilung werden die Mitglieder der einzelnen Klassen noch mit einem Index versehen, der von null bis neun reicht; in diesem System ist unsere Sonne ein G2-Stern. Die merkwürdige Reihenfolge der Buchstaben lässt sich übrigens mit einem Merkspruch leicht einprägen: „Offenbar benutzen Astronomen furchtbar gerne komische Merksätze.“

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm

Als man schließlich daran ging, die Fülle spektroskopischer Sterndaten systematisch zu ordnen, stießen der dänische Astronom Eijnar Hertzsprung und sein amerikanischer Kollege Henry Norris Russell unabhängig voneinander auf einen verblüffenden Zusammenhang: Werden die Kenngrößen Temperatur (oder Spektraltyp) und Leuchtkraft (oder absolute Helligkeit) für jeden Stern in einem Diagramm gegeneinander aufgetragen, so verteilen sich die Sterne darin nicht etwa gleichmäßig, sondern im Wesentlichen entlang einer Diagonalen (der sogenannten Hauptreihe), die von hohen Temperaturen und Leuchtkräften in der linken oberen Ecke zu geringen Temperaturen und Leuchtkräften in der rechten unteren Ecke reicht.

Da die Leuchtkraft eines Sterns neben seiner Temperatur auch noch von seinem Durchmesser abhängt, zeigt dieses Hertzsprung-Russell-Diagramm, dass Sterne nicht jeden beliebigen Durchmesser haben können: Offenbar hängt der Durchmesser eines Sterns vor allem von seiner Temperatur ab. Allerdings ist dieser Zusammenhang zumindest bei den kühleren Sternen nicht eindeutig, denn dort gibt es sowohl leuchtschwache Sterne auf der Hauptreihe als auch leuchtkräftige Sterne, die dann sehr viel größer sein müssen; daher wird dieser Bereich als Riesenast bezeichnet.

© Gerhard Weiland

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm werden Temperatur und Leuchtkraft eines Sterns gegeneinander aufgetragen.

Das „Wasserstoffbrennen“

Bei der Suche nach der Energiequelle der Sterne stießen die Physiker in den 1930er-Jahren auf die Verschmelzung von Atomkernen. Sie setzt zwar extreme Temperatur und Druckverhältnisse voraus, die aber tief im Innern der Sterne durchaus erreicht werden. Dort ist die normale Atomstruktur mit Atomkernen, die von Elektronen umrundet werden, längst aufgebrochen, und Protonen sowie Elektronen schwirren „wie wild“ durcheinander. Dabei reicht die hohe Temperatur von mehr als 10 Millionen Grad aus, dass Protonen beim frontalen Zusammenstoß ihre gegenseitige Abstoßung aufgrund der gleichen elektrischen Ladung überwinden und miteinander verschmelzen können. So entsteht in mehreren Schritten aus den Protonen des Wasserstoffs, dem häufigsten Element in der Sonne und im Kosmos allgemein, ein Atomkern des nächst schwereren und zweithäufigsten Elementes Helium. Und weil vier Protonen oder Wasserstoffkerne einzeln mehr Masse besitzen als ein Heliumkern, wird die überschüssige Materie nach der berühmten Gleichung von Albert Einstein (E=mc2) in Energie umgewandelt. Nach diesem Prinzip verschmelzen im Innern der Sonne in jeder Sekunde rund 597 Millionen Tonnen Wasserstoff in 593 Millionen Tonnen Helium, und die Sonne verliert entsprechend in jeder Sekunde vier Millionen Tonnen Materie in Form von Energie. Trotz dieser gewaltigen Menge könnte die Sonne angesichts ihres fast unerschöpflichen Wasserstoffvorrates auf diese Weise etwa hundert Milliarden Jahre mit ihrer heutigen Leuchtkraft strahlen – wenn nicht die hohen Temperatur- und Druckwerte für die Wasserstofffusion notwendig wären. So aber wird die Sonne bereits zu „altern“ beginnen, wenn gerade einmal zehn Prozent des Wasserstoffs im Kernbereich verbraucht sind: nach etwa sechs bis sieben Milliarden Jahren.

Das Leben der Sterne

Verallgemeinernd kann man sagen, dass alle Sterne auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms ihre Energie aus der Wasserstofffusion gewinnen. Da sehr leuchtkräftige Sterne einen extrem hohen Energiebedarf haben, reicht deren Vorrat bei Weitem nicht so lange wie der unserer Sonne oder gar noch leuchtschwächerer Sterne: Aus den Sternmodellen der Astrophysiker lässt sich ableiten, dass die „Verweilzeit“ eines Sterns auf der Hauptreihe etwa mit dem Quadrat der Sternmasse abnimmt, ein Stern mit zehnfacher Sonnenmasse also lediglich ein Hundertstel der Zeit auf der Hauptreihe verbringt, die unserer Sonne dort vergönnt ist. Mit anderen Worten können heiße, massereiche Sterne erst vor vergleichsweise kurzer Zeit entstanden sein, sodass ihre Umgebung vielleicht etwas über den Prozess der Sternentstehung verrät. Tatsächlich findet man heiße Sterne oft in der Nähe ausgedehnter Gas- und Staubwolken. Wenn solche Wolken beginnen, sich unter dem Einfluss äußerer oder innerer Kräfte zusammenzuziehen, können daraus neue Sterne entstehen. Bestes Beispiel hierfür ist der Orion-Nebel, in dem mittlerweile mehrere Hundert „Sternenbabies“ entdeckt wurden. Am Ende dieser Anfangsphase landet ein neuer Stern – abhängig von seiner Masse – irgendwo auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms, wo er dann die längste Phase seines Lebens Wasserstoff in Helium umwandelt.

© Volker Wendel

Große interstellare Wasserstoffwolken sind die Geburtsstätte neuer Sterne.

Wenn der Wasserstoff im Zentrum zur Neige geht und der Druck aus dem Innern nachlässt, schrumpft der Sternkern, bis sich im Innern das Helium – die „Asche“ des Wasserstoffbrennens – durch Kernverschmelzung selbst in schwerere Elemente umwandelt. Parallel dazu „frisst“ sich das Wasserstoffbrennen in die umgebende, durch den Schrumpfungsprozess ebenfalls verdichtete Wasserstoffschale hinein. So wird aus einer anfänglichen Energiekrise schnell ein Energieüberschuss.

Durch diese beiden Energiequellen gerät das bisherige Gleichgewicht zwischen Anziehungskraft und Strahlungsdruck aus den Fugen, und der Stern bläht sich allmählich auf. Dabei kann durch die größer werdende Sternoberfläche die im Innern erzeugte Energie schneller abfließen, die äußere Hülle kühlt sich ab, und der Riesenstern leuchtet vorwiegend im rötlichen Licht: Ein „Roter Riese“ ist entstanden.

Die weitere Entwicklung hängt ganz entscheidend von der Masse des Sterns ab. Massearme Sterne wie unsere Sonne verlieren in der Rote-Riese-Phase einen Großteil ihrer äußeren Hülle und legen dabei den heißen Heliumkern frei; zurück bleibt ein weißer Zwergstern, kaum größer als die Erde oder allenfalls der Planet Uranus, aber durchaus eine ganze Sonnenmasse in sich vereinend. Seine innere Stabilität bezieht er aus der Tatsache, dass freie Elektronen nicht beliebig dicht zusammengepresst werden können – sie bilden vielmehr gleichsam Stützpfeiler, die den „Weißen Zwerg“ vor dem endgültigen Kollaps bewahren.

Massereichere Sterne durchlaufen vor ihrem Ende noch weitere Brennphasen und stürzen schließlich wie ein Kartenhaus in sich zusammen. Dabei wird wiederum ein Großteil der äußeren Hülle fortgeschleudert, doch wenn der verbleibende Rest mehr als 1,4 Sonnenmassen in sich vereint, kann er auch durch die „Elektronenpfeiler“ nicht länger gestützt werden – er schrumpft weiter, bis schließlich ein Neutronenstern zurückbleibt, ein vielleicht 20 Kilometer kleines „Sternmonster“, das sich einige Dutzend Mal in der Sekunde um seine eigene Achse dreht. Als sogenannte Pulsare wurden solche Neutronensterne 1967 erstmals mit einem Radioteleskop beobachtet; heute kennt man mehrere Tausend dieser Objekte.

Überschreitet die Restmasse des kollabierenden Sterns am Ende gar die drei- bis vierfache Sonnenmasse, dann kann selbst das Neutronengerüst eines Pulsars nichts mehr ausrichten, und der Materieklumpen muss haltlos weiter kollabieren. Im weiteren Verlauf wird die Anziehungskraft an seiner Oberfläche schließlich so groß, dass sie selbst Licht zurückhalten kann, und damit verschwindet das Objekt von der Bildfläche. Zurück bleibt ein „Schwarzes Loch“, das seine Existenz nur noch durch die extreme Wirkung seiner geballten Schwerkraft verrät.

Doppelsterne

Oft genug treten Sterne nicht allein, sondern paarweise auf, mitunter auch in kleineren Gruppen. Die Partner solcher Doppel- und Mehrfachsysteme sind in der Regel gemeinsam aus der ursprünglichen Gas- und Staubwolke entstanden. Da sie dabei zum Teil sehr unterschiedliche Startmassen erzielen konnten, müssen sie sich unterschiedlich schnell entwickeln, und so können wir sie trotz gleichen Alters in sehr verschiedenen Entwicklungsstadien beobachten. Dies erkennt man an den gelegentlich stark differierenden Farben der einzelnen Sternpartner. Doppelsterne sind keine Seltenheit: Etwa die Hälfte aller Sterne sind in Doppel- und Mehrfachsystemen gebunden.

Doppelsterne beobachten

Für die Beobachtung von Doppelsternen eignet sich jedes Fernglas und Teleskop, einige wenige können bereits mit bloßem Auge getrennt werden. Gerade für Einsteigerteleskope sind Doppelsterne lohnenswerte Objekte, denn im Gegensatz zu schwachen Nebeln und Galaxien hat man das Objekt schnell gefunden. Ob man es dann auch als Doppelstern trennen kann, hängt wieder vom Lichtsammelvermögen (es gibt auch schwache Doppelsterne), oft aber sehr stark von der Trennschärfe ab. Linsenteleskope sind gegenüber den Spiegelteleskopen meist im Vorteil – was aber sehr von der Justagequalität des Spiegelteleskops abhängen kann. Es gibt einige Doppelsterne, die selbst mit bloßem Auge als solche zu erkennen sind, etwa der „Augenprüfer“ Mizar und Alkor, der mittlere Deichselstern im Großen Wagen.

© Werner E. Celnik

Mizar und Alkor im Großen Wagen; Alkor ist das bekannte Reiterlein auf der Wagendeichsel.

Doppelsterne sind oftmals hell genug, dass man sie selbst von der Stadt aus gut beobachten kann. Einige der schönsten Doppelsterne am Himmel sind in der Tabelle hier unten aufgeführt.Nicht alle Doppelsterne sind in Wirklichkeit welche; man unterscheidet daher „optische“ Doppelsterne von den physischen. Die optischen Doppelsterne stehen nur zufällig am Himmel nahe beisammen, sind in Wirklichkeit aber weit voneinander entfernt. Physische Doppelsterne sind echte Geschwister im All; sie umkreisen ihren gemeinsamen Schwerpunkt und verändern so auch (langfristig) ihren gegenseitigen Abstand.

Neben dem Abstand der beiden Einzelsterne, der in Bogensekunden angegeben wird, ist der Helligkeitsunterschied der Komponenten von Bedeutung. So ist der hellste Stern am Himmel, Sirius im Sternbild Großer Hund, ein relativ weit auseinander stehender Doppelstern. Doch ist der Hauptstern mit –1m,5 so hell, dass er seinen mit +8m,7 viel lichtschwächeren Begleiter (zumindest in Amateurteleskopen) völlig überstrahlt. Ist andererseits der Winkelabstand von zwei gleich hellen Komponenten so klein, dass er an der Auflösungsgrenze des Teleskops liegt, wird die allgegenwärtige Luftunruhe die Beobachtung deutlich erschweren. So kann es zu einer Herausforderung für den Beobachter werden, besonders enge Doppelsterne oder Komponenten mit besonders großem Helligkeitsunterschied noch zu trennen.

Glücklicherweise gibt es eine ganze Reihe von Doppelsternen, deren Helligkeitsdifferenzen so klein und deren Abstände so groß sind, dass ihre Beobachtung auch in kleinen Instrumenten wegen ihrer Farbe „ein Genuss“ ist. Einen blauen und einen orangefarbenen Stern direkt nebeneinander stehen zu sehen, ist einfach ein ästhetischer Anblick.

© Werner E. Celnik

Der Doppelstern Albireo im Schwan weist einen deutlichen Farbkontrast auf.

Die schönsten Doppel- und Mehrfachsterne

Sternbild

Stern

Helligkeiten

Abstand

Farben

Adler

23 Aql

5m,3 / 9m,3 / 13m,5

3″,1 / 11″,3

gelb/grünlich

Andromeda

γ And

2,3 / 5,5

9,8

gelb/blaugrün

Bootes

ζ Boo

4,7 / 7,0

6,6

gelb/rot-orange

Delfin

γ Del

4,5 / 5,5

9,6

gelb/grün

Drache

ο Dra

4,8 / 7,8

34,2

gelb/grünblau

Fuhrmann

ψ5 Aur

5,3 / 8,3

36,2

gelb/blau

Großer Hund

ν1 CMa

5,8 / 8,5

17,5

gelb/tiefblau

Haar der Berenike

24 Com

5,2 / 6,7

20,3

gelb-orange/blau

Herkules

γ Her

3,8 / 9,8 / 12,2

41,6 / 87,7

gelb/purpur

Herkules

α Her

3,5 / 5,4

4,7

orange/blaugrün

Jagdhunde

α CVn

2,9 / 5,5

19,4

bläulich/grünlich

Kassiopeia

α Cas

2,2 / 8,9

64,4

orange/purpur

Kassiopeia

η Cas

3,4 / 7,5

12,9

gelb/rötlich

Kepheus

δ Cep

3,4 / 7,5

41,0

gelb/blau

Krebs

ι2 Cnc

6,0 / 6,5 / 9,1

1,4 / 55,6

tiefgelb/blau

Leier

ϑ Lyr

4,4 / 9,1 / 10,9

99,8 / 99,9

orange/bläulich

Löwe

6 Leo

5,2 / 8,2

37,4

gold/blau

Nördliche Krone

ζ CrB

5,1 / 6,0

6,3

blau/grünlich

Orion

ρ Ori

4,5 / 8,3

7,0

orange/blau

Pegasus

57 Peg

5,1 / 9,7

32,6

orange/blau

Perseus

ϑ Per

4,1 / 9,9

20,0

gold/blau

Perseus

η Per

3,8 / 8,5

28,3

orange/blau

Schwan

β Cyg

3,1 / 5,1

34,0

gold/blau

Schwan

61 Cyg

5,2 / 6,0

30,3

rot/orange

Schlange

β Ser

3,7 / 9,9

30,6

blau/gelb

Schlangenträger

70 Oph

4,2 / 6,0

3,8

gelb-orange/rot

Schütze

η Sgr

3,2 / 7,8

3,6

rot-orange/weiß

Skorpion

α Sco

1,2 / 5,4

2,9

rot-orange/grün

Steinbock

ρ Cap

5,0 / 6,7

247,6

gelb/orange

Stier

ϕ Tau

5,0 / 8,4

52,1

tiefgelb/blau

Wassermann

41 Aqr

5,6 / 7,1

5,0

gelb/blau

Wassermann

τ1 Aqr

5,8 / 9,0

23,7

bläulich/gelb-orange

Widder

λ Ari

4,9 / 7,7

37,4

gelblich weiß/blau

Widder

33 Ari

5,5 / 8,4

28,6

topas/blau

Veränderliche Sterne

Lange Zeit hindurch galten Sterne gemeinhin als ewig unvergängliche Lichtquellen, die natürlich auch keinerlei Veränderungen zeigen konnten. Wenn dann doch in Ausnahmefällen solche Veränderungen unübersehbar waren, wurden sie als „wundersame“ Effekte beschrieben. Bestes Beispiel hierfür ist der Stern Algol im Perseus – normalerweise der zweithellste Stern dieser Figur: Etwa alle zwei Tage und 21 Stunden nimmt seine Helligkeit aber für ein paar Stunden um mehr als eine Größenklasse ab, um dann wieder auf den gewohnten Wert anzusteigen. Um diese regelmäßige Helligkeitsänderung, die nach dem Weltverständnis der griechischen Antike eigentlich nicht sein konnte, zu kaschieren, trug Perseus in der griechischen Sagenwelt an passender Stelle das abgeschlagene Haupt der Medusa, deren Blick jeden zu Stein erstarren ließ. Selbst der heute noch gebräuchliche Name Algol, der sich aus dem Arabischen ableitet, bedeutet nichts anderes als „Dämon“.

Dabei verändert Algol in Wirklichkeit gar nicht seine Helligkeit: Vielmehr umkreisen sich dort zwei unterschiedlich helle Sterne genau so, dass wir recht genau auf die Kante der Bahnebene blicken und (zumindest indirekt) verfolgen können, wie sich alle zwei Tage und 21 Stunden der dunklere von beiden vor den helleren schiebt und dessen Licht vorübergehend abschattet – an dieser Stelle werden wir Zeugen einer regelmäßig wiederkehrenden „Sternfinsternis“. Damit zählt Algol zum Typ der sogenannten Bedeckungsveränderlichen.

© Gunther Schulz

Lichtkurve des Bedeckungsveränderlichen Algol

© Gunther Schulz

Lichtkurve von δ Cephei

Doch es gibt auch wirklich veränderliche Sterne, deren beobachtete Helligkeitsschwankungen durch physikalische Veränderungen des Sterns hervorgerufen werden. Manche blähen sich im Rhythmus der Helligkeitsschwankungen auf und ziehen sich wieder zusammen.

Abhängig von der Dauer des Lichtwechsels unterscheidet man zwischen kurzperiodischen Veränderlichen wie etwa den Delta-Cephei-Sternen (so benannt nach dem auffälligsten Vertreter dieser Klasse, dem Stern delta Cephei) und den langperiodischen Mira-Sternen. Die Mitglieder beider Sternklassen zeigen einen vergleichsweise regelmäßigen Helligkeitswechsel, der aber nicht ganz so gleichmäßig erscheint wie der Taktschlag eines Bedeckungsveränderlichen.

Wieder andere zeigen einen ziemlich abrupten Helligkeitsanstieg oder -abfall, der über mehrere Tage, Wochen, Monate oder Jahre andauern kann. Bei solchen Eruptiv-Veränderlichen sind zumeist gravierende innere Veränderungen und daraus resultierende Explosionen oder ein heftiger Materieaustausch zwischen engen Doppelsternen die Ursache.

Veränderliche Sterne beobachten

Bereits mit bloßem Auge kann man bei zahlreichen veränderlichen Sternen den Lichtwechsel verfolgen. Es hängt nur davon ab, wie hell der Stern erscheint und wie stark sein Lichtwechsel ist.

Veränderliche Sterne, die im Maximum heller als 6m werden, sind mit bloßem Auge beobachtbar, Sterne mit einem Maximum heller als 4m sind selbst an hellen Standorten noch erkennbar. Die Tabelle unten enthält die hellsten, von Mitteleuropa aus sichtbaren, veränderlichen Sterne. Zu den mit bloßem Auge beobachtbaren Veränderlichen zählen kurzperiodische mit einer Lichtwechselperiode von einigen Tagen, langperiodische mit einigen Hundert Tagen Periode und die unregelmäßig Veränderlichen. Periodisch veränderliche Sterne erreichen in regelmäßigen Abständen immer wieder dieselbe Helligkeit. Der Lichtwechsel kann in einer sich periodisch wiederholenden Lichtkurve festgehalten werden. Dabei verändert der Stern nicht gleichmäßig seine Helligkeit rauf und runter, er kann vielmehr längere Zeit eine konstante Helligkeit besitzen, um dann plötzlich binnen Minuten schwächer zu werden, und ebenso nach recht kurzer Zeit schnell seine alte Helligkeit wiedererlangen. Bestes Beispiel dafür ist die Lichtkurve von Algol (siehe oben Seite 139). Der eigentliche Helligkeitswechsel kann also dramatisch schnell erfolgen.

Am interessantesten, auch für die Wissenschaft, sind die unregelmäßig veränderlichen Sterne. Unregelmäßig bedeutet, die Helligkeitszu- oder -abnahme kann nicht vorhergesagt werden. Typisches Beispiel für diese Art von Sternen ist T Coronae Borealis. Im „Normalzustand“ zählt er mit einer Helligkeit von 2m zu den helleren Sternen am Himmel, bis er plötzlich und unerwartet seine Helligkeit um bis zu neun Größenklassen vermindert und damit nur noch mit einem größeren Feldstecher oder einem Teleskop erkennbar ist. Genauso unvorhersehbar erhöht er seine Helligkeit wieder. Diese Sterne eignen sich sehr gut dazu, regelmäßige Beobachtungen durchzuführen, die Sternhelligkeit zu schätzen und im Beobachtungsbuch festzuhalten.

Die wichtigsten veränderlichen Sterne

Sternbild

Stern

Maximum

Minimum

Amplitude

Periode

Adler

η Aql

3m,6

4m,4

0m,8

7d,18

Andromeda

λ And

3,7

4,1

0,4

54,3

Fuhrmann

ε Aur

2,9

3,8

0,9

9885

Hase

µ Lep

3,0

3,4

0,4

2

Hase

R Lep

5,5

11,7

5,2

432

Jagdhunde

Y CVn

5,2

6,6

1,4

157

Kassiopeia

γ Cas

1,6

3,0

1,4

unregelmäßig

Kepheus

δ Cep

3,7

4,6

0,9

5,4

Kepheus

µ Cep

3,4

5,1

1,7

730

Kepheus

T Cep

5,3

8,4

2,9

401

Leier

β Lyr

3,3

4,3

1,0

12,9

Löwe

R Leo

4,4

11,3

6,9

312

Nördliche Krone

R CrB

5,8

14,8

9,0

unregelmäßig

Nördliche Krone

T CrB

2,0

10,8

8,8

unregelmäßig

Orion

α Ori

0,2

1,3

1,1

unregelmäßig

Pegasus

β Peg

2,4

2,8

0,4

unregelmäßig

Perseus

β Per

2,1

3,4

1,3

2,87

Perseus

ρ Per

3,3

4,0

0,7

50

Schild

R Sct

4,4

8,2

3,8

140

Schlange

δ Ser

4,8

5,7

1,3

unregelmäßig

Schlangenträger

χ Oph

4,2

5,0

0,8

unregelmäßig

Schütze

RR Sgr

6,0

14,0

8,0

334,6

Schütze

X Sgr

5,0

6,1

1,1

7,01

Schwan

χ Cyg

3,3

14,2

10,9

407

Skorpion

α Sco

1,0

2,0

1,0

1600

Waage

δ Lib

4,8

5,9

1,1

2,32

Walfisch

ο Cet

3,0

10,0

7,0

332

Walfisch

T Cet

5,0

6,9

1,9

159

Wasserschlange

U Hya

4,7

6,2

1,5

450

Wasserschlange

R Hya

3,5

10,9

7,4

387

Sternhelligkeiten schätzen

Die Helligkeiten veränderlicher Sterne schätzt man mit Hilfe von Vergleichssternen bekannter (und stabiler) Helligkeit. Das Prinzip ist relativ einfach: Ist mein Veränderlicher zum Zeitpunkt x heller als Vergleichsstern A? Ist er zum selben Zeitpunkt dunkler als Vergleichsstern B? Dann muss seine Helligkeit einen Wert dazwischen besitzen. Die Kunst besteht lediglich darin, die richtigen Vergleichssterne in der Umgebung des Kandidaten zu finden. Die eigentliche Schätzung ist problemlos und erreicht bei einiger Erfahrung eine Genauigkeit von 0,1 Größenklassen.

Den veränderlichen Stern selbst muss man natürlich erst am Himmel identifizieren. Dazu wird wieder ein Himmelsatlas benötigt, der wenigstens Sterne bis zur achten Größenklasse darstellen sollte. Beim Auffinden schwächerer Sterne helfen uns Aufsuchkarten, in denen auch die passenden Vergleichssterne markiert sind. Man erhält sie zum Beispiel bei der Bundesdeutschen Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne (www.bav-astro.de).

© Gerhard Weiland

Aufsuchkarte für den Veränderlichen Mira im Sternbild Walfisch.

© Gerhard Weiland

Das Diagramm zeigt die Helligkeitskurve von Mira.

Nahe und ferne Milchstraßen

Die Milchstraße mit ihren Sternhaufen, leuchtenden Gasnebeln und den kompakten Kugelsternhaufen ist nur eine von ungezählten Galaxien, die das Universum bevölkern. Hier kann man die einzelnen Stationen des Sternenlebens mit eigenen Augen betrachten.

Schon bei der Himmelsbeobachtung mit bloßem Auge wird deutlich, dass alle Sterne in ein größeres System eingeordnet sind: die Milchstraße. Selbst die helleren Sterne zeigen eine gewisse Konzentration zu diesem schimmernden Band am Himmel, und das gilt erst recht für die viel zahlreicheren Sterne nahe der Sichtbarkeitsgrenze. Auch mit einem Fernglas oder kleinen Teleskop kann man erkennen, dass sich dieser Trend jenseits der sechsten Größenklasse weiterhin fortsetzt.

Aus dieser Beobachtung leitete Wilhelm Herschel bereits im späten 18. Jahrhundert eine Vorstellung über die Form (und Größe) des Systems ab. Er ermittelte in ausgewählten Himmelsfeldern die Zahl der Sterne abhängig von ihrer Helligkeit und nahm dann an, dass dieses System sich umso weiter in den Raum hinaus erstrecken würde, je mehr lichtschwache Sterne er in dieser Richtung sah. Über größere Distanzen würde er zwar nur noch die (absolut) helleren Sterne erkennen können, aber die sollten dann eben – wegen der großen Entfernung – als (scheinbar) lichtschwache Objekte in die Zählung eingehen.

Herschel fand so, dass die Milchstraße einer großen Linse ähnelt: Sie erschien ihm als flache, in der Mitte gewölbte Scheibe mit einem Durchmesser von etwa 8000 Lichtjahren und einer zentralen Dicke von vielleicht 800 Lichtjahren. Allerdings wirkte der Rand an manchen Stellen etwas ausgefranst. Heute wissen wir, dass dort Dunkelwolken das Licht weiter entfernter Sterne abschwächen und so eine nur geringe „Tiefe“ der Milchstraße vorgaukeln.

© Werner E. Celnik

Das Band der Milchstraße, aufgenommen mit einem Super-Weitwinkel-Objektiv.

Solche Dunkelwolken machen den Astronomen auch heute noch zu schaffen, wenn es darum geht, die wahre Form unseres Sternsystems zu bestimmen. Zum Glück haben die Wissenschaftler inzwischen Methoden gefunden, diese den Blick trübenden Gas- und Staubwolken zumindest in anderen Spektralbereichen zu durchdringen. So können sie mit Hilfe von radioastronomischen Beobachtungen die Verteilung der interstellaren Materie erschließen und daraus – wie bei einem Röntgenbild – das „Knochengerüst“ der Milchstraße rekonstruieren. Satellitenbeobachtungen im Infrarot- und Ultraviolettbereich steuern die Verteilung der Sternentstehungsgebiete und extrem junger, heißer Sterne bei, und die Röntgenastronomen schließlich finden unter anderem die „Sternfriedhöfe“.

Das entscheidende Manko bei nahezu allen Beobachtungen ist allerdings die fehlende Information über die Entfernung der einzelnen Objekte. Selbst der europäische Astrometriesatellit HIPPARCOS> hat nur die Sterne in der näheren Sonnenumgebung (bis zu etwa 1500 Lichtjahren) räumlich erfassen können. Zwar kann man von genügend hellen Sternen Spektren aufnehmen und damit eine Art spektroskopischer Entfernungsbestimmung versuchen. Dies geschieht nach dem Motto „Aus dem Spektrum kann ich die absolute Helligkeit des Sterns einigermaßen zuverlässig ermitteln und dann aus dem Vergleich von Soll- und Ist-Helligkeit die Entfernung ableiten“, aber dies funktioniert eben nur bei helleren Sternen. Bei radioastronomischen Beobachtungen der interstellaren Materie muss man sich auf dynamische Überlegungen stützen, um die Distanzen der einzelnen Strukturen abzuleiten, für Sternhaufen ist noch eine andere Methode hilfreich, aber letztlich muss das ganze Bild von der Struktur unserer Milchstraße noch immer als vorläufig angesehen werden.

© Gunther Schulz

Schematische Darstellung der Milchstraße mit der Position der Sonne

Ihm zu Folge hat unser Sternsystem einen Durchmesser von rund 100.000 – 120.000 Lichtjahren und eine Dicke von etwa 3000 Lichtjahren, die zur Mitte hin auf ca. 16.000 Lichtjahre anwächst. Dieser zentrale Wulst tritt auf den Panoramabildern unserer Milchstraße deutlich hervor – er liegt in Blickrichtung der Sternbilder Schütze und Skorpion und verrät damit auch die Richtung zum Milchstraßenzentrum. Leider ist das „zentrale Objekt“ genau in der Mitte wegen vorgelagerter Gas- und Staubwolken im sichtbaren Bereich nicht zu erkennen und entsprechend auch nicht zu erforschen. Beobachtungen im Röntgen- und Radiobereich lassen allerdings vermuten, dass es sich um ein vergleichsweise ruhiges Schwarzes Loch von etwa vier Millionen Sonnenmassen handelt. Die sichtbare Gesamtmasse der Milchstraße wird mit etwa 180 Milliarden Sonnenmassen angegeben. Unsere Sonne ist etwa 27.000 Lichtjahre vom Zentrum entfernt und benötigt für einen Umlauf rund 220 Millionen Jahre. Aus dem Vergleich mit dem Aussehen anderer Milchstraßen (Galaxien) lässt sich eine Spiralstruktur erkennen, wobei die Spiralarme durch die Häufung von Sternentstehungsregionen und den daraus erwachsenden jungen, heißen (und hellen) Sternen gleichsam vorgetäuscht werden. In Wirklichkeit handelt es sich gar nicht um eine stabile Formation, die beständig aus dem gleichen Material besteht: Die Spiralstruktur läuft vielmehr weitgehend losgelöst von der Materie durch die Milchstraße – wie ein Wellenreiter durch die Brandung. Deshalb werden die Spiralarme auch nicht durch die Rotation der Milchstraße allmählich aufgewickelt. Wie bei anderen Galaxien lässt sich aus den Beobachtungen ein „Galaxientyp“ ableiten: die Milchstraße ist eine zweiarmige Balkenspirale vom Typ SBc.

Die Milchstraße beobachten

Die Milchstraße ist das Objekt am Himmel, das uns die Tiefe des Weltraums wirklich bewusst machen kann. Das leuchtende Band besteht aus Millionen schwacher Sterne, die tief gestaffelt hintereinander im Raum stehen. Die meisten Sterne in diesem Band können wir mit bloßem Auge nicht einzeln erkennen. In ihrer Gesamtheit jedoch erzeugen sie diesen diffusen, milchigen Schimmer des Milchstraßenbandes am Himmel.

Unterbrochen wird das diffuse Leuchten durch dunkle Wolken aus Staub, der im interstellaren Raum zwischen den Sternen eingelagert ist und das Licht der weiter entfernt stehenden Sterne dämpft oder sogar ganz abblockt. In einer dunklen Nacht beobachten wir also mit bloßem Auge helle Sternwolken und sogenannte Dunkelwolken im Band der Milchstraße.

© Werner E. Celnik

Das Zentrum der Milchstraße ist hinter dunklen Staubwolken verborgen.

Leider wird der Himmel in Mitteleuropa immer weiter durch das Streulicht der Straßenbeleuchtung, von Leuchtreklamen, Gebäudestrahlern und „Sky-Beamern“ (Disco-Himmelsscheinwerfer) aufgehellt. Die Milchstraße ist deshalb in urbanen Gebieten kaum noch zu erkennen. Den meisten Menschen in Mitteleuropa entgeht somit ein wunderschönes Naturerlebnis. Um die Milchstraße in ihrer vollen Pracht bewundern zu können, begibt man sich am besten in dunkle, dünn besiedelte Gebiete: ins Hochgebirge, aufs weite Land oder sogar aufs Meer.

Das beeindruckendste Bild gibt die Milchstraße in den Sommermonaten ab, obwohl man sie durchaus auch im Winter gut sehen kann. Nachdem sich das Auge an die Dunkelheit angepasst hat, erkennt man die hellsten Teile im Bereich der bei uns tief stehenden Sommersternbilder Schütze und Skorpion. Eine kleine dreieckige Sternwolke markiert etwas weiter nördlich das Sternbild Schild. Es folgen die Sternbilder Adler und Schwan, wo sich das helle Band in zwei Arme aufteilt. Weiter nördlich folgt das Sternbild Kepheus (mit einer großen runden Dunkelwolke) und das große „W“ des Sternbildes Kassiopeia. Hier wird die Milchstraße deutlich schwächer. Nach der Kassiopeia taucht das Sternbild Perseus auf; hier blickt man zum Antizentrum der Galaxis, der Blick geht zum Rand der Diskusscheibe. Im Sternbild Fuhrmann wird die Milchstraße langsam wieder heller, geht durch das Sternbild Zwillinge zum Einhorn, östlich am markanten Orion vorbei ins Sternbild Großer Hund. Hier verschwindet für Beobachter in Mitteleuropa das Milchstraßenband in den Sternbildern Segel und Hinterdeck wieder am Horizont.

Mehr als ein diffuses Leuchten wird man mit bloßem Auge allerdings nicht erkennen können. Dabei hat die Milchstraße viel mehr zu bieten: leuchtende Gasnebel, offene Sternhaufen und die kleinen Planetarischen Nebel. Mit einem Feldstecher oder Teleskop kann man so gleichsam alle Stadien der Sternentwicklung am Himmel beobachten. Der Feldstecher zeigt die hellen Sternwolken bereits in viele Einzelsterne aufgelöst, die aber immer noch vor einem diffusen Sternhintergrund stehen. Die Gasnebel und Sternhaufen heben sich hingegen deutlich von ihrer Umgebung ab und erscheinen als einzelne, kompakte Objekte.

Deep Sky, der „tiefe“ Himmel

Während sich die Himmelsbeobachter im 16. und 17. Jahrhundert auf die möglichst lückenlose Erfassung der Sterne beschränkten, begann man Mitte des 18. Jahrhunderts auch mit der systematischen Suche nach Kometen – immerhin hatte Edmond Halley für das Jahr 1758 die Wiederkehr des von ihm im Sommer 1682 beobachteten Kometen vorausgesagt. Um bei seiner Suche nicht ständig andere nebulöse Objekte am Himmel irrtümlich für neue Kometen zu halten, trug der französische Astronom Charles Messier zwischen 1758 und 1781 die Positionen von mehr als einhundert solcher „Nebel“ zusammen; als Messier-Katalog ist er heute noch ein erster Wegweiser zu den hellsten „Deep-Sky“-Objekten, den Sternhaufen, leuchtenden Gas- und Staubnebeln und den Galaxien. Andere Nebel und Galaxien tragen sogenannte NGC-Nummern, die auf den „New General Catalogue of Nebulae and Clusters“ von John Dreyer aus dem Jahr 1888 zurückgehen.

Beim Einsatz eines Teleskops für die Beobachtung von Deep-Sky-Objekten ist das Lichtsammelvermögen des Fernrohrs entscheidend; je größer dessen Öffnung, desto schwächere Objekte wird man beobachten können. Deep-Sky-Beobachter ziehen meist ein lichtstarkes Newton-Teleskop einem kleineren (aber genauso teuren) Refraktor vor. Um möglichst viel Licht in das Auge gelangen zu lassen, wählt man eine geringe Vergrößerung. So kann man die (helleren) Gasnebel bereits wunderbar im Detail erkennen. Bei Sternhaufen und den kleinen Planetarischen Nebeln kann man – je nach Größe des Objekts – die Vergrößerung zur Detailbeobachtung weiter steigern.

Offene Sternhaufen

Einzelne Sternhaufen fallen dem Beobachter schon bei der Betrachtung mit bloßem Auge auf: Die Plejaden (das Siebengestirn) auf dem Rücken des Himmelsstieres zum Beispiel oder der v-förmige Umriss des Stierkopfes selbst – die Hyaden – sind als lokale Sternansammlungen kaum zu übersehen.

© Werner E. Celnik

Zwei offene Sternhaufen am Winterhimmel: die Plejaden (oben rechts) und die Hyaden (der v-förmige Kopf des Sternbildes Stier, der helle Aldebaran ist ein Vordergrundstern)

Ein Fernglas zeigt, dass auch an anderer Stelle (zum Beispiel nahe der Grenze von Perseus und Kassiopeia oder im Krebs) solche Sternansammlungen existieren, wobei dann auch lichtschwächere Sterne sichtbar werden, die den Haufencharakter noch verstärken.

Entwicklungsgeschichtlich sind die Sternhaufen so etwas wie Kindergärten für Sterne: Spektroskopische Untersuchungen haben gezeigt, dass die Sterne in diesen Haufen vielfach erst einige 10 bis 100 Millionen Jahre alt sind. Zwar werden massereiche Sterne kaum älter, aber die Mehrzahl der Sterne – die große Zahl der massearmen Sterne nämlich – hat eine wesentlich höhere Lebenserwartung. Die Zahl der Haufenmitglieder reicht von einigen Dutzend bei sehr schütteren Haufen bis zu etlichen Hundert oder gar mehreren Tausend – verteilt über einen Raum von bis zu 30 und mehr Lichtjahren. Man darf davon ausgehen, dass die Mitglieder eines Haufens durch die gegenseitigen Anziehungskräfte zwar über lange Zeit, aber nicht bis in alle Ewigkeit, aneinander gebunden sind. Sie werden daher als offene Sternhaufen bezeichnet. Mit fortschreitendem Auflösungsprozess entwickeln sich offene Haufen zu sogenannten Bewegungshaufen, deren Mitglieder nur noch an ihrer gemeinsamen Bewegung relativ zu den anderen Sternen der Milchstraße erkennbar sind. Ein solcher Sternstrom umfasst zum Beispiel mehrere Sterne des Großen Bären, aber auch solche auf der anderen Seite des Himmels – die Sterne dieses Stroms, der „momentan“ gleichsam über uns hinweg zieht, haben sich also bereits auf mehr als 400 Lichtjahre voneinander entfernt.

Aus der Verteilung der offenen Sternhaufen innerhalb der Milchstraße können die Astronomen auch etwas über die Entwicklungsgeschichte der Milchstraße selbst lernen: Kaum einer der mehr als tausend bekannten Haufen steht mehr als 30 Grad von der Milchstraßenebene entfernt. Dies macht deutlich, dass die Sterne heute im Wesentlichen nahe (oder in) der Hauptebene der Milchstraße entstehen und allenfalls erst später – durch gegenseitige Störeinflüsse – aus dieser Ebene herausgelenkt werden. Vor Jahrmilliarden kann die Konzentration der Sternhaufen zur Milchstraßenebene hin dagegen noch nicht so ausgeprägt gewesen sein, wie die zahlreichen alten Sterne außerhalb der Milchstraßenebene belegen – damals waren aber auch die interstellaren Gas- und Staubwolken noch gleichmäßiger verteilt.

Offene Sternhaufen beobachten

Die hellsten offenen Sternhaufen sind selbst bei hellerem Himmel in Stadtnähe noch ohne Hilfsmittel erkennbar. Selbst wenn die Einzelsterne in einem Haufen zu schwach sind, um ohne optisches Hilfsmittel erkennbar zu sein, so sorgt doch das Licht der Summe aller Sterne im Haufen dafür, dass zumindest ein diffuser Lichtfleck am Himmel sichtbar wird.

© Werner E. Celnik

Der offene Sternhaufen NGC 4755 wird auch „Herschels Schmuckkästchen“ genannt.

Die hellsten und größten offenen Sternhaufen sind vor allem die Plejaden (Siebengestirn, M 45) und die Hyaden (Regengestirn) im Stier, die Praesepe (Krippe, M 44) im Sternbild Krebs, und der Doppelsternhaufen h und c im Sternbild Perseus. Weniger bekannt, aber ebenfalls sehr hell, sind M 6 und M 7 im Sternbild Skorpion – sie stehen allerdings so weit südlich, dass sie bei uns nur wenige Grad über den Horizont steigen. Die in der Tabelle unten aufgeführten Sternhaufen zählen zu den hellsten am Himmel.

Offene Sternhaufen können mit jeder Art von Teleskop gut beobachtet werden. Selbst bei geringer Vergrößerung sind die Sternhaufen bereits in Einzelsterne aufgelöst und der Haufen scheint im Umfeld der Sterne zu „schweben“. Nicht selten erkennt man unter den hellsten Einzelsternen auch deutliche Farbunterschiede, die auf verschieden schnelle Entwicklungswege und damit auf unterschiedliche Sternmassen schließen lassen.

Die schönsten offenen Sternhaufen

Sternbild

Sternhaufen

Helligkeit

Durchmesser

Anzahl

Entfernung

Andromeda

NGC 752

5m,7

50′

60

1300 Lj.

Andromeda

NGC 7686

5,6

15

20

3200

Eidechse

NGC 7243

6,4

21

40

2600

Einhorn

M 50

5,9

16

80

2400

Einhorn

NGC 2232

3,9

30

20

1300

Einhorn

NGC 2264

4,4

30

40

2800

Einhorn

NGC 2301

6,0

12

80

2400

Füchschen

NGC 6940

6,3

31

60

2600

Fuhrmann

M 36

6,0

12

60

4100

Fuhrmann

M 37

5,6

24

150

4400

Fuhrmann

M 38

6,4

21

100

4300

Fuhrmann

NGC 2281

5,4

15

30

1600

Großer Hund

M 41

4,5

38

80

2400

Großer Hund

NGC 2362

4,1

8

60

5100

Hinterdeck

M 46

6,1

27

100

4600

Hinterdeck

M 47

4,4

29

30

1600

Hinterdeck

M 93

6,2

22

80

3600

Kassiopeia

NGC 457

6,4

13

80

9100

Kepheus

NGC 7160

6,1

7

12

4000

Krebs

Praesepe

3,1

95

50

590

Orion

NGC 1662

6,4

20

35

1300

Orion

NGC 1981

4,6

25

20

1500

Orion

NGC 2169

5,9

7

30

3600

Perseus

M 34

5,2

35

60

1400

Perseus

h/χ

5,3/6,1

30/30

315

7500

Perseus

NGC 1528

6,4

23

40

2600

Perseus

NGC 1545

6,2

18

20

2600

Schild

M 11

5,8

13

200

5600

Schlange

IC 4756

4,6

52

80

1500

Schlangenträger

NGC 6633

4,6

27

30

1100

Schütze

M 23

5,5

27

150

2200

Schwan

M 39

4,6

32

30

880

Schwan

NGC 6871

5,2

20

15

5400

Skorpion

M 6

4,2

15

80

2000

Skorpion

M 7

3,3

80

80

780

Stier

Plejaden

1,4

120

100

410

Stier

Hyaden

0,8

400

40

150

Stier

NGC 1647

6,4

45

200

1800

Stier

NGC 1746

6,1

42

20

1400

Wasserschlange

M 48

5,8

54

80

2000

Zwillinge

M 35

5,1

28

200

2800

Die interstellare Materie

Der Raum zwischen den Sternen ist nicht wirklich leer: Staub und interstellares Gas sind nahezu überall anzutreffen, mal sehr dünn verteilt (nur einige Atome pro Kubikzentimeter), mal in dichteren Wolken mit einigen Hundert, Tausend oder auch noch mehr Atomen pro Kubikzentimeter, was aber immer noch viel „leerer“ als im besten, auf der Erde technisch erreichbaren Ultrahochvakuum ist. Im „Normalzustand“ ist diese interstellare Materie kalt – mit Temperaturen von nur wenigen Grad über dem absoluten Nullpunkt (–273,15 Grad Celsius oder 0 Kelvin) – und daher im Bereich des sichtbaren Lichtes dunkel, so dass sie lange Zeit hindurch von den Astronomen unbemerkt blieb. Erst zu Beginn des 20. Jahrhunderts fand Johannes Franz Hartmann in den Spektren heller Sterne Hinweise darauf, dass ein Teil des Lichtes auf dem weiten Weg zu uns offenbar „verloren geht“, also durch irgendetwas absorbiert wird: dem interstellaren Staub. Diese Absorption des Sternlichtes ist natürlich umso größer, je mehr Teilchen zwischen Stern und Beobachter liegen, je höher also entweder die Teilchendichte innerhalb der Wolke ist oder je ausgedehnter die Wolke ist; kommt beides zusammen, erscheint die Dunkelwolke besonders auffällig und sogar dem bloßen Auge sichtbar. Beispiele hierfür bietet das Sternbild Schwan, wo die Milchstraße gleichsam in zwei Fahrspuren getrennt ist, oder das Kreuz des Südens, wo der sogenannte Kohlensack wie ein Loch in der Milchstraße erscheint.

© Werner E. Celnik

Scheinbar sternarme Gebiete in der Milchstraße werden oft von interstellaren Dunkelwolken verursacht.

Reflexionsnebel

Da Sterne und solche interstellaren Gas- und Staubwolken gemeinsam, aber dennoch unabhängig voneinander, das Zentrum der Milchstraße umrunden, kommt es oft genug auch zu gegenseitigen Annäherungen. In diesem Fall wird das Licht des nahen Sterns von den Staubteilchen reflektiert („gestreut“), und man erkennt im Fernglas oder Teleskop einen diffusen Lichtfleck in der Umgebung des Sterns. Da der Staubanteil an der interstellaren Materie recht gering ist, sind solche Reflexionsnebel nicht sehr hell und werden meist nur auf lang belichteten Aufnahmen sichtbar. Dort zeigen sie stets die gleiche Farbe wie der beleuchtende Stern, denn die Natur des Lichtes wird bei der Reflexion oder Streuung an Staubteilchen nicht verändert. Beispiele für solche Reflexionsnebel sind die Plejaden-Nebel oder die Region um den Stern ρ Ophiuchi unweit des Sterns Antares.

© Bernd Koch

Reflexionsnebel um den Stern Antares

© Bernd Flach-Wilken

Die blauen Reflexionsnebel der Plejaden entstehen durch Streuung vom Licht heißer Sterne an interstellarem Staub.

Helle diffuse Gasnebel

Liegt die Oberflächentemperatur des nahen Sterns bei mehr als 30.000 Kelvin, handelt es sich also um einen massereichen Stern des Spektraltyps O, dann sendet dieser Stern auch größere Mengen an kurzwelliger Ultraviolettstrahlung aus, die in der Lage ist, das Gas in der Umgebung zum Leuchten zu bringen. Kurzwellige UV-Strahlung ist genügend energiereich, um Elektronen auf ihren Bahnen um den Atomkern „vom Kurs abzubringen“ und damit zur Eigenstrahlung anzuregen. Bei einem O5-Stern reicht diese theoretische „Ionisationssphäre“ mehrere Hundert Lichtjahre weit. Da Wasserstoff das häufigste Element im Kosmos ist, verraten sich solche Gas- oder Emissionsnebel auf Fotos meist durch ihre rötliche Farbe, die auf die stärkste Wasserstoff-Strahlung zurückzuführen ist: die sogenannte Hα-Linie. Entsprechend werden solche Gasnebel von den Astronomen als HII-Regionen bezeichnet (wobei die römische II andeutet, dass der Wasserstoff einfach ionisiert ist). Leider ist das menschliche Auge für diese Wellenlänge nicht besonders empfindlich, und so sehen wir Emissionsnebel meist im Licht der deutlich schwächeren, zweitstärksten Strahlung des Wasserstoffs (Hβ) und der noch schwächeren Strahlung der wesentlich selteneren zweifach ionisierten Sauerstoffatome ([OIII]) im grünblauen Wellenlängenbereich. Beispiele für solche HII-Regionen sind der Lagunennebel (M 8) im Sternbild Schütze, der Rosettennebel im Sternbild Einhorn und der η-Carinae-Nebel am Südhimmel. Da heiße O-Sterne nicht sehr alt werden, befinden sie sich meist noch in unmittelbarer Nähe ihres Entstehungsortes und damit jener Gas- und Staubwolke nahe der Milchstraßenebene, aus der sie erst vor – astronomisch – kurzer Zeit erwachsen sind. Somit markieren solche Emissionsnebel oft Sternentstehungsregionen, in denen noch heute neue Sterne heranwachsen.

© Bernd Koch

Messier 8, der Lagunennebel, ist ein heller Gasnebel im Sternbild Schütze. In seiner Mitte hat sich ein offener Sternhaufen gebildet.

Planetarische Nebel

Aber nicht nur junge, heiße – und damit notwendigerweise massereiche – Sterne können Emissionsnebel erzeugen: Gegen Ende ihres Lebens schmücken sich auch masseärmere Sterne wie unsere Sonne vorübergehend mit einem leuchtenden Gasnebel. Während der Rote-Riese-Phase verlieren sie gleichsam die Schwerkraftkontrolle über ihre aufgeblähte äußere Hülle, so dass die brodelnde Materie in Form eines heftigen Sternwindes in die Umgebung abdriften kann. Wenn dabei schließlich das heiße Innere des Sterns freigelegt ist, wird der sterbende Stern zu einem intensiven UV-Strahler, der das Gas in der zuvor abgeblasenen Hülle ionisiert und damit zum Leuchten bringt. Anders als die HII-Regionen sind solche kosmischen „Trauerkränze“ in der Regel recht klein, denn sie beschränken sich auf die mehr oder minder unmittelbare Umgebung eines Sterns: Zwar reicht die Ionisationssphäre eines weißen Zwergsterns durchaus weiter in den Raum hinaus, aber die Gasdichte der abgeblasenen Hülle wird mit wachsender Ausdehnung (einige Lichtjahre) schließlich so gering, dass die Intensität des durch die UV-Strahlung angeregten Eigenleuchtens unter die Nachweisgrenze sinkt. Da ist es kein Wunder, dass diese oft ziemlich rund wirkenden Nebel in den bescheidenen Teleskopen des späten 18. Jahrhunderts ähnlich wie der neu entdeckte Planet Uranus erschienen und deshalb den irreführenden Namen „Planetarische Nebel“ erhielten. Erst mit den leistungsstarken Teleskopen des ausgehenden 20. Jahrhunderts konnten die Astronomen das oft bipolare Aussehen dieser Planetarischen Nebel erkennen und daraus wichtige Rückschlüsse auf die Endphasen der Sternentwicklung ziehen. Beispiele für Planetarische Nebel sind der Ringnebel in der Leier (M 57), der Hantelnebel im Füchschen oder der „Countdown“-Nebel NGC 6543 im Sternbild Drache nahe dem Pol der Ekliptik.

© Werner E. Celnik

Der bekannte Ringnebel im Sternbild Leier gilt als das Vorzeigeobjekt der Planetarischen Nebel.

Interstellare Nebel beobachten

Die interstellaren Nebel zählen zu den Himmelsobjekten, die oft am schwierigsten zu beobachten sind. Man benötigt dazu einen wirklich dunklen Himmel und einen guten Feldstecher oder ein lichtstarkes Teleskop. Weil die Nebel für unser Auge so schwach erscheinen, wird man sie kaum durch Glück finden, eine systematische Suche mithilfe einer Aufsuchkarte ist erforderlich. Die Nebel sind Objekte mit relativ geringer Flächenhelligkeit, auch wenn der Katalogwert gerne eine eigentlich nicht vorhandene Helligkeit vorgaukelt. Die in der Tabelle unten angegebenen Helligkeiten sind daher nur Richtwerte.

Die hellsten galaktischen Nebel sind der Orion-Nebel (M 42) und der Lagunennebel (M 8). Beide sind bereits mit bloßem Auge am dunklen Himmel erkennbar. Mit einem Feldstecher oder einem Teleskop lassen sich selbst von der Stadt aus Nebelflecken beobachten. Fast alle Gasnebel (vor allem der Orion-Nebel) enthalten auch viel interstellaren Staub, so dass sie zum Teil auch Dunkelwolken und Reflexionsnebel aufweisen.

Bekanntester und schönster unter den Reflexionsnebeln ist der Trifidnebel M 20 im Sternbild Schütze mit seinen roten (selbst leuchtenden) und blauen Reflexionsanteilen, in denen mit einem lichtstarken Instrument auch noch markante Dunkelwolken erkennbar sind. Der Konusnebel ist eine Dunkelwolke tannenbaumförmiger Struktur im Gasnebel NGC 2264.

© Werner E. Celnik

Zeichnung des „Trifidnebels“, einer interstellaren Gaswolke.

Der bekannteste Planetarische Nebel ist der Ringnebel M 57 in der Leier; zur Beobachtung mit dem Fernglas ist er allerdings zu klein. Bereits mit dem Feldstecher aufzufinden ist der Hantelnebel M 27 im unscheinbaren Sternbild Füchschen.

Der größte und hellste Planetarische Nebel am mitteleuropäischen Himmel ist der Helixnebel NGC 7293 im Sternbild Wassermann; leider steht er weit südlich und ist nur bei guter Horizontsicht aufzufinden.

Die schönsten Nebel

Sternbild

Objekt

Typ

Helligkeit

Größe

Entfernung

Drache

NGC 6543

PN

8m,3

0′,3

3000 Lj

Einhorn

NGC 2237-46

GN

4,8

90

4600

Einhorn

NGC 2264

GN/DW

3,9

60 × 30

2800

Füchschen

M 27

PN

7,3

8,0

950

Orion

M 42

GN/RN

4,0

65

1500

Orion

NGC 2024

GN/RN

8,0

30

1500

Schlange

M 16

GN

6,0

28 × 35

8000

Schütze

M 8

GN

4,6

80 × 40

5500

Schütze

M 17

GN

6,0

11,0

4900

Schütze

M 20

GN/RN

6,3

28,0

5200

Walfisch

NGC 246

PN

8,5

4,0 × 3,5

1600

Wassermann

NGC 7009

PN

8,3

0,5 × 0,4

3000

Wassermann

NGC 7293

PN

6,3

16

400

Wasserschlange

NGC 3242

PN

8,0

0,75

1900

PN: Planetarischer Nebel, GN: Gasnebel, RN: Reflexionsnebel, DW: Dunkelwolke

Kugelsternhaufen

Als die Teleskope – nicht zuletzt durch die Erfindung des (teilweise) farbkorrigierten zweilinsigen Fraunhofer-Objektivs – leistungsfähiger wurden, zeigte sich, dass nicht alle kreisrund erscheinenden „Nebel“ des Messier-Katalogs zur Gruppe der Planetarischen Nebel gehörten: In einigen Fällen konnten zumindest die Randbereiche in Einzelsterne „aufgelöst“ werden und die vermeintlichen Nebel erwiesen sich als sehr kompakt wirkende Sternansammlungen; für sie wurde der Begriff „kugelförmige Sternhaufen“ geprägt.

Tatsächlich handelt es sich um auffallend dichte Sternansammlungen, die in einer Sphäre von vielleicht 50 bis 100 Lichtjahren Durchmesser (in Ausnahmefällen auch größer) einige Hunderttausend bis Millionen Sterne enthalten. Trotzdem stehen die Sterne selbst im Zentrum eines Kugelhaufens nicht so dicht, wie es auf den Fotos von solchen Sternansammlungen aussieht: Die Abstände der Sterne untereinander liegen immer noch im Bereich einiger Lichtwochen und sind damit immer noch mehrere Hunderttausend Mal größer als die Sterne selbst. Bezogen auf die Größe eines Menschen entspräche dies einer Bevölkerungsdichte von nur einem Menschen pro 60.000 Quadratkilometern – oder gerade einmal sechs Menschen auf der Fläche Deutschlands.

© Bernd Flach-Wilken

Der Kugelsternhaufen M 13 im Sternbild Herkules ist der hellste Vertreter seiner Art am nördlichen Sternhimmel.

Anhand ihrer Spektren erweisen sich die Sterne in den Kugelhaufen der Milchstraße als durchweg sehr alte Objekte – etwa 10 bis 12 Milliarden Jahre sind die Regel. Sie müssen daher in der Frühgeschichte unserer Milchstraße entstanden sein und können den Astronomen entsprechend wertvolle Hinweise auf diese frühe Zeit liefern. Entscheidend ist in diesem Zusammenhang die räumliche Verteilung der Kugelsternhaufen und ihre Bewegung um das Zentrum der Milchstraße. Anders als die offenen Sternhaufen konzentrieren sie sich nicht auf die Ebene der Milchstraße, sondern gruppieren sich mehr oder weniger sphärisch um die Kernregion, werden also auch bei hohen galaktischen Breiten beobachtet. Dies deutet darauf hin, dass die Milchstraße vor mehr als 10 Milliarden Jahren noch nicht so stark auf eine flache Scheibe hin konzentriert war, sondern eine eher kugelförmige Gestalt besaß. Es bedeutet ferner, dass Kugelsternhaufen das galaktische Zentrum auf stark gegen die Milchstraßenebene geneigten Bahnen umrunden und dabei immer wieder die Hauptebene der Milchstraße durchstoßen müssen. Das wiederum kann nicht ohne Einfluss auf die Zusammensetzung bleiben – zumindest das Gas und der Staub zwischen den Sternen müssen dabei längst „herausgefegt“ worden und damit verloren gegangen sein. Tatsächlich sind kugelförmige Sternhaufen nahezu frei von interstellarer Materie. Dass Kugelsternhaufen diese wiederholten Kamikazeflüge überstanden haben, spricht für den starken inneren Zusammenhalt, der durch die gegenseitigen Anziehungskräfte aufgebaut wird.

Insgesamt sind etwa 150 Kugelhaufen in der Umgebung unserer Milchstraße bekannt, doch die Gesamtzahl dürfte um einiges höher liegen. Zu ihnen gehören M 13 im Sternbild Herkules, M 15 im Pegasus und Omega Centauri am Südhimmel, einer der größten Kugelhaufen.

© Werner E. Celnik

Neben Antares, dem Hauptstern des Sternbilds Skorpion, findet man bereits im Fernglas den Kugelsternhaufen Messier 4.

Kugelsternhaufen beobachten

Die hellsten Kugelsternhaufen sind bei sehr guten Bedingungen mit bloßem Auge als kleine diffuse Flecken zu sehen. Ein Feldstecher zeigt Kugelhaufen schon besser und in ihrem Umfeld am Himmel. Ein Teleskop lässt, je nach Öffnung, den Kugelsternhaufen als runden Fleck oder aber in Einzelsterne aufgelöst erkennen. Man darf in diesem Fall ruhig stärker vergrößern, um den Kugelhaufen in Einzelsterne aufzulösen. Bei M 13 – dem hellsten Kugelhaufen am nördlichen Himmel – kann man etwa ab einem Instrument von 15 Zentimetern Öffnung davon ausgehen, zumindest die Randpartien in Einzelsterne auflösen zu können. Neben Durchmesser und Helligkeit unterscheiden sich die Kugelhaufen auch in ihrer Sternzahl und der Konzentration ihrer Mitgliedssterne.

Die schönsten Kugelsternhaufen

Sternbild

Objekt

Helligkeit

Durchmesser

Entfernung (Lj)

Haar der Berenike

M 53

7m,7

14′

60.000

Herkules

M 13

5,7

16,6

23.000

Herkules

M 92

6,4

11,2

25.000

Jagdhunde

M 3

6m,4

18′

34.000

Pegasus

M 15

6,0

12,3

32.000

Schlange

M 5

5,7

17,4

26.000

Schlangenträger

M 9

7,6

9,3

24.000

Schlangenträger

M 10

6,6

15,1

15.000

Schlangenträger

M 12

6,8

14,5

17.000

Schlangenträger

M 14

7,6

11,7

33.000

Schlangenträger

M 19

6,7

13,5

35.000

Schlangenträger

M 62

6,6

14,1

20.000

Schütze

M 22

5,1

24

10.000

Skorpion

M 4

5,8

26,3

6.800

Taube

NGC 1851

7,3

11

39.000

Wasserschlange

M 68

7,7

12

131.000

Galaxien

In klaren Herbstnächten kann man von einem dunklen Standort aus schon mit bloßem Auge im Sternbild Andromeda einen verwaschenen Lichtfleck erkennen. Nimmt man ein Fernglas zu Hilfe, so erscheint der neblige Fleck zwar größer, bleibt aber diffus, und auch ein ausgewachsenes Amateurfernrohr lässt dort allenfalls eine zarte Spiralstruktur erahnen. Trotzdem handelt es sich bei diesem „Andromeda-Nebel“ nicht um einen leuchtenden Gasnebel, sondern um ein weit entferntes Sternsystem, das – ähnlich wie die Milchstraße – aus vielen Hundert Milliarden Sternen besteht. Mit einer Distanz von mehr als 2,5 Millionen Lichtjahren ist die Andromeda-Galaxie nicht nur das entfernteste Objekt, das mit bloßem Auge gesehen werden kann, sondern auch der nächste größere Nachbar unserer Milchstraße. Den Beweis dafür erbrachte der amerikanische Astronom Edwin Hubble, der in den 20er-Jahren des 20. Jahrhunderts mit dem damals größten Teleskop, dem 2,5-Meter-Spiegel auf dem Mount Wilson, in den Randbereichen des Andromeda-Nebels einzelne Sterne erkennen und deren Helligkeit abschätzen konnte.

© Bernd Koch

Die Andromeda-Galaxie ist der nächste große Nachbar unserer Milchstraße.

Einige Jahre später entwickelte Hubble ein Klassifizierungssystem für Galaxien, das sich an ihrem Aussehen orientierte. Dabei unterschied er zwischen weitgehend strukturlosen, aber regelmäßig geformten elliptischen Galaxien, mehr oder minder stark strukturierten Spiralgalaxien und den eher unregelmäßigen Systemen ohne erkennbare Struktur. Sein „Stimmgabel-Diagramm“ wird noch heute zu einer ersten Beschreibung ferner Galaxien benutzt.

© Gerhard Weiland

Das Hubble-Schema teilt die Galaxien in drei Grundtypen ein: E steht für elliptische Galaxien, S für Spiralgalaxien und SB für Balkenspiralen.

Galaxien beobachten

Galaxien zählen beobachtungstechnisch zu den diffusen Objekten, obwohl sie größtenteils aus Sternen bestehen. Sie sind so weit entfernt, dass man sie mit Amateurinstrumenten nicht in Einzelsterne auflösen kann. Ausnahmen stellen nur die Große und die Kleine Magellansche Wolke dar (benannt nach dem berühmten Seefahrer). Die Große Magellansche Wolke ist rund 156.000 Lichtjahre entfernt, die Kleine Magellansche Wolke etwa 209.000 Lichtjahre. Leider stehen diese beiden prachtvollen Klein-Galaxien am Südhimmel und steigen in Mitteleuropa nicht über den Horizont. Für hiesige Beobachter ist die oben erwähnte Andromeda-Galaxie (M 31) erste Wahl. Der Andromeda-Nebel dürfte ähnlich aussehen wie unsere Milchstraße von außen: ein helles elliptisches Zentralgebiet gelblicher Farbe, umgeben von Spiralarmen, die wegen der vielen jungen Sterne darin bläuliches Licht abgeben. Gleich neben dem Andromeda-Nebel stehen zwei kleine, elliptische Galaxien – die Analogie zu unserer Milchstraße mit den Magellanschen Wolken ist verblüffend.

© Stefan Seip

M 31, die Andromeda-Galaxie, ist in klaren Herbstnächten bereits mit bloßem Auge als matt schimmernder Lichtfleck zu sehen.

© Werner E. Celnik

Die Große Magellansche Wolke (links) und die Kleine Magellansche Wolke (rechts) sind Begleitgalaxien unserer Milchstraße.

Die nächst hellere Galaxie, M 33 im Sternbild Dreieck, ist ein ideales Objekt, um die Qualität des Himmels zu testen: Unter idealen Bedingungen problemlos mit bloßem Auge auszumachen, ist M 33 unter durchschnittlichen Bedingungen auch für das Fernglas eine schwierige Aufgabe und am Stadthimmel eigentlich unsichtbar. Der Hobby-Astronom trifft hier auf das typische Problem bei der Beobachtung von Galaxien (und allgemein von Deep-Sky-Objekten): die sehr niedrige Flächenhelligkeit der Objekte. Gerade bei Galaxien erscheint das Zentrum oft kompakt und hell, die Spiralarme aber diffus, ausgedehnt und sehr lichtschwach. Dies sollte bei der Beobachtung mit kleinen Instrumenten aber nicht enttäuschen, denn immerhin blickt der Beobachter hier in Entfernungen von Millionen Lichtjahren. Fertigt man während der Beobachtung mit dem Auge am Okular eine Zeichnung eines solches Objektes an, so prägt sich das beobachtete Erscheinungsbild ein, ein interessanter persönlicher Effekt. Spannend ist auch der Unterschied der gesehenen Strukturen, wenn man eigene Beobachtungen an verschieden großen Teleskopen miteinander vergleicht.

© Werner E. Celnik

Zeichnung der Spiralgalaxie M 63 im Sternbild Jagdhunde; diesen Anblick hat man in einem mittleren Amateurteleskop.

Elliptische Galaxien erscheinen im Teleskop strukturlos, da sie keine Spiralarme besitzen. Der Sombrero-Nebel M 104 im Sternbild Jungfrau zum Beispiel hat seine Bezeichnung aufgrund seiner hutförmigen Gestalt erhalten: Wir beobachten diese Spiralgalaxie schräg von der Kante und sehen eine durch das die Galaxie umgebende Dunkelwolkenband zweigeteilte Struktur.

© Stephan Schurig

Aufsuchkarte für die Sombrero-Galaxie M 104 im Sternbild Jungfrau, an der Grenze zum Sternbild Rabe. Der Ausschnitt zeigt den vergrößerten Anblick im Teleskop.

© Bernd Koch

Fotografie der Sombrero-Galaxie M 104 mit einem Meade 14‘‘-ACF-Teleskop und Reducer bei 3000 mm Brennweite.

Die schönsten Galaxien

Sternbild

Objekt

Helligkeit

Ausdehnung

Typ

Entfernung

Andromeda

M 31

3m,4

185′ × 75′

Sb

2,2 Lj

Bildhauer

NGC 253

7,6

30,0 × 6,9

Sc

8

Dreieck

M 33

5,7

67,0 × 41,5

Scd

2,4

Eridanus

NGC 1291

8,5

11,0 × 9,5

SB0

30

Fische

M 74

9,4

11,0 × 11,0

Sc

30

Giraffe

NGC 2403

8,5

25,5 × 13,0

Scd

10

Großer Bär

M 81

6,9

24,0 × 13,0

Sab

10

Großer Bär

M 82

8,4

12,0 × 5,6

I0

10

Großer Bär

M 101

8,0

26,0 × 26,0

Scd

15

Haar der Berenike

M 64

8,5

9,2 × 4,6

Sab

42

Jagdhunde

M 51

8,4

8,2 × 6,9

Sbc

38

Jagdhunde

M 63

8,6

13,5 × 8,3

Sbc

42

Jagdhunde

M 94

8,2

13,0 × 11,0

Sab

32

Jagdhunde

M 106

8,4

20,0 × 8,4

Sbc

39

Jungfrau

M 49

8,4

8,1 × 7,1

E2

42

Jungfrau

M 60

8,8

7,1 × 6,1

E2

42

Jungfrau

M 87

8,6

7,1 × 7,1

E0

42

Jungfrau

M 104

8,0

7,1 × 4,4

Sa

40

Löwe

M 66

8,9

8,2 × 3,9

Sb

30

Löwe

NGC 2903

9,0

12,0 × 5,6

Sbc

23

Löwe

NGC 3521

9,0

12,5 × 6,5

Sb

23

Walfisch

M 77

8,9

8,2 × 7,3

Sab

50

Walfisch

NGC 247

9,2

19,0 × 5,5

Sd

7

Wasserschlange

M 83

7,6

15,5 × 13,0

Sc

15

S: Spiralgalaxie, SB: Balkenspirale, E: Elliptische Galaxie, I: Irreguläre Galaxie, a: enge Spirale, c: offene Spirale

Vom Amateur zum Profi

Praktische Astrofotografie

Mit Geduld und etwas Übung kann man viele astronomische Ereignisse und Objekte auch erfolgreich fotografieren, um die eigenen Sternstunden für sich und die Nachwelt festzuhalten oder eigene Untersuchungen anzustellen.

Einfache Fotos mit dem Fotoapparat

Astrofotos können toll aussehen, aber man sollte sich bewusst sein, dass keine Kamera in der Lage ist, das menschliche Auge zu ersetzen. Der visuelle Anblick im Teleskop, zum Beispiel eines Planeten oder Sternhaufens, wird sich immer deutlich von Fotos unterscheiden. Die Astrofotografie ist eine Disziplin für sich, und das „perfekte“ Foto benötigt großen Aufwand, viel Erfahrung und leider auch teure Technik. Das größte Hindernis ist die durch die Drehung der Erde verursachte Wanderung der Sterne am Himmel. Aufnahmen mit einer nicht von einer parallaktischen Montierung nachgeführten Kamera sind dadurch auf wenige Sekunden begrenzt, will man Sterne punktförmig abbilden. Aber auch „Schnappschüsse“ mit handelsüblichen Kameras können ästhetischen Wert haben.

© Werner E. Celnik

Strichspuraufnahme des Sternbildes Orion

Die erforderliche Ausrüstung

Was brauchen wir, um Astrofotografie betreiben zu können? Das hängt stark davon ab, mit welcher „Vergrößerung“ wir welche Art von Objekten ablichten wollen. Die Vergrößerung wird von der Brennweite der abbildenden Optik bestimmt. Die Aufnahme eines farbigen Gasnebels mit einer Brennweite von 800 Millimetern oder gar Planetenfotografie mit 5 Metern Brennweite (beide mit einem Teleskop) erfordern eine ganz andere Ausstattung als Aufnahmen von Milchstraßenfeldern mit einer kurzen Brennweite von 50 mm, also einem normalen Kamera-Objektiv.

Eine für Astrofotografie geeignete Kamera sollte folgende Merkmale aufweisen:

- ▶Möglichkeit der Dauerbelichtung (B-Einstellung mit Fernauslöser)

- ▶Der Autofokus ist abschaltbar; „Unendlich“ ist manuell einstellbar

- ▶Die Blende ist manuell wählbar (Automatik abschaltbar)

- ▶Objektive sind austauschbar

- ▶Am Kameraboden ist ein Anschluss für ein Stativgewinde

- ▶Die Aufnahmen sind ohne Datenkomprimierung möglich (für „Schnappschüsse“ ist auch die Speicherung von komprimierten JPG-Bilddateien ausreichend)

Für Aufnahmen mit fest stehender Kamera (Strichspuraufnahmen oder Aufnahmen mit kurzen Belichtungszeiten) wird ein stabiles Fotostativ benötigt, für lang belichtete Aufnahmen am Sternhimmel eine parallaktische Montierung mit Nachführung. Für die notwendige Verarbeitung der digital gewonnenen Aufnahmen bis zum Endresultat ist ein Computer mit Bildbearbeitungssoftware erforderlich. Wird noch auf klassischem Diafilm fotografiert, kann das Dia bereits das Endresultat darstellen. Filme werden allerdings nur noch in Spezialfällen, z. B. bei Großformataufnahmen im Format 6 × 6 cm, eingesetzt.

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Spiegelreflexkamera mit Fernauslöser auf einem Fotostativ – mehr benötigt man nicht für erste Sternbildaufnahmen.

Fotografie mit der Digitalkamera

Der Amateur-Astrofotograf greift heute gerne zu einer digitalen Spiegelreflexkamera, kurz „DSLR“ genannt. Dieser Kameratyp ist heute auch in einer Preiskategorie angekommen, die für einen Einsteiger bezahlbar ist.

Die Vorteile der Digitaltechnik sind:

- ▶die sofortige Sichtbarkeit des fotografischen Ergebnisses auf dem Kameradisplay oder einem Computer-Bildschirm

- ▶die Weiterverarbeitung des Bildes im PC ohne Einscannen eines Negativs/Dias

- ▶keine laufenden Materialkosten (Filme)

- ▶hohe Kapazität der Speichermedien (eine Speicherkarte speichert wesentlich mehr Bilder als ein Film, wobei der Speicherbedarf bei Archivierung der Aufnahmen auf einer Festplatte allerdings enorm (!) angestiegen ist)

Gegenüber den digitalen Sucherkameras bietet eine DSLR zusätzlich folgende Pluspunkte:

- ▶Das Objektiv kann ausgewechselt werden

- ▶Die Kamera kann ohne Objektiv über Adapter direkt an ein Teleskop angeschlossen werden, das Teleskop dient dann als Teleobjektiv

- ▶Bilder können ohne Qualitätsverlust im RAW-Format abgespeichert werden

- ▶Die Qualität des Aufnahmechips ist gegenüber Sucherkameras deutlich besser

Wer ernsthaft Astrofotografie betreiben möchte, kommt um die Anschaffung einer DSLR eigentlich nicht herum. Astrotaugliche Gehäuse sind bereits ab ca. 300 Euro erhältlich. Je nach Modell reichen die Preise für das Gehäuse bis jenseits der 3000-Euro-Grenze. Objektive und Zubehör kommen hinzu. Der Gebrauchtmarkt bietet als Alternative günstige Möglichkeiten.

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Die Minimal-Ausrüstung für Astrofotografie mit einer digitalen Spiegelreflexkamera: Kamera, Normal-, Weitwinkel- und Teleobjektiv, Fernauslöser, Speicherkarten und Ersatzakku.

Einen Nachteil bei den meisten Marken-DSLRs sollte man hier nicht verschweigen: Die Rotempfindlichkeit ist bei den meisten Modellen durch einen speziellen Filter vor dem Chip deutlich reduziert. Das merkt man bei „normalen“ Aufnahmen nicht, weil die interne Bildbearbeitung der Kamera das kompensiert und der „schwächere“ rote Spektralbereich, der von dem Filter nicht erfasst wird, dafür ausreicht. Das Rot, das aber von vielen Himmelsobjekten ausgestrahlt wird, z. B. in der roten Wasserstofflinie, die von der Chromosphäre und den Protuberanzen der Sonne oder von den roten Gasnebeln ausgesandt wird, fällt jedoch leider in den ausgefilterten Bereich. Das hat zur Folge. dass diese Objekte dann nicht rot, sondern eher bläulich-weißlich erscheinen. Abhilfe schafft hier der Ausbau dieses Sperrfilters und die dann notwendige Farbkorrektur, z. B. über einen Filter vor dem Objektiv – den man für Astroaufnahmen jederzeit entfernen kann. Der Ausbau des Sperrfilters wird von einer Spezialfirma durchgeführt, einige Teleskophändler bieten den Umbau an. Diese astromodifizierten Kameras sind auch als Neuware erhältlich.

Aufnahmen mit stehender Kamera

Damit können wir bereits mit der Kamera auf einem Stativ Strichspuraufnahmen des Sternhimmels anfertigen. Wir müssen lediglich einige Minuten mit fest stehender Kamera belichten. Höchstens jedoch so lange, bis der Himmelshintergrund im Bild zu hell wird. Das kann bei aufgehelltem Himmel in Stadtnähe bedeuten, bei ISO 800 und Blende 4 nur 30 Sekunden belichten zu können. Oder, wenn man längere Sternspuren bei gleicher Himmelshintergrundhelligkeit, aber dafür mit weniger Sternen, haben möchte, bei ISO 100 und Blende 5,6 dann eben acht Minuten belichten. Bei Sternhimmelaufnahmen gilt stets: einen Beobachtungsort mit möglichst dunklem Himmel aufsuchen!

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Durch eine Aufnahmeserie mit zunehmender Belichtungszeit ermittelt man die optimale Zeit.

Solche relativ kurz belichteten Aufnahmen haben ihren besonderen Reiz. Geeignete Motive dafür gibt es reichlich: die Sternbilder mit den Farben der Sterne, die veränderliche Position der Planeten in den Sternbildern (bei Aufnahmen im Abstand mehrerer Tage oder Wochen), Dämmerungsaufnahmen oder Aufnahmen von Sternschnuppen. Für diese Aufnahmen wählen wir eine offene Blende (= kleinste Blendenzahl) des Kameraobjektivs, z. B. also Blende 1,4 oder Blende 2,8, wenn nicht die oben genannten Einschränkungen bei sehr hellem Himmel dies verhindern.

Welche „Filmempfindlichkeit“ (ISO-Wert) sollte gewählt werden? Je höher die Empfindlichkeitszahl, desto kürzer die Belichtungszeit. Doch liefert eine digitale Kamera bei höherer Empfindlichkeit ein qualitativ schlechteres Bild. Dies äußert sich durch ein stärkeres in Erscheinung tretendes, unansehnliches Bildrauschen, je höher die eingestellte Empfindlichkeit wird. Tipp: In der lang belichtenden Astrofotografie (d. h. natürlich bei „dunklem“ Himmel) wird meist eine Empfindlichkeit von ISO 400 bis 800 gewählt. Das ermöglicht Belichtungen ohne das Rauschen zu stark werden zu lassen.

Wie ermitteln wir die korrekte Belichtungszeit? Die Dauer der Belichtung hängt neben der Wahl von Blende und Empfindlichkeit auch von der Himmelshelligkeit ab. Aus der Stadt heraus ist der Himmel hell und wir können nur kurz belichten, bis das Bild überbelichtet erscheint. Dafür sind aber auch nur wenige Sterne erkennbar. Wir weichen daher besser auf einen Standort mit dunklem Himmel aus und fertigen eine Aufnahmeserie an. Wir beginnen mit 10 Sekunden und verdoppeln die Belichtung von Bild zu Bild. Wo wir die Serie abbrechen, hängt von der ISO-Zahl ab. Nach 15 Minuten können wir aber sicherlich abbrechen, denn entweder ist die abgebildete Himmelshelligkeit oder aber das Rauschen des lichtempfindlichen Chips in der Kamera zu stark geworden. Hier macht sich der Vorteil einer Digitalkamera bemerkbar: Das Bild kann sofort nach der Belichtung auf dem Kameradisplay oder, bei Anschluss an einen PC, auf dem Monitor betrachtet werden. Alle Aufnahmen werden im Beobachtungsbuch notiert, mit Datum und Uhrzeit unter Angabe der Zeitzone (wie z. B. MEZ), Motiv, Objektivbrennweite und Blende, ISO-Zahl und Belichtungsdauer. Das Bild, das den Himmelshintergrund gerade gut erkennen lässt, ist korrekt belichtet worden. Dies wird die Standard-Belichtung für den gewählten Standort und so im Beobachtungsbuch zum späteren Nachschlagen festgehalten. Die Aufnahmeparameter werden außerdem automatisch in der Bilddatei abgespeichert und können so später am Computer nachgelesen werden, auch ohne dass man in der Nacht alles gleich auf Papier notieren muss.

Will man längere Strichspuraufnahmen von mehreren Stunden Dauer anfertigen, um zum Beispiel die Rotation der Sterne um den Himmelspol festzuhalten, so ist dies kein Problem: Man macht mit der DSLR einfach mehrere Aufnahmen mit wenigen Minuten Belichtungszeit direkt hintereinander und setzt diese später im PC zusammen, sodass im Resultat lange Stern-Strichspuren entstehen.

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Diese sehr lang belichtete Strichspuraufnahme des Sternbildes Orion zeigt deutlich die unterschiedlichen Sternfarben.

Sollen die Sterne dagegen als Punkte auf dem Film abgebildet werden, so wählen wir eine hohe Empfindlichkeit, z. B. ISO 800, 1000 oder 1600, und belichten nur so lange, dass die Himmelsdrehung noch nicht abgebildet wird. Die maximale Belichtungsdauer für punktförmige Sternabbildungen hängt von der Aufnahmebrennweite und der Deklination des fotografierten Objektes ab.

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So lange man eine bestimmte Belichtungszeit nicht überschreitet (siehe Tabelle unten), bleiben die Sterne punktförmig.

Aus der Tabelle hier unten können wir entnehmen, dass Aufnahmen mit Teleobjektiven bei stehender Kamera wenig bringen: Zum einen ist die Lichtempfindlichkeit von Tele- oder Zoom-Objektiven mit Blenden von 4 bis 5,6 gering, zum anderen verbleibt der Stern bei stehender Kamera nur für kurze Zeit auf einer Stelle des Films bzw. Chips, sodass die relative Belichtung nur kurz ist. Mit stehender Kamera wird daher ein lichtstarkes Weitwinkel- oder Normalobjektiv mit Blende 1,4 bis 2,8 eingesetzt.

Maximale Belichtungsdauer mit stehender Kamera

Brennweite

Maximalbelichtungszeit in Sekunden

Deklination = 0°

Deklination = 45°

Deklination = 60°

28 mm

14 s

20 s

28 s

50

8

12

16

80

5

7

10

135

3

4

6

300

1,5

2

3

500

0,75

1

1,5

1000

0,25

0,5

0,75

Die Tabelle unten zeigt, wie groß das Gesichtsfeld bei verschiedenen Brennweiten und Aufnahmeformaten ist.

Übliche DSLRs besitzen einen sogenannten Halbformat-Chip (ca. 18 mm × 24 mm), sehr gute Modelle einen Vollformat-Chip im klassischen Kleinbildformat (24 mm × 36 mm). Ist der Chip der Digitalkamera kleiner, so verkleinert sich bei gleicher Brennweite auch das Gesichtsfeld; es wird eine längere Brennweite vorgetäuscht. Die Bildschärfe ist dann jedoch, auf die Bildgröße bezogen, schlechter als beim Vollformat-Chip, wo meist eine größere Zahl Bildpunkte (Pixel) zur Verfügung stehen. Zum persönlichen Vergleich und zum Nachmessen: Der Mond hat einen Durchmesser von 0,5 Grad, die Verbindungslinie zwischen den Sternen Beteigeuze und Rigel im Orion ist dagegen 19 Grad lang.

Gesichtsfelder bei verschiedenen Brennweiten

Brennweite

Halbformat-Chip
(18 × 24 mm)

Vollformat-Chip
(24 × 36 mm)

Mittelformat
(60 × 60 mm)

28 mm

32°,7 × 46°,4

46°,4 × 65°,5

94° × 94°

30

30,9 × 43,6

43,6 × 61,9

90 × 90

50

19,8 × 27,0

27,0 × 39,6

62 × 62

80

12,7 × 17,1

17,1 × 25,4

41 × 41

135

7,6 × 10,2

10,2 × 15,2

25 × 25

180

5,7 × 7,6

7,6 × 11,4

19 × 19

300

3,4 × 4,6

4,6 × 6,9

11 × 11

500

2,1 × 2,8

2,8 × 4,1

7 × 7

1000

1,0 × 1,4

1,4 × 2,0

3,4 × 3,4

2000

0,5 × 0,7

0,7 × 1,0

1,7 × 1,7

Aufnahmen mit nachgeführter Kamera

Im Gegensatz zu Strichspuraufnahmen sind nachgeführte Aufnahmen von Himmelsobjekten Besitzern einer parallaktischen Nachführeinheit vorbehalten. Diese Vorrichtung sorgt dafür, dass das Teleskop bzw. die Kamera stets mit hoher Genauigkeit dem sich drehenden Sternhimmel folgt. Für den Einstieg in die Welt der nachgeführten Astrofotografie sind weder Riesenteleskope noch Riesenmontierungen nötig. Ein kleines Instrument und eine kleine parallaktische Montierung genügen vorerst.

Eine Klappen-Montierung können sich Bastler aus Holz bauen. Sie wird grob auf den Himmelspol ausgerichtet und durch Drehung per Hand nachgeführt. Im Internet findet man Bauanleitungen auch unter dem Stichwort „Barndoor-Montierung“. Im Fachhandel sind diese Nachführeinheiten auch mit Nachführung per Motor und Batterie erhältlich, dann aus Metall mit guter mechanischer Qualität, was im Reisegepäck für geringeres Gewicht im Vergleich zu einer dazu noch eher sperrigen Montierung sorgt.

Die parallaktische Montierung wird meist zusammen mit dem Teleskop angeschafft. Hier haben wir die Möglichkeit, mithilfe unseres Teleskops die exakte Nachführung der Kamera auf einen Stern zu kontrollieren und zu korrigieren. Dann können wir auch mit längeren Aufnahmebrennweiten fotografieren und mit längeren Belichtungszeiten arbeiten.

Derart nachgeführte Astroaufnahmen sind auf zweierlei Arten möglich:

1. Die Kamera fotografiert mit eigenem Objektiv und ein kleines Teleskop dient zur Kontrolle der Nachführung – besonders geeignet für den Einsteiger. Aber auch erfahrene Astrofotografen nutzen diese Vorrichtung, um z. B. besonders „tiefe“ Himmelsaufnahmen bei relativ großem Bildfeld zu gewinnen (dann mit einer sogenannten CCD-Kamera, s. u.).

© Werner E. Celnik

Zur Nachführung wird die Kamera parallel zum Teleskop (hier mit Fadenkreuzokular) montiert.

2. Die Kamera nutzt das Teleskop als Teleobjektiv, ein zweites Teleskop wird zur Kontrolle der Nachführung benötigt – geeignet für Fortgeschrittene und Einsteiger mit Erfahrung in Methode 1.

Eine Möglichkeit ist die Befestigung von Kamera und Teleskop nebeneinander auf einer Metallplatte, die ihrerseits an der Deklinationsachse montiert wird. So können auch mehrere Kameras parallel montiert werden. Ideal ist die Befestigung der Kamera auf einem stabilen (!) Kugelkopfgelenk auf der Platte. So können wir das Motiv durch Schwenken des Kugelkopfes sehr genau einstellen.

Eine andere Möglichkeit bietet die Befestigung der Kamera „piggyback“ direkt auf dem Teleskoptubus. Auch dazu gibt es im Fachhandel Zubehörteile. Alternativ dazu können wir eine oder mehrere Kameras anstelle des Gegengewichts am anderen Ende der Deklinationsachse befestigen. Das spart Gewicht, setzt aber voraus, dass sich die Gegengewichtsstange bei Drehung um die Deklinationsachse mitbewegt, was nicht bei jeder Montierung der Fall ist.

Fotografie mit exakter Nachführung

Ideal wäre es, wenn die Montierung über einen Motor so genau nachführen würde, dass ein Stern stets exakt auf einem Punkt auf dem Kamera-Chip stehen bleibt. Das ist jedoch, wegen Ungenauigkeiten im Getriebe des motorischen Antriebs, meist nicht der Fall. Die exakte Nachführung der Kamera muss daher kontrolliert werden, und dazu bieten sich zwei Möglichkeiten:

1. Wir kontrollieren die Position eines Sterns visuell mit dem Auge an einem Fadenkreuzokular im parallel montierten Teleskop. Es gibt sie in verschiedenen Ausführungsvarianten: mit einfachen gekreuzten Fäden, als Doppelfadenkreuz, mit einer gestalteten Strichplatte oder mit eingespiegeltem Fadenkreuz. Die Vergrößerung des Fadenkreuzokulars sollte die förderliche Vergrößerung nicht unterschreiten, kann für den zu erfüllenden Zweck jedoch höher sein. Während der Belichtung beobachten wir den im Fadenkreuz eingestellten Stern und halten ihn genau im Zentrum des Kreuzes. Dazu benutzen wir die Nachführungssteuerung der Montierung in Stunde und in Deklination. Je länger die Aufnahmebrennweite, umso genauer muss man nachführen. Im Idealfall darf sich der Stern gar nicht vom Fadenkreuz weg bewegen. Wie exakt man nachführen muss, kann man leicht ausprobieren. Zuerst wird dazu ein Stern in Südrichtung und in der Nähe des Himmelsäquators eingestellt, dann das normale Okular gegen das Fadenkreuzokular ausgetauscht. Pro Zeitsekunde wird der Stern bei ausgeschalteter Nachführung nun 15 Bogensekunden wandern, und man kann so schnell erkennen, welcher Strecke im Fadenkreuzokular die maximale Nachführtoleranz entspricht.

© Werner E. Celnik

Verschiedene Strichplatten eines beleuchteten Fadenkreuzokulars

2. Wir setzen einen „Autoguider“ ein. Autoguider sind elektronische Vorrichtungen, die die Bewegung eines Sterns von der ursprünglichen Position feststellen und in Verbindung mit der Steuerungselektronik der Montierung die Nachführung korrigieren. Autoguider gibt es auf dem Markt von verschiedenen Herstellern in unterschiedlichen Ausführungen. Allen gemeinsam ist eine kleine, sehr lichtempfindliche CCD-Kamera (im Prinzip nichts anderes als ein kleines Kameragehäuse mit einem kleinen Chip darin), die anstelle des Okulars ans Teleskop gesetzt wird und ein Foto nach dem anderen des vom Teleskop gelieferten Bildes aufnimmt. Die Bilder werden in kurzer Zeit miteinander verglichen. Wenn Positionsabweichungen bei dem beobachteten Stern auftreten, wird in die Steuerung des Montierung eingegriffen und der Stern wieder auf seine alte Position zurückgeholt – so wird das von unserer DSLR aufgenommene Bild exakt nachgeführt. Die Sterne bleiben auf der lang belichteten Aufnahme punktförmig.

© Mario Weigand

Nachgeführte Aufnahme mit Normalobjektiv des Sternbildes Leier

Ein häufig gemachter Anfängerfehler ist es, mit zu langer Brennweite in die Technik einzusteigen. Die Ergebnisse sind dann zu Beginn oft nicht zufriedenstellend (Astrofotografie erfordert vor allem viel Übung), die Freude am Hobby geht verloren. Besser ist es, sich langsam von kleinen zu großen Brennweiten vorzutasten. „Klein“ heißt hier, mit dem Weitwinkelobjektiv der Kamera zu beginnen. Gelingen die meisten Aufnahmen (Belichtung, Bildschärfe), kann ein leichtes Teleobjektiv eingesetzt werden. Hat man auch dies im Griff, dann kann man erste Versuche mit Aufnahmen durchs kleine Teleskop starten. Diese Vorgehensweise garantiert Erfolgserlebnisse, Weiterentwicklung und viel Freude.

Zur Verbesserung der Abbildungsqualität des Objektivs können wir nun auch um eine oder anderthalb Blendenstufen abblenden und dafür die Belichtungsdauer verdoppeln oder verdreifachen.

© Werner E. Celnik

Kameraobjektive zeigen bei Aufnahmen mit offener Blende eine deutliche Randabschattung (links). Dies vermeidet man durch Abblenden des Objektivs um 1 – 2 Blendenstufen (rechts).

Aufnahmen durch ein Teleskop

Dabei unterscheidet man zwischen Aufnahmen mit mittlerer und mit langer Brennweite. Für mittlere Brennweiten benutzen wir das Teleskop als Teleobjektiv, hinter dem das Gehäuse einer DSLR befestigt wird. Bei dem Teleskop wird kein Okular und bei der Kamera kein Objektiv verwendet. Im Fachhandel sind Anschlussringe erhältlich, um das Kameragehäuse am Okularauszug zu befestigen. Motive für diese Art der Fotografie gibt es genug: die ganze Sonne (mit Sonnenfilter vor dem Teleskop) mit ihren Sonnenflecken, der Mond mit Phasengestalt, die Phasengestalt der Venus, die Anordnung der Monde von Jupiter und Saturn, Kometen, weite Doppelsterne, Sternhaufen und Nebel.

Die Brennweiten reichen hier von ca. 500 mm bei kurzen Refraktoren über Newton-Teleskope mit 800 mm bis zu den handelsüblichen Schmidt-Cassegrain-Teleskopen mit ca. 2000 mm Brennweite. Größere Amateur-Teleskope besitzen auch längere Brennweiten.

© Werner E. Celnik

Fokalfotografie: Das Teleskop wird als großes Teleobjektiv benutzt.

© Werner E. Celnik

Mondaufnahme mit der oben dargestellten Kombination von Teleskop und DSLR.

Die Belichtungszeit hängt vom Motiv ab. Sonne und Mond werden dabei mit Belichtungen von Sekundenbruchteilen recht kurz belichtet, für Doppelsterne und Planetenmonde sind einige Sekunden bis Minuten notwendig, bei Sternhaufen und Nebeln müssen wir bereits recht lange belichten, wollen wir mehr als nur die hellsten Zentralgebiete der Objekte abbilden. Im Grenzfall belichtet man wie bei Weitwinkelaufnahmen auch durchs Teleskop so lange, bis der Himmelshintergrund auf dem Bild erkennbar wird.

Hier gilt: Je länger die Belichtungszeit, umso schwieriger wird es, ein gutes Bild zu erzielen. Die hohe Aufnahmebrennweite erfordert eine extrem genaue Nachführung. Bei kurzen Belichtungen können wir dies dem Motor der Montierung überlassen, wenn sie denn gut genug ist (d. h. nicht wackelt oder schwingt, mit gleichmäßiger Motordrehzahl läuft). Bei längeren Belichtungen müssen wir die Nachführung kontrollieren und korrigieren.

Dazu gibt es zwei Möglichkeiten. Zum einen können wir ein zweites Teleskop parallel zum Hauptteleskop montieren und dort mit einem Fadenkreuzokular oder einem Autoguider nachführen. Zum anderen gibt es das sogenannte „Off-Axis-Guiding“. Dazu benötigt man einen Off-Axis-Adapter, eine im Fachhandel erhältliche Vorrichtung, bei der im Okularauszug des Hauptinstruments vor der Kamera ein Teil des Strahlenganges zur Seite ausgespiegelt und dort zur Nachführung mit einem Fadenkreuzokular oder einem Autoguider benutzt wird; eine sehr zuverlässige und hochgenaue Lösung, die in der Praxis wegen des mangelnden Leitsterns manchmal etwas umständlich ist.

© Werner E. Celnik

Bei der Astrofotografie durch ein Teleskop ist ein parallel montiertes Leitfernrohr mit Fadenkreuzokular zur Nachführkontrolle erforderlich.

© Stefan Seip

Hier dient eine große CCD-Kamera zur Aufnahme und eine kleine CCD-Kamera über einen Off-Axis-Guider zur Nachführkontrolle.

Fotografie mit langer Brennweite

Sehr lange Brennweiten über zwei Meter sind erforderlich, wenn wir Details in Sonnenflecken oder auf der Mondoberfläche festhalten wollen oder die Strukturen auf den relativ kleinen Planetenoberflächen. Wenn der Telekonverter als Kamerazubehör nicht ausreicht, wie können wir solche Brennweiten erzeugen, wenn unser Teleskop nur eine kurze Brennweite besitzt? Das Verfahren heißt „Okularprojektion“. Mit einem Adapter (meist hat ein im Fachhandel erworbener Fotoadapter diese „Umbaumöglichkeit“) wird das Kameragehäuse am Okularauszug befestigt. In diesen Adapter kann noch ein Okular gesteckt werden. Das Okular wirkt dann wie ein Projektionsgerät und bildet ein stark vergrößertes Abbild des Objekts auf dem Kamera-Chip ab. Die damit erzielte Brennweite ist eine scheinbare, man nennt sie „Effektivbrennweite“. Sie ist umso größer, je kürzer die Okularbrennweite und je größer der Abstand der Kamera vom Okular sind. Damit befinden wir uns in der „Hohen Schule“ der Astrofotografie. Die zu lösenden Probleme sind: das Fokussieren des bei längerer Brennweite immer dunkler werdenden Objektes, die damit verbundenen immer länger werdenden Belichtungszeiten, die bei längerer Brennweite immer höheren Anforderungen an die Genauigkeit der Nachführung und die Standfestigkeit der Montierung. Diese Probleme zu bewältigen, stellt eine große Herausforderung selbst für erfahrene Amateur-Astronomen dar, ist bei systematischer Arbeit und viel Geduld aber lösbar.

Aufnahmen mit einfacher Digitalkamera am Teleskop

Die „einfachen“ Digitalkameras besitzen spezielle Vorzüge wir Superzoom, sind äußerst kompakt, haben aber leider keine Wechseloptik wie eine Spiegelreflexkamera. Aufnahmen im Primärfokus des Teleskops sind daher nicht möglich. Stattdessen wird die Methode „Afokale Fotografie“ verwendet. Hier wird die Kamera zusammen mit ihrem Objektiv mit einer (im Fachhandel erhältlichen) Klemmvorrichtung hinter dem Okular des Teleskops montiert.

© Baader Planetarium

Eine Kompaktkamera wird mit einer Halterung hinter dem Okular des Teleskops montiert.

Sie „sieht“ demnach dasselbe Bild, das der Beobachter mit dem Auge am Okular wahrnimmt. Die effektive Brennweite der Vorrichtung aus Teleskop, Okular und Kamera feff ergibt sich aus der Vergrößerung V und der Kameraobjektivbrennweite fobj zu feff = V × fobj

Mit einem Okular, das eine 40-fache Vergrößerung liefert, und einer Zoom-Einstellung am Kameraobjektiv von 100 mm erzielen wir so eine Effektivbrennweite von gut 4 Metern. Die Kamera sollte so dicht wie möglich ans Okular montiert werden. Bei kurzen Belichtungszeiten bis 1/100 Sekunde kann man sie auch mal mit der Hand direkt hinter das Okular halten. Ist die Kamera fest hinter dem Okular montiert, fokussieren wir mit dem Okularauszug des Teleskops. Der Autofokus der Kamera funktioniert höchstens beim formatfüllenden Mond, am besten schaltet man ihn ab. Der Fokus wird mit dem Okularauszug über das Kameradisplay und mehreren Probeaufnahmen eingestellt. Gut geht dies am Mond-Terminator in Bildmitte. Für Mondaufnahmen wird das Kameraobjektiv auf unendlich und der optische Zoom auf Maximum eingestellt (bzw. so, dass der Mond vollständig ins Gesichtsfeld passt). Keinen Digitalzoom verwenden! Mit dem Okularauszug die Mondstrukturen auf dem Kameramonitor scharf stellen. Für die Dateiausgabe die höchste Qualitätsstufe wählen. Nicht vergessen: Für Belichtungszeiten länger als 1/100 s am Teleskop wird eine motorische Nachführung benötigt.

Bei Sonnenaufnahmen mit einem Sonnenfilter vor (!) dem Teleskop belichten wir ähnlich wie beim Mond.

© Stefan Seip

Zwei Aufnahmen, die mit einer afokal hinter dem Teleskop montierten Kompaktkamera gewonnen wurden: links der Halbmond, rechts die Sonne mit Flecken.

Digitale Bildbearbeitung

Rauschunterdrückung in der Kamera ist ein Merkmal von DSLRs. Aktiviert man diese Funktion, so wird von der Kamera nach der eigentlichen Aufnahme ein sogenanntes Dunkelbild aufgenommen und automatisch von der Aufnahme abgezogen (Dunkelbildkorrektur). Bei Belichtungszeiten von mehreren Minuten oder wenn die Kamera diese Funktion nicht aufweist, fertigt man nach einer Aufnahmeserie ein Dunkelbild mit denselben Einstellungen wie bei der Astroaufnahme an: Der Deckel wird einfach vor das Teleskop oder das Kameraobjektiv gesetzt und dann wird genauso lange belichtet wie beim Astromotiv vorher. Am Computer können wir später das Dunkelbild vom Astrobild subtrahieren, um die Bildfehler zu reduzieren. Eine weitere Qualitätsverbesserung erreichen wir durch die Addition (besser: Mittelung) mehrerer Astroaufnahmen. Je höher hierbei die Zahl der verarbeiteten Astroaufnahmen ist, desto besser wird die Bildqualität. Warum nicht auch 100 oder mehr Bilder desselben Objektes aufnehmen und diese im PC mitteln?

Bei der sogenannten Flat-Field-Korrektur werden andere Fehler des optischen Systems aus Teleskop, Kamera und evtl. Filter ausgeglichen: ungleichförmig verteilte Empfindlichkeit auf der Chipfläche, Staubkörner auf optischen Flächen, etc. Deshalb muss das „Flat“-Bild mit exakt derselben Konfiguration aufgenommen werden wie das Originalastrofoto. Das Astrobild wird dann im PC durch das Flat-Bild dividiert. Zur Aufnahme des Flat-Bildes fotografiert man eine gleichmäßig helle Fläche. Da diese Methode zur Bildverbesserung komplizierter ist als hier beschrieben werden kann, sei dazu auf Astrofotografiebücher verwiesen.

© Michael Hoppe

Unterschiedliche Bearbeitungsstufen einer Aufnahme des Gasnebels um den Sternhaufen NGC 2175 mit einer DSLR. Erläuterungen siehe Text.

Als Speicherformat für Bilder ist bei den Kameras entweder das JPG- oder das RAW-Format vorgesehen. Das JPG-Format spart zwar Speicherplatz, mit der starken Komprimierung der Bilddaten geht jedoch auch ein Verlust an Bildinformation und damit an Bildqualität einher. Für Astroaufnahmen ist das RAW-Format geeigneter. Dies kann mit den Bildbearbeitungsprogrammen, die den Kameras beiliegen, in ein gängiges Dateiformat (z. B. TIFF) umgewandelt werden.

Astroaufnahmen mit der Digitalkamera müssen also erst im eigenen Computer verarbeitet werden, bevor ein vorzeigbares Ergebnis als Datei gespeichert werden und diese Datei dann im Fotoladen oder mit dem eigenen Drucker ausgedruckt werden kann.

Ein Beispiel stellt die Stufen der astronomischen Bildbearbeitung kurz dar. Es handelt sich hier um eine Aufnahme des Gasnebels NGC 2174/2175 im Sternbild Orion, aufgenommen mit einem Refraktor (100 mm Öffnung und 640 mm Brennweite). Ein Einzelbild wurde 10 min bei 800 ISO belichtet, die Kamera war eine für Astroaufnahmen modifizierte Canon 20Da.

Zunächst werden an einem Astro-Einzelbild die (vom Kameramodell abhängigen) Bildkorrekturen nach Herstelleranleitung durchgeführt (Abb. a). Danach können mit dem mitgelieferten Bildverarbeitungsprogramm oder dem Programm der eigenen Wahl (z. B. Adobe Photoshop oder PaintShop Pro) Kontrast- und Helligkeitskorrekturen angewandt werden, um das Motiv „ansehnlich“ erscheinen zu lassen (Abb. b). Hier hilft oft ein Vergleich des eigenen Bildes mit Bildern aus Astro-Zeitschriften oder auf Webseiten von erfahrenen Amateur-Astrofotografen, um Farben und Kontrast halbwegs korrekt einzustellen. Wichtig ist es, Zwischenstufen der eigenen Bildverarbeitung ebenfalls zu speichern. Unbedingt ist dafür Sorge zu tragen, dass das Originalbild sicher gespeichert wird, z. B. auf einer CD oder einer zweiten Festplatte.

Ein Kniff: Eigentlich kann man mit diesem Bild schon zufrieden sein. Es geht aber noch besser. Betrachten wir die Ausschnittsvergrößerung der letzten Bildversion (b), dargestellt in Abb. (c), so ist ein relativ starkes Bildrauschen festzustellen. Dem können wir leicht abhelfen, indem wir mehrere Einzelbilder aufnehmen, in unserem Beispiel vier Aufnahmen, die nach den ersten Korrekturen kombiniert werden. Dabei werden alle vier Einzelbilder mit einem Bildbearbeitungsprogramm gemittelt.

Das Ergebnisbild wird dann ebenfalls in Kontrast und Helligkeit angepasst (Abb. d). Die Ausschnittsvergrößerung (Abb. e) zeigt nun ein deutlich geringeres Bildrauschen als ein Einzelbild. Die Bildqualität ist also verbessert worden – feinere Objektdetails werden erkennbar. Für diese auch als „Stacken“ bezeichnete Technik benötigt man eine Software, die die Einzelaufnahmen exakt aufeinander ausrichtet und anschließend das gemittelte Kombinationsbild erzeugt; beliebt sind die (im Internet erhältlichen) Programme „Registax“, -„Giotto“, „Deep Sky Stacker“ oder „REGIM“.

Astrofotografie mit einer WebCam

Eine WebCam ist eine digitale Mini-Videokamera mit einem Chip ähnlich einer oben diskutierten Digitalkamera. Ihre Bildgröße ist klein genug, um Bildsequenzen übers Internet übertragen zu können. Die einzelnen Bilder genügen dabei keinen hohen Qualitätsansprüchen, sind fürs Internet aber ausreichend. Welchen Vorteil hat eine WebCam für die Astrofotografie?

WebCams verwenden zwei Arten lichtempfindlicher Chips: entweder einen echten CCD-Chip wie Videokameras oder einen preisgünstigen CMOS-Chip, der stärker rauscht. Bei der Anschaffung einer WebCam für astronomische Zwecke ist ein Modell mit CCD-Chip besser geeignet. Der Chip besitzt meist 640 × 480 Pixel. Bei einer Pixelgröße von 0,0056 mm hat dieser Chip etwa die gleiche Auflösung wie der Chip einer DSLR. Er ist daher ideal für die Fotografie von Details auf Mond, Sonne und Planeten. Großflächigere Objekte sind wegen der kleinen Chipgröße allerdings weniger geeignet.

Wie bei der Digitalkamera müssen wir auch hier das Problem lösen, wie wir die WebCam am Okularauszug des Teleskops befestigen. Wichtig ist daher, dass sich das Objektiv der WebCam herausschrauben lässt. Im Teleskopfachhandel sind Adapter erhältlich, die in das Gewinde der WebCam geschraubt werden können und auf der anderen Seite eine Steckhülse für den Okularauszug haben.

© Werner E. Celnik

Die WebCam wird einfach in den Okularauszug des Teleskops gesteckt.

© Werner E. Celnik

Mit speziellen Astronomie-Videokameras steigt die Qualität der Aufnahmen enorm an.

Um eine WebCam benutzen zu können, benötigt man einen Computer. Im Vergleich zum Einsatz einer DSLR ist der technische Aufwand daher größer, dafür kann man die Bildaufnahme dann bequem vom Computer aus bedienen. Da man mit WebCams keine Einzelbilder, sondern ganze Filme aufnimmt, sollte der auf dem Computer verfügbare Festplattenplatz mindestens einige Gigabyte Reserve aufweisen.

Das Fenster der WebCam-Software zeigt auf dem Monitor das aktuelle, von der WebCam gelieferte Bild. Die Anzahl der Bilder pro Sekunde, die Belichtungszeit und andere Parameter (Helligkeit, Kontrast) können verändert werden. Verschlussgeschwindigkeit und die meist als „Gewinn“ (gain) bezeichnete Verstärkung werden nach Augenschein so eingestellt, dass wir auf dem Monitor ein möglichst gut aussehendes Bild erhalten. Nachdem man den Mond oder einen Planeten eingestellt und das Bild so gut wie möglich fokussiert hat, startet man die Aufnahme und nimmt einen 1 – 3 Minuten dauernden Film auf. Diese Filmdatei kann später auch mit dem Videoplayer des Computers abgespielt werden. Wundern Sie sich nicht: Besonders beeindruckend wird die Qualität der Bilder nicht sein, erst durch nachträgliche Verarbeitung des Films zu einem Einzelbild entsteht eine richtig scharfe Aufnahme.

Die einfachen handelsüblichen WebCams sind relativ preiswert und leicht zu handhaben. Welche der aktuellen Modelle tatsächlich astrotauglich sind, erfährt man am besten über die Astronomie-Diskussionsforen im Internet, in der amateur-astronomischen Fachliteratur oder auch über die „Fachgruppe Astrofotografie“ der Vereinigung der Sternfreunde (VdS).

Eine Astro-Videokamera

Hat man einige Erfahrung mit einer einfachen WebCam gesammelt oder möchte gleich etwas „Besseres“, bieten sich hochempfindliche und hochauflösende Videokameras an. Der Handel bietet für jeden Bedarf etwas an. Allerdings nicht gerade zum kleinen Preis: einige Hundert Euro muss man schon anlegen, was bereits dadurch eine Grenze zur „normalen“ WebCam zieht. Es gibt Farb- oder Schwarzweiß-Kameras, mit großem oder kleinem Chip (entsprechend großem oder kleinem Bildfeld), mit niedriger oder hoher (bis 60 Bilder/Sekunde) Bildrate. Gegenüber einer normalen WebCam bieten diese Neuentwicklungen schon gewaltige Vorteile: geringeres Rauschen, höhere Empfindlichkeit und damit kürzere Belichtungszeiten je Einzelbild sowie mehr Einzelbilder pro Zeiteinheit.

© Werner E. Celnik

Mondkrater Clavius, aufgenommen mit der oben abgebildeten Kamera-Teleskop-Kombination.

© Mario Weigand

Die Videoaufnahme von Saturn zeigt deutlich die Cassini-Teilung und den Schatten des Planeten.

Vom Astrovideofilm zum scharfen Bild

Wie kommen die schönen, superscharfen Standbilder vom Mond oder eines Planeten zustande? Wie gesagt, das Einzelbild aus dem Videofilm der Kamera ist nicht besonders gut (Abb. unten). Zudem muss man Glück haben, wegen der stets vorhandenen Luftunruhe ab und zu ein scharfes Bild zu erhalten. Der Trick besteht nun darin, das aus Hunderten oder gar Tausenden von Einzelbildern bestehende Video so zu verarbeiten, dass nur die schärfsten Einzelbilder kombiniert werden. Dazu gibt es Software, die uns diese Arbeit abnimmt. Programme, die speziell für die Überlagerung von Videobildern gemacht sind, sind z. B. „Giotto“ „Registax“, „Autostakkert“ oder „Avistack“. Je mehr Einzelbilder zu einem „Summenbild“ zusammengefügt werden, umso weniger verrauscht und umso besser ist das Ergebnis. Die Zahl tauglicher Einzelbilder hängt aber wiederum von der Luftunruhe ab. Im unteren Teil der Abbildung oben ist zu erkennen, wie die Bildqualität mit der Anzahl der gemittelten guten Einzelbilder wächst. Hier wurden drei Prozent von 10.000 Video-Einzelbildern gemittelt. Ist die Luftruhe besser, können bis zu 80 Prozent der Bilder des Videofilms verwendet werden.

© Werner E. Celnik

Videoaufnahme von Jupiter; oben das Rohbild, unten das gemittelte Bild aus dem Film.

Dieses Verfahren funktioniert natürlich nicht nur bei Planetenscheibchen, sondern auch bei flächigen Objekten wie Sonnenflecken oder der Mondoberfläche. Das Gesichtsfeld einer Astro-Videokamera ist leider recht klein, man kann aber mehrere Teilaufnahmen im Computer zu einem Mosaik-Gesamtbild zusammenfügen.

Astronomische CCD-Kameras

Speziell für die Astrofotografie entwickelte CCD-Kameras verschiedener Hersteller stellen das Nonplusultra an astrofotografischer Technik dar. Die hochempfindlichen CCD-Chips werden zur Reduzierung des Rauschens stark unter die Umgebungstemperatur gekühlt (auf -20 °C oder tiefer). Die Kamera ist daher recht schwer und benötigt viel Strom. Vor allem die Empfindlichkeit dieser Kameras ist jedoch konkurrenzlos gut, keine DSLR kann da mithalten. So lassen sich extrem schwache flächige Himmelsobjekte mit hoher Qualität abbilden und Aufnahmen gewinnen, die denen von großen Obervatorien nicht nachstehen. Meist handelt es sich um eine reine Schwarzweiß-Kamera (wobei auch Farbkameras zunehmend angeboten werden). Um Farbaufnahmen zu erhalten, muss man Einzelaufnahmen mit Rot-, Grün- und Blaufiltern anfertigen und diese anschließend mit Bildbearbeitungsprogrammen im Computer zu einem Farbbild zusammenfügen. Dass man mit jedem Farbfilter mehrere Aufnahmen zur Reduzierung des Rauschens macht, ist nun schon selbstverständlich. Für ganz tiefe Himmelsaufnahmen sind dann auch schon mal in der Summe 50 bis 100 Stunden Belichtungsdauer erforderlich. Diese Kameras sind nicht billig und das Verfahren recht aufwändig. Dennoch: Viele Amateur-Astrofotografen nehmen dies in Kauf, um zu noch besseren Aufnahmen zu gelangen. Selbstverständlich ist das erste Erfordernis für tiefe Deep-Sky-Aufnahmen ein möglichst dunkler Himmel!

© Werner E. Celnik

Aufnahme des Ringnebels (M 57) im Sternbild Leier mit einer CCD-Kamera

© Mario Weigand

Die Galaxie M 106 in den Jagdhunden, aufgenommen mit einem 20-cm-Teleskop und CCD-Kamera.

Wie überall in der Amateurastronomie und vor allem in der Astrofotografie ist noch kein Meister vom Himmel gefallen. Der Schlüssel zum Erfolg liegt wie immer in der Zeit und Mühe, die man als Beobachter persönlich darin investiert, wenn man ein Ziel erreichen will. Mit etwas Übung und viel Geduld werden auch Ihnen ganz sicher schöne Astrofotos gelingen!

© Mario Weigand

Fast 10 Stunden Gesamtbelichtungszeit, die Verwendung von Farbfiltern und eines H-alpha-Filters zur Kontraststeigerung führten zu dieser tiefen Aufnahme des Pferdekopfnebels im Orion.

Motive für Astrofotografen

▶ Ruhende Kamera mit Weitwinkel- oder Normalobjektiv: Strichspur-Aufnahmen (reizvoll beim Himmelspol oder am Horizont) Sternschnuppen und Satelliten Nachtleuchtende Wolken und Polarlichter

▶ Nachgeführte Kamera (unkorrigiert) mit Weitwinkel- oder Normalobjektiv: Sternbilder mit lichtschwachen Objekten

▶ Nachgeführte Kamera mit Teleobjektiv: Sonne, Mond, Finsternisse, Sternfelder, Gasnebel, Sternhaufen, Kleinplaneten, Kometen

▶ Nachgeführtes Fernrohr ohne Okular: Sonne, Mond, Gasnebel, Sternhaufen, Galaxien, Kleinplaneten, Kometen

▶ Nachgeführtes Fernrohr mit Okular: Sonne, Mond und Planeten

Das Beobachtungsbuch

Ein Beobachtungsbuch unterstützt die eigene Beobachtungspraxis ganz wesentlich. Nur wenn man die eigenen Beobachtungen protokolliert, kann man aus diesen Erfahrungen für zukünftige Beobachtungen Nutzen ziehen.

Man kann im Beobachtungsbuch nachlesen, wie ein bestimmtes Objekt zu einem früheren Datum beobachtet wurde, wie erfolgreich die Beobachtung war und was beim nächsten Mal besser gemacht werden kann. Das Austauschen praktischer Erfahrungen ist neben der eigentlichen Himmelsbeobachtung wohl die wichtigste, praktischste und schönste Art, Astronomie zu betreiben. In der Gruppe und zusammen mit anderen macht Astronomie einfach mehr Spaß.

Der Verfasser (Werner Celnik) verwendet als Beobachtungsbuch eine robuste Kladde im Format A5, die auch mal eine raue Behandlung übersteht, ohne gleich zu zerfallen. Für Zeichnungen werden weiße Einzelblätter auf einem Klemmbrett eingesetzt. Als Schreibwerkzeug empfiehlt sich ein wasserfester Stift, damit die Schrift bei Feuchtigkeit oder gar plötzlich auftretendem Regen (alles schon passiert) nicht unleserlich wird.

Beobachtungen festhalten

Das Beobachtungsbuch ist wie ein Tagebuch. Man kann mit seinen Worten beschreiben, was beobachtet oder erlebt wurde. Als Notizen empfehlen sich:

- ▶welches Objekt oder Ereignis beobachtet wurde

- ▶Datum und Uhrzeit der Beobachtung, mit Zeitzone, z. B. MEZ oder MESZ (bei Sommerzeit)

- ▶der genaue Beobachtungsort

- ▶die Lufttemperatur und wenn möglich die Luftfeuchtigkeit

- ▶ die Transparenz (Durchsicht) der Luft auf einer Skala von 1 = sehr klar bis 5 = starker Nebel

- ▶die Luftunruhe (das Seeing) auf einer Skala von 1 = sehr gut bis 5 = unbrauchbar

- ▶das benutzte Instrument

- ▶mit welchem Okular und welcher Vergrößerung beobachtet wurde

- ▶ob Filter verwendet wurden

- ▶eine möglichst genaue Beschreibung des visuellen Eindrucks

- ▶Zusätzlich ist eine kleine Zeichnung immer ein Gewinn.

Beobachtungsbuch für Astrofotos

Besonders Astro-Aufnahmen sollten sorgfältig protokolliert werden. Bei Digitalkameras werden viele Angaben bereits automatisch mit der Bilddatei gespeichert. Jede Aufnahme erhält chronologisch eine für den Beobachter persönliche, eindeutige, fortlaufende Nummer. Diese Nummer wird später im Dateinamen und auf dem Ausdruck auf Papier notiert. So kann man folgende Aufnahmedaten und Aufnahmebedingungen einem Bild stets zuordnen:

- ▶ die Aufnahmenummer
- ▶ das fotografierte Himmelsobjekt
- ▶ den Beobachtungsort
- ▶ Datum und Uhrzeit des Aufnahmebeginns
- ▶ die Belichtungsdauer

- ▶ welches Kameragehäuse wurde benutzt (v. a. wichtig wegen der Chipgröße)

- ▶ die Blende der verwendeten Aufnahmeoptik (Offenblende und Arbeitsblende)

- ▶ die Brennweite der verwendeten Aufnahmeoptik (Zoombereich und Arbeitsbrennweite)

- ▶ verwendete Filter
- ▶ Lufttemperatur und -feuchtigkeit
- ▶ die Transparenz (Durchsicht) der Luft
- ▶ die Luftunruhe
- ▶ die Qualität der Aufnahme
- ▶ bei Serienaufnahmen diese kennzeichnen

- ▶ bei Serienaufnahmen die Anzahl der Aufnahmen über welchen Zeitraum

© Gunther Schulz

Beispiel für ein persönliches Beobachtungsbuch.

Der Sternatlas: Nordpolregion

© Gerhard Weiland

Der Himmelsatlas zeigt alle mit bloßem Auge sichtbaren Sterne bis zur Helligkeit 5m. Die Sternbilder werden durch hellblaue Linien dargestellt, ihre Grenzen durch weiße Linien.

Der Sternatlas: Südpolregion

© Gerhard Weiland

Die sechs Karten decken den gesamten Himmel ab. Mit dunkelblauen Linien ist das Gradnetz der Himmelskoordinaten Rektaszension und Deklination eingezeichnet.

Der Sternatlas: Äquatorregion 18 Uhr

© Gerhard Weiland

Der Sternatlas: Äquatorregion 12 Uhr

© Gerhard Weiland

Der Sternatlas: Äquatorregion 6 Uhr

© Gerhard Weiland

Der Sternatlas: Äquatorregion 0 Uhr

© Gerhard Weiland

Leserservice

Astronomiebücher

Bizony, P.: 1001 Wunder des Weltalls
Eine Reise durch das Universum

Cornelius, G.: Was Sternbilder erzählen
Die Mythologie der Sterne

Dunlop, S., Tirion, W.: Der Kosmos Sternführer
Schritt für Schritt den Sternenhimmel entdecken

Emmerich, M., Melchert, S.: Astronomie
Das ganze Universum zum kleinen Preis

Garlick, M. A.: Der große Atlas des Universums
Mit Sternkarten von Wil Tirion

Hahn, H.-M.: Das 1mal1 der Astronomie
Planeten, Sterne, Galaxien – mit der Planetarium-Software „Redshift“

Hahn, H. M.: Was tut sich am Himmel
Das Pocket-Jahrbuch für Naturbeobachter

Hahn, H. M.: Welches Sternbild ist das?
Der kleine Sternführer für die Jackentasche

Hermann, D.B.: Die Kosmos Himmelskunde
Planeten, Sterne, Galaxien

Herrmann, J.: Welcher Stern ist das?
Der Klassiker für erste Himmelstouren

Keller, H.-U.: Kompendium der Astronomie
Umfangreiches Nachschlagewerk

Keller, H.-U.: Kosmos Himmelsjahr
Das beliebte Astronomie-Jahrbuch mit allen Infos zum Lauf von Sonne, Mond und Sternen

Keller, H.-U.: Kosmos Himmelsjahr professional
Das Himmelsjahr als Buch und die Software auf DVD

Keller, H.-U.: Wörterbuch der Astronomie
Alle wichtigen Begriffe der Himmelskunde verständlich erklärt

Klötzler, H.-J.: Das Astro-Teleskop für Einsteiger
Vom Fernglas bis zum Spiegelteleskop

Koch, B., Korth, S.: Die Messier-Objekte
Die 110 klassischen Ziele für Himmelsbeobachter

Koch, B., Korth, S.: Stars am Nachthimmel
Der sichere Wegweiser zu den 50 schönsten Himmelsobjekten

May, B., Moore, P., Lintott, C.: BANG!
Die ganze Geschichte des Universums

May, B., Moore, P., Lintott, C.: Cosmic Tourist
100 Sensationen im Universum

Rey, H.A.: Zwilling, Stier und Großer Bär
Sternbilder erkennen auf den ersten Blick

Ridpath, I.: Starter-Set Astronomie
Mit nachtleuchtender Sternkarte, Buch und Poster

Roth, H.: Der Sternenhimmel
Umfangreiches Jahrbuch für Amateur- Astronomen

Schilling, G.: Astronomie – Die größten Entdeckungen
Die Meilensteine aus 400 Jahren Forschung

Schilling, G.: Das Kosmos-Buch der Astronomie
Die Wunder des Weltalls verstehen

Schittenhelm, K.: Sterne beobachten in der Stadt
Himmelstouren für klare Nächte

Schittenhelm, K.: Sterne finden ganz einfach
Die 25 schönsten Sternbilder sicher erkennen

Seip, S.: Was sehe ich am Himmel?
Himmelsphänomene bei Tag und Nacht

Seip, S., Meiser, G. Tafreshi, B.: Zauber der Sterne
Die Wunder des Firmaments über den schönsten Landschaften der Erde

Sinnott, R. W.: Kosmos Sternatlas kompakt
Der Sternenhimmel auf 80 handlichen Karten

Sparrow, G.: Der Kosmos
Die schönsten Bilder des Universums im XXL-Format

Taylor, K.: Kosmische Kultstätten der Welt
Von Stonehenge bis zu den Maya-Tempeln

Vaas, R.: Hawkings Kosmos einfach erklärt
Vom Urknall zu den Schwarzen Löchern

Vaas, R.: Hawkings neues Universum
Wie es zum Urknall kam

Vaas, R.: Tunnel durch Raum und Zeit
Schwarze Löcher, Zeitreisen und Überlichtgeschwindigkeit

Vogel, M.: Kosmos Sternführer für unterwegs
Sternbilder und Planeten entdecken und beobachten

Vogel, M.: Welcher Stern ist das?
Der neue Kosmos-Naturführer

Weigand, M., Geyer, S.: Sonne, Mond, Planeten
Beobachten und fotografieren – der Ratgeber für Hobby-Astronomen

Sternkarten und Sternatlanten

Hahn, H. M.; Weiland G.: Sternkarte für Einsteiger
Die Sternbilder sicher erkennen

Hahn, H. M.; Weiland G.: Nachtleuchtende Sternkarte für Einsteiger
Einfach Sterne finden – leuchtet im Dunkeln

Hahn, H. M.; Weiland G.: Drehbare Mini-Sternkarte
Die handliche Sternkarte für unterwegs

Hahn, H. M.; Weiland G.: Drehbare Kosmos-Sternkarte
Der Klassiker für Hobby-Astronomen

Karkoschka, E.: Drehbare Welt-Sternkarte
Für Urlauber und Globetrotter

Karkoschka, E.: Atlas für Himmelsbeobachter
250 Himmelsobjekte für Fernglas und Fernrohr

Zeitschriften

Astronomie und Raumfahrt im Unterricht, Erhard-Friedrich-Verlag
Astronomie-Zeitschrift für Lehrer

Journal für Astronomie, Vereinigung der Sternfreunde e.V., Heppenheim
Das Mitgliedermagazin der VdS mit vielen Praxisbeiträgen

Sterne und Weltraum, Spektrum Verlag, Heidelberg
Das führende Astronomie-Magazin

Orion, Schweizerische Astronomische Gesellschaft
Das Astronomie-Magazin in der Schweiz

Software

Guide 9.0, astro-shop, Hamburg
Sternkartensoftware für Fortgeschrittene

Redshift, United Soft Media, München
Preisgekröntes Planetariums-Programm; erhältlich für Windows, MacOS und als App für das iPhone und iPad

The Sky, Intercon Spacetec, Augsburg
Professionelle Sternkartensoftware

Astronomie im Internet
www.astronomie.de
Die Homepage für Hobby-Astronomen
www.calsky.de
Umfangreiche Berechnungen für Himmelsereignisse
www.dlr.de
Das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt
www.esa.int
Die europäische Raumfahrtagentur ESA
www.eso.org
Die europäische Südsternwarte ESO
www.heavens-above.com
Infos über Sichtbarkeit von Satelliten
www.kosmos-himmelsjahr.de
Die Homepage zum Jahrbuch mit aktuellen Himmelsereignissen
www.redshift-live.de
Die Astro-Community für Redshift-User
www.spacetelescope.org
Das Hubble-Weltraumteleskop
www.sternfreunde.de
Homepage der Vereinigung der Sternfreunde

Teleskope und Zubehör

Astrocom GmbH
Fraunhoferstraße 14, 82152 Martinsried (bei München)
www.astrocom.de

Astroshop Nimax GmbH
Otto-Lilienthal-Straße 9, 86899 Landsberg am Lech
www.astroshop.de

Baader Planetarium GmbH
Zur Sternwarte, 82291 Mammendorf
www.baader-planetarium.de

Fernrohrland
Max-Planck-Straße 28, 70736 Fellbach (bei Stuttgart)
www.fernrohrland.de

Intercon Spacetec
Gablinger Weg 9, 86154 Augsburg
www.intercon-spacetec.de

Astroreisen

Alpenhof Sattlegger
Emberger Alm 2, 9771 Berg/Drautal, Österreich
www.alpsat.at

Eclipse-Reisen.de
Weberstraße 8, 53113 Bonn
www.eclipse-reisen.de

Kultur & Reisen
Brunhildstraße 1a, 90461 Nürnberg
www.wissenschafts-reisen.de

SaharaSky
Marokko
www.hotel-sahara.com

Astronomische Vereinigungen

Vereinigung der Sternfreunde e.V.
Postfach 1169, 64629 Heppenheim
www.sternfreunde.de

Österreichischer Astronomischer Verein
Baumgartenstra0e 23/4, 1140 Wien, Österreich
www.astronomisches-buero-wien.or.at/av.htm

Schweizerische Astronomische Gesellschaft
Mittlere Gstückstrasse 14d, 8180 Bülach, Schweiz
sag-sas.ch

© Werner E. Celnik

Die wichtigsten Mondformationen

Nr.

Lateinischer Name

Deutscher Name

Nr.

Lateinischer Name

Deutscher Name

1

Mare Frigoris

Meer der Kälte

11

Mare Nubium

Wolkenmeer

2

Mare Imbrium

Regenmeer

12

Mare Humorum

M. der Feuchtigkeit

3

Mare Serenitatis

Meer der Heiterkeit

13

Mare Cognitum

Meer der Erkenntnis

4

Mare Vaporum

Meer der Dünste

14

Oceanus Procellarum

Ozean der Stürme

5

Mare Tranquillitatis

Meer der Stille

15

Sinus Iridum

Regenbogenbucht

6

Mare Crisium

Meer der Gefahren

16

Tycho

Krater Tycho

7

Mare Undarum

Wellenmeer

17

Copernicus

Krater Kopernikus

8

Mare Spumans

Schäumendes Meer

18

Plato

Krater Plato

9

Mare Foecunditatis

M. der Fruchtbarkeit

19

Aristarchus

Krater Aristarch

10

Mare Nectaris

Honigmeer

20

Grimaldi

Krater Grimaldi

Himmelsereignisse 2015 – 2022

2015

6.2. Jupiter in Opposition

20.3. Partielle Sonnenfinsternis

7.5. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

23.5. Saturn in Opposition

6.6. Venus in größter östl. Elongation (Abendh.)

1.9. Neptun in Opposition

28.9. Totale Mondfinsternis

12.10. Uranus in Opposition

16.10. Merkur in größter westl. Elongation (Morgenh.)

26.10. Venus in größter westl. Elongation (Morgenh.)

29.12. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

2016

8.3. Jupiter in Opposition

18.4. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

9.5. Merkurdurchgang
vor der Sonne

22.5. Mars in Opposition

3.6. Saturn in Opposition

2.9. Neptun in Opposition

28.9. Merkur in größter westl. Elongation (Morgenh.)

15.10. Uranus in Opposition

2017

12.1. Venus in größter östl. Elongation (Abendh.)

1.4. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

7.4. Jupiter in Opposition

3.6. Venus in größter westl. Elongation (Morgenh.)

15.6. Saturn in Opposition

5.9. Neptun in Opposition

12.9. Merkur in größter westl. Elongation (Morgenh.)

19.10. Uranus in Opposition

2018

1.1. Merkur in größter westl. Elongation (Morgenh.)

15.3. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

9.5. Jupiter in Opposition

27.6. Saturn in Opposition

27.7. Totale Mondfinsternis

27.7. Mars in Opposition

17.8. Venus in größter östl. Elongation (Abendh.)

26.8. Merkur in größter westl. Elongation (Morgenh.)

7.9. Neptun in Opposition

24.10. Uranus in Opposition

2019

6.1. Venus in größter westl. Elongation (Morgenh.)

21.1. Totale Mondfinsternis

27.2. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

10.6. Jupiter in Opposition

9.7. Saturn in Opposition

16.7. Partielle Mondfinsternis

10.9. Neptun in Opposition

28.10. Uranus in Opposition

11.11. Merkurdurchgang
vor der Sonne

28.11. Merkur in größter westl. Elongation (Morgenh.)

2020

10.2. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

24.3. Venus in größter östl. Elongation (Abendh.)

14.7. Jupiter in Opposition

20.7. Saturn in Opposition

13.8. Venus in größter westl. Elongation (Morgenh.)

11.9. Neptun in Opposition

14.10. Mars in Opposition

31.10. Uranus in Opposition

10.11. Merkur in größter westl. Elongation (Morgenh.)

2021

24.1. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

17.5. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

10.6. Partielle Sonnenfinsternis

2.8. Saturn in Opposition

20.8. Jupiter in Opposition

14.9. Neptun in Opposition

25.10. Merkur in größter westl. Elongation (Morgenh.)

29.10. Venus in größter östl. Elongation (Abendh.)

5.11. Uranus in Opposition

2022

7.1. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

20.3. Venus in größter westl. Elongation (Morgenh.)

29.4. Merkur in größter östl. Elongation (Abendh.)

16.5. Totale Mondfinsternis

14.8. Saturn in Opposition

16.9. Neptun in Opposition

26.9. Jupiter in Opposition

8.10. Merkur in größter westl. Elongation (Morgenh.)

25.10. Partielle Sonnenfinsternis

9.11. Uranus in Opposition

8.12. Mars in Opposition

Ausführliche Informationen zu den Himmelsereignissen finden Sie in den jährlich erscheinenden Büchern „Was tut sich am Himmel“ und „Kosmos Himmelsjahr“.

© Gunther Schulz

Impressum

Unser gesamtes Programm finden Sie unter kosmos.de
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Aktuelle Hinweise zu Himmelsschauspielen bieten wir Ihnen unter
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© 2015, Franckh-Kosmos Verlags-GmbH & Co. KG, Stuttgart
Alle Rechte vorbehalten
ISBN 978-3-440-14878-5
Redaktion: Sven Melchert
Produktion: Ralf Paucke
E-Book-Konvertierung: GGP Media GmbH, Pößneck

Distanzierungserklärung
Mit dem Urteil vom 12.05.1998 hat das Landgericht Hamburg entschieden, dass man durch die Ausbringung eines Links die Inhalte der gelinkten Seite gegebenenfalls mit zu verantworten hat. Dies kann, so das Landgericht, nur dadurch verhindert werden, dass man sich ausdrücklich von diesen Inhalten distanziert. Wir haben in diesem E-Book Links zu anderen Seiten im World Wide Web gelegt. Für alle diese Links gilt: Wir erklären ausdrücklich, dass wir keinerlei Einfluss auf die Gestaltung und die Inhalte der gelinkten Seiten haben. Deshalb distanzieren wir uns hiermit ausdrücklich von allen Inhalten aller gelinkten Seiten in diesem E-Book und machen uns diese Inhalte nicht zu Eigen. Diese Erklärung gilt für alle in diesem E-Book angezeigten Links und für alle Inhalte der Seiten, zu denen Links führen.

Table of Contents

Einleitung

- Astronomie – Ihr neues Hobby

Astronomie am Tag

- Phänomene des Alltags
- Warum ist der Himmel blau?
- Atmosphärische Erscheinungen
- Himmlische Drehungen
- Und sie bewegt sich doch …
- Die irdische Uhr
- Bevor es richtig dunkel wird
- Licht auf krummen Wegen
- Die Dämmerungsphasen
- Helle Nächte
- Sonnenfinsternisse
- Warten, bis es klar wird

Astronomie bei Nacht

- Beobachtungen mit bloßem Auge
- Ein Blick zum Nachthimmel
- Die ersten Sternbilder
- Die Ekliptiksternbilder
- Die Wintersternbilder
- Die Frühlingssternbilder
- Die Sommersternbilder
- Die Herbststernbilder
- Die Zirkumpolarsternbilder
- Das Band der Milchstraße
- Wandelsterne und Kollegen
- Der Mond
- Planeten und ihre Bewegung
- Sternschnuppen
- Künstliche Satelliten

- Kometen – seltene Besucher am irdischen Himmel

Kleine Teleskopkunde

- Ferngläser und Fernrohre
- Das Lichtsammelvermögen
- Die Bildschärfe
- Die Skala der Luftunruhe
- Die Vergrößerung
- Sinnvolle Vergrößerungen
- Das Öffnungsverhältnis
- Instrumente in Theorie und Praxis
- Die astronomische Montierung
- Teleskopmontierung und Äquatorsystem
- Das Aufstellen der Montierung
- Tipps zum Teleskopkauf
- Beobachtungstechniken

Die Objekte des Sonnensystems

- Der Mond – unser Nachbar im All
- Die Mondoberfläche
- Der Mond im Fernglas
- Mondfinsternisse
- Der Mond im Teleskop
- Die Beobachtung der Sonne
- Die Projektionsmethode
- Die Filtermethode
- Der Herschel-Keil
- Sonnenflecken
- Weitere Beobachtungen
- Sonnenfinsternisse
- Die Beobachtung der Planeten
- Planetenbeobachtung mit dem Fernglas

- Winkeldurchmesser und Helligkeiten der Planeten und des Zwergplaneten Pluto

- Planetenbeobachtung mit dem Teleskop
- Die inneren Planeten
- Die äußeren Planeten
- Die lichtschwachen Planeten
- Kleinplaneten
- Sternschnuppen
- Die wichtigsten Sternschnuppenströme
- Kometen – Wanderer im All

Sterne, Nebel und Galaxien

- Sterne – die Leuchtfeuer im All
- Sterne – nicht „zum Greifen nah“
- Absolute Helligkeiten
- Die 20 hellsten Sterne
- Die 25 sonnennächsten Sterne
- Farbige Sterne
- Verräterische Linien
- Das Hertzsprung-Russell-Diagramm
- Das Leben der Sterne
- Doppelsterne
- Die schönsten Doppel- und Mehrfachsterne
- Veränderliche Sterne
- Die wichtigsten veränderlichen Sterne
- Nahe und ferne Milchstraßen
- Die Milchstraße beobachten
- Deep Sky, der „tiefe“ Himmel
- Offene Sternhaufen
- Die schönsten offenen Sternhaufen
- Die interstellare Materie
- Die schönsten Nebel
- Kugelsternhaufen
- Die schönsten Kugelsternhaufen
- Galaxien
- Die schönsten Galaxien

Vom Amateur zum Profi

- Praktische Astrofotografie

- Einfache Fotos mit dem Fotoapparat

- Maximale Belichtungsdauer mit stehender Kamera

- Gesichtsfelder bei verschiedenen Brennweiten

- Aufnahmen mit nachgeführter Kamera
- Aufnahmen durch ein Teleskop
- Digitale Bildbearbeitung
- Astrofotografie mit einer WebCam
- Astronomische CCD-Kameras
- Das Beobachtungsbuch
- Beobachtungen festhalten
- Beobachtungsbuch für Astrofotos
- Der Sternatlas: Nordpolregion
- Der Sternatlas: Südpolregion
- Der Sternatlas: Äquatorregion 18 Uhr
- Der Sternatlas: Äquatorregion 12 Uhr
- Der Sternatlas: Äquatorregion 6 Uhr
- Der Sternatlas: Äquatorregion 0 Uhr
- Leserservice
- Astronomiebücher
- Sternkarten und Sternatlanten
- Zeitschriften
- Software
- Astronomie im Internet
- Teleskope und Zubehör
- Astroreisen
- Astronomische Vereinigungen
- Himmelsereignisse 2015 – 2022
- 2015
- 2016
- 2017
- 2018
- 2019
- 2020
- 2021
- 2022

Impressum