Oceanus Procellarum

Oceanus Procellarum oder auch Ozean der Stürme genannt, ist das größte Mondmeer. Es besitzt einen unglaublichen Durchmesser von 2.500 km in der Nord – Süd Ausdehnung und besitzt eine Fläche von 4.000.000 km2. Es würden somit 370 Fußballfelder in dem Lavabecken Platz finden. Das Areal entstand nicht durch einen Einschlag, sondern wurde mit Lava von den anderen Regionen überflutet. Die unbemannten Missionen Apollo 12, Luna 9 und 13 landeten auf diesem Gebiet.

Quellen:

[1] Der Mondhopper – 20 Mondtouren für Hobby – Astronomen, Lambert Spix, Frank Gasparni; Oculum Verlag; ISBN 978-3-93846954-5

Mare Nubium

Das Wolkenmeer (Mare Nubium) hat einen Durchmesser von ca. 750 km und besitzt eine Fläche von 250.000 km2. Es grenzt westlich an das Mare Humorum und nordwestlich an Oceanus Procellarum. Dieses Gebiet ist für Hobbyastronomen oder auch für Fotografen sehr interessant. Besitzt der Mond ein Alter von 9 Tage nach Neumond oder 7 Tage nach Vollmond, befindet sich der Terminator am Wolkenmeer. Südlich des Lavabeckens erscheinen nun zahlreiche Kraterregionen und Oberflächenstrukturen.

Quellen:

[1] Der Mondhopper – 20 Mondtouren für Hobby – Astronomen, Lambert Spix, Frank Gasparni; Oculum Verlag; ISBN 978-3-93846954-5

Mare Humorum

Das Mare Humorum besser bekannt unter den Namen Meer der Feuchtigkeit ist ein Becken mit einem Durchmesser von ca. 380 km. Es ist ein fast nahezu rundes Becken, welches Nördlich an Ozean der Stürme (Oceanus Procellarum) und östlich am Wolkenmeer angrenzt. Die Entstehung des Areals wird in der nektarischen Periode, vor ca. 3,8 Milliarden Jahren eingegrenzt. In der Mitte des Beckens ist die Lava bis zu 3 km dick und weist eine erhöhte Gesteinsdichte auf (Mascon). Nachdem die Lava erstarrte brach das Becken ein, da es ein enormes Gewicht hat und die darunterliegende Mondkruste deformiert wurde. Es entstanden dadurch sehr viele Bruchstellen. Besonders auffällig ist der Krater Gassendi, der unmittelbar am Mondmeer angrenzt.

Quellen:

[1] Der Mondhopper – 20 Mondtouren für Hobby – Astronomen, Lambert Spix, Frank Gasparni; Oculum Verlag; ISBN 978-3-93846954-5

[2] Fotografischer Mondatlas – 69 Mondregionen in hochaufgelösden Fotos; Oculum Verlag; Ala Chu, Wolfgang Paech, Mario Weigand, ISBN 978-3-938469-41-5

Mare Imbrium

Das Mare Imbrium oder auch das Regenmeer genannt, ist das zweitgrößte Areal auf dem Mond. Es nimmt dabei eine Fläche von 830.000 km2 ein. Zum Vergleich: Deutschland besitzt gerade mal eine Fläche von 358.000 km2. Deutschland würde somit locker 2 – Mal in das Lavabecken hineinpassen. Das Mare Imbrium ist umgeben vom Sinus Iridium, welche eine Ausbuchtung darstellt und westlich vom Mare Imbrium liegt. Die Bucht wird auch als Regenbogenbucht bezeichnet. Im Norden sind die Mondalpen zu finden. Darüber liegt das Mare Frigoris. Östlich befindet sich das Mare Serientitatis. Diese beiden Meere werden von den Gebirgsketten Montes Apenninus und Montes Caucasus getrennt. Südlich sind das Meer der Erkenntnis (Mare Nubium) zu finden. Westlich liegt dann noch das größte Mondmeer, dass Oceanus Procellarum.

Quellen:

[1] Der Mondhopper – 20 Mondtouren für Hobby – Astronomen, Lambert Spix, Frank Gasparni; Oculum Verlag; ISBN 978-3-93846954-5

Mare Vaporum

Das Mare Vaporum (Meer der Dünste) besitzt einen Durchmesser von 240 km und ist sehr unregelmäßig geformt. Die Fläche beträgt ca. 55000 km2. Im südöstlich grenzt es an das Mare Imbrium und im südwestlich an das Mare Serenitatis. Flächenmäßig sind die beiden Lavabecken viel größer als das Meer der Dünste. Es ist zudem kleiner als das Mare Nectaris, dass eine Fläche von 100.000km2 besitzt.

Quellen:

[1] Fotografischer Mondatlas – 69 Mondregionen in hochaufgelösden Fotos; Oculum Verlag; Ala Chu, Wolfgang Paech, Mario Weigand, ISBN 978-3-938469-41-5

Mare Serenitatis

Mare Serenitatis oder auch Meer der Heiterkeit genannt, grenzt in Südwesten an das Mare Vaporum, Südosten an  Mare Tranquillitatis und östlich an das Mare Imbrium. Der Durchmesser beträgt 670 km. Im Norden liegt die Gebirgskette Montes Haemus. Die Berge können eine Höhe von 2 km erreichen.

Quellen:

[1] Fotografischer Mondatlas – 69 Mondregionen in hochaufgelösden Fotos; Oculum Verlag; Ala Chu, Wolfgang Paech, Mario Weigand, ISBN 978-3-938469-41-5

Mare Nectaris

Mare Nectaris wird auch das Nektarmeer genannt. Im Gegensatz zu den an deren Meeren, ist eins die kleinsten Areale auf dem Mond aber zugleich eins der ältesten. Es ist nahe kreisförmig und besitzt eine Fläche von 100.000 km2. Der größte Krater in diesem erstarrten Lavabecken ist der Rosse – Krater.

Quellen:

[1] Fotografischer Mondatlas – 69 Mondregionen in hochaufgelösden Fotos; Oculum Verlag; Ala Chu, Wolfgang Paech, Mario Weigand, ISBN 978-3-938469-41-5

Mare Tranquiliatis

Mare Tranquiliatis auch Meer der Ruhe genannt, besitzt einen mittleren Durchmesser von 870 km und einer Fläche von 420.000km2. Damit ist es größer als das Mare Fecunditatis. Es ist von der Größe vergleichbar mit dem schwarzen Meer. Im Jahre 1965 schlug die unbemannte Raumsonde Ranger 8 auf. Sie machte zahlreiche hochaufgelöste Mondaufnahmen. Am 20. Juli 1969 landeten in diesem Lavabecken die ersten Menschen auf dem Mond mit einer Saturn V Rakete (Apollo – 11 Mission).

 

Quellen:

[1] Fotografischer Mondatlas – 69 Mondregionen in hochaufgelösden Fotos; Oculum Verlag; Ala Chu, Wolfgang Paech, Mario Weigand, ISBN 978-3-938469-41-5

Geminiden

Das Maximum der Geminiden liegt um den 14 Dezember. Beobachtbar ist dieser Sternschnuppenstrom zwischen den 4. und den 17. Dezember. Der Radiant liegt etwas nördlich vom Stern Castor im Sternbild Zwilling (Gemini). Die Geminiden sind besonders eindrucksvoll, da sie sehr viele helle meist gelblich – weißlich Meteore hervorbringen. Die ZHR (Zenithal Hourly Rate) beträgt 120 Meteore pro Stunde. Die Rate gibt unter Idealbedingungen an, wie viele Sternschnuppen man pro Stunde sehen könnte. Da die Idealbedingungen nicht immer erfüllt sind, ist die tatsächlich beobachtbare Rate etwas geringer. Der Ursprungskörper des Meteorstroms ist ein Asteroid namens (3200) Phaethon.

Beobachtungstipps

Wenn man Sternschnuppen beobachten möchte muss man außer Geduld auch noch ein paar Regeln beachten.

1. Warme Kleidung und Getränke

Im Dezember können die Nächte sehr kalt werden. Daher sollte man sich nach dem Zwiebelschalenprinzip anziehen.  Warme Kleidung ist hier das wichtigste um nicht zu frieren und im schlimmsten Fall noch eine Erkältung zu bekommen. Zu empfehlen ist es auch genügend heißen Tee mit einzupacken.

2. Sitzgelegenheiten und Decken

Um nicht die ganze Zeit zu stehen, ist es zu empfehlen einen Campingstuhl oder einen Liegestuhl mit einzupacken. Dazu noch ein paar Decken und man hat es schön warm.

3. Viel Geduld

Um viele Sternschnuppen zu sehen, muss man viel Geduld und Zeit mitbringen.

4. Wetter, Lichtverschmutzung, Mondphase

Die Rate an sichtbaren Sternschnuppen kann erhöht werden, indem das Wetter mitspielt. Also möglichst eine klare Nacht ohne Wolken oder Dunst. Es sollte zudem ein Ort gewählt werden, wo möglich die Lichtverschmutzung gering ist, um auch die schwächeren Sternschnuppen auszumachen. Es ist von Vorteil einen Tag zu erwischen wo möglichst der Mond nicht scheint oder schon früh untergeht. Da er zusätzliches Licht bringt und somit die Rate an sichtbaren Sternschnuppen verringert.

5. Sternschnuppen fotografieren

Wichtig ist es die Kamera auf ein Stativ zu stellen, um längere Belichtungszeiten zu realisieren. Es empfiehlt sich ein Weitwinkel oder ein Ultraweitwinkel Objektiv zu verwenden, somit kann ein größerer Bereich an Sternenhimmel fotografiert werden. Aus Erfahrungen kommen auf 100 Bildern etwa 2 – 3 Bilder mit Sternschnuppen darauf. Die Zahl variiert aber stark. Folgende Einstellungen sind zu empfehlen:

Kameramodus: M (Manuell)
Objektiv z.B. 10 -22 mm (Canon) -> manueller Fokus am Objektiv einstellen
ISO 1600 -3200
Blende 3,5 oder kleiner
Belichtungszeit 15 – 30 Sekunden
Mare Fecunditatis

Bereits am 5 Tag nach Neumond, kann man das Meer der Fruchtbarkeit („Mare Fecunditatis“) sehen. Es hat einen Durchmesser von 600 km und besitzt eine Fläche von 300.000 km2. Es ist übersäht von vielen Kratern und Hügelketten. Befindet sich der Terminator (Tag-, Nachtgrenze) in diesem Areal so kommen die verschiedenen Formationen besonders zu Geltung. Im Nordosten der Lavaebene landete der Orbiter Chang´e – 1 und Luna 16.

Mond Mare 2

Meer der Fruchtbarkeit

Quellen:

[1] Moon Scout – Mondmeere, Krater und Gebirge einfach finden und beobachten; 2. Auflage; Lambert Spix; Oculum Verlag; ISBN 978-3-938469-33-0

Mare Crisium

Das Mare Crisium (Meer der Gefahren) besitzt eine Ausdehnung in Ost – West Richtung von 560 km und kann schon 3 Tage nach Neumond beobachtet werden. Es zeichnet sich als dunkler Fleck am nordöstlichen Mondrand ab. Der Ringwall erhebt sich 2000 m von der Ebene ab. Stellenweise können es sogar 5000 m sein.

Quellen:

[1] Der Mondhopper – 20 Mondtouren für Hobby – Astronomen, Lambert Spix, Frank Gasparni; Oculum Verlag; ISBN 978-3-93846954-5

Mond

Wichtige Daten zum Mond:

Mittlere Abstand zur Erde 384.000 km
Perihel 363.000 km
Aphel 405.000 km
Umlaufzeit 27,32 Tage
Scheinbare Helligkeit (Vollmond) -12,7 mag
Masse 7,349 · 1022 kg

 

Mondmeere (Mare)

Bei den Mondmeeren handelt es sich um große, dunkle oft kreisförmige Gebiete auf dem Mond, welche bereits mit bloßem Auge beobachtet werden können. Früher dachten die Menschen, dass es sich wirklich um Meere handelte, daher auch der Name „Mondmeere“. Tatsächlich sind es Ebenen aus basaltähnlichen Gestein. Diese Entstanden durch Einschläge von gewaltigen Meteoriten, welche die Mondkruste durchschlagen haben. Diese Becken füllten sich mit Magma und erstarrten nach einiger Zeit wieder. Heute können wir nun diese Becken, als graue, dunkle Bereiche auf dem Mond sehen. Die Areale nehmen auf der Vorderseite des Mondes einen Flächenanteil von rund 31% ein. Auf der Rückseite des Mondes befinden sich deutlich weniger solcher Einschläge, da sind es nur rund 2,7%.

Liste der Mare:

Lateinisch Deutsch
Mare Crisium Meer der Gefahren
Mare Fecunditatis Meer der Fruchtbarkeit
Mare Frigoris Meer der Kälte
Mare Imbrium Regenmeer
Mare Insularium Inselmeer
Mare Humorum Meer der Feuchtigkeit
Mare Nectaris Nektarmeer
Mare Nubium Wolkenmeer
Mare Serenitatis Meer der Heiterkeit
Mare Tranquillitatis Meer der Ruhe
Mare Vaporum Meer der Dünste
Oceanus Procellarum Ozean der Stürme

 

Mond Mare

Die Mondmeere

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Quellen:

[1] Der Mondhopper – 20 Mondtouren für Hobby – Astronomen, Lambert Spix, Frank Gasparni; Oculum Verlag; ISBN 978-3-93846954-5

[2] Moon Scout – Mondmeere, Krater und Gebirge einfach finden und beobachten; 2. Auflage; Lambert Spix; Oculum Verlag; ISBN 978-3-938469-33-0

Atlantis

Atlantis OV – 104

Das Spaceshuttle Atlantis

Die Raumfähre Atlantis beruht auf Erfahrungen der Raumfähren Columbia und Challenger. An dieser Raumfähre wurden einige Verbesserungen durchgeführt, dass dazu führte, dass die Atlantis 3000 kg weniger wog als die Columbia. Sie wurde im April 1984 fertig gestellt und absolvierte ihren ersten Flug am 3.Oktober 1985 mit der Missionsbezeichnung STS 51 –J. Von 1995 – 1997 war die Atlantis ausschließlich an dem Shuttle – Mir – Projekt beteiligt, sie absolvierte einige Flüge zu der Raumstation Mir. Mit der letzten Mission STS – 135, beendete die Atlantis die Ära der Space Shuttle Flüge.Jetzt befindet sich die Atlantis im Kennedy Space Center und kann in einer neu gebauten Halle bestaunt werden.

Atlantis im Kennedy Space Center

Missionsbezeichnung Start Besatzung
STS-27 2.Dezember 1988 Richard Mullane, Jerry Ross, William Shepherd, Robert Gibson, Guy Gardner
STS – 30 4. Mai 1989 Ronald Grabe, Norman Thagard, Mary Cleave, Mark Lee, David Walker
STS – 34 18. Oktober 1989 Shannon Lucid, Donald Williams, Michael McCulley, Franklin Chang-Diaz, Ellen Baker
STS – 36 28. Februar 1990 David Hilmers, Pierre Thuot, John Creighton, John Casper, Richard Mullane
STS – 37 5. April 1991 Jerry Ross, Jerome Apt, Linda Godwin, Steven Nagel, Kenneth Cameron
STS – 38 15. November 1990 Carl Meade, Charles Gemar, Richard Covey, Frank Culbertson,Robert Springer
STS – 43 2. August 1991 Michael Baker, Shannon Lucid, James Adamson, David Low
STS – 44 24. November 1991 Terence Henricks, Story Musgrave, Mario Runco, James Voss, Thomas Hennen, Frederick Gregory
STS – 45 24. März 1992 Kathryn Sullivan, David Leestma, Charles Bolden, Byron Lichtenberg, Dirk Frimout
STS – 46 31. Juli 1992 Jeffrey Hoffman, Franklin Chang-Diaz, Marsha Ivins, Franco Malerba, Loren Shriver, Andrew Allen
STS -51-J 3.Oktober 1985 Karol Bobko, David Hilmers,William PailesRobert Stewart, Ronald Grabe
STS – 61 – B 27. November 1985 Sherwood Spring, Jerry Ross, Rodolfo Neri Vela, Charles Walker, Brewster Shaw, Bryan O\’Connor, Mary Cleave
STS – 71 27. Juni 1995 Gregory Harbaugh, Robert Gibson, Ellen Baker, Bonnie Dunbar, Charles Precourt
STS – 74 12. November 1995 William McArthurKenneth Cameron, Chris Hadfield, James Halsell, Jerry Ross
STS – 76 22. März 1996 Kevin Chilton, , Linda Godwin, Ronald Sega, Michael Clifford, Richard Searfoss
STS – 79 16. September 1996 Terrence Wilcutt, Jerome Apt, Carl Walz, William Readdy, Thomas Akers
STS – 81 12. Januar 1997 John Grunsfeld, Michael Baker, Marsha Ivins, Peter Wisoff, Brent Jett
STS – 84 15. Mai 1997 Carlos Noriega, Charles Precourt, Eileen Collins, Edward Lu, Jelena Kondakowa, Jean-François Clervoy
STS – 86 26. September 1997 Jean-Loup Chrétien, James Wetherbee, Michael Bloomfield, Scott Parazynski , Wendy Lawrence, Wladimir Titow
STS – 98 7. Februar 2001 Robert Curbeam, Kenneth Cockrell, Thomas Jones, Mark Polansky, Marsha Ivins
STS – 101 19. Mai 2000 James Halsell, Scott Horowitz, Jeffrey Williams, Juri Ussatschow Susan Helms, James Voss, Mary Weber
STS – 104 12. Juli 2001 Michael Gernhardt, Steven Lindsey, Charles Hobaugh, James Reilly, Janet Kavandi
STS – 106 8. September 2000 Daniel Burbank, Edward Lu, Juri Malentschenko, Richard Mastracchio, Terence Wilcutt, Scott Altman, Boris Morukow
STS – 110 8. April 2002 Michael Bloomfield, Stephen Frick, Jerry Ross, Steven Smith, Ellen Ochoa, Lee Morin, Rex Walheim
STS – 112 7. Oktober 2002 Pamela Melroy, Fjodor Jurtschichin, Sandra Magnus, David Wolf, Piers Sellers, Jeffrey Ashby
STS – 115 9. September 2006 Brent Jett, Steven MacLean, Daniel Burbank, Heidemarie Stefanyshyn-Piper, Christopher Ferguson, Joseph Tanner
STS – 117 8. Juni 2007 Patrick Forrester, Frederick Sturckow, , James Reilly, John Olivas, Steven Swanson, Lee Archambault
STS – 122 7. Februar 2008 Rex Walheim, Hans Schlegel, Stephen Frick, Alan Poindexter, Stanley Love, Leland Melvin
STS – 125 11. Mai 2009 Megan McArthur, Scott Altman, Gregory C. Johnson, John Grunsfeld, , Andrew Feustel, Michael Good, Michael Massimino
STS – 129 16. November 2009 Randolph Bresnik, Charlie Hobaugh, Barry Wilmore, Leland Melvin, Robert Satcher, Michael Foreman
STS – 132 14. Mai 2010 Michael Good, Tony Antonelli, Piers Sellers, Stephen Bowen, Garrett Reisman, Kenneth Ham
STS – 135 8. Juli 2011 Rex Walheim, Sandra Magnus, Christopher Ferguson, Douglas Hurley

 

Quellen

http://www.nasa.gov/mission_pages/shuttle/multimedia/highlights_gallery.html

http://de.wikipedia.org/wiki/Atlantis_(Raumf%C3%A4hre)

Brennweite

Als Brennweite bezeichnet man den Abstand der Linse zum Brennpunkt, auch als Fokus bezeichnet. Je größer die Brennweite eines Teleskops ist, desto höher kann man vergrößern. Es spielt natürlich auch der Durchmesser des Teleskops eine Rolle. Je größer der Durchmesser umso mehr Licht kann einfallen. Je größer der Durchmesser und je größer die Brennweite umso mehr kann das Objekt vergrößert werden, ohne das das Bild zu dunkel wird. Die Vergrößerung kann man ganz einfach berechnen:

Vergrößerung= Teleskopbrennweite/ Okularbrennweite

Diese Bilder wurden aufgenommen mit einem Refraktor. Brennweite 1000mm und Durchmesser 90mm

Bild 1: Mond mit einer Vergrößerung von 50x aufgenommen.

Mond

Bild 2: Mond mit einer Vergrößerung von 100x aufgenommen.

Mond

Draconiden

Die Draconiden sind ein eher schwacher Strom, der vorwiegend langsame Sternschnuppen mit sich bringt. In den Jahren 1933 und 1946 gab es unverhoffte Ausbrüche mit bis zu tausenden Meteoren pro Stunde. Dies lag daran, dass der Ursprungskomet 21P/Giacobini – Zinner eine Umlaufzeit von 6,6 Jahren besitzt. D.h. alle 6,6 Jahre gibt es erhöhte Aktivität an Meteoren, zuletzt 2011. Der Radiant liegt im Sternbild Drache. Häufig wird dieser Sternschnuppenstrom auch Giacobiniden genannt, abgeleitet vom Ursprungskometen.

Dazu gibt es auch einen spannenden Bericht von den Sternfreunden aus Riesa zu finden unter:

Sternschnuppenbericht der Draconiden 2011

Quelle:
Kosmos Himmelsjahr 2014; S 223; Autor Hans Ulrich Keller unter Mitarbeit von Erich Karkoschka

Refraktor

 Die Refraktoren sind Linsenteleskope. So ein Refraktor besteht aus einem Objektiv und einem Okular, je eine Linse. Das Objektiv ist eine Sammellinse, die die ankommenden parallelen Strahlen bündelt. Hinter dem Brennpunkt befindet sich das Okular. Dieses sammelt die Strahlen. Der Vorteil von Refraktoren ist die Schärfe die sie aufbringen, jedoch kommt es hier zum so genannten Farbfehler. Dies kommt dadurch zustande, da das Glas der Objektivlinse genau wie ein Prisma das weiße Licht in die Spektralfarben zerlegt. Jede Farbe hat aber einen anderen Brennpunkt. Dadurch verän dert sich das Bild. Am stärksten kann man diesen Farbfehler oder chromatische Aberration am Rand des Gesichtsfeldes beobachten. Man sieht dann buntes Licht wie beim Regenbogen. Dies kann man durch den so genannten Achromat unterbinden. Hier verwendet man zwei Linsen, die direkt hintereinander stehen, eine Konvexlinse und eine Lichtführung im Linsenteleskop Konkavlinse. Die Konkavlinse bringt die Lichtstrahlen wieder auf die richtige Bahn, damit man nur einen Brennpunkt hat.

Als erster hat Galileo Galilei ein Linsenteleskop verwendet. Als er im Jahre 1609 sein Teleskop Richtung Nachthimmel richtete, gewann er neue Einblicke ins Universum. Unter anderem hat er dabei die vier galileischen Jupitermonde Io, Europa, Ganymed und Callisto entdeckt. Galilei hat das Teleskop auch verbessert und weiterentwickelt.
Ein weiterer Nachteil der Refraktoren ist, dass Linsen auf eine bestimmte Größe festgelegt sind. Diese Größe beträgt etwa einen Meter. Wenn man größere Linsen bauen würde, könnten diese sich aufgrund ihres Eigengewichtes verformen und unbrauchbar werden. Deshalb werden heute vorzugsweise Spiegelteleskope gebaut.

Reflektor

Die Reflektoren funktionieren ähnlich wie die Refraktoren, nur mit Spiegeln. Es gibt ebenfalls wieder ein Objektiv, das in diesem Fall ein Hohlspiegel ist. Das Okular bleibt unverändert, es ist weiterhin eine Linse. Der Hohlspiegel sammelt das Licht in einem Brennpunkt, genau wie die Sammellinse. Hinter diesem Brennpunkt befindet sich wieder das Okular, welches das Bild dann vergrößert. Auf diese Idee ist bereits 1616 Nicolaus Zucchius gekommen. Er stellte die ersten Spiegelteleskope vor, die damals aus einem Hohlspiegel und einer Sammellinse bestanden. Heutzutage werden noch zwei Varianten bevorzugt. Zum einen das Newton-System und zum anderen das Cassegrain-Teleskop. Das Newton-Teleskop besteht immer noch aus einem Hohlspiegel und einer Sammellinse. Das Licht wird vom Hohlspiegel gesammelt und im Brennpunkt befindet sich ein weiterer Spiegel, der das Licht zur Seite heraus reflektiert. Hier befindet sich nun das Okular.

Prinzip nach Cassegrain Beim Cassegrain wird das Licht ebenfalls von einem Hohlspiegel gesammelt. Aber vor dem Hohlspiegel befindet sich ein weiterer Spiegel, der das Licht durch ein Loch im Hohlspiegel hinauswirft. Der Vorteil besteht darin, dass man eine große Brennweite erreicht. Die Brennweite ist der Abstand vom Objektiv zum Brennpunkt. Bei einem Refraktor müsste das Teleskop genau so lang sein wie die Brennweite. Man benötigt aber eine große Brennweite um zu vergrößern. Nun kommt der Vorteil der Reflektoren. Durch das Spiegeln wird das Teleskop sozusagen umgeknickt. Somit ist ein Reflektor mit derselben Brennweite wie ein Refraktor nur etwa halb so lang. Somit kann man riesige Brennweiten möglich machen. Vor allem mit dem Cassegrain lassen sich durch die mehrfache Spiegelung sehr große Brennweiten ermöglichen.

Jedoch haben auch die Reflektoren einen Fehler. Der Farbfehler kann nicht zustande kommen, da keine Linsen vorhanden sind, die das Licht brechen können. Wenn man für den Hohlspiegel einen sphärischen Spiegel benutzt, das heißt ein Spiegel der Teil der Oberfläche einer Kugel ist, dann bedeutet dies, dass der Spiegel aus vielen konzentrischen Kreisen besteht. Jeder dieser Kreise hat einen anderen Radius und somit auch jeder der Ringe einen eigenen Brennpunkt. Dadurch ist die Abbildung unscharf. Man kann diesen Fehler mit Linsen ausgleichen.
Wenn ein Strahl schräg gegen die optische Achse einfällt, dann wird z.B. ein Stern nicht punktförmig sondern kometenartig abgebildet. Diesen Fehler nennt man Koma, wie die Staubwolke, die den Kometenkern umgibt. Der Fehler tritt nur bei Parabolspiegeln auf, und lässt sich mit Linsen weitgehend korrigieren.

Sternbilder

Ein Sternbild ist eine gedachte Verbindung von besonders hellen Sternen. In der Natur oder nach den natürlichen Gesetzen des Kosmos existieren keine Sternbilder. Auch stehen die meisten Sterne, welche zu einem Sternbild verbunden werden, in keinem physikalischen Zusammenhang. Viele Sterne, welche als ein Sternbild gesehen werden, sind Hunderte oder sogar Tausende Lichtjahre von einander entfernt. Sie stehen somit außerhalb ihrer Wirkungskräfte (Gravitation) und haben keinen Einfluss aufeinander, obwohl sie scheinbar dicht neben einander zu stehen scheinen. Nur aufgrund einer optischen Täuschung, dass man die Sterne von der Erde aus als etwa gleichweit empfindet, entsteht dadurch der Trugschluss, sie aus einer „zweidimensionalen“ Sicht miteinander verbinden zu können. Die Interpretation von besonders hellen Sternen zu Figuren, stammt nur von der menschlichen Phantasie ab. Dies ermöglicht sich die Sterne zu ordnen und als Orientierungspunkte zu nutzen. Somit halfen die Sternbilder sich zu Lande, aber auch insbesondere auf See in der Nacht zu orientieren.

Schon in der Steinzeit beobachten die Menschen die Sterne. Auf ihren Wanderungen um sich neue Plätze für Nahrung zu suchen, gingen sie am Tag mit der Sonne und in der Nacht orientierten sie sich an den Sternen. Durch die aufmerksame Beobachtung entdeckten sie wiederkehrende Zyklen in den Konstellationen. Mit Hilfe regelmäßig wiederkehrender Sternbilder ließ sich unter anderem der Beginn der Jahreszeiten voraussagen. Sterne und das dazu erfundene Sternbild kündigten mit ihrem erstmaligem erscheinen einen neuen Zyklus auf der Erde an.

In der Entwicklung erster Kulturen entstanden Geschichten um Götter, Helden oder Monster, welche später als Sternbild am Himmel verewigt wurden. Viele der uns heute bekannten Sternbilder stammen aus den Überlieferungen der griechischen Mythologie, in der Helden und Monster am Himmel verewigt wurden. Daraus lassen sich ganze Geschichten erzählen.

Neben den gelehrten Griechen, befassten sich auch andere Völker mit der Sternenkunde. So entstanden verschiedene Interpretationen und Geschichten zu den Sternen am Himmel. Dies hatte zur Folge, dass ein uns heute bekanntes Sternbild, woanders eine völlig andere Interpretation hatte oder das Sterne mehrere Eigennamen besitzen, weil die Bezeichnung sich auf die jeweilige Deutung eines Volkes beziehen.
Viele Namen von Sternen wurden aus dem arabischen übernommen. Oftmals bezeichnen sie anatomische Teile des Sternbildes.
Zum Beispiel der ca.360 Lichtjahre entfernte Stern Rastaban (Beta Draconis) heißt übersetzt „Kopf der Schlange“, weil die arabische Kultur in dem griechischen Drachen nur eine übergroße Schlange sahen.

Nicht jedes Sternbild ist von überall und zu jederzeit sichtbar. Unsere Erde ist von der äußeren Form eine Kugel. Je nach Aufenthaltsort ist der Blick in den Himmel nur in einem begrenzten Umfang möglich. Ebenfalls ist auch die Geografische Lage abhängig, welche Sternbilder man z.B. von seinem Heimatort aus sehen kann. Demzufolge kann man von der nördlichen Halbkugel nur die nördlichen Sternbilder sehen. Umgekehrt ist es natürlich auch der Fall. Wer sich auf der Südhalbkugel befindet, kann nur die südlichen Sternbilder beobachten.

Mit den Sternbildern ist es wie mit den Wolkenraten. Man liegt auf der Wiese und sieht die Wolken an sich vorüberziehen. Das eine Wölkchen sieht aus wie ein Häschen das eine Möhre hat, eine andere Wolke hat das Aussehen von einem umherhüpfenden Schaf. So ähnlich ist es auch mit den Sternbildern. Grundsätzlich sind zumindest immer einfache geometrische Figuren zuerkennen. Angefangen von Linien über Dreiecke, Rechtecke oder andere etwas verschobenen Figuren.

Um keinen riesigen Katalog für die verschiedenen Sternbilder oder Eigennamen von Sternen von jedem einzelnem Volk erarbeiten zu müssen, einigte sich die IAU (Internationalen Astronomischen Union) im Jahre 1922 bei einer Tagung, auf die Festlegung von insgesamt 88 Sternbildern. Davon wurden 48 Sternbilder aus der griechischen Sagenwelt mit übernommen. Aber auch „neuere“ Sterneninterpretationen wurden mit aufgenommen.

Es wurden dafür gesonderte Sternbildkarten erstellt und jedes Objekt genau voneinander abgegrenzt. Dies ermöglicht astronomische Erscheinungen örtlich zu bestimmen. Das Auffinden von Sternen, planetarischen Nebeln, schwarzen Löcher, oder auch die Flugrichtung von Kometen und anderen kosmischen Objekten können mit Hilfe von Sternbildern bestimmt werden.

z.B. Das Messierobjekt 13 (M 13) ein Kugelsternhaufen liegt im Sternbild Herkules. Der Planet Mars durchwandert das Sternbild Stier.

Space Shuttle

Orbiter

Daten zum Orbiter:

Länge: 37,24 m
Spannweite: 23,79 m
Nutzlast zur ISS: 16400 kg
Flugfläche: 249,9 m
Einsatzhöhe: 185 – 643 km
Besatzung: max 8 Personen

Nach dem geglückten Flug zum Mond, hatte die NASA den Gedanke ein wieder verwendbares Raumschiff zu entwickeln. Dabei sollten die Kosten enorm gesenkt werden. So gab die NASA noch im Jahr 1969, einen Auftrag an die 4 größten Raumfahrtunternehmen, ein Konzept für ein wieder verwendbares Raumschiff zu entwickeln. Am 15. März 1972, beschloss die NASA das das Space Shuttle aus 3 Komponenten bestehen soll: Den Orbiter, den Außentank und den Feststoffboostern. Noch im selben Jahr am 9. August erhielt das Raumfahrtunternehmen Die ISS

North American Rockwell, den Auftrag den Orbiter zu bauen. Die 2 weiteren Komponenten wurden von anderen Raumfahrtunternehmen gebaut. So baute Morton Thiokol die beiden Feststoffboostern und Martin Marietta baute den Außentank. Das erste Flugfähige Raumschiff, die Enterprise, wurde 1975 fertig gestellt. Diese Raumfähre konnte nicht in den Weltraum fliegen, es diente jediglich nur zu aerodynamischen Tests. Insgesamt wurden 5 Orbiter gebaut. Dies war die Columbia, gefolgt von Challenger, Discovery, Atlantis und Endeavour. Das Shuttle war sehr vielseitig verwertbar. Es konnte Satelliten in die Erdumlaufbahn befördern und sie reparieren. Durch das Shuttle war es erst möglich die ISS aufzubauen, da es immer wieder Teile in den Weltraum brachte und Astronauten, die dann auf der ISS wohnten, Lebensmittel vorbeibrachte. Der Orbiter ist ausgestattet mit einer speziellen Hitzeschutzverkleidung, ohne die es nicht möglich wäre in die Erdatmosphäre wieder einzutreten. An der Unterseite des Orbiters befinden sich ca. 20.000 Kacheln, die eine Temperatur von 1260 °C stand halten können. Diese Kacheln sind 12 cm dick und bestehen aus Silizumoxid. Die Kacheln sind innen hohl und damit sehr leicht, dadurch wird nicht so viel Gewicht verbraucht. An der Nase und an den Flügelvorderkanten des Orbiters, befindet sich ein spezieller Werkstoff, dieser heißt kohlenstofffaserverstärkten Kohlenstoff, dieser Stoff ist äußerst Hitze resistent und beständig. Der weitere Teil des Shuttles ist mit Kacheln ausgerüstet die Temperaturen bis zu 675°C aushalten können. Neben dem Hitzeschutzschild besitzt der Orbiter, Haupttriebewerke, die bei dem Start zum Einsatz kommen, Hilfstriebwerke, die die Steuerung im Weltraum ermöglichen und Sicherheitssysteme.

Außentank

Daten zum Außentank:

Länge: 48,9 m
Durchmesser: 10,4 m
Volumen: 2030 m^3
Leergewicht: 26566 kg
Startgewicht: 757000 kg

Der Außentank

Der Außentank ist die größte Komponente des Space Shuttle Systems und das einzige das nicht wieder verwendet wird, sondern in der Umlaufbahn verbrennt. Der orangefarbene Zylinder besteht im inneren aus drei weitern Komponenten: einen Tank für den Sauerstoff im oberen Bereich, in der Mitte befindet sich ein druckloser Bereich, in dem sich alle elektrischen Systeme befinden und im unteren Bereich ist ein weiterer Tank für den Wasserstoff. Da Sauerstoff und Wasserstoff im flüssigen Zustand vorliegen (-200°C) muss der Außentank isoliert werden. Der Orbiter ist mit 2 Punkten an den Außentank befestigt. Leitungen vom Außentank zum Orbiter versorgten die Haupttriebwerke, beim Start, mit Sauerstoff und Wasserstoff.

Feststoffbooster

Daten zum Feststoffbooster:

Länge: 45 m
Durchmesser: 3,71 m
Startschub: 2*12,46=24,92 MN

Die Feststoffbooster

Die beiden Feststoffbooster auch genannt Space Shuttle Solid Rocket Booster, sind 45 m lang und stellen den meisten Schub für den Start bereit. In diesen Boostern befindet sich der leistungsfähigste Motor, der auf dieser Welt gebaut wurde. Weiterhin sind in die beiden Boostern ein Zündsystem, schwenkbare Düsen und weitere nötige Instrumente enthalten. Schon zwei Minuten nach dem Start, sind die Booster völlig ausgebrannt und trennen sich vom Außentank ab und fallen mit Fallschirmen in den Atlantik. Die NASA holt sie dann mit Schiffen wieder auf das Festland und bereitet sie für den nächsten Start wieder auf.

Quellen

http://de.wikipedia.org/wiki/Space_Shuttle
http://www.raumfahrer.net/raumfahrt/spaceshuttle/technik_booster.shtml
Erlebnis Space Shuttle von Tony Reichhrdt; ISBN 3-613-02523-X; s. 286-294

Bilder:

http://cache.gawker.com/assets/images/gizmodo/2010/07/et-138_laydown_14.jpg
http://www.nasa.gov/mission_pages/shuttle/multimedia/highlights_gallery.html
http://www.myfreakinglife.com/wp-content/uploads/2010/10/RP-Shuttle- booster- separation.jpg

Sternfarbe

Im unserem Universum gibt es unendlich viele Sterne. Sie unterscheiden sich nicht nur in ihrer Größe und ihre Helligkeit, sondern auch in der Oberflächentemperatur. Die Temperatur eines Sterns kann aus der Farbe abgeschätzt werden. Die Farben sind von blau – weißlich bis hin zur intensiven roten Farbe unterteilt. Mit Hilfe der Spektralklassen werden die Sterne nach Temperatur und Farbe eingeteilt.

Spektralklasse Farbe Temperatur
M rot ca. 3300 K
K orange 3600 K – 5100 K
G gelb 5100 K – 6000 K
F gelblich weiß 6000 K – 7600 K
A bläulich weiß 7600 K – 10000 K
B blau weiß 10000 K – 25000 K
O blau über 25000K

Je nachdem welcher Stern welche Temperatur hat, unterscheidet sich die Farbe. Das lässt sich ganz einfach mit dem Wienschen Verschiebungsgesetz erklären. Dabei nimmt man, an das sich der Stern wie ein idealer schwarzer Strahler verhält. Ein schwarzer Strahler ist ein Körper der jede Wellenlänge ideal emittiert und absorbiert.


Das Gesetz besagt, je heißer ein Körper wird, desto mehr verlagert sich die abgegebene Strahlung von Infrarot in den sichtbaren Bereich. Deshalb haben Sterne unterschiedlicher Temperatur auch unterschiedliche Farben, da sich ihre Wellelänge ändert.

Wellenlänge des sichtbaren Spektrums:

Rot: 780 – 622 nm
Orange: 622 – 597 nm
Gelb: 597 – 577 nm
Grün: 577 – 490 nm
Blau: 490 – 420 nm
Violett: 420 – 390 nm

Quellen: http://www.astronomie-tagebuch.de/sternhelligkeit.php

Top Ten der Kometen

Platz 10 Komet 1P/Halley

Dieser Komet näherte sich im Jahr 1066, bis auf 15 Millionen km der Sonne an. Dadurch wurde er sehr hell und am Taghimmel sichtbar. 1P/Halley wurde am 25.Dezember 1758 entdeckt und zählt somit zu den bekanntesten Kometen. Die damaligen Menschen stellten den Kometen außerdem auf dem Teppich von Bayeux dar. Deutlich darauf zu sehen ist der Komet und die Menschen, die zum Himmel blickten und den Kometen bestaunen. Die damalige Bevölkerung wusste jedoch nicht, was diese Himmelserscheinung zu bedeuten hatte und waren sehr erstaunt und es herrschte eine allgemeine Furcht vor dem Kometen.

Platz 9 Komet C/1402 D1 (Großer Komet)

Besonders an diesem Kometen ist, dass er bei seinem Periheldurchgang, der am 20 März 1402 stattfand, einen Schweif von 45 Grad Länge hatte. Seine Beobachtungszeit beruht auf dem Zeitraum von Anfang Februar bis Ende März. Wie jede Kometenerscheinung, wurde auch dieser Komet mit möglichen Unglücken oder Kriegen in Verbindung gebracht.

Platz 8 Komet C/2006 P1(McNaught)

Platz 8 Komet C/2006 P1(McNaught)

Entdecker von diesem Kometen war Robert McNaught. Seinen sonnennächsten Abstand erreichte er am 12. Januar 2007. Auf der Nordhemisphäre konnte man den Kometen am besten, eine Woche vor seinem Perhieldurchgang, beobachten. Sichtbar war er in der Abenddämmerung und auch in der Morgendämmerung.

Am 13. Januar war er so hell, dass er problemlos auch am Taghimmel zu sehen war. Am 14. Januar konnte er auf der nördlichen Hemisphäre nicht mehr beobachtet werden, da er schon zu weit südlich stand und somit jetzt nur auf der Südhalbkugel zu sehen war. Dies galt nur für den Kopf des Kometen, der Kometenschweif wurde auch noch einige Tage danach am Himmel beobachtet.

Zwei Wochen nach seinem Periheldurchgang bildete der Komet auf der Südhalbkugel einen breit gefächerten Schweif mit einer Ausdehnung von 40 Grad am Himmel. Noch am 1 Februar 2007 konnte dieser Komet problemlos auf der südlichen Hemisphäre mit bloßem Auge beobachtet werden.

Platz 7 C/1882 R1 (Septemberkomet)

Dieser Komet ist ein Mitglied Kreutz-Gruppe. Dies sind Kometen die bei ihrem Periheldurchgang der Sonne sehr nahe kommen. Entdeckt wurde er von dem Astronom William Henry Finlay am 7.September 1882. Dieser Komet erschien im September plötzlich am Morgenhimmel der Südhemisphäre. Bei den ersten Beobachtungen des Kometen am 1. September, erschien er noch eher unscheinbar. Doch plötzlich stieg seine Helligkeit rasch an, da er an seinem Perheildurchgang am 17. September der Sonne sehr nahe kam. Während seines Durchganges erreichte er eine Helligkeit von – 17 Magnituden und konnte somit am Tage neben der Sonne problemlos beobachtet werden.

Platz 6 C/1843 D1 (Tageslichtkomet)

Dieser Komet kam der Sonne, mit einer Entfernung von 830.000 km, extrem nahe. Dadurch hatte dieser Komet eine rasch ansteigende Helligkeit und war auch am Tage neben der Sonne ein auffälliges Objekt. Am besten war er auf der Südhalbkugel zu sehen. Seine Schweiflänge, so vermutet man, war bis auf 300.000.000 km geschätzt. Dies entspricht zwei astronomischen Einheiten. Seine letzte Beobachtung wurde am 19.April 1843 datiert.

Platz 5 Komet C/1743 X1 (Klinkenberg)

Dieser Komet gilt als einer der hellsten Kometen des 18 Jahrhunderts. Entdeckt wurde dieser in der Stadt Haarlem von dem Amateurastronom Dirk Klinkenberg. Seinen sonnennächsten Punkt erreichte er am 1.März 1744. Ende des Jahres 1943 stieg seine Helligkeit schon sehr rasch an und bereits Mitte Februar 1744 war der Komet schon so hell, dass er helle Sterne überstrahlte. Zu dieser Zeit hatte sein Schweif bereits eine Länge von 10 bis 30 Grad am Himmel. Seine Helligkeit betrug -6 Magnituden und er konnte somit problemlos am Tage beobachtet werden. Später entwickelte der Komet gigantische 11 Schweifstrahlen mit einer Länge von 90 Grad. Solch eine Entwicklung des Kometen, hatte zu dieser Zeit keiner erwartet und die Menschen waren sehr überrascht.

Zu dieser Zeit, war Charles Messier 13 Jahre alt und beobachtete diesen Kometen mit Erstaunen. Dieser Komet löste bei Messier ein sehr großes Interesse für Kometen aus und später widmete er sich der Beobachtung solcher Himmelserscheinungen.

Platz 4 Komet C/1680 V1 (Kirch)

Komet C/1680 V1 gilt als hellster Komet des 17 Jahrhunderts, der sogar zu dieser Zeit am Tage beobachtet werden konnte und einen sehr langen Schweif, mit einer Ausdehnung von 30 Grad, besaß. Er war der erste Komet der mittels eines Teleskopes entdeckt wurde. In einer Entfernung von 0,4 Astronomischen Einheiten rauschte dieser Komet an der Erde vorbei.

Bei seinen Periheldurchgang am 18. November 1680, war er problemlos am Tageshimmel zu beobachten. Nach dem Durchgang entwickelte sich der Komet zu einer imposanten Erscheinung und stieg in wenigen Tagen rasch am Himmel auf. Pünktlich zur Weihnachtszeit bildete der Komet eine Schweiflänge von 90 Grad aus. Zahlreiche Menschen hatten Angst vor diesen Kometen und dachten es wäre ein Vorbote des Weltunterganges. Doch die Astronomen schauten sich den Kometen sehr sorgfältig an. Die beiden Astronomen, Georg Damuel Döffel aus Sachsen und Isaac Newton aus England, beobachteten beide unabhängig, dass der Komet in einer parabolischen Bahn um die Sonne fliegt.

Platz 3 Komet X/1106 C1 (Großer Komet)

Nach älteren Aufzeichnungen war der Komet eins der gewaltigsten Sungrazer dieser Zeit. Sungrazer bedeutet, dass Kometen sehr nahe an der Sonne vorbei rauschen, somit war er auch ein Mitglied in der Kreutz – Gruppe. Vermutlich hatte der Komet zur damaligen Zeit eine Schweiflänge von 90 bis 100 Grad. Sehen konnte man ihn in Europa, Korea und China.

Platz 2 Komet C/1264 N1 (Großer Komet)

Gesichtet wurde der Komet erstmals in Frankreich, am 17.Juli 1264. Nach seinem Durchgang verschwand der Schweifstern plötzlich am Himmel. Doch als er am 29. Juli 1264, mit einer Entfernung von 0,18 Astronomischen Einheiten (27 Mio. km), an der Erde vorbei raste, bot er einen spektakulären Anblick am Himmel. Dieser Komet bildete einen Kometenschweif von einer Länge von 100 Grad aus, der eine gefächerte Form besaß. Aus älteren Zeichnungen war zu ersehen, dass man den Kometen bis zu 4 Monte mit bloßem Auge beobachten konnte.

Platz 1 Komet C/1861 J1 Tebbutt

Platz 1 Komet C/1861 J1 Tebbutt

John Tebbutt war einer der bedeutesten Astronomen des 19. Jahrhunderts. Er verbrachte sein gesamtes Leben in Windsor und baute sich dort ein kleines Obersvatorium.

Dieser bedeutende Astronom entdeckte am 13.Mai 1861 ein schwaches diffuses Fleckchen im Sternbild Eridanus. Zu diesem Zeitpunkt ahnte er noch nicht, dass er einen Jahrtausendkometen entdeckt hatte. Tebbutt sagte voraus, dass die Erde am 29. Juni durch diesen Schweif fliegen würde. Bereits am 20. Juni präsentierte sich der Komet auf der südlichen Hemisphäre mit einem Schweif von 40 Grad Länge.

Das plötzliche Auftauchen des Kometen auf der nördlichen Hemisphäre, am 30.Juni 1861, versetzte die Menschen ins Staunen. Man sah, so bald es dunkel wurde, einen weit gefächerten Schweif der von dem Sternbild Kassiopeia bis zum Großen Bären ging. Zudem war dieser eindrucksvolle Schweif mit einer Länge von 120 Grad am Himmel zu sehen! Er erreichte eine so große Helligkeit am Nachthimmel, dass Objekte auf den Boden Schatten warfen! Beobachter der Nordhalbkugel blickten somit von hinten auf die Koma. Nachdem die Erde den Kometenschweif verlassen hatte, gingen Helligkeit und Schweiflänge rasch zurück. Die letzte Beobachtung mit bloßem Auge, des Jahrtausendkometen wurde am 15. August 1861 datiert. Astronomische Berechnungen ergaben, dass dieser Komet eine Umlaufzeit von 409 Jahren besitzt.

Quelle:

Magazin Sterne und Weltraum, Ausgabe 12/2013, S 48 bis 57, Chefredakteur Uwe Reichert

CD

CD/DVD-Rohlinge können oft in Geschäften mit Elektronikabteilungen erworben werden, doch taugen sie auch als Filterersatz zur Sonnenbeobachtung? Es wurde mit einem Spektralphotometer eine Transmissionsmessung im Wellenlängenbereich zwischen 300 nm und 800 nm durchgeführt.

Strahlungsmessung an einer CD-ROM

Strahlungsmessung an einer CD-ROM

Das Spektrum einer CD zeigt unmissverständlich klar, dass die CD sogar im UV-Bereich mit etwa 3% durchlässiger ist als im sichtbaren Spektrum zwischen 400 und 700 nm. Selbst wenn 2 CDs hintereinander gehalten werden, ist der Transmissionsanteil im UV immer noch größer als im sichtbaren Bereich. Außerdem erscheint das Bild dabei immer noch zu hell und extrem flau. Wie man sieht, ist die CD für die Sonnenbeobachtung vollkommen ungeeignet und sollte auf keinen Fall verwendet werden. Der markierte Gefahrenbereich entspricht von der Seite http://www.sonnen-filter.de/Filter-1/BVA-Empfehlung.gif. Wie zu erkennen ist, darf nur etwa 1/1000% vom Licht im sichtbaren Spektrum durchkommen, der für eine sichere Sonnenbeobachtung notwendig ist.

Fazit:
Die CD-Rohlinge sind NICHT für den Filterzweck hergestellt worden und gehören auch nicht im Sortiment zur Sonnenfinsternisbeobachtung. Besonders erschreckend ist der durchlässigere Anteil im UV-Bereich unterhalb von 400 nm. Denn das menschliche Auge kann keine ultravioletten Strahlung sehen. Wer über keine CE getestete und zertifizierte Sonnenfilterfolie oder auch keine SOFI-Brille verfügt, sollte sich auf keine Experimente einlassen. Der Besuch eines astronomischen Sternwartenvereins ist vorziehen.

Rettungsfolie

Eine Rettungsfolie ist in jedem Verbandskasten zu finden, doch taugt sie auch als Filterfolie zur Sonnenbeobachtung? Es wurde mit einem Spektralphotometer eine Transmissionsmessung im Wellenlängenbereich zwischen 300 nm und 800 nm durchgeführt. Mit diesem Gerät lässt sich die Transmission bzw. die optische Dichte von durchlässigen Materialen bestimmen. Dabei kann die optische Dichte im Bereich zwischen 0 und 2,5 gemessen werden, was einen Transmissionsgrad von 100% bis etwa 0,3% entspricht. Es war es zumindest möglich, das Transmissionsspektrum einer einlagigen Rettungsfolie zu messen.

Strahlungsmessung an Rettungsfolie

Strahlungsmessung an Rettungsfolie

Wie man sieht, ist diese Folie für die Sonnenbeobachtung vollkommen ungeeignet, da immer noch 1-2% Licht im Messbereich zwischen 300nm und 800 nm durchkommt. Die Messung mit einer zweifach-übereinander gelegten Rettungsfolie klappte leider nicht, weil die Messung von einer optischen Dichte unterhalb von 2,5 nicht möglich ist und kommt damit an die Nachweisgrenze. Hier wird schon bereits mehr als 99,7% absorbiert, welches aber für die sichere Sonnenbeobachtung immer noch nicht ausreichen ist. Der markierten Gefahrenbereich entspricht von der Seite http://www.sonnen-filter.de/Filter-1/BVA-Empfehlung.gif. Wie zu erkennen ist, darf nur etwa 1/1000% vom Licht im sichtbaren Spektrum durchkommen, der für eine sichere Sonnenbeobachtung notwendig ist.

Fazit:

Eine Rettungsfolie / -decke schützt den Körper vor Unterkühlung, eine richtige CE getestete und zertifizierte Sonnenfilterfolie schützt die Augen während einer Sonnenbeobachtung. Die Rettungsfolie ist nicht für den Filterzweck gedacht, da sie nie als optische Komponente entwickelt wurde. Denn die Rettungsfolie ist neben den sichtbaren Spektrum auch im Infrarot- und UV-Bereich durchlässiger, als man es überhaupt mit dem Augen bemerken würde. Daher ist diese Rettungsfolie nicht geeignet!

Zwergplaneten

Ein Zwergplanet ist ein Himmelskörper der sich um die Sonne bewegt, wie z.B. die Plutoiden. Dies sind Zwergplaneten die Außerhalb der Neptun Bahn die Sonne umkreisen. Zudem muss er folgende Kriterien besitzen damit der Himmelskörper als Zwergplanet eingestuft werden darf.

1) Der Himmelkörper muss über eine ausreichende Masse verfügen und somit eine annähernd runde Form,
2) Er besitzt eine Umlaufbahn um die Sonne,
3) Er hat die benachbarten Gebiete seiner Umlaufbahn nicht bereinigt von Fremdkörpern,
4) Und er darf kein Mond sein.

Pluto, Ceres, Haumea, Makemake und Eris sind bis heute die bekannten Zwergplaneten.

Quellen:

http://www.iau.org/public/themes/naming/
http://lexikon.astronomie.info/planeten/definition.html

Walentina Wladimirowna Tereschkowa

Walentina Tereschkowa wurde am 6. März 1937 in Jaroslawl geboren und hatte eine sehr schwere Kindheit. Als Kind musste sie hart in einer Fabrik für Autoreifen arbeiten. Später dann arbeitete sie in einer Fabrik für Spinnerei als Büglerin und Zuschneiderin. Neben dieser anstrengenden Arbeit lies sie sich in der Abendschule als Technikerin ausbilden und machte ihr Diplom im Jahre 1960. Von 1955 an war Walentina eine begeisterte Fallschirmspringerin und bewarb sich mehrmals bei der Kosmonautenschule. Im Jahre 1962 hat Walentina die Aufnahmeprüfung bestanden und nun begann ihre Ausbildung zum Kosmonauten. Am 16. Juni 1963 war es endlich soweit. Walentina flog an diesem Tage mit der Wostok 6, vom Weltraumbahnhof in Baikonur, in den Weltraum und somit war sie die erste Frau im Weltraum. Der Flug dauerte 2 Tage 22 h und 50 min, in dieser Zeit umrundete sie die Erde 49 mal. Landung war am 19. Juni 1963 in Nowosibirsk. Im November 1963 heirate sie einen Kosmonauten, der bereits mit der Wostok 3 geflogen ist. 1964 kam ihre Tochter zur Welt. Derzeit ist sie in der Partei „ Einiges Russland“ vertreten, das sich in Jaroslawl befindet.

Quellen:

http://de.wikipedia.org/wiki/Walentina_Wladimirowna_Tereschkowa
http://www.munzinger.de/search/portrait/Valentina+Tereschkowa/0/10309.html
http://www.munzinger.de/search/portrait/Valentina+Tereschkowa/0/10309.html

Wintersonnenwende

Die Sommer – und Wintersonnenwende leiten den astronomischen Sommer oder Winter ein. Man spricht von der Sommersonnenwende, wenn die Sonne über dem nördlichen Wendekreis der Erde steht. Dies ist am 21. Juni der Fall, außerdem erreicht die Sonne an diesem Tage ihren größten Abstand zum Horizont. Auf der nördlichen Halbkugel findet nun der längste Tag und die kürzeste Nacht statt, da die Sonnenlaufbahn größtenteils über dem Horizont liegt. Ab dem 50. Breitengrad kann man in der Nacht nun die weißen Nächte beobachten. Das heißt die Sonne geht nur für kurze Zeit unter und somit bleibt es in der Nacht noch dämmrig. Ab dem 66. Breitengrad geht die Sonne nicht mehr unter, sie bleibt über dem Horizont und ist auch nachts noch zu sehen. In den nördlichen Polarregionen geht die Sonne gar nicht mehr unter, es bleibt über Monate hinweg am Tag, sowie in der Nacht hell. Währenddessen auf der nördlichen Halbkugel Sommersonnenwende ist, ist auf der südlichen Halbkugel Wintersonnenwende. Hier ist der kürzeste Tag und die längste Nacht, da die Sonnenlaufbahn unterhalb des Horizontes ist. Hier steht die Sonne über dem südlichen Wendekreis der Erde. In den Polarregionen herrscht Polarnacht. Das heißt die Sonne geht für einige Monate nicht mehr auf und es bleibt somit auch am Tag dunkel. Ist Sommersonnenwende auf der nördlichen Halbkugel der Erde, ist gleichzeitig auf der Südhalbkugel Wintersonnenwende.

Wasserstoff

Das Symbol für Wasserstoff lautet H und es ist das häufigste Element im Universum.

Wissenswertes zu Wasserstoff:

Schmelzpunkt:   -259,14°C
Siedepunkt: -252°C
Dichte :   0,089 g/l

Unter Normalbedingungen auf der Erde kommt Wasserstoff nicht in Atomarer Form, sondern in Molekularer Form vor und ist ein farbloses Gas. Mithilfe der Knallgasreaktion kann Wasserstoff zuverlässig nachgewiesen werden. Es bildet natürliche Isotope wie Deuterium und Tritium. Tritium wird auch Überschwerer Wasserstoff und Deuterium Schwerer Wasserstoff genannt. Tritium ist radioaktiv und hat eine Halbwertszeit von 12,3 Jahren. Ein wichtiger Gebrauch von Wasserstoff, ist die Herstellung von Ammoniak, welche durch das Haber – Bosch – Verfahren hergestellt wird.

Wasserstoff – das häufigste Element im Universum

Nach dem Urknall bestand das Universum aus ca. 77% Wasserstoff und 20% Helium und der Rest aus Lithium und anderen Bestandteilen. Durch Gravitation formten sich Planeten und Sterne daraus. Die äußeren Planeten bestehen aus Wasserstoff. Durch den enormen Druck im inneren der Planeten ist H2 in metallischer Form vorhanden. Auch Sterne bestehen aus Wasserstoffplasma. Durch Kernfusion wird H2 in Helium umgewandelt und die dabei freigesetzte Energie, spüren wir als Wärme auf der Erde.

Uranus
Umlaufzeit: 84,67 Jahre
Rotationszeit: 17 h, 24 min
Atmosphäre: 83% H2
15% He
2,3% CH4
Durchmesser: 51118 km
Anzahl der Monde 27

Der Uranus besitzt ein ganz besonderes Merkmal, was nur dieser Planet besitzt. Denn seine Achse ist um 97,86 Grad geneigt. Im Vergleich zur Erde, hat sie eine Neigung von 23,4 Grad. So zu sagen rollt der Planet Uranus um seine Umlaufbahn.

Etwa 170 Jahre nach der Erfindung des Teleskops wurde Uranus entdeckt. Er war der erste Planet der mit dem Fernrohr entdeckt wurde. Und zufällig entdeckt hat ihn der Astronom Sir Friedrich Wilhelm Herschel, der abends am 13. März 1781 mit seinem 6- Zoll Spiegelteleskop in den Himmel schaute.
Quelle: NASA.gov
Egal ob von nah oder fern, der Uranus zeigt keine Oberflächenstrukturen. Auch im Teleskop erscheint der Planet nur als blass grünliche Scheibe. Auf diesen Planeten gibt es keine Stürme oder Wolkenbänder, wie es bei allen anderen Gasplaneten der Fall ist. Grund dafür könnte sein, dass Uranus eine schwache innere Wärmequelle besitzt.

Wie auch alle anderen Planeten besitzt er ein Ringsystem. Das Ringsystem besteht aus feinem Staub und riesigen Brocken die bis zu 10 m Durchmesser haben können. Es wurde zufällig entdeckt am 10. März 1977 von James L. Elliot, Edward W. Dunham und Douglas J. Mink , die eigentlich eine Sternbeobachtung durch den Uranus beobachten wollten, um die Atmosphäre des Planeten zu untersuchen. Doch bei den Auswertungen stellten sie fest dass der Stern kurz vor und nach der Bedeckung kurzzeitig verschwand. Daraus schließten sie das dieser Planet auch ein Ringsystem besitzen muss. Ein weiteren Beweiß das die Astronomen recht hatten gab die Sonde Voyager 2. Sie passierte 1986 den Uranus und die Ringe konnten von der Sonde abgelichtet werden.

Der Uranus besitzt insgesamt 27 Monde. Die ersten beiden Monde Titania und Oberon wurden von Wilhelm Herschel und seinem Sohn John Herschel entdeckt und benannt. William Lassell entdeckte 1851 zwei weitere Monde, die er Ariel und Umbriel nannte. 1948 entdeckte Gerhard Kupier den Mond Miranda. Die anderen Monde waren jedoch zu lichtschwach um sie mit einem Teleskop zu entdecken. 10 neue Monde konnten bei Vorbeiflug der Voyager 2 Sonde identifiziert werden.

Uranus kann man auch mit bloßem Auge finden. Aber hierzu benötigt man neben den dunklen Himmel eine genaue Sternkarte, da sich Uranus und ein Stern kaum voneinander unterscheiden.

Quellen:

Bild: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02963

1 mal 1 der Astronomie; S. 64; ISBN: 978-3-44012396-6
Praktische Astronomie – Das Handbuch zur Himmelsbeobachtung; S. 188; ISBN: 978-3-8310-1824-6
Planeten, Sterne, Universum – Alles über Astronomie und die Geschichte der Raumfahrt; S. 62; ISBN: 978-3-625-12969-1
http://de.wikipedia.org/wiki/Uranus_(Planet)

 

Transit
Transit ist Lateinisch und bedeutet soviel, wie Durchgang oder Passage. Dies beschreibt, dass z.B. ein Himmelskörper wie ein Planet (Merkur oder Venus) im Sichtfeld zwischen Erde und Sonne steht. Zum Vergleich kommt der Venustransit im Gegensatz zum Merkurtransit sehr selten vor, nämlich viermal in 243 Jahren. Dagegen kann man einen Merkurtransit im Durchschnitt aller fünf bis sechs Jahre beobachten. Wenn ein Transit auftritt erkennt man ihn oftmals auch schon ohne Vergrößerung, da es einen schwarzen Punkt auf der Sonnenscheibe gibt (allerdings nur mit Filter). Ein Transit ist aber auch, wenn ein Objekt z.B. ein Flugzeug zwischen Ort und Stern ist und die Sicht zum Stern verdeckt.
Terminator

Unter diesem Begriff handelt es sich um die Tages- und Nachtgrenze eines Himmelskörpers. Am Beispiel des Mondes lässt sich täglich die Mondphasen beobachten. Etwa einen Monat lang dauert die Wanderung der Tages- und Nachtgrenze, die sowohl mit dem bloßem Augen als auch mit optischen Hilfsmitteln beobachtet werden kann. Entlang des Terminators lassen sich aufgrund des schrägen Schattenwurfes unzählige Formen von unterschiedlichen Kratern erkennen. Dabei wandert das Sonnenlicht über den Mondstaub, und beleuchtet die Krater, Schluchten und Gebirgsketten im täglich im unterschiedlichen Winkel. Nur bei einem senkrechten Sonnenstrahleneinfall (Vollmond) hinterlassen diese Krater keinerlei Schatten und sind somit während des Vollmondes kaum sichtbar.

Kraterfeld auf dem Erdmond

Kraterfeld auf dem Erdmond

Sternschnuppenstrom

Unter einen Sternschnuppenstrom versteht man das Auftreten vermehrter Sternschnuppen unter einem bestimmten Zeitraum oder Jahreszeit.

Ein solcher Strom entsteht, wenn die Erde ein Staubschweif eines Kometen durchläuft. Dieser enthält kleine Überreste des Kometen, wie kleine Partikel oder Staubteilchen. Durchquert die Erde nun diesen Schweif, verglühen die kleinen Partikel in der Erdatmosphäre und wir sehen Sternschnuppen am Himmel.

Die bekanntesten Sternschnuppenströme sind die Quadrantiden, Lyriden ,Eta Aquariden ,Perseiden, Draconiden, Orioniden, Leoniden und Geminiden. Es gibt weitaus mehr Ströme, die sind jedoch nicht so ausgeprägt wie diese.

Sichtbarkeitszeiträume der Sternschnuppenströme:

Quadrantiden: 28. Dezember bis zum 12. Januar
Lyriden: 16. April bis zum 25. April
Eta Aquariden: 19.April bis zum 28. Mai
Perseiden: 17.Juli bis zum 24. August
Draconiden: 06.Oktober bis zum 10.Oktober
Orioniden: 02.Oktober bis zum 07.November
Leoniden: 06.November bis zum 30. November
Geminiden: 04. Dezember bis zum 17. Dezember
Sudelfeldmonster

Das Sudelfeldmonster kann auf dem Sudelfeldpass (Gebirgspass in den Bayerische Alpen – 1.123 m über NN) beobachtet werden. Das Monster entsteht, wenn der menschliche Schatten auf eine Nebelwand fällt, die aus unzähligen Wassertröpfchen oder wie in diesem Fall aus Eiskristallen besteht. Im Harz wird diese Erscheinung als Brockengespenst bezeichnet.

Supernova

Eine Supernova ist ein großer alter Stern, welcher am Ende seiner Existenz steht. Nachdem er sich zu einem gigantischen Roten Stern, der sog. Supernova, aufgebläht hat, stürzt er wieder in sich zusammen und detoniert förmlich in einer gewaltigen Explosion, der sog. Supernovaexplosion. Der Stern wird in Fetzen gerissen und erstrahlt für einige Tage, Wochen manchmal auch Monate in einem unvergleichlich hellen Licht, so dass man ihn plötzlich weit über die normal mögliche Distanz sehen kann und sogar ganze Galaxien überstrahlen kann. Wenn diese Sterne erlöschen, dann bleiben nach der Explosion nur noch Reste des einzigen Riesen übrig. Ein dichter Nebel wird noch vom Zentralgebiet des Sternes über Jahrtausende zum Leuchten angeregt und kann beobachtet werden, während das ehemalige Zentrum des erloschenen Sterns als Neutronenstern, Pulsar oder auch als schwarzes Loch weiterexistiert.

Was ist an Supernovae so besonders und einzigartig?

Sie sind mit Abstand die gewaltigsten Explosionen, die wir Menschen im Universum kennen. Innerhalb von Augenblicken werden Energien und Kräfte frei, welche für uns unvorstellbar sind. Unsere Sonne ist zu klein, um als Supernova in ca. 4,5 Milliarden Jahren aus dem Leben zu treten. Aber Nachbarsterne, wie z.B. der Stern Beteigeuze im Sternbild Orion sind beste Kandidaten für derartige Explosionen in unserer Nachbarschaft.

Als Tycho Brahe im Jahre 1572 die Supernova im Sternbild Kassiopeia entdeckte und damit die göttliche Unveränderlichkeit des Fixsternhimmels bewies, erweiterte dieses Naturereignis das Weltbild der Menschen des 16. Jahrhunderts entscheidend, denn bis dahin glaubte man an die göttliche Grundlage der Sterne und dass der Himmel unverändert und unveränderbar über uns erstrahlt. Doch seine Entdeckung der „Stella Nova“ bewies die veränderlichen Prozesse des Sternenhimmels und das eben nicht alles unendlich und zeitlos ist. Das plötzlich Sterne explodieren, in Gasnebeln neu entstehen, oder sich in ihrer Position verändern könnten, das vermochte im Mittelalter und bis ins 18 Jahrhundert hinein kaum niemand zu glauben. Auch die Chinesen hatten im Jahre 1054 von einem hellen Stern am Himmel berichtet, welcher sogar am Tage zu sehen war. Diese Supernovaexplosion ist fast 1000 Jahre her und an der Stelle, wo diese damals stattfand befindet sich heute ein planetarischer Nebel im Sternbild Stier, der sog. Krebsnebel Messier 1 (M1). Damals wusste keiner so recht, was dort passierte und man war einfach erstaunt über diesen Anblick am Himmel.

Sonnenflecken

Sonnenflecken sind starke Aktivitätsregionen auf der Sonnenoberfläche, welche vor allem von Störungen des solaren Magnetfeldes verursacht werden. An diesen Stellen „bricht“ die Sonnenoberfläche auf und Gasausbrüche, Flares und Materie schießen mit unvorstellbaren Geschwindigkeiten von mehreren tausend Kilometern pro Sekunde ins All. Durch die heftigen Reaktionen und Geschwindigkeiten an diesen Stellen der 6000 K heißen Photosphäre kommt es zu lokalen Abkühlungen von 2000 – 3000 K. Dies hat zur Folge, dass diese Stellen nicht mehr so viel Licht abstrahlen, wie die ungestörte Sonnenoberfläche – ein Sonnenfleck wird sichtbar!

Sonnenfleckengruppe AR2192

Sonnenfleckengruppe AR2192

Sonnenflecken sind schon seit tausenden Jahren im asiatischen Raum überliefert und spätestens seit der Zeit Galileis, der Zeit der Teleskoperfindung im Jahre 1609, in der westlichen Welt bekannt. Seitdem werden sie wissenschaftlich erforscht und täglich beobachtet. Die tägliche Beobachtung ist sehr bedeutsam, da wir nur so ein genaueres Verständnis über die Prozesse im Inneren unsere Sonne bekommen können. Die Sonne ist ein Stern mit vielen Rätseln und täglich kommen neue Erkenntnisse durch Satelliten- und Beobachterdaten hinzu.

Sonnenflecken wie die die Gruppe 1944 sind dabei von besonderem Interesse, da sie sehr komplexe Strukturen zeigen und somit viel über das Magnetfeld der Sonne an dieser Stelle verraten. Die Gruppe 1944 wird als eine der Größten der letzten 10 Jahre klassifiziert und hat mit über 200 000km Ausdehnung eine unglaubliche Größe. Wenn diese dann noch starke Ausbrüche, dann besteht große Aufregung bei Sonnenfans, denn die Chance auf sichtbares Polarlicht steigt auch für den mitteleuropäischen Raum.

Sonnenbeobachtung

Hier an dieser Stelle sei unbedingt der Warn – Hinweis genannt, dass Sonnenbeobachtungen mit bloßem Auge und mit optischen Instrumenten schwere Augenschäden verursachen können und zur Blindheit führen können. NUR mit professionellen, zur Sonnenbeobachtung geeigneten, zertifizierten und unbeschädigten Filtern kann man einen gefahrlosen Blick auf die Oberfläche und Aktivitäten der Sonne werfen. Von jedem „semi-professionellen Experiment“ wird dringend abgeraten. Die Sonne ist das hellste Objekt und gleichzeitig die stärkste Strahlungsquelle für unsere Erde.

SoFi Brillen zur Finsternis

SoFi Brillen zur Finsternis

Wir auf der Sternwarte Riesa bieten sichere Möglichkeiten der Sonnenbeobachtung und achten auf zertifizierte Instrumente und Technologien. Der Riesaer Sternwartenleiter beobachtet bei gutem Wetter fast täglich und seit fast 20 Jahren die Sonne mit entsprechenden Filtern und selbst nach dieser langen Zeit intensiver Beobachtungen sind keine Augenschäden, oder Leistungsabfälle der Sehstärke zu verzeichnen. Noch immer kann er ohne Brille und mit 100% Sehkraft durchs Leben gehen und bietet somit den besten Beweis für die Sicherheit der verwendeten Sonnenbeobachtungsmethoden in Riesa.

Mit sog. „Weißlichtfiltern“ können wir auf der Sternwarte Riesa die Oberflächenaktivitäten der Sonnen – Photosphäre beobachten. Dabei kann der Beobachter im Teleskop Sonnenflecken und Sonnenfackeln entdecken. Auch die Kugelgestalt der Sonne ist mit Einsatz dieses Filters problemlos zu erkennen.

Eine weitere Möglichkeit ist der sog. „H-Alpha-Filter“, mit welchem man die „Chromosphäre“ der Sonne beobachten kann. Diese Schicht gehört zu den äußeren Hüllen der Sonne und liegt wie eine flammende Hülle direkt über der „Photosphäre“. In diesem Filter kann man die berühmten „Protuberanzen“ am Sonnenrand sehen. Diese gigantischen Flammen mit mehreren zehntausend Kilometern Ausdehnung schießen mit großer Geschwindigkeit aus der Oberfläche der Sonne heraus und reisen dabei jede Menge heißes Gas und Plasma aus der Sonne heraus. Mit über 10 000 ° Temperatur schweben diese Wolken dann über der Sonne und können auch ins nahe Sonnensystem, auch zur Erde, geschleudert werden. Doch davor brauchen wir auf der Erde keine Angst haben, denn unser Erdmagnetfeld schützt uns vor diesen solaren und gefährlichen Einflüssen.

Je nach momentaner Aktivität zeigt die Sonne täglich Veränderungen in all diesen beobachtbaren Erscheinungen.

Quellen:

Die Sonne von Jürgen Banisch, ISBN: 978-3-938469-24-8
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonnenbeobachtung
http://www.strickling.net/sonneanf.htm

Sommer – und Wintersonnenwende

Die Sommer – und Wintersonnenwende leiten den astronomischen Sommer oder Winter ein. Man spricht von der Sommersonnenwende, wenn die Sonne über dem nördlichen Wendekreis der Erde steht. Dies ist am 21. Juni der Fall, außerdem erreicht die Sonne an diesem Tage ihren größten Abstand zum Horizont. Auf der nördlichen Halbkugel findet nun der längste Tag und die kürzeste Nacht statt, da die Sonnenlaufbahn größtenteils über dem Horizont liegt. Ab dem 50. Breitengrad kann man in der Nacht nun die weißen Nächte beobachten. Das heißt die Sonne geht nur für kurze Zeit unter und somit bleibt es in der Nacht noch dämmrig. Ab dem 66. Breitengrad geht die Sonne nicht mehr unter, sie bleibt über dem Horizont und ist auch nachts noch zu sehen. In den nördlichen Polarregionen geht die Sonne gar nicht mehr unter, es bleibt über Monate hinweg am Tag, sowie in der Nacht hell. Währenddessen auf der nördlichen Halbkugel Sommersonnenwende ist, ist auf der südlichen Halbkugel Wintersonnenwende. Hier ist der kürzeste Tag und die längste Nacht, da die Sonnenlaufbahn unterhalb des Horizontes ist. Hier steht die Sonne über dem südlichen Wendekreis der Erde. In den Polarregionen herrscht Polarnacht. Das heißt die Sonne geht für einige Monate nicht mehr auf und es bleibt somit auch am Tag dunkel. Ist Sommersonnenwende auf der nördlichen Halbkugel der Erde, ist gleichzeitig auf der Südhalbkugel Wintersonnenwende.

Scheinbare Helligkeit
Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell ein Objekt auf der Erde zu sehen ist. Zum Beispiel ist die Sonne für uns auf der Erde das hellste Objekt im Universum und wird auf der Helligkeitsskale mit -25mag angegeben. Die Skala beschreibt, dass die hellsten Objekte im Minusbereich liegen und die relativ dunklen schon über +30mag. Diese scheinbare Helligkeit beschrieb schon Hipparch um 180v.Chr mit der Skale von 1mag bis 6mag. Dabei stand 1mag für sehr Hell und 6mag für kaum sichtbar, was mit dem bloßen Auge die Grenze ist.

Berechnung der scheinbaren Helligkeit:

Leuchtkraft/4π* Entfernung^(2)

Das Gesetz besagt, dass die scheinbare Helligkeit einer Lichtquelle(z.B. ein Stern)mit dem Quadrat ihrer Entfernung abnimmt.

Quelle:
Astronomie – eine kosmische Perspektive; Von Harald Lesch;S.904

Saturn

 

der Ringplanet Saturn

Keine Zweifel ist das Ringsystem des Saturns, dass den Betrachter in den Bahn zieht. Keiner der im Fernrohr sichtbaren Planeten hat so ein schönes und ausgeprägtes Ringsystem wie es der Saturn besitzt. Deshalb ist er auch sehr oft auf Bücherumschlägen von Astronomiebüchern und astronomischen Plakaten zu sehen, denn ein besseren Werbeträger für die Astronomie gibt es nicht.

Der Saturn kreist in einer fast kreisrunden Bahn um die Sonne. Dabei nähert sich der Saturn bis auf 9,02 AE an die Sonne heran, aber auch bis zu 10,5 AE von der Sonne sich entfernen.
Quelle: NASA.gov
Das Ringsystem ist bei diesem Planeten besonders gut ausgeprägt und schon mit einem kleineren Fernrohr gut zu beobachten. Es besteht aus großen bis kleinen Eisbrocken und kleineren Staubpartikeln. Entdeckt wurde es 1610 von den berühmten Astronomen Galileo Galilei, der es aber nicht als Ringsystem deutete sonder als Henkel. Erst 45 Jahre später beschrieb Christiaan Huygens diesen „Henkel“ konkret als Ringsystem. Die Ring besteht aus über 1000 Einzelringen, die jeweils sich in Dicke, Zusammensetzung und Farbtöne unterscheiden. Die Umlaufzeit der Ringe ist ebenfalls unterschiedlich. Der innerste braucht sechs bis acht Stunden um die Saturn einmal zu umrunden, der äußerste hingegen brauch 14 Stunden. Die Lücken des Saturns werden entsteht durch die gravitativen Wechselwirkung zwischen den Monden und den Ringen selbst. Die Cassinische Teilung wird durch den Mond Mimas verursacht. Alle 14,8 Jahre steht der Ring des Saturns auf Kante und so wird das Ringsystem, von der Erde aus beobachtet, fast unsichtbar.

Die erste Sonde die den Saturn besucht hat war Pionier 11. Sie flog am 1.September 1979 in einem Abstand von ca. 21.000 km an den Saturn vorbei. Mit dieser Sonde wurden 220 Bilder vom Saturn und seinem größten Mond Titan geschossen. Doch Einzelheiten waren kaum zu erkennen. Auch das Magnetfeld wurde untersucht.

13. November 1980 flog die Raumsonde Voyager 1 an dem Saturn vorbei. Im Gegensatz zu Pionier 11, machte diese Sonde hochaufgelöste Bilder und man erkannte dann auch Oberflächenstrukturen von den Monden. Knapp ein Jahr später flog dann die Raumsonde Voyager 2 am Saturn vorbei und machte noch bessere hochaufgelöste Bilder vom Saturn. Die Raumsonde Cassini-Huygens trat am 1. Juli 2004 in die Umlaufbahn des Saturns ein. Mithilfe dieser Sonde können die Wissenschaftler, Blitze auf der Saturnoberfläche beobachten, die wohl bis zu 1000 – mal stärker sind als auf der Erde. Heute befindet sich die Raumsonde immer noch auf der Umlaufbahn des Saturns.

Quellen:

Bild: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA14922
http://de.wikipedia.org/wiki/Saturn_(Planet)
Praktische Astronomie – Das Handbuch zur Himmelsbeobachtung, 185 f. , ISBN 978-3-8310-1824-6
Kosmos Himmelsjahr 2012, S. 105 ff., ISBN 978-440-12608-0

Sonnenfinsternis

Wer eine totale Sonnenfinsternis erlebt hat, wird diese so schnell nicht wieder vergessen. Für wenige Minuten wird die Sonne durch den Mond verdunkelt. Nacht senkt sich über die Erde, die hellen Sterne und Planeten werden sichtbar, Tiere begeben sich zur Ruhe und die Landschaft nimmt fremdartiges Aussehen an. Wer schon mal eine Sonnenfinsternis erlebt hat, der weiß wie Natur und Mensch abhängig von der Sonne sind.

Wie entsteht nun eine Sonnenfinsternis?

Eine Sonnenfinsternis entsteht wenn der Mond sich genau zwischen Sonne und Erde schiebt. Da die Sonne 400-mal weiter weg ist als der Mond und der Mond 400-mal kleiner als die Sonne ist, erscheinen Sonne und Mond am Firmament gleich groß. Nun könnte man denken, dass jeden Monat zu Neumondphase eine Sonnenfinsternis entsteht. Dies ist aber nicht so, denn die Mondbahn ist gegenüber der Erdbahn um 5° geneigt. Deshalb zieht der Mond meistens unter- oder oberhalb der Sonne vorbei. Zieht nun der Mond genau zwischen Erde und Sonne vorbei, wirft der Mond einen Schatten auf die Erde. Dabei entstehen zwei Schattenkegel, der Halbschatten und der Kernschatten.

Was gibt es für Sonnenfinsternisarten?

Totale SoFi Flug Totalität

Totale SoFi Flug Totalität

Die totale Sonnefinsternis ist dann, wenn sich ein Beobachter auf der Erde innerhalb des Kernschatten des Mondes befindet. Er sieht hier die Sonne total verfinstert. Während der Totalität kann man die Sonnenkorona der Sonne beobachten, die man sonst nicht sehen kann, weil sie von dem hellen Licht der Sonne überstrahlt wird. Je nach Sonneaktivität erscheint die Sonnenkorona gleichmäßig oder ungleichmäßig. Auch rötliche Protuberanzen können während der totalen Phase beobachtet werden. Kurz vor der totalen Phase, scheinen die letzten Sonnenstrahlen zwischen den Tälern und Gebirgen der Mond – Silhouette durch und erwecken den Eindruck eines Diamantring – oder Perlenschnureffektes. Doch der Schatten des Mondes verharrt nicht an einem Punkt der Erde. Durch die Rotation der Erde und die Bewegung des Mondes wandert der Schatten mit einer Geschwindigkeit von 2000 km/h auf der Erde weiter. Dadurch scheint ein Totalitätsband über der Erde zu entstehen und eine Sonnenfinsternis maximal 7 min dauern kann. Die letzte Sonnenfinsternis die von Deutschland aus zu beobachten war, war am 11. August 1999. Die nächste totale Sonnenfinsternis über Deutschland erscheint am 3.September 2081. Wenn sich ein Beobachter auf der Erde nicht im Kernschatten des Mondes befindet, sondern nur innerhalb des Halbschatten befindet, kann er die Sonnenfinsternis nicht mehr total verfinstert sehen nur partiell.

Man spricht hiervon einer partiellen Sonnenfinsternis. Bei der partiellen Sonnenfinsternis bedeckt der Mond nicht ganz die Sonne, sonder nur ein Teil von ihr. Auch die Beobachter der totalen Sonnenfinsternis sehen vor und nachher der Totalität eine partielle Sonnenfinsternis. Die letzte partielle Sonnenfinsternis konnte man am 4. Januar 2011 von Deutschland aus beobachten.

Bei rund einem Drittel aller Sonnenfinsternisse ist der Neumond auf seiner Bahn zu weit weg von der Erde, sodass er nicht mehr ganz die Sonne bedecken, hier spricht man von einer ringförmigen Sonnenfinsternis. Bei einer ringförmigen Sonnenfinsternis befindet sich der Mond gerade an seinem erdfernsten Punkt. Dadurch erreicht der Kernschatten des Mondes nicht mehr die Erde und die Sonne wird dadurch nicht mehr komplett verdeckt. Es bleibt der äußere Rand der Sonne sichtbar. Die ringförmige Sonnenfinsternis dauert länger als eine totale Sonnenfinsternis. Dies ist so, weil die kleine Mondscheibe einen längern Weg braucht um die Sonnenscheibe zu überqueren. Eine ringförmige Sonnenfinsternis kann bis zu 12 min dauern. Die nächste Ringförmige Sonnenfinsternis ist am 20. Mai 2012. Die Sonnenfinsternis wird ungefähr 5 min dauern und in den Gebieten China, Japan, und die westliche USA zu sehen sein.

Längste Sonnenfinsternis des 21. Jahrhunderts

Diese Sonnenfinsternis war am 22. Juli 2009 und hatte eine Dauer von 6 min. und 39 sec. Solch eine lange Sonnenfinsternis wird erst wieder im Jahre 2132 auftreten und dabei die Totalitätsdauer übertreffen. Die Totalitätszone verlief über Indien und China und zog hinaus über den pazifischen Ozean. Von Europa aus war diese Sonnenfinsternis unbeobachtbar.

Sichere Sonnenbeobachtung

Durch spezielle Sonnenfinsternisbrillen kann man die Sonne gefahrlos beobachten. Jedoch sollten keine Sonnenbrillen, Schweißermasken und Rettungsfolie verwendet werden, die dunkeln zwar die Sonne etwas ab aber das schädliche UV-Licht kommt trotzdem noch durch und verursacht Augenschäden. Und auf keinen Fall sollte man mit Teleskopen oder Ferngläsern zur Sonne schauen, denn die verursachen sofortige Augenschäden, die bis zu sofortige Blindheit führen kann!!! Die speziellen Sonnenfinsternisbrillen enthalten eine spezielle Sonnenfilterfolie die das schädliche Licht der Sonne herausfiltert und man dadurch gefahrlos zur Sonne blicken kann.

Quellen:
Die Sonne von Jürgen Banisch, S 100 bis 101; ISBN: 978-3-938469-24-8
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonnenfinsternis
http://www.sonnenfinsternis.org/was.htm

Rotation

Beschreibt die Drehung eines Objektes um seine eigene Achse. Die Erde braucht für eine Umdrehung 24 Stunden. Im Vergleich dazu, braucht der Jupiter nur 9 Stunden für eine Umdrehung um seine eigene Achse.

Polarlichter

Dass die Sonne Energie in Form von Licht und Wärme abgibt, weiß jeder, denn wir fühlen es täglich, besonders wenn man zu lange in der Sonne gelegen hat. Das die Sonne auch Wind und Sonnenstürme erzeugen kann verblüfft wohl manchen. Der Sonnenwind besteht aus Protonen, Elektronen und Heliumkernen. Durch diesen Teilchenstrom verliert die Sonne pro Sekunde etwa 1 Mio. t ihrer Masse. Der Sonnenwind kann unterschiedliche Geschwindigkeiten erreichen. Bei einem langsamen Sonnenwind erreicht der Sonnenwind eine Geschwindigkeit von 400 km/s. Bei einem schnellen bis zu 900 km/s oder mehr! Gelangt nun der Sonnenwind zu Erde, verformt er das Erdmagnetfeld (Magnetosphäre) und an den Polen dringt der Sonnensturm ein. Die Protonen, Elektronen regen in der Erdatmosphäre die Sauerstoff- und Stickstoffmoleküle zum Leuchten an. Und man kann dort Polarlichter beobachten. Die Magnetosphäre hält zum größten Teil den Sonnenwind ab, nur bei einem sehr starken Sonnenwind dringen die Teilchen auch in andere Gebiete der Erde ein. So können auch bei einem sehr starken Sonnenwind auch Polarlichter in Europa zu sehen sein.

Sieht man Polarlichter am Nordpol so heißen sie Aurora borealis, am Südpol heißen die Polarlichter nicht Aurora borealis sondern dort werden sie Aurora australis genannt. Polarlichter haben immer andere Formen und Farben, das hängt von der Intensität des Sonnenwindes ab. Werden Sauerstoffmoleküle in einer Höhe von 100 km zu leuchten angeregt, sehen wir ein grünes Polarlicht. In 200 km Höhe kann man ein rotes Polarlicht beobachten.
Werden Stickstoffatome zum leuchten angeregt, kann man ein blaues bis violettes Polarlicht sehen. Um Stickstoffatome zum leuchten anzuregen ist viel Energie notwendig. Deswegen kann man solche Polarlichter nur beobachten, wenn der Sonnenwind sehr stark ist. In unseren Breiten sind bei einem sehr starken Sonnenwind rötliche bis zu violette Polarlichter zu beobachten. Auch die Formen des Polarlichtes sind immer verschieden. Polarlichter können in Form von ruhige Bögen, Bänder, Vorhängen auftreten. Auch in den mittleren Breiten können Polarlichter beobachtet werden, aber dies hängt sehr stark vom Sonnenzyklus ab. Befindet sich die Sonne in einem Maximum, sind vermehrt größre Sonnenfleckengruppen zu sehen, die starke Eruptionen aussenden. Hier ist die Häufigkeit sehr hoch das man auch in Deutschland Polarlichter beobachten kann. Bei einem Sonnenminimum sind sehr wenige Flecken auf der Sonne. Daraus lässt sich schließen das weniger Eruptionen stattfinden und die Häufigkeit das man in Deutschland Polarlichter sehen kann sehr gering ist. Es ist aber auch durchaus möglich bei einem Sonnenminimum, Polarlichter in Deutschland zu beobachten.

 

Hier finden Sie tolle Bilder von Polarlichtern der letzten Jahre in Riesa:

Polarlichter 2003 bis 2009

Polarlichter September 2011

Polarlichter März 2015

Quellen:

http://de.wikipedia.org/wiki/Polarlicht
http://www.polarlichter.info/
http://www.meteoros.de/polar/polar.htm

Perseiden

Die „Perseiden“, ein besonders alter und bekannter Sternschnuppenstrom, tauchen immer von Ende Juli bis Mitte August am Sommerhimmel auf und seit Jahrhunderten verzaubern die bis zu 100 Sternschnuppen pro Stunde die Menschen auf der Erde. Das Maximum der Perseiden ist in der Nacht vom 12. auf den 13.August kurz nach Mitternacht zu erwarten. Die lauen Sommernächte laden gerade dazu ein, die Nacht im Freien zu verbringen und mit ein wenig Geduld wird jeder etliche Dutzend davon sehen können.

Der Radiant der „Perseiden“ liegt im Sternbild Perseus. Perseus ist in Mitteleuropa zirkumpolar, d.h. das Sternbild geht niemals unter. Deshalb kann man die Perseiden die ganze Nacht am Sternenhimmel beobachten. Der Ursprungskomet ist der 109P/ Swift Tuttle. Er wurde 1862 von zwei Amerikanern unabhängig voneinander entdeckt.
Da die Nächte im Sommer, sehr kurz sind, liegt die beste Beobachtungszeit von Mitternacht bis kurz vor Einbruch der Morgendämmerung.

 

Hier finden Sie Bilder von den Sternschnuppenstrom der Perseiden.

Aphel

Apo- ist die griechische Vorsilbe für ‚fern‘. Es tritt in verschiedenen Verbindungen mit unseren Himmelskörpern auf, z.B. hier mit ‚helio‘, das Wort für Sonne. Befindet sich also ein Himmelskörper im Aphel, so hat es seinen sonnenfernsten Punkt erreicht. Dies kann u.a. für alle Planeten in unserem Sonnensystem bestimmt werden. Die Erde erreicht ihren sonnenfernsten Punkt um den 4. Juli mit einer Entfernung von 152,5 Mio. Kilometer.

Das Gegenteil des Aphel ist das Perihel.

Perihel

Perihel beschreibt einen Punkt eines Himmelskörpers auf seiner Umlaufbahn, welche der Sonne am nächsten ist. Die Erde erreicht ihr Perihel mit einer Entfernung von 147.450.000 km.

Das Gegenstück zum Perihel ist das Aphel.

Parsec

Parsec (engl. Parallax second) gibt die mittlere Entfernung zwischen Erde und Sonne unter einer Bogensekunde an.

1 pc = 3,26 Lichtjahre = 30.856.777 Millionen km

Entfernung von Sternen in pc:

Sirius 2,7 pc = 83.313.297.900.000 km
Polarstern 200 pc = 6.171.355.400.000.000 km
Aldebaran 21 pc = 647.992.317.000.000 km

Quelle:
Astronomie Wissensspeicher; ISBN: 3060817057; S. 112

Parallaxe
Parallaxe ist griechisch und bedeutet scheinbare Veränderung oder Hin und Her Bewegung. Der parallaktische Winkel beschreibt, den Winkel zwischen zwei Geraden, die auf ein Objekt schauen. Dies ist z.B. beim Auge der Fall, wenn man seinen Daumen in die Luft hält (Arm ausgestreckt) und Abwechselnd sein rechtes und linkes Auge schließt und öffnet stellt man fest, dass sich die Position des Daumes ändert.

Die trigonometrische Parallaxe ist genau so aufgebaut, nimmt man zum Beispiel den Abstand der Erde und den eines Sterns wird man im Laufe der Zeit feststellen, da sich die Erde auf einer Ellipse um die Sonne bewegt, dass sich der Abstand verändert, weil der Blickwinkel ein anderer ist.

Mit dieser Methode kann man die Entfernung eines anderen Himmelskörpers bestimmen. Jedoch nur bis ca. 100pc (Parsec), danach versagt die Methode, da die gemessene Parallaxe im Bereich des Messfehlers liegt.

Orioniden

Die Orioniden sind vom 02.Oktober bis zum 07.November aktiv. Bei dunklen und mondlosen Nächten können bis zu 30 Meteore pro Nacht beobachtet werden. Dieser Strom bringt schnelle und auch meist sehr helle Sternschnuppen mit sich. Der Mutterkomet ist 1/P Halley. Genannt wird er auch der Halleysche Komet und ist einer der bekanntesten Kometen überhaupt. Alle 76 Jahre kommt er der Erde sehr nahe. Dies war zuletzt 1986 und wird 2061 wieder geschehen.

Orbit

Orbit = Umlaufbahn
Bewegung eines Körpers um einen anderen Körper. z.B hat jeder Planet eine bestimmte Umlaufbahn um die Sonne.

Opposition

Steht ein Planet in Opposition, kann er von der Erde aus die ganze Nacht beobachtet werden. Dieses Phänomen gilt jedoch nur für die äußeren Planeten, da diese von der Sonne aus, hinter der Erde stehen und somit während der Opposition die ganze Zeit lang von der Sonne voll bestrahlt werden können.

Neptun
Umlaufzeit 165,49 Jahre
Rotationszeit 16 h, 17 min
Atmosphäre: 80% H2
19% He
1% CH4
Durchmesser 49.422 km
Anzahl der Monde 13

 

Neptun der kleinste, kälteste und sonnenentfernstete der 4 Gasriesen wurde durch mathematische Berechnungen entdeckt. Urbain Le Verrier, schickte am 23. September 1846 einen Brief an Johann Gottfried Galle in dem drin stand:

„Ich suche einen hartnäckigen Beobachter, der bereit wäre, einige Zeit einen Himmelsabschnitt zu untersuchen, in dem es möglicherweise einen Planeten zu entdecken gibt.“

Noch in der selben Nacht entdeckte Galle, in seiner Sternwarte in Berlin, diesen Planeten mit seinem Sternwartengehilfen Heinrich d’Arrest.

Betrachtet man den Planeten Neptun etwas genauer, stellt man fest das dieser Planet lange weiße Wolken besitzt, die den Cirruswolken der Erde sehr ähneln. Auch einen großen dunklen Fleck besitzt der Neptun. Entdeckt wurde dieser als die Raumsonde Voyager 2 an dem Planeten vorbei flog. Trotz das der Neptun so weit von der Sonne entfernt ist, also auch weniger Energie abbekommt, kommen auf dem Planeten Windgeschwindigkeiten bis zu 1600 km/h zustande. Die höchste Windgeschwindigkeit die jemals gemessen wurde beträgt 2100 km/h! Vergleichsweiße sind auf dem Jupiter Stürme unterwegs die „nur“ Windgeschwindigkeiten bis zu 500 km/h besitzen. Im Vergleich zu Neptun sind das leichte Briesen die auf dem Jupiter herrschen. Somit besitzt der Neptun die höchsten Windgeschwindigkeiten im ganzen Sonnensystem.

Wie jeder der 4 Gasriesen besitzt der Neptun auch ein Ringsystem. Nur dies ist sehr schwach und noch nicht vollständig ausgebildet. Außergewöhnlich ist dass das Ringsystem sehr dunkel ist und einen hohen Anteil an mikroskopischen Staub besitzt. Der größte Mond des Neptun heißt Triton und wurde vom dem Hobbyastronomen Wiliam Lassel entdeckt. Bemerkenswert bei diesem Mond ist zu wissen dass, er entgegengesetzt der Rotation des Neptuns bewegt.

Liste der Neptunmonde:

 

Name des Mondes Entdeckungsjahr
Triton 1846
Nereid 1949
Naiad 1989
Thalassa 1989
Despina 1989
Galatea 1989
Larissa 1981
Proteus 1989
Halimede 2002
Psamathe 2003
Sao 2002
Laomedeia 2002
Neso 2002

Quellen:

Buch: Planeten, Sterne, Universum- Alles über Astronomie und die Geschichte der Raumfahrt; Seite 63; ISBN: 978-3-625-12969-1
http://de.wikipedia.org/wiki/Neptun_(Planet)
http://de.wikipedia.org/wiki/Liste_der_Neptunmonde

Neil Armstrong

„Thats one small step for man one giant leap for mankind“
„Das ist ein kleiner Schritt für den Menschen, ein riesiger Sprung für die Menschheit.“

Dies waren die berühmten Worten vom Astronauten Neil Armstrong, der als erster Mensch den Mond betrat. Als Kommandant der Apollo 11 Mission flog er zusammen mit Edwin „Buzz“ Aldrin und Michael Collins am 16. Juli 1969 mit einer Saturn V zum Mond.

Am 21.07.1969 landete die Crew mit der Mondfähre „Eagle“ auf dem Mond. Armstrong betrat die Mondoberfläche für rund zweieinhalb Stunden. Für seine Leistung erhielt Armstrong 1969 die Presidential Medal of Freedom. In den Vereinigten Staaten wurde Neil Armstrong als Held angesehen und gefeiert. Auch in anderen Ländern, wie zum Beispiel Sowjetunion, wurden seine Leistungen respektiert.

Bereits mit 16 Jahren bekam er den Pilotenschein. Später absolvierte Armstrong ein Studium an der Purdue University mit dem Schwerpunkt Flugzeugingenieur. Von dem schwierigen Auswahlverfahren wurde der Testpilot 1962 von der NASA zum Astronautentraining aufgenommen. Ab 1971 wurde der amerikanische Astronaut Professor für Luft- und Raumfahrttechnologie in Cincinnati/Ohio.

Nachtleuchtende Wolken

Ein besonderer Augenschmaus bietet sich dem Nachtschwärmer um die Mitternachtsstunden. Sog. NLC – Erscheinungen (Nachtleuchtende Wolken) sind derzeit am Himmel möglich. Diese Wolken stehen in einer Höhe von ca. 60 – 100km am Himmel und werden in dieser Höhe noch immer vom Sonnenlicht angestrahlt, während diese nur knapp unter dem Horizont steht und es auf der Oberfläche längst dunkel ist. Gewöhnliche Wolken und Dunstschwaden sind maximal in einer Höhe von 10 – 13 km über dem Boden zu finden, so dass diese mit der Dämmerung aus dem Licht der Sonne verschwinden. Der Himmel ist also rings herum dunkel und Sterne werden sichtbar. Doch am Nordhorizont reichen die Lichtstrahlen noch in eine Höhe von ca. 80 – 100km, so dass diese NLC – Wolken voll im Tageslicht stehen und hell – weiß Leuchten. Dies macht sie so auffällig am Nachthimmel, denn der silbrige Glanz widerspricht dem eigentlich dunkelblauen bis schwarzem Himmel der Nacht. Die Herkunft dieser Wolken ist noch nicht ganz geklärt, denn eigentlich dürften in dieser Höhe der Atmosphäre keine Aerosole und Wasserpartikel zu finden sein, welche zur Wolkenbildung notwendig sind. Dennoch gibt es sie und heftige Vulkanausbrüche der Vergangenheit, sowie das menschliche Eintragen von Schmutzpartikeln in die höhere Atmosphäre könnten einen Beitrag dazu geleistet haben, dass es diese Wolken nachweislich seit ca. 150 Jahren gibt.

Oberhalb der Mesosphäre (Schicht der Erdatmosphäre, die sich zwischen 50 und 80 Kilometern Höhe über der Erdoberfläche aufhalten) befinden sich NLCs und es herrschen kalte Temperaturen von etwa -140°C, welches ein wichtiger Faktor für die Bildung solcher Wolken ist. Jedoch ist eine genaue Entstehung der Nachtleuchtenden Wolken noch nicht gesichert. Der Erdbobachtungssatellit Aeronomy of Ice in the Mesosphere (AIM) von der NASA, welcher am 26. April 2007 gestartet ist, soll nun die Entstehung und Veränderung der hochfliegenden Wolken erforschen.

Bilder von Nachtleuchtenden Wolken

Meteore

Meteore sind interplanetare Staubteilchen die in einer Höhe von 90 bis 100 km in der Erdatmosphäre, durch Reibung, verglühen. Auch Sternschnuppen sind Meteore, diese verglühen und somit gibt es eine kurze Leuchterscheinung am Himmelszelt. Besonders helle Sternschnuppen werden als Bolide bezeichnet. Diese weißen eine Körnchengröße größer als 10 mm auf und sind in der Regel 2g schwer. „Normale“ Sternschnuppen, die man mit dem bloßem Auge sehen kann, besitzen eine Größe von 1 bis 10mm.

Quellen:

Wissensspeicher Astronomie; ISBN: 3060817057; Autoren: Bernhard, Lindner, Schukowski; S.92

Magnetfelder

Das Magnetfeld ist eine elektrodynamische Erscheinung, die entweder von statischen magnetischen Körpern (z.B. Stabmagnet) bzw. einem stark eisenhaltigen sich bewegendem Körper (unser Planet „Erde“) erzeugt wird oder durch einen mit Strom durchflossenen Leiter entsteht (z. b. bei einer Spule). Die Quelle eines magnetischen Feldes ist der magnetische Dipol. Das Magnetfeld hat keinen Anfang und kein Ende. Magnetfelder bestehen aus sogenannten Feldlinien Die Feldlinien treten nach Definition am Nordpol aus und verlaufen meist bogenförmig zum Südpol. Dort treten sie wieder ein und verlaufen innerhalb des Magneten zum Nordpol zurück. Die Feldlinien sind in sich geschlossen. Die Kraft eines Magnetfeldes wird als magnetische Feldstärke bezeichnet. Der magnetische Fluss wird von der Zahl aller Feldlinien im Magnetfeld bestimmt. Die Zahl der Magnetfeldlinien, die eine bestimmte Fläche senkrecht durchsetzen, wird als Feldliniendichte oder magnetische Flussdichte die in „Tesla“ angegeben wird bezeichnet.

Lyriden

Mit bis zu 20 Meteoren pro Stunde, zeigt sich der Sternschnuppenstrom im Zeitraum von 16. April bis zum 25. April. Der Ursprungskomet ist C/1861 G1 Thatcher. Da dieser Komet nicht so genau studiert wurde, kann nicht mit Sicherheit vorhergesagt werden, wann dieser Strom Aktivitätsausbrüche hat. Unverhoffterweise wurde im Jahr 1982 ein sehr starker Strom verzeichnet. In diesen Nächten konnten die Himmelsbeobachter bis zu 250 Meteore pro Stunde zählen.

Quelle:
Kosmos Himmelsjahr 2014; S. 109; Autor Hans Ulrich Keller unter Mitarbeit von Erich Karkoschka

Lichtgeschwindigkeit
Geschwindigkeit mit der sich Licht ausbreitet. Sie ist Stoff abhängig und liegt im Vakuum bei 299792 km/s. Ist ein Stern z.B Sirius 8,6 Lichtjahre von der Erde entfernt, so benötigt ein Lichtstrahl dieses Sterns, 8,6 Jahre bis er auf die Erde trifft.
Lichtgeschwindigkeit in anderen Stoffen:
Plexiglas: 201.000 km/s
Diamant: 124.000 km/s
Eis: 229.000 km/s
Wasser: 225.000 km/s
Die Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit gelang Hippolyte Fizeau in Paris im Jahre 1848. Er ermittelte die Lichtgeschwindigkeit über die Zahnradmethode. Der ermittelte Wert lag bei 315.000 km/s und hatte somit eine Abweichung von nur 5% vom richtigen Wert. Eine genauere Berechnung der Lichtgeschwindigkeit gelang James Bradley,im Jahre 1728, der nur 1% der heutigen Lichtgeschwindigkeit daneben lag.

Quellen:
http://www.leifiphysik.de/themenbereiche/lichtausbreitung/lb/lichtgeschwindigkeit-fizeau
http://de.wikipedia.org/wiki/Zahnradmethode

Lichtjahr

Ein Lichtjahr ist die Distanz, die das Licht als elektromagnetische Welle in einem Jahr im Vakuum zurücklegt. Es handelt sich um eine astronomische Maßeinheit, welche für die großen kosmischen Entfernungen genutzt wird. Meist wird sie in der Einheit Ly (Lightyear) bzw. Lj (Lightjahr) angegeben. Dabei beträgt die Ausbreitungsgeschwindigkeit des Lichtes im Vakuum 299792458 Meter pro Sekunde.

1 Ly = 9460000000000 km (9,46 Billionen Kilometer)

Bekannte Entfernungsbeispiele:

– nächster Stern von der Sonne ist Proxima Centauri vom System Alpha Centauri mit 4,3 Ly
– der Polarstern ist etwa 1100 Ly entfernt
– unsere Milchstraße hat etwa einem Durchmesser von 100000 Ly
– die Andromedagalaxie M31 ist etwa 2,5 Mio. Ly entfernt.

Leoniden

Die „Leoniden“ haben ihren Ursprung, so wie die meisten Sternschnuppenströme , in einem Kometen, welcher regelmäßig durch das Sonnensystem fliegt. Der Komet „55P / Temple-Tuttle ist seit 1866 bekannt und hinterlässt auf seinem Flug um die Sonne eine dicke Trümmerwolke aus Staub und kleinen Steinen. Dieses kosmische Trümmerfeld wird einmal im Jahr von der Erde durchflogen und in diesem Moment kann der Erdenbürger bei klarem Himmel das Verdampfen der Staubteilchen beobachten = Sternschnuppen! Im Jahre 2034 könnte es wieder zu sehr starken Maxima kommen, da wir dann die dichten Regionen der Trümmerfelder durchfliegen werden.

Die „Leoniden“ sind einer der aktivsten Sternschnuppenströme, welche alljährlich im November zu beobachten sind. Aller 33 Jahre kommt es zu einem sehr ausgeprägten Maximum, in welchem bis zu mehrere Tausend Meteore pro Stunde zu sehen sind – doch bis dahin dauert es noch ein paar Jahre. Aber generell handelt es sich um einen sehr aktiven Strom, dessen Radiant im Sternbild Löwe zu finden ist. Seit dem 9.November machen sich die „Leoniden“ am Morgenhimmel bemerkbar und erreichen ihr Maximum in der Nacht vom 17. auf den 18.November 2012 gegen 3 Uhr morgens. Mit bis zu 50 Meteoren pro Stunde ist zu rechnen, auch wenn es sich dieses Jahr eher um ein bescheidenes Maximum handelt. Die bis zu 70 km/s schnellen Sternschnuppen können auch als helle Boliden fallen, was besonders spektakulär für den irdischen Beobachter ist.

Korona

Die Korona ist die äußerste Schicht der Sonne (Sonnenatmosphäre) und man kann sie nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mit einem streulichtarmen Spezialteleskop beobachten, da sie im Vergleich zur Sonne nur 1,3 Millionstel an Leuchtkraft bietet und im Vergleich zum Vollmond nur halb so hell scheint. Sie hat gerade einmal eine Dichte von 0,000001 Gramm pro cm3. Außerdem ist sie heißer als die Photosphäre und Chromosphäre, nämlich bis zu 2.000.000°C. Warum die Korona so heiß wird ist leider noch nicht geklärt, doch man vermutet das koronale Loops, sowie magnetische Schleifen zu Aufheizungen führen.

Ihr Aussehen verändert sich regelmäßig, weil ständig Materie in das All geschleudert wird. Außerdem unterscheidet man bei der Korona in Minimum Korona und Maximum Korona, was auf ihre Form zurückzuführen ist. Si unterliegt weiterhin einem elf-jährigen Rhythmus, wo sie aktiver oder eher passiver wird. Bei einen Sonnenfleckenmaximum erscheint die Korona fast rund. Wenn es viel weniger Sonnenflecken gibt, erstreckt sie sich länglich des Sonnenäquators.

Außerdem strömen mit großen Geschwindigkeiten Teilchen von der Korona ins All hinaus, die auch als Sonnenwind bezeichnet werden. Dieser Sonnenwind besteht aus geladenen Teilchen, die mit über 3.000.000 km/h unterwegs sind. Diese geladenen Teilchen werden in der Atmosphäre vom Erdmagnetfeld in Richtung Pole gelenkt, wo sie dann mit Sauerstoff oder Stickstoffmolekühlen zusammentreffen und reagieren. Dabei entstehen bunte Farbspiele die je nach Ort Nordlichter oder Südlichter genannt werden. Bei den Nordlichtern oder Südlichtern entstehen Farben, wie rot, grün und violett. Die Rote Farbe entsteht in 200 km Höhe, die Grüne Farbe entsteht in 100 km Höhe und die violette Farbe entsteht, wenn die geladenen Teilchen in 100 km Höhe mit Stickstoffmolekühlen reagieren.

Konjunktion

Bei der Konjunktion gilt, dass die Himmelskörper dieselbe Rektaszensionszeit haben, sprich sie stehen von der Erde aus hintereinander. So steht ein Planet in Konjunktion, wenn er hinter der Sonne entlang läuft und Erde, Sonne und Planet eine Linie bilden. Außerdem können zwei Planeten ebenfalls in Konjunktion stehen. So stehen z.B. Jupiter und Mars mit der Erde in einer Linie, also in Konjunktion. Von der Erde aus sehen wir dies als Planetenbegegnung, da sich die beiden Planeten am Himmel sehr nahe kommen.

Bei den inneren Planeten unterscheidet man zwischen untere Konjunktion und obere Konjunktion. Bei der unteren Konjunktion stehen Merkur und Venus zwischen Sonne und Erde und sind nicht beobachtbar, da die Planeten ihre Schattenseite der Erde zugewandt ist. Wandert aber Merkur oder Venus vor der Sonne entlang, kann man die Planeten als kleine Scheibchen vor der Sonne beobachten. Dieses Phänomen nennt man Merkur- bzw. Venustransit. Bei der oberen Konjunktion stehen Merkur und Venus hinter der Sonne und werden von ihr überstrahlt und können somit nicht beobachtet werden.

Kometen

Kometen werden auch Schweifsterne genannt und bestehen hauptsächlich aus Gas und Eis. Kommt der Komet der Sonne immer näher sieht man zunächst am Himmel einen kleinen Kometenschweif. Nähert er sich zunehmend der Sonne wird auch der Schweif des Kometen größer und schöner, weil mit zunehmender Annäherung sich mehr Teilchen des Kometen verflüchtigen.
Der Schweif des Kometen unterteilt man in zwei verschiedene Arten. Zum einen ist das der Gasschweif oder auch Ionenschweif genannt. Zum anderen ist das der Staubschweif der aus festen Teilchen besteht. Um den Kometenkern bildet sich eine so genannte Koma. Je nachdem wie groß die Bahn eines Kometen ist, unterscheidet man zwischen lang- und kurzperiodischen Kometen. Dabei werden langperiodische Kometen mit einer Umlaufzeit größer als 200 Jahre eingestuft. In die Kategorie kurzperiodische Kometen gehören Kometen mit weniger als 200 Jahren Umlaufzeit.

Quellen:

Wissensspeicher Astronomie; ISBN: 3060817057; Autoren: Bernhard, Lindner, Schukowski; S 90 bis 91

Interferenzbogen

Wer schon einmal einen Regenbogen gesehen hat, dem wird sicherlich manchmal die Interferenzbögen an der Innenseite des Hauptregenbogens bemerkt haben. Diese entstehen besonders bei kleinen runden Tropfen. Nach dem die eintreffende Welle des Sonnenlichtes im Tropfen reflektiert wird, tritt sie wieder aus dem Regentropfen aus. Anschließend kommt es zur Interferenz innerhalb des Wellenpaktes. Die Auslöschung und Verstärkung kommt eben daher, dass die Lichtwelle im Tropfen bereits unterschiedliche Laufwege der gleichen Wellenlängen zurückgelegt haben.

Interferenzbogen

Interferenzbogen

Jahr

Ein Jahr ist die Zeitspanne, die der Planet Erde für einen vollständigen Umlauf um die Sonne benötigt. Diese Umrundung dauert etwa 365 1/4 Tage. Um diesen Viertel Tag nicht zu verlieren wird aller vier Jahre ein zusätzlicher Tag, im sogenannten Schaltjahr, eingefügt.

Inklination

Unter einer Inklination versteht man den Winkel zwischen der geneigneten Ebene einer Umlaufbahn des Himmelskörpers und der Bezugsebene (in der Astronomie ist es die Ekliptikebene).
Somit lässt sich die Winkelausrichtung der Bahn im räumlichen Koordinatensystem festlegen.

Halo

Das Wort „Halo“ stammt aus dem griechischen „αλως“ (halos), und beschreibt einen Lichtring um Sonne oder Mond. Auch die Sonnen- oder Mondscheibe selbst wurden oft damit bezeichnet.

Sonnenhalo

Sonnenhalo

Wenn diese Eiskristalle regelmäßig gewachsen und durchsichtig klar sind können sich in großer Höhe von 8 bis 10 km solche Halophänomene bilden. Das Vorhandensein wird durch Schönwetterwolken „Zirruswolken“ angekündigt und bei leicht trübem Wetter sollte man die Augen offen halten und ab und zu einmal den Himmel nach solchen Erscheinungen absuchen. Eine getönte Sonnenbrille und das Abschatten der Sonne selbst kann dabei sehr hilfreich sein. Halos können sich aber auch im Winter auch in Polarschnee („diamond dust“), Eisnebel oder in der Nähe von Schneekanonen bilden, da auch hier eine solche „Wolkenschicht“ geschaffen wird, welche das Licht aufbricht. Die Regelmäßigkeit der Eiskristalle wird durch ein langsames Wachstum der Kristalle verursacht, welche somit eine langsame Sättigung der Luft mit Wasserdampf voraussetzt. So kristallisiert Wasser im sog. hexagonalen Kristallsystem und bildet dabei sehr dünne sechseckige Plättchen, oder auch kleine sechseckige Säulen. Diese Eiskristallformen kommen am häufigsten vor und sind hauptsächlich für die Bildung von Halos verantwortlich.

Das Sonnenlicht wird nun beim Eindringen in solche Eiskristalle stark gebrochen, und tritt in Abhängigkeit von der Orientierung der Kristalle und dem Einfallswinkel des Lichts nach (mehrfacher) Reflexion im Inneren der Kristalle wieder aus. Beim Austritt wird es ein weiteres Mal gebrochen. Durch diese Lichtbrechung kommt es zur sichtbaren Aufspaltung der Farben im Lichts.Wie schon erwähnt lassen sich auch um den Mond solche Haloeffekte beobachten. Allerdings ist das menschliche Auge bei geringer Lichtintensität kaum in der Lage die dabei entstehenden Farben wahrzunehmen. Somit kann man die meist schwächeren Mond-Halos immer in einem weiß erscheinen. Licht um den Mond herum beobachten.

 

 

Columbia

 

columbia

columbia

Nach den beiden Prototypen, Pathfinder und Enterprise , war die Columbia das erste weltraumtaugliche Space Shuttle. Ihren ersten Flug absolvierte sie am 12.April 1981 unter der Führung von John Young. Intern wird die Columbia auch mit der Bezeichnung OV-102 bezeichnet, wobei OV für das englische Wort Orbiter Vehicle steht. Insgesamt hatte die Raumfähre 27 erfolgreiche Missionen absolviert. Die 28 Mission, STS-107, endetet tragisch, da die Raumfähre beim Wiedereintritt in der Atmosphäre zerbrach. STS (Space Transportation System) ist die Missionsbezeichnung.

 

 

Gravitationsbeschleunigung

Ist eine Beschleunigung die durch die Gravitation verursacht wird. Auf der Erde ist die Gravitationsbeschleunigung (g) 9,81 m/s2

Gagarin, Juri

Der erste bemannte Raumflug der Menschheit jährt sich im Jahr 2011 das 50. Mal und Juri Gagarin war wieder auf dem Kulminationspunkt seiner Bekanntheit. Zu diesem Anlass und motiviert durch etliche Raumfahrtbehörden zeigten zahlreiche Einrichtungen Sonderausstellungen und Dokumentationen zu diesem Meilenstein des technischen Fortschritts in der Raumfahrtgeschichte. Der Erste Mensch im All flog am 12.April 1961 von sowjetischem Boden aus in den Erdorbit Schon 1960 wurde er als erster russischer Kosmonaut aus insgesamt 20 Bewerbern ausgewählt und flog schon 1 Jahr später als 1.Mensch ins All. Mit damals nur einer Erdumrundung innerhalb von 108 Minuten ging dieser Raumflug in die Geschichte der Menschheit ein und setzte den Grundstein für alle Raumfahrtprojekte und Fortschritte, welche wir derzeit als „normal“ für uns im Leben genießen.

Geostationäre Umlaufbahn

Als geostationäre Umlaufbahn bezeichnet man die scheinbare gleichzeitige Bewegung zwischen einem Satelliten bzw. einem anderem künstlichem Himmelskörper um die Erde.
Der künstliche Himmelskörper umkreist die Erde in etwa 24 Stunden. Die Erde dreht sich selber ebenfalls in 24 Stunden um ihre eigene Achse. So scheint es, dass der Satellit auf einem festen Punkt zur Erde hin still steht. Dabei schwebt er in etwa 36000 km über der Erde.
Satelliten werden in eine geostationäre Umlaufbahn gebracht, wenn sie ständigen Funkkontakt zu einer Bodenstation auf der Erde halten zu müssen. Zum Beispiel bewegen sich Wetter, Radio oder GPS- Satteliten in einer geostationären Umlaufbahn um die Erde.

Quellen:

www.Astrokramkiste.de

Gravitation

Die Gravitation oder auch Schwerkraft bezeichnet die gegenseitige Anziehungskraft zwischen mehreren Massen, welche sehr stark auf nahe Objekte wirkt, aber immer schwächer wird, je weiter diese voneinander entfernt sind. Sie ist eine der vier physikalischen Grundkräfte.

Es soll 1665 gewesen sein, als der 23-jährige Isaac Newton eine Entdeckung machte, die weitreichende Folgen für die Wissenschaft haben sollte. Er saß im Garten unter einem Baum und ein Apfel fiel ihm auf den Kopf. Daraufhin fragte er sich, warum alles zu Boden fällt und wie weit diese Anziehungskraft, wie er sie nannte, wirken kann. Er begann zu rechnen und stellte das Gravitationsgesetz auf. Nach vielen Überprüfungen veröffentlichte er seine Ergebnisse etwa 20 Jahre später in seinem berühmten Werk „Philosophiae Naturalis Principia Mathematica“ (Mathematische Prinzipien der Naturphilosophie).

Exoplaneten

Exoplaneten ist ein kürzeres Wort für exosolare Planeten. Diese Himmelskörper umkreisen einen Stern, ähnlich unserer Sonne, jedoch außerhalb unseres eigenen Sonnensystems.

Die erste bestätigte Entdeckung wird auf das Jahr 1992 datiert, als der polnische Astronom Aleksander Wolszczan mit seinem Kollegen Dale Frail zwei Exoplaneten um den Pulsar PSR B1257+12 im Sternbild Jungfrau nachweisen konnte. Nur drei Jahre später wurde ein Exoplanet aufgespürt, der einen noch lebenden Stern (Hauptreihenstern) umkreiste. Seither erweitert sich die Liste der bekannten Exoplaneten stetig.

Eta – Aquariden
Aktiv sind Eta – Aquariden vom 19. April bis zum 28. Mai. Der Radiant ist das Sternbild Wassermann. Von Mitteleuropa aus ist die beste Beobachtungszeit in der Morgendämmerung. Besser zu sehen sind die Eta – Aquariden auf der südlichen Hemisphäre. Wie auch bei den Orioniden ist der Ursprungskomet 1/P Halley. Die Erde durchstreift den Staubschweif des Kometen zwei Mal im Jahr. Einmal im Mai und einmal im Oktober.

Quelle:
http://www.astrocorner.de/index/02_wissen/01_kosmologie/01_sonnensystem/07_meteoroiden/etaaquariden.php

Ephemeriden

Mond und Planeten werden meist nicht in Sternkarten eingezeichnet, da die Bewegungen dieser Objekte jedes Jahr variieren und immer vor einem anderen Sternbild zu beobachten sind. Deshalb gibt es Tabellen, in dem die Positionen jeden Tag verfasst sind. Solche Tabellen nennt man in Fachkreisen Ephemeride.
Sie enthalten wichtige Koordinaten, welche eine genaue Positionsbestimmung zulassen.

Elongation

Die Elongation beschreibt den Winkelabstand eines Planeten zur Sonne. Dieses gilt nur für die Planeten, die von der Sonne aus gesehen, vor der Erde stehen. Man unterscheidet westliche und östliche Elongation. Bei der westlichen Elongation geht Merkur oder Venus vor der Sonne auf. Sie sind somit am Morgenhimmel zu sehen. Bei einer östlichen Elongation gehen Merkur oder Venus nach der Sonne unter, somit sind sie am Abendhimmel zu sehen.

Ekliptik

Als Ekliptik wird die scheinbare Bahn der Sonne am Himmel bezeichnet, welche innerhalb eines Jahres von ihr zurückgelegt wird und außerdem durch alle Tierkreiszeichen führt. Die Ekliptik ist um 23,5° gegenüber dem Himmelsäquator geneigt. Auf ihr sind vier wichtige Punkte zu kennzeichnen, zum einen die beiden Scheitelpunkte welche als Sonnenwenden bzw. Tagundnachtgleichen bekannt sind, aber auch der Frühlings- und Herbstpunkt, welche an den Schnittstellen der Ekliptik mit dem Himmelsäquator liegen.

Brockengespenst

Das Brockengespenst ist eine wahrscheinlich auf dem Brocken zuerst beschriebene atmosphärische Erscheinung, bei der auf einer Nebel- oder Wolkenbank der stark vergrößerte Schatten des Beobachters zu sehen ist. Häufig ist dabei der Kopf des Schattens von farbigen Ringen umgeben. Hierbei handelt es sich um eine Glorie.

Da die Wolken-/Nebelwand keine glatte Oberfläche aufweist und in Bewegung ist, wirkt die Erscheinung durchaus gespenstisch.

Der Brocken besitzt mit jährlich ca. 300 Nebeltagen zwar gute Voraussetzungen für dieses Phänomen, die meisten in Deutschland beobachteten „Brockengespenster“ stammen jedoch aus den Alpen.

Azimut

Azimut stammt aus dem Arabischen und bedeutet so viel wie ‚der Weg‘. In der Astronomie bezeichnet der Azimut den Horizontalwinkel welcher sich an den Himmelsrichtungen orientiert. Ursprünglich und im astronomischen Sinne begann die Zählung im Süden bei 0° (bzw. 360°) und verläuft über den Westen und Norden in Richtung Osten. Ein Himmelsobjekt im Westen hat also einen Azimut von 90°, im Norden von 180° und im Osten von 270°. In einem zweiten System, welches besonders im US-amerikanischen Raum verbreitet ist und in der Navigation oder der Geodäsie genutzt wird, liegt der Azimut im Norden bei 0° und läuft in Richtung Osten mit 90°, Süden mit 180° und Westen mit 270° weiter. Bei der Nutzung dieser Angaben, z.B. bei Satelliten-Sichtbarkeiten, sollte immer darauf geachtet werden, welches System verwendet wird.

Asteroiden

Asteroiden bestehen meist aus Metallen und Kohlenstoffverbindungen. Die meisten bewegen sich in kreisförmigen Bahnen um die Sonne, in derselben Ebene wie die Planeten. Gelangt jedoch ein Asteroid aus seiner Bahn und steuert auf die Erde zu, kann man diesen erst sehr spät erkennen. Da sie keinen Schweif wie Kometen besitzen und viel kleiner sind. Ihr Aufenthaltsort befindet sich zwischen der Region Mars und Jupiter. Diese Region bezeichnet man auch als Asteroiden Hauptgürtel. Man schätzt 10 Millionen Gesteinbrocken in dieser Region.

Quellen:

http://www.planet-wissen.de/natur_technik/weltall/asteroiden/

Astronomische Einheit

Als Astronomische Einheit, abgekürzt AE, wird der mittlere Abstand der Erde zur Sonne bezeichnet.
1 AE entspricht 149.597.870,691 km oder etwa 150 Mio. km. Aufgrund der extremen Entfernungen im Universum wurde eine neue Maßeinheit benötigt, mit der man, zumindest innerhalb unseres Sonnensystems, besser rechnen kann. Denn schließlich lässt sich die Entfernung vom Neptun zur Sonne mit 30,1 AE besser angeben als in 4.503.000.000 km.

In der folgenden Tabelle finden Sie einige Entfernungen in AE:

 

Planet Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun
Entfernung in AE 0,4 0,7 1 1,5 5,2 9,5 19,2 30,1
Albedo

Albedo beschreibt das Rückstrahlungsvermögen von nicht selbst leuchtenden Körpern oder Oberflächen. Dabei entspricht ein Albedo von 0,8 ein Rückstrahlungsvermögen von 80%. Das Albedo ist abhängig von der Oberfläche eines Körpers/Planet.Je glatter die Oberfläche ist, desto mehr Licht kann reflektiert werden.

Albedo von Planeten

Planeten Albedo
Merkur: 0,06
Venus: 0,7
 Erde:  0,4
 Mars:  0,15
 Jupiter: 0,39
 Saturn:  0,41
 Uranus:  0,95
 Neptun:  0,13

 Quellen

Wissensspeicher Astronomie; ISBN: 3060817057; Autoren: Bernhard, Lindner, Schukowski

Alexanders dunkles Band

Auffällig ist auf dem Bild, dass zwischen dem Hauptregenbogen und dem Nebenregenbogen ein dunkles Band existiert, welches nach dem griechischen Gelehrten Alexander von Aphrodisias benannt wurde.

Er beschrieb zu seiner Zeit schon den Doppelbogen. Die Sonnenstrahlen treffen auf jeden einzelnen Regentropfen und beim Übergang von Luft zu Wasser kommt es zur Brechung des Lichtes. Jede einzelne Wellenlänge besitzt dabei einen eigenen Brechungsindex und so wird das Licht innerhalb des Regentropfens in Farben zerlegt. Bei einem primären Regebogen wird das Licht innerhalb eines Regentropfens einmal total reflektiert, hingegen wird bei einem Nebenregenbogen das Licht innerhalb des Regentropfens zweimal reflektiert. Zum Schluss treten die reflektierten Wellen wieder aus dem Wassertropfen aus.

Alexanders dunkles Band

Alexanders dunkles Band

Hier spielen also Reflexion eine wichtige Rolle, denn unter bestimmten Maximalwinkeln sind eben diese Regenbögen sichtbar. Für den primären Regenbogen sind es etwa 40° bis 42° (je nach Wellenlänge) und im Nebenregenbogen zwischen 50° und 52°. Der dunkle Helligkeitskontrast im Alexanderschen Bogen resultiert aus der Überlagerung bei Winkeln oberhalb des Maximalwinkels. Der helle weiße Bereich innerhalb des hellen Regenbogens kommt von der Überlagerung der Farben unterhalb des Maximalwinkels.

Airglow
Airglow

Airglow

In einigen Nächten lässt sich ein schwaches grünes Band am Nachthimmel nachweisen, auch als Airglow zu erkennen. Die Farbe erinnert natürlich an den grünen Polarlichter, jedoch ist der physikalische Hintergrund ein anderer!

 

Verursacht wird das Airglow durch die Rekombination der Luftmoleküle, die am Tage zuvor durch die ultraviolette Strahlung der Sonne ionisiert werden. Durch den Rekombinationseffekt wird die überschüssige Energie in Form von Licht emittiert. Erstmals wurde es in Deutschland bewusste in der Nacht 14./15.07.2012 nach nichteintreffen des Polarlichtes beobachtet. Siehe hier: Meteoros-Forum Zuvor hatte man es nicht für möglich gehalten, das besondere Lichtphänomen in Deutschland beobachten zu können. Seitdem versucht man herauszufinden, ob dieses Lichtphänomen nur eine zufällige Erscheinung ist oder ob es jahreszeitlich bedingt auftreten kann. Ürbigens konnten die Sternenfreunde auch an einigen Perseidennächten ebenfalls das Airglow beobachten. Diese nachfolgende Videos belegen diesen Nachweis, obwohl sie selbst das selbstleuchtende Phänomen nicht bemerkten.

 

 

Videos