Leseprobe - Astronomie mit Fernglas und Rich-Field
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Inhaltsverzeichnis ,QKDOWVYHU]HLFKQLV Inhaltsverzeichnis ............................................................................................ 3 Vorwort .............................................................................................................. 5 Ferngläser testen und pflegen ....................................................................... 6 Kleine Teleskopkunde ................................................................................... 10 Beobachten mit dem Fernglas ..................................................................... 14 Das Universum im Okular ........................................................................... 16 Die Namen der Sterne................................................................................... 17 Wie groß ist der Himmel? ........................................................................... 18 Himmelsmechanik ......................................................................................... 20 Das Leben eines Sterns ................................................................................. 24 Das Sonnensystem im Überblick ................................................................ 26 Sonne ................................................................................................................ 28 Merkur .............................................................................................................. 29 Venus ................................................................................................................ 30 Erde ................................................................................................................... 31 Mond ................................................................................................................. 32 Meteore und Meteorite ................................................................................. 33 Mars .................................................................................................................. 34 Asteroiden ....................................................................................................... 35 Jupiter ............................................................................................................... 36 Saturn ............................................................................................................... 37 Uranus .............................................................................................................. 38 Neptun .............................................................................................................. 38 Pluto, Kuipergürtel und Oortsche Wolke ................................................. 39 Kometen ........................................................................................................... 40 Sterne und Sternsysteme.............................................................................. 41 Veränderliche Sterne ..................................................................................... 42 Offene Sternhaufen........................................................................................ 44 Kugelsternhaufen ........................................................................................... 44 Nebel ................................................................................................................. 45 Galaxien ........................................................................................................... 47 Zum Gebrauch dieser Sternkarten ............................................................. 48 Die 88 Sternbilder .......................................................................................... 49 Mondatlas ...................................................................................................... 274 Meteorströme ............................................................................................... 290 Verzeichnis der Objekte ............................................................................. 292 Literatur ......................................................................................................... 298 Bildnachweis ................................................................................................. 298 Vorwort 9RUZRUW Einsteiger in die Astronomie stellen häufig die Frage: Welches Teleskop soll ich mir kaufen – und sind meistens verblüfft, wenn man ihnen zu einem guten Fernglas rät. Dabei übersehen sie, dass das Fernglas das ideale Gerät für die Amateurastronomie ist – kompakt und transportabel bietet es ein sehr großes Gesichtsfeld. Daher können Sie sich gut am Himmel orientieren und wissen, wo Sie gerade hinsehen – große Teleskope zeigen die meisten Objekte zwar besser, aber es ist viel schwerer, sie zu finden. Außerdem bekommen Sie für das Geld, das ein „Einsteigerteleskop“ aus dem Kaufhaus kostet, meist ein Fernglas, das leistungsfähiger und hochwertiger ist. Vor allem das beidäugige Sehen ist nicht zu unterschätzen und ein Grund, warum auch viele Besitzer von größeren Teleskopen immer wieder gerne zum Fernglas greifen. Der größte Vorteil eines Fernglases ist aber seine Transportabilität: Ein leistungsfähiges Teleskop ist in der Regel auf zwei oder drei große Kisten verteilt, Aufbau und Transport sind dementsprechend zeitaufwendig. Ein Fernglas kann auch mit Stativ problemlos von einer Person transportiert werden und ist somit immer griffbereit, wenn es wieder einmal eine klare Nacht gibt. Wenn Sie bereits ein Fernglas in Ihrem Schrank haben, sind Sie besser ausgerüstet als die frühen Astronomen. Das Teleskop, mit dem Galilei im 16. Jahrhundert als erster den Himmel beobachtet hatte, sah zwar eindrucksvoller aus als ein Feldstecher, aber bis die Abbildungsqualität eines modernen Fernglases erreicht wurde, verging noch viel Zeit. Heutzutage haben die Ferngläser und Teleskope eine sehr hohe Qualität erreicht, und im Handel ist eine Vielzahl von Büchern erhältlich, die dem Einsteiger Tipps geben wollen. Allerdings konzentriert die Literatur sich vor allem auf Teleskope. Ferngläser mit ihrem großen Gesichtsfeld und ihrer niedrigen Vergrößerung haben jedoch ihre eigenen Objekte. Für Fernglasbeobachter gab es Mitte der neunziger Jahre eigentlich nur zwei tiefergehende Bücher mit Beobachtungstipps, beide auf Englisch: Touring the Universe through Binoculars von Phillip S. Harrington und Binocular Astronomy von Craig Crossen und Wil Tirion. Beide Bücher haben ihre Schwächen, sodass ich anfing, für mich selbst eine Beobachtungsliste zu erstellen. Die meisten Objekte in dem jetzt vorliegenden Buch sind auch in Harringtons Buch enthalten, da er praktisch alle im Fernglas sichtbaren Objekte beschrieben hat. Bei der Objektauswahl legte ich vor allem Wert auf interessante Objekte, zu denen es weitere Informationen gibt. Dabei stellte ich rasch fest, dass die meiste moderne Beobachtungsliteratur vor allem ein Werk aus den sechziger Jahren zitiert: Burnhams Celestial Handbook von Robert Burnham, jr. Neuere Informationen und Beobachtungsberichte finden sich vor allem in Zeitschriften, als sehr frucht- bare Quellen haben sich das englische Sky & Telescope und das deutsche Interstellarum erwiesen. Die Zahlenwerte in diesem Buch stammen vor allem aus dem Astronomieprogramm The Guide, dem die Ergebnisse des europäischen Astrometriesatelliten Hipparcos zugrunde liegen. Nicht alle Objekte in diesem Buch sind auch mit jedem Fernglas zu sehen, und viele sind am Rande der Wahrnehmung: Bestenfalls lichtschwache Sterne oder nur mit indirektem Sehen erkennbar. Der Reiz liegt hier im Suchen und (gegebenenfalls) Finden, außerdem ist es die beste Möglichkeit, um den Himmel kennenzulernen. Auch wenn viele Objekte (von Zielen wie den Plejaden oder Collinder 285 einmal abgesehen) im Teleskop besser wirken, wird man mit einem computergesteuerten GoTo-Teleskop keine wirkliche Orientierung am Himmel bekommen. Während die Beobachtung der eindrucksvollste Teil der Astronomie ist, ist es immer gut zu wissen, was man eigentlich am Himmel sieht. Aus diesem Grund enthält das Buch auch einen umfangreichen Theorieteil, der in etwa alles enthält, was ich als Hintergrundwissen für einen guten Überblick für wichtig halte. Dieses Buch ist nicht zuletzt mit dem Ziel entstanden, mir die wichtigsten Informationen nicht mehr aus mehreren Quellen zusammensuchen zu müssen. So ist im Lauf der Zeit ein recht umfangreiches Werk entstanden, das sowohl für den Einsatz unter dem freien Himmel zusammen mit einem Fernglas oder natürlich auch einem Teleskop gut geeignet ist, als auch als Nachschlagewerk für Zuhause taugt. Nach der Jahrtausendwende wurden dann kleine, kurzbrennweitige Linsenteleskope erschwinglich – neben kompakten Achromaten mit deutlichem Farbfehler bei höheren Vergrößerungen gab es mit dem ED80/600-Fernrohr auf einmal auch einen bezahlbaren „Volks-Apo“, der großes Gesichtsfeld ebenso wie höhere Vergrößerungen ermöglichte. Daher lag es nahe, die Liste auch um Ziele für den ED80 und vergleichbare Optiken zu erweitern, die etwas höhere Vergrößerungen oder Öffnungen verlangen. Das Spezialgebiet dieser Teleskope sind wie beim Fernglas große Gesichtsfelder, aber sie bringen auch zahlreiche Doppelsterne in Ihre Reichweite. Mir hat diese Sammlung sowohl am Teleskop als auch am Fernglas genutzt, und ich hoffe, dass es auch für Sie ein guter Begleiter durch den Nachthimmel sein kann, wobei natürlich gilt: Salvo errore et omissione – Mit Vorbehalt von Irrtum und Auslassung. Mit ausreichend Erfahrung finden Sie am Himmel mehr, als in diesem Buch beschrieben wird, und Zahlendreher sind nie ganz auszuschließen. Alexander Kerste Massenbachhausen August 2012 Ferngläser testen und pflegen )HUQJO¦VHUWHVWHQXQGSॳHJHQ Gute Ferngläser sind genau wie Teleskope optische Präzisionsgeräte, bei denen sich in der Regel die Qualität im Preis wiederspiegelt. In unserer Zeit der Massenproduktion gibt es leider nicht nur bei günstigen Angeboten große Schwankungen in der Fertigungsqualität, sodass man ein Fernglas unbedingt vor dem Kauf testen sollte – im Zweifelsfall sollten Sie ein Rückgaberecht vereinbaren. Ein von den Daten identisches Fernglas eines Billigherstellers, das zu den besten Exemplaren einer Produktionsserie gehört, kann durchaus ein besseres Bild liefern als ein Fernglas eines Markenherstellers, das am unteren Limit der Fertigungstoleranzen liegt – und trotzdem doppelt so viel kostet. Bei der Auswahl eines Gerätes haben Sie die Wahl zwischen zwei unterschiedlichen Bauformen. Ferngläser mit Porroprismen sind die klassischen, etwas klobigeren Modelle, während der Einsatz von Dachkantprismen schmalere, leichtere Ferngläser mit geraden Tuben ermöglicht. Für astronomische Zwecke sind Porroprismen interessanter, da sie zu einem günstigeren Preis hellere Bilder als Dachkantprismen liefern. Nach Möglichkeit sollten alle Linsen mindestens vollvergütet sein – die Vergütung senkt die Reflexionen an den Oberflächen der Linsen und liefert somit klarere und hellere Bilder. Sehr gute Optiken sind mehrfach vergütet, sodass der Lichtverlust durch Reflexionen weniger als 1,5 Prozent beträgt. Bei den Angaben über die Vergütung ist man meistens auf die Angaben des Herstellers angewiesen, da vor allem die Verkäufer in Kaufhäusern auch nicht mehr wissen, als auf der Verpackung steht. Wichtig ist, dass alle Linsen vollvergütet sind – die Angabe „vergütete Optik“ kann auch bedeuten, dass nur die Außenseiten von Objektiv und Okular vergütet sind, während die Innenseiten und alle internen Linsen unvergütet sind – Reflexionen im Inneren des Fernglases werden so nicht verhindert. Die Dicke der Vergütung einer Linse sollte etwa 1/4 der Wellenlänge betragen, in der beobachtet wird. Für 9HUVFKLHGHQH)HUQ JODVW\SHQ/LQNVHLQ [PLWDPHULND QLVFKHP*HK¦XVH DXVHLQHP6W¾FN XQG(LQ]HORNXODUIR NXVVLHUXQJ5HFKWV LP+LQWHUJUXQGHLQ [PLWGHXWVFKHP *HK¦XVHXQG0LHO WULHE+LHUVLQGGLH 2EMHNWLYHLQDQGHUHQ %DXWHLOHQDOVGLH 3ULVPHQ9RUQHUHFKWV HLQ[PLW'DFK NDQWSULVPHQGDVI¾U YLHOHDVWURQRPLVFKH =LHOH]XNOHLQLVW sichtbares Licht mit Wellenlängen zwischen etwa 400 und 800 Nanometer sollte sie also etwa 140 Nanometer dick sein. Eine korrekte Vergütung aus Magnesiumfluorid verleiht den Linsen einen gleichmäßigen, leichten Purpurstich, der deutlich sichtbar wird, wenn man das Fernglas in einem flachen Winkel gegen das Licht halten. Wenn die Vergütung zu dünn ist, wirkt die Linse rosa, wenn sie zu dick ist, wirkt sie grünlich. Sehr gute, mehrfach vergütete Linsen wirken ebenfalls grünlich, reduzieren die Reflexionen aber deutlich gegenüber einfach vergüteten Optiken – statt 1,5 % sind weniger als 0,5 % Lichtverlust pro Oberfläche möglich. Für die Beobachtung lichtschwacher Objekte ist eine möglichst lichtstarke Optik interessant – je größer die Objektivöffnung, desto mehr Licht kann gesammelt werden. Üblicherweise gibt es auf einem Fernglas eine Angabe wie 8,x,30 oder 7,x,50. Sie gibt Vergrößerung und Objektivdurchmesser an: Ein 7,x,50 hat siebenfache Vergrößerung und einen Objektivdurchmesser von je 50 mm. Die Austrittspupille ist der Durchmesser des Lichtbündels, das aus dem Okular austritt, und errechnet sich aus der Öffnung geteilt durch die Vergrößerung. Ein 7,x,50-Fernglas hat zum Beispiel 50 mm / 7 = 7,14 mm Austrittspupille, ein 10,x,50 nur noch 5 mm. Je kleiner die Austrittspupille ist, desto dunkler wird das Bild. Bei niedrigen Vergrößerungen kann die Austrittspupille größer sein als die Pupillenöffnung ihres Auges, sodass nicht das gesamte Licht ihre Netzhaut erreicht. Als Richtwert findet man immer noch häufig, dass junge Menschen eine maximale Pupillenöffnung von 7 Millimeter haben, ab etwa dreißig Jahren würde dieser Wert auf etwa 5 Millimeter sinken. Allerdings sind das nur die Mittelwerte, die über die Bevölkerung verteilt gemessen wurden. Die Absolutwerte schwanken bei 25-jährigen etwa zwischen 4,5 und 8,5 Millimeter und bei 55-jährigen zwischen 3 und 6,5 Millimeter. Welche Austrittspupille man nutzen kann, hängt nicht nur vom jeweiligen Alter ab. Vor allem in der Nähe von Siedlungen mit Streulicht öffnen sich die Pupillen nicht maximal, da es noch hell genug ist – für Beobachtungsplätze in Stadtnähe sind daher Geräte mit höherer Vergrößerung und kleinerer Austrittspupille (ca. 5 mm) interessanter als Geräte mit maximaler Austrittspupille von 7 mm. Allerdings schränkt die höhere Vergrößerung wiederum das Gesichtsfeld ein, was die Orientierung am Himmel erschwert – man sieht zwar mehr, findet es Ferngläser testen und pflegen aber vielleicht nicht! Ein typisches Fernglas mit siebenfacher Vergrößerung hat ein Gesichtsfeld von etwa sieben Grad, bei zehnfacher Vergrößerung schrumpft es häufig auf rund fünf Grad. Eine höhere Vergrößerung senkt die Hintergrundhelligkeit des Himmels, da das Licht auf eine größere Fläche verteilt wird – das Licht der punktförmigen Sterne (und in Maßen auch das von kompakten Nebeln und Galaxien) bleibt hingegen konzentriert, sodass der Kontrast erhöht wird. Da Licht am Rande der Pupille zusätzlich verzerrt und gedämpft wird und auch nur dann in das Auge gelangt, wenn das Auge sich exakt im Strahlengang des Fernglases befindet, hat eine kleinere Austrittspupille weitere Vorteile. Roy L. Bishop von der Royal Astronomical Society of Canada schlug daher 1993 einen Sichtbarkeitsfaktor vor, der sich aus Öffnung mal Vergrößerung ergibt – ein 7,x,50 hätte somit einen Wert von 350, das etwas kleinere 10,x,40 mit 400 würde etwas mehr zeigen, und ein 10,x,50 hätte immerhin 500. Das gilt natürlich nur bei gleicher optischer Qualität. Allgemein gilt, dass bei Vergrößerungen ab 10x ein Stativ nötig ist, da man das Fernglas dann nicht mehr ruhig halten kann. Vergrößerungen bis zehnfach sind gut geeignet für Sternhaufen und die Milchstraße. Großferngläser ab fünfzehnfacher Vergrößerung sind vor allem für Mond und kompaktere Deep-Sky-Objekte geeignet, und mittlere Ferngläser – zum Beispiel 10,x,50 oder 11,x,80 – sind für lichtschwache Deep-Sky-Objekte geeignet. Die Öffnung sollte nicht kleiner als 30 oder 35 mm sein, da das Bild sonst für die Astronomie zu dunkel wird. Ferngläser mit Fast- oder Fix-Focus sind kritisch, da ihre Mechanik neist nicht nur weniger robust ist, sondern auch das genaue Scharfstellen der Objekte erschwert. Die im Prinzip praktischen Zoom-Ferngläsern bezahlen für den Vorteil verschiedener Vergrößerungen mit optischer Qualität oder zeigen häufig einen Tunnelblick. Das heißt zwar nicht, dass sie diese Geräte nicht für die Astronomie benutzen können, wenn Sie sie zufällig schon besitzen, aber wenn Sie ein Fernglas speziell für die Astronomie kaufen wollen, greifen Sie lieber zu einem einfacher gebauten Gerät. Teuer, aber praktisch sind Geräte mit Bildstabilisator, die auch ohne Stativ bei höherer Vergrößerung ein recht ruhiges Bild liefern. Zwar ist häufig gerade bei Sternen ein leichtes Zittern festzustellen, aber für freihändiges Beobachten sind diese Geräte überraschend gut geeignet. Weitwinkel- und Ultraweitwinkelferngläser sind eine sehr interessante Option, da sie hohe Vergrößerung und großes Gesichtsfeld kombinieren. Vor allem Ultraweitwinkelferngläser neigen aber zu Farbfehlern und Verzerrungen am Bildfeldrand, sodass nur ein Teil des Gesichtsfeldes nutzbar ist. Wenn Sie sich entschieden haben, welchen Typ von Fernglas Sie kaufen wollen, und das Gerät in der Hand halten, sollten Sie einige schnelle Tests durchführen, um die Qualität zu überprüfen. 1.) Ist die Ausrichtung der Optik in Ordnung? Falsch ausgerichtete Tuben verursachen Doppelbilder, die das Gehirn zwar eventuell korrigieren kann, was aber rasch zu Kopfschmerzen führt. Um beim Testen die Fehlerkorrektur des Gehirns zu überlisten, beobachten Sie einfach einen Gegenstand, wobei Sie zuerst ein Objektiv mit der Hand abdecken. Dann geben Sie es rasch frei: Wenn Sie kurzzeitig ein Doppelbild sehen, sind die beiden Tuben nicht ganz parallel. 2.) Um die Qualität der verwendeten Prismen abzuschätzen, halten Sie das Fernglas etwa auf Armabstand und richtet es auf eine helle Fläche. Wenn die Austrittspupillen in den Okularen als gleichmäßig ausgeleuchtete Kreise erscheinen und ihre Umgebung dunkel ist, wurden hochwertige BAK-4-Prismen verbaut. Rautenförmige Verzerrungen der Lichtkegel oder ungleichmäßige Ausleuchtung ist ein Hinweis auf Prismen aus billigerem BK-7, das dunklere und schlechtere Bilder liefert. Die Bezeichnung „Kronglas“ an sich ist )HUQJO¦VHUN¸QQHQ HQWZHGHU¾EHU]ZHL .XJHON¸SIHDXIHLQ 6WDWLYJHVHW]WZHUGHQ RGHUPLWHLQHP .XJHONRSIRGHU /$GDSWHUDXIHLQHQ 9LGHRQHLJHUZDV EHTXHPHULVW Ferngläser testen und pflegen übrigens noch kein Qualitätsurteil: Dahinter können sich sowohl BAK-4 als auch BK-7-Gläser verbergen. 3.) Ist die Mechanik robust? Das Fernglas darf kein Spiel beim Einstellen des Augenabstandes oder der Schärfe zeigen. 4.) Ist das Innenleben frei von Staub und Kratzern? Ein Blick in die Objektive gibt darüber Aufschluss, wenn Sie das Fernglas umgekehrt gegen das Licht halten. Achtung: Schauen Sie dabei nicht in die Sonne! 5.) Ist die Handhabung in Ordnung und können Sie einen angenehmen Abstand zwischen Augen und Okularen einhalten? 6.) Ist die Abbildungsqualität gut? Starke Verzerrungen am Bildfeldrad fallen auch tagsüber sofort auf, wenn Sie Antennen oder scharfe Kanten (Türrahmen, Gebäudekanten) betrachten. Farbfehler können Sie mit kontrastreichen Objekten nachweisen: Zeigen zum Beispiel dunkle Gebäude vor einem hellen Himmelshintergrund blaue oder rote Farbsäume? Solche Fehler sind nur am Rand des Gesichtsfelds tolerierbar. 7.) Erscheinen Sterne als scharfe Punkte oder werden sie verzerrt? Werden Sterne beim Durchfokussieren zu Ovalen verbogen oder wird ihr Licht auf eine kreisrunde Fläche verteilt? Anstatt auf eine klare Nacht zu warten, können Sie auch mit einer Nadel ein Stück Alu-Folie durchstechen und von hinten mit einer Lampe oder einer Kerze beleuchten. Aus etwa zehn Meter Entfernung haben Sie dann einen guten künstlichen Stern. Zubehör wie Wechselokulare, integrierte Taukappen oder die Möglichkeit für den Einsatz von Filtern sind nur bei wenigen Geräten gegeben, aber ein Fernglas sollte unbedingt ein Gewinde besitzen, um es mittels eines Kugelkopfes oder eines L-Adapters auf einem Sta- 2EHQ(LQ[PLW JUR¡HQ$XVWULVSX SLOOHQGLHGXUFK .URQJODVSULVPHQ MHGRFK]X5DXWHQ YHU]HUUWVLQG'DV [LQGHU0LH XQGGDV[]HL JHQMHZHLOVNOHLQHUH $XVWULVSXSLOOHQGLH GDQN%D.3ULVPHQ MHGRFKUXQGVLQG tiv montieren zu können. Für Ferngläser ohne Gewinde gibt es auch Adapter, die an der Mittelstange befestigt werden, diese sind aber weniger verbreitet. Im Gegensatz zu diesen Adaptern gibt es Kugelköpfe eigentlich in jeder Fotoabteilung. Kritisch sind Ferngläser, bei denen das Gewinde an einem der beiden Tuben angebracht ist. Durch die ungleichmäßige Belastung kann das Fernglas sich verziehen, sodass die Bilder der beiden Objektive im Lauf der Zeit nicht mehr übereinstimmen. Wenn Sie ein Stativ ohne einen Schwenkkopf benutzen, wie er zum Beispiel für Videokameras gängig ist, benötigen Sie entweder zwei Kugelköpfe oder einen Kugelkopf und einen Winkel- oder L-Adapter, damit Sie das Fernglas auch in den Himmel richten können. Als Winkel können Sie auch einen einfachen Metallwinkel aus dem Baumarkt benutzen, wenn Sie die passenden Schrauben finden. Ferngläser und Kugelköpfe haben in der Regel Fotogewinde, sodass die passenden Schrauben nur schwer zu erhalten sind. Vielleicht hat ihr Fotohändler alte Kamerataschen auf Lager, in denen eine Kamera festgeschraubt werden kann – die Schrauben dieser Taschen passen auch für Ferngläser. Neben den Kugelköpfen gibt es seit einigen Jahren immer mehr spezielle Fernglasmontierungen, von Parallelogramm-Montierungen (bei denen das Fernglas in der Höhe verstellt werden kann, ohne dass ein eingestelltes Objekt aus dem Blickfeld gerät) bis hin zu „Himmels-Scannern“, bei denen man nach unten auf einen Spiegel blickt und so bequem beobachten kann. Ob dieser Luxus den Mehrpreis wert ist, muss jeder für sich entscheiden. Bastler finden für die meisten dieser Montierungen auch Pläne im Internet. Das Stativ sollte möglichst stabil und hoch sein – die meiste Zeit werden Sie mit dem Fernglas nach oben schauen, deshalb sollte sich das Fernglas über ihrem Kopf befinden. Stative aus Aluminium sind etwas leichter, während Holzstative im Allgemeinen Schwingungen etwas besser dämpfen, was für die niedrige Vergrößerung der meisten Ferngläser aber nicht ganz so wichtig ist. Auflösung und Gesichtsfeld ihres Fernglases können Sie leicht selbst bestimmen. Für die Bestimmung des Gesichtsfeldes eignen sich die Abstände heller Sterne. Die oberen Kastensterne des Sternbilds Großer Wagen liegen etwa 10° auseinander, die unteren 7°. Die hinteren Kastensterne trennen etwa 5°. Die Auflösung entspricht dem Abstand zweier enger Doppelsterne, die Sie gerade noch getrennt sehen können. Dabei sollten Sie jedoch möglichst gleich helle Sterne benutzen. Bei Ferngläser testen und pflegen 7HOHVNRSXQG )HUQJODVVWHKHQ QLFKWLQ.RQNXUUHQ] ]XHLQDQGHUVRQGHUQ HUJ¦Q]HQVLFK RSWLPDO der Beobachtung unterschiedlich heller Sterne wird die Auflösung kontrastbedingt unter der eigentlichen Auflösung liegen. Vor allem sehr helle Sterne können nahe, lichtschwache Sterne leicht überstrahlen, sodass diese nicht mehr sichtbar sind. Wenn Sie ein gutes Fernglas haben, ist es nicht schwer, es in einem guten Zustand zu halten, solange Sie daran denken, dass es sich um ein Präzisionsgerät handelt, das vor starken Stößen, Schmutz und Feuchtigkeit geschützt werden muss. Dazu genügt es bereits, wenn Sie das Fernglas in seiner Hülle aufbewahren und die Schutzdeckel auf Objektive und Okulare setzen. Ohne die Deckel finden Staub und Dreck rasch ihren Weg auf die Linsen. Falls die Deckel im Lauf der Zeit verloren gegangen sind, können Sie das Fernglas staubsicher in einer sauberen Stofftasche aufbewahren. Bei Teleskopen sind Taukappen allgemein üblich, um die Optik während einer Beobachtungsnacht davor zu schützen, dass sich Feuchtigkeit auf den Linsen niederschlägt. Für Ferngläser können Sie sie leicht selbst bauen. Es handelt sich lediglich um kleine Rohre, deren Länge etwa doppelt so groß wie der Objektivdurchmesser sein sollte. Sie werden vor dem Objektiv angebracht. Kleine Dosen oder Rohre, deren Innenseite mattschwarz lackiert wurde, eignen sich hervorragend für diesen Zweck, wenn die scharfen Enden abgeklebt werden. Optimal ist es, wenn sie nach außen etwa weiter werden – so beschneiden sie das Gesichtsfeld nicht. Die Linsen sollten im Idealfall nie gereinigt werden – ein kleiner, gleichmäßiger Staubschleier stört vergleichsweise wenig, während ein Kratzer im Glas zu starken Reflexionen führen kann. Da sich im Staub immer genügend harte Silikate befinden, die die Vergütung zerkratzen können, wenn man sie abwischen will, ist die Reinigung von Optiken eine heikle Angelegenheit. Am sichersten lassen sich Verunreinigungen mit einem weichen Kamelhaarpinsel oder mit Druckluft entfernen, wie sie in Fotogeschäften für Kamera- objektive angeboten werden. Gerade bei Druckluft empfiehlt es sich, lieber mehr Sicherheitsabstand als vorgeschrieben einzuhalten, damit keine Verunreinigungen der Druckluft auf das Glas gelangen und die Linse sandstrahlen können. Nachdem der Staub weggeblasen wurde, können Sie mit einer Mischung aus einem Teil Isopropanol und drei Teilen destilliertem Wasser gegen Fettablagerungen wie Finger- und Wimpernabdrücke vorgehen – diese können die Vergütung angreifen und sollten daher entfernt werden. Mit einem staubfreien Wattebausch aus Baumwolle können Sie dann ohne Druck die Oberfläche säubern, wobei Sie den Wattebausch in die Richtung drehen, in die Sie auch wischen – dadurch wird der Schmutz von der Linse wegbefördert, anstatt zwischen Wattebausch und Linse zu geraten und so wie Sandpapier zu wirken. Verwenden Sie dabei nicht zuviel Reinigungsflüssigkeit, da sie sonst Schmutz aus der Spalte zwischen Linse und Objektivhalterung herausspülen können. Lassen Sie das Fernglas dann an der Luft trocknen. Absolute Sauberkeit lässt sich nie erreichen, da sich rasch wieder etwas Staub auf den Linsen ansammelt – im Zweifelsfall blasen sie lediglich den gröbsten Staub von der Linse und starten keine größeren Reinigungsversuche. Falls sich Schmutz im Inneren des Fernglases befindet, sind eigene Reinigungsversuche riskant – lassen Sie das Fernglas gegebenenfalls lieber von einem Fachmann zerlegen und wieder zusammenbauen. Bei sachgemäßer und vorsichtiger Behandlung behält ein Fernglas seine Leistungsstärke auch bei häufigem Gebrauch über Jahre hinweg. In der Qualität ist jedes moderne Fernglas den Teleskopen von Galilei überlegen, und es ist weit mehr, als den Astronomen vor der Erfindung des Teleskopes zur Verfügung stand. Wenn Sie schon ein Fernglas besitzen, egal wie alt es ist, haben Sie bereits alles in der Hand, um einen tiefen Blick in das Universum zu werfen. Mars 0DUV 'HUNOHLQH0DUV ]HLJWDXFKLQJU¸¡H UHQ7HOHVNRSHQZLH KLHUHLQHP=¸OOHU QXUZHQLJHGHXW OLFKH'HWDLOV Kein anderer Planet hat die Phantasie der Menschen so sehr inspiriert wie der Mars. Den wohl stärksten Schub erhielt diese Faszination, als der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli 1877 Beobachtungen von einem Netz aus Gräben und Furchen veröffentlichte, für das er das italienische Wort „canali“ benutzte – das in anderen Sprachen nicht ganz korrekt mit (künstlichen) Kanälen übersetzt wurde. Besonders der Amerikaner Percival Lowell versuchte Schiaparellis Beobachtungen nachzuvollziehen und veröffentlichte um die Jahrhundertwende eine Vielzahl von Marskarten mit einem ausgeprägten Kanalnetz. In seinem 1908 erschienenen Buch „Mars – Ein Ort des Lebens“ schrieb er sie einer alten Marszivilisation zu, die mit Bewässerungskanälen Wasser in die Äquatorregionen leitete, um so der Wüstenbildung zu trotzen. Aber bereits zu Lowells Zeit gab es Berechnungen, die zeigten, dass der Mars zu klein für eine ausreichend dichte Atmosphäre ist, in der sich offenes Wasser halten könnte. 1965 räumte dann die Raumsonde Mariner 4 endgültig mit den Visionen einer sterbenden Welt auf. Mariner 9 lieferte sechs Jahre später eine erste vollständige Marskarte, auf der nichts mehr von Lowells Kanälen zu sehen war. Seine Beobachtungen gingen auf optische Täuschungen zurück, die ihm sein überanstrengtes Auge am Teleskop vorgespiegelt hatte. Der Mars galt nach den Mariner-Missionen als mondähnliche, kraterübersäte Welt, auf der es allerdings auch ausgetrocknete Flusstäler gab – war er einst lebensfreundlicher? Die Viking-Sonden, die 1976 auf dem roten Planet landeten, sollten Klarheit verschaffen. Sie lieferten Bilder, die an das irdische Death Valley erinnern, auch wenn die Temperaturen deutlich niedriger liegen: Viking 1 maß selbst an warmen Sommertagen nicht mehr als -29°,C, die weiter im Norden gelandete Viking 2 konnte nachts bei -100°,C beobachten, wie das Kohlenstoffdioxid der Atmosphäre sich als Reif niederschlug. Wie auf der Venus stellt CO2 den Hauptbestandteil der Atmosphäre dar, allerdings ist der Luftdruck viel zu niedrig für einen spürbaren Treibhauseffekt: Er schwankt um 7,5 Millibar – was etwa der Erdatmosphäre in 35 Kilometern Höhe über dem Meeresspiegel entspricht. Dennoch reicht diese dünne Lufthülle aus, um Wolkenbildung zuzulassen und mikroskopisch kleine Staubpartikel aufzuwirbeln. Es kommt immer wieder zu riesigen Staubstürmen, die fast den gesamten Planeten einhüllen können. Das ganze Jahr über befindet sich genug roter Staub in der Luft, sodass der Marshimmel rötlich erscheint und nicht blau wie auf der Erde. Der Himmelsanblick auf Mars wäre nicht nur wegen der Rotfärbung ungewöhnlich: Wegen seiner dünnen Atmosphäre wären auch am Tag Sterne sichtbar. Die für Mars typische rote Färbung geht auf den hohen Eisenerzgehalt der Oberflächengesteine zurück: In Verbindung mit Sauerstoff oder Wasser haben sich Eisenoxide gebildet – die Oberfläche ist gewissermaßen verrostet, ein weiterer Hinweis darauf, dass es früher Wasser gab. Die Marssonden der letzten Jahre zeigten weitere Spuren, die auf ehemalige Wasserläufe hin deuten. Heute hat der Planet wahrscheinlich noch immer große Wasservorräte: Unter den CO2-Kappen der Pole, die in den Sommermonaten abschmelzen, befindet sich Wassereis. Auch unter dem Marsboden dürften sich gefrorene Wasservorräte befinden. Wahrscheinlich wurden solche unter“irdischen“ Eisfelder immer wieder durch Magma geschmolzen und brachen dann als Flutwelle über niedriger gelegene Regionen herein. So könnten sich Flussbetten erklären, die weder Anfang noch Ende haben, ebenso wie eingebrochene Regionen. Die Oberfläche des Mars ähnelt der der irdischen Kontinente. Da es auf dem kleinen Planeten aber niemals Plattentektonik gab, haben sie ihre Position gegenüber dem Planeteninneren nie verändert. So konnten zwar keine Faltengebirge wie auf der Erde entstehen, aber über vulkanischen „Hot Spots“ türmten sich gigantische Schildvulkane auf. Olympus Mons in der TharsisHochebene ist der größte bekannte Berg im gesamten Sonnensystem: Ein 26 Kilometer hoher Vulkan mit einem Basisdurchmesser von 600 Kilometer. Für einen Beobachter an seinem Fuß wäre er trotzdem wenig beeindruckend: Er steigt so sanft an, dass er eher wie eine weite Ebene wirken dürfte. Erst der Blick zur Seite zeigt dann, dass der Berg sich weit über den üblichen Horizont erstreckt – eine Rampe in den Himmel. Östlich des Tharsis-Hochlandes befindet sich ein gigantisches Grabensystem, das vielleicht auf Ansätze von Kontinentaldrift zurück geht: Valles Marineris, 4000 Kilometer lang, bis zu 75 Kilometer breit und maximal 7 Kilometer tief. Verglichen damit sind die beiden Marsmonde fast lächerlich: Phobos (Furcht) ist nur 19,x,27 Kilometer groß und umkreist den Planeten dreimal am Tag entgegen seiner Drehrichtung in nur 6000 km Distanz. In 30 Millionen Jahren wird er so weit abgebremst sein, dass er auf Mars stürzen wird. Deimos (Schrecken) ist mit 11,x,15 Kilometer sogar noch kleiner. Beide Monde ähneln zernarbten Kartoffeln und sind wohl eingefangene Asteroiden. Asteroiden $VWHURLGHQ Ende des achtzehnten Jahrhunderts richteten die Astronomen ihr Augenmerk verstärkt auf die ausgedehnte Lücke zwischen den Planeten Mars und Jupiter. Grund dafür war eine mathematische Beziehung, die J. D. Titius und J. E. Bode zwischen den Abständen der damals gefundenen Planeten entdeckt hatten und die einen Planeten zwischen Mars und Jupiter vorhersagte. Die Titius-Bodesche Reihe ist zwar heute ohne Bedeutung, da der damals noch unbekannte Neptun nicht in dieses Schema passt, damals begann jedoch eine verstärkte Suche nach dem vorhergesagten Planeten. Am 1. Januar 1801 fand Giuseppe Piazzi dann Ceres – lichtschwächer und somit kleiner, als man es von einem richtigen Planeten erwartet hätte. Neben Ceres wurden in den folgenden Jahren weitere Planeten gefunden, heute sind über 6000 so genannte Asteroiden bekannt. Vor allem photographische Himmelsdurchmusterungen, wie sie bereits seit 1891 durchgeführt werden, haben zur Vielzahl der Entdeckungen beigetragen. Ceres ist mit 1020 Kilometer Durchmesser der größte Vertreter der Asteroiden und gilt heute als Zwergplanet. Vermutlich gibt es zwischen 50,000 und einer Million Kleinplaneten mit über einem Kilometer Durchmesser, trotzdem liegt ihre geschätzte Gesamtmasse nur bei 1/10,000 der Erdmasse. Ceres könnte also ein Viertel der Gesamtmasse des Asteroidengürtels in sich vereinigen. Obwohl die meisten Asteroiden die Sonne in einem Abstand von 2,2 und 3,3 Astronomischen Einheiten auf ebenso festen Bahnen umkreisen, wie es auch die Erde tut, wurden in den letzten Jahren immer mehr Kleinplaneten gefunden, die sich zum Teil weit außerhalb des Gürtels befinden. Diese Objekte kreuzen auf ihren elliptischen Bahnen nicht nur Mars- und Erdbahn, sie können sich auch noch innerhalb der Merkurbahn befinden – 1995 CR zum Beispiel nähert sich der Sonne auf bis zu 0,116 AE (17,3 Millionen km). Zusammenstöße mit Planeten sind auch wegen der gegeneinander geneigten Bahnen zwar unwahrscheinlich, aber durchaus möglich. Die beiden Marsmonde Deimos und Phobos sind vermutlich eingefangene Asteroiden, und das Aussterben der Dinosaurier vor 65 Millionen Jahren geht wahrscheinlich auf die Kollision mit einem etwa 10 km großen Asteroiden zurück. Auch wenn ihre Bahnen sehr langgestreckt sein können, bewegen sie sich eigentlich alle in Ekliptiknähe. Vor allem an den so genannten Lagrange-Punkten der Jupiterbahn befinden sich größere Asteroidengruppen, während andere Regionen – die Kirkwoodschen Lücken – durch den Einfluss von Jupiter und Mars fast leer sind. Wie ein Staubsauger hat Jupiter seine Umgebung von Kleinplaneten gesäubert. Auch in den größten Teleskopen bleiben die Kleinplaneten strukturlose Lichtpunkte. Allenfalls ihre Rotationsperiode, die in der Regel nur wenige Stunden beträgt, lässt sich aus Helligkeitsschwankungen herausfinden. Gaspra war 1991 der erste Asteroid, der mit Galileo von einer Raumsonde besucht wurde. Der Asteroid entpuppte sich als 19,x,12,x,11 km kleine Welt mit einer überraschend kraterarmen Oberfläche. In Anbetracht der Wahrscheinlichkeit von Meteoriteneinschlägen dürfte Gaspras Oberfläche nur etwa 200 Millionen Jahre alt sein. Unter der dicken Staubschicht aus Regolith, die man auch vom Erdmond und den Marstrabanten kennt, befindet sich die Lösung dieses Rätsels: Gaspra besteht aus zwei Teilen, die vor langer Zeit miteinander kollidierten. Solche Kollisionen, aus denen „Doppelasteroiden“ hervorgehen, scheinen häufiger vorzukommen: Auch die Asteroiden Castalia und Toutatis haben eine unregelmäßige Hantelform. Die Raumsonde Galileo, die auf ihrem Weg zum Jupiter bereits Gaspra besucht hatte, passierte 1993 auch den Kleinplaneten Ida (Bild). Auf den Fotos wurde der erste Mond eines Kleinplaneten entdeckt: Dactyl umkreist Ida alle 27 Stunden in 82 bis 95 km Abstand und ist auf dem Bild auf dieser Seite als kleiner Lichtfleck rechts von Ida zu sehen. Die Asteroiden bestehen vor allem aus Gestein sowie aus Nickel und Eisen, besonders in größerem Sonnenabstand findet man auch dunklere, kohlenstoffhaltige Asteroide. Die Reflektivität ihrer Oberfläche, die so genannte Albedo, liegt meist zwischen 0,07 und 0,18, kann aber im Einzelfall stark abweichen – dementsprechend unterschiedlich ist auch ihre Zusammensetzung. Der Asteroidengürtel zeigt, wie unser Sonnensystem vor etwa 4,5 Milliarden Jahren ausgesehen haben könnte, als die Planeten sich bildeten. Ceres hat zwar einen beträchtlichen Teil aus der ursprünglichen Staubscheibe eingesammelt, unter dem Einfluss des Riesenplaneten Jupiter konnte sich jedoch kein größerer Himmelskörper bilden. Die früher beliebte Theorie, der Asteroidengürtel könnte aus den Überresten eines zerstörten Planeten bestehen, ist heute nicht mehr aktuell. Zum einen ist die Masse der Asteroiden zu klein, und zum anderen sind ihre Umlaufbahnen zu regelmäßig, um Zeugnis von einer Katastrophe abzulegen. $VWHURLGHQEOHLEHQ LQMHGHP7HOHVNRS /LFKWSXQNWHHUVW 5DXPVRQGHQ]HLJHQ 'HWDLOVZLHKLHUEHL GHP.OHLQSODQHW ,GDVDPW0RQG 'DFW\OGHU/LFKW SXQNWUHFKWV Jupiter -XSLWHU Mit Jupiter beginnt das Reich der Gasriesen. Der Planet selbst ist beeindruckend und unvorstellbar zugleich. Mit einem Äquatordurchmesser von 142,800 Kilometer ist er elfmal so groß wie die Erde und hat mehr Ähnlichkeit mit einem Stern als mit einem erdähnlichen Planeten. Er ist zweieinhalbmal so schwer wie alle anderen Planeten zusammen, trotzdem hat er nur ein Tausendstel der Sonnenmasse. Durch den enormen Druck in seinem Inneren gibt er mehr Wärme ab, als er von der Sonne erhält. Seine Dichte entspricht etwa der unserer Sonne – ein Hinweis darauf, dass Jupiter keinen oder nur einen sehr kleinen festen Kern besitzt. Daher hat er auch keine feste Oberfläche. Dieser gigantische Gasball besteht zu 98 Prozent aus Wasserstoff und zu einem Prozent aus Helium, der Rest sind vor allem Methan, Ammoniak- und Phosphorverbindungen. Diese Mischung ist nicht nur für die charakteristische rötliche Färbung verantwortlich, sondern auch für den Geruch: Jupiter dürfte nach Knoblauch riechen. Was wir von Jupiter sehen, sind nur die obersten Wolkenschichten, in denen Windgeschwindigkeiten bis zu 550 km/h auftreten – das entspricht der fünffachen Geschwindigkeit irdischer Orkane. Das größte Sturmgebiet, d e r G ro ß e R o t e Fleck, wurde bereits 'LH-XSLWHUE¦QGHU 1609 von Galileo GaVLQGLQMHGHP7HOH lilei beobachtet und VNRS]XHUNHQQHQLP absorbiert ständig )HUQJODVVLQGEHUHLWV kleinere SturmgeVHLQH6FKHLEHXQGGLH biete, sodass er nie YLHUKHOOVWHQ0RQGH abflaut. Sein DurchGHXWOLFK messer entspricht dem dreifachen Erddurchmesser. Wie alle Oberflächenmerkmale verändert auch er seine Form ständig. Neben den Sturmgebieten fallen im Teleskop vor allem seine Bänder auf. Hier handelt es sich um Wolkenbänder, die den gesamten Planeten parallel zum Äquator umziehen. Die helleren Bänder enthalten Ammoniak-Kristalle und liegen höher. Die tiefergelegenen, dunklen Wolkenbänder könnten unter anderem Ammoniumhydrosulfid enthalten, das mit anderen Molekülen reagiert und so zum Farbenreichtum der Wolken beiträgt. Jupiter rotiert am Äquator in 9 Stunden, 50 Minuten und 30 Sekunden um seine Achse, in mittleren und höheren Breiten benötigt er 5 Minuten und 10 Sekunden länger. Durch die Fliehkräfte wird er abgeplattet, sein Poldurchmesser ist 8600 Kilometer kleiner als der Äquatordurchmesser. Etwa 1000 Kilometer unterhalb der obersten Wolkenschichten wird der Druck allmählich so hoch, dass sich der Wasserstoff der Atmosphäre verflüssigt. Dieser Wasserstoff-Ozean reicht bis in etwa 20,000 Kilometer Tiefe. Hier ist der Druck drei Millionen mal so hoch wie auf der Erde, und der Wasserstoff wird metallisch: Durch den Druck werden die Atome so eng aneinandergepresst, dass die Elektronen sich wie in einem Stück Metall frei von einem Atom zum nächsten bewegen können. Damit wird das Innere von Jupiter elektrisch leitfähig. Wahrscheinlich wirkt es wie ein riesiger Dynamo und erzeugt so das starke Magnetfeld, das sich bis zu 100 Jupiterradien in den Raum erstreckt. Damit würde es doppelt so groß wie der Vollmond erscheinen, wenn wir es mit dem bloßen Auge von der Erde aus sehen könnten. Es ist etwa 10,000-mal stärker als das Magnetfeld der Erde. Die Raumsonde Pioneer 10 registrierte die höchsten Intensitäten innerhalb von 20 Jupiterradien. Dort liegt die Strahlung des durch das Magnetfeld eingefangenen Sonnenwindes fünfhundertmal höher als die für einen Menschen tödliche Dosis. Wie die anderen Gasplaneten ist auch Jupiter von einem Ring umgeben, der allerdings erst von den Voyager-Sonden entdeckt wurde und vor allem aus dunklen Staub- und Gesteinsteilchen besteht. Mindestens drei Einzelringe mit einer Dicke von maximal 30 Kilometer erstrecken sich bis in rund 126,000 Kilometer Abstand vom Planetenmittelpunkt. Während die Jupiterringe Raumsonden vorbehalten bleiben, sind die vier hellsten Monde schon im Fernglas zu sehen. Sie wurden 1610 von Galilei entdeckt und werden daher auch Galileische Monde genannt, allerdings wurden sie unabhängig von Galilei auch durch S. Marius in Ansbach und T. Harriot in England beschrieben. Bereits im Lauf einer Nacht kann man verfolgen, wie die Monde ihre Stellung verändern. Dabei kommt es immer wieder zu Finsternissen, wenn ein Mond im Jupiterschatten oder hinter dem Planetenscheibchen verschwindet. Jupiter wird von mindestens 16 Monden umkreist, von denen die meisten Durchmesser zwischen einigen Dutzend und 180 Kilometer haben. Die galileischen Monde Io, Europa, Ganymed und Callisto sind mit 3000 bis 5000 Kilometer deutlich größer und mit Merkur, Mars und dem Erdmond vergleichbar. Io ist am nächsten an Jupiter und wird durch seine Gezeitenkräfte ständig durchgewalkt. Dadurch gibt es auf diesem Mond immer wieder Vulkanausbrüche, die seine Oberfläche neu gestalten. Europa ist von einem Panzer aus Wassereis umhüllt, unter dem sich ein Ozean aus flüssigem Wasser befinden könnte – Meere könnten somit nicht nur der Erde vorbehalten sein. Ganymed und Callisto sind kraterzernarbte Gesteinswelten wie unser eigener Mond. Veränderliche Sterne 9HU¦QGHUOLFKH6WHUQH Die Beobachtung von veränderlichen Sternen ist das Gebiet, auf dem Amateurastronomen den größten Beitrag zur wissenschaftlichen Astronomie leisten können. Eine Vielzahl von Sternen verändern ihre Helligkeit aus den verschiedensten Gründen, und für Profis ist es kaum möglich, alle regelmäßig zu kontrollieren. Da viele dieser Sterne in der Reichweite eines Fernglases liegen, hat man hier ein breites Betätigungsfeld. Die Eigenschaften der Sterne variieren ebenso stark wie ihre Lichtkurven: Die Helligkeitsschwankungen liegen zwischen hundertstel Größenklassen und mehr als zehn Größenklassen, wobei die Periodendauer liegt zwischen Stunden und Jahren liegt – und bei manchen Sternen exakt wie ein Uhrwerk ist, während andere Sterne eine vollkommen unvorhersehbare Lichtkurve zeigen. All diese veränderlichen Sterne können grob in drei Gruppen eingeteilt werden, die sich wiederum in eine Vielzahl von Untergruppen gliedern. Hier stehen die Sterne so dicht beieinander, dass sie durch ihre gegenseitige Anziehungskraft elliptisch verformt werden – daher sehen wir immer unterschiedlich viel von den Sternen, und die Lichtkurve verändert sich über die gesamte Periode hinweg. Während BetaLyrae-Sterne unterschiedliche Durchmesser haben, haben die beiden Mitglieder von W-Ursae-MajorisSternen gleiche Durchmesser, sodass bei ihnen die Minima gleich tief sind. Außerdem ist ihre Periode meistens kürzer als ein Tag. W Ursae Majoris-Systeme sind Kontaktsysteme, bei denen es zu einem Materieaustauch zwischen den beiden Sternen kommt, während Beta-Lyrae-Sterne meist halb getrennt sind. Der schnellste bekannte Bedeckungsveränderliche ist AM Canum Venaticorum mit einer Periode von nur 18 Minuten, die längste hat Epsilon Aurigae mit 9883 Tagen (27,05 Jahre). Bedeckungsveränderliche In der Entwicklungsgeschichte von Sternen gibt es Phasen, in denen sie pulsieren. Dabei verändert sich mit dem Sterndurchmesser auch seine Helligkeit. Das bekannteste Beispiel für langperiodische Veränderliche ist Mira im Walfisch, der erste Stern, der als Veränderlicher erkannt wurde. Bei roten Riesen wie Mira wurden Perioden zwischen 80 und 1000 Tagen beobachtet, die Helligkeit kann um bis zu 10m schwanken. Bedeckungsveränderlicher (Algol-Typ) Helligkeit Bei der großen Anzahl von Doppelsternen, die bekannt sind, gibt es zwangsläufig auch einige, bei denen wir uns genau in der Bahnebene befinden, sodass die beiden Sterne einander regelmäßig gegenseitig bedecken. Das bekannteste Beispiel dafür ist Algol. Der „Teufelsstern“ im Perseus ist Namensgeber der Algol-Veränderlichen. Normalerweise ist seine Helligkeit konstant bei etwa 2,1m – das gemeinsame Licht eines kleinen, hellen, blauen Zwergsterns und eines großen, dunkleren, gelben Unterriesen. Etwa alle 69 Stunden verdeckt der dunklere Stern den helleren für etwa 10 Stunden, die Gesamthelligkeit sinkt dann rasch auf 3,4m, bevor sie wieder den Normalwert erreicht. 34,5 Stunden nach diesem Helligkeitsabfall sinkt die Helligkeit erneut um kaum merkliche 0,1m, dann steht der größere Stern hinter dem helleren Zwergstern, und ein Teil des gelben Lichts wird ausgeblendet. Da das meiste Licht von dem kleineren Stern stammt, fällt dieses Minimum entsprechend bescheiden aus. Zeta-Aurigae-Veränderliche sind im Prinzip Bedeckungsveränderliche wie auch die Sterne vom Algol-Typ, nur dass hier zwei ähnlich helle Sterne einander umkreisen: Ein kühler Überriese und ein heißer Hauptreihenstern. Die Lichtkurve unterscheidet sich kaum von denen des Algol-Typs. Vor allem wenn man in verschiedenen Spektralbereichen beobachtet, kann man Bedeckungen ausnutzen, um die ausgedehnte Atmosphären des größeren Sterns genauer zu untersuchen. Bei Beta-Lyrae- und W-UMa-Sternen verläuft die Helligkeitsänderung flacher. Pulsationsveränderliche Zeit Helligkeit Pulsationsveränderlicher (Cepheide) Zeit Veränderliche Sterne Während es sich bei den langperiodischen Veränderlichen um alte Sterne handelt, deren Periode leicht schwankt, sind Cepheiden helle, pulsierende Überriesen, deren Periode in direkter Beziehung zu ihrer Leuchtkraft steht. Der Durchmesser schwankt innerhalb einer Periode um 10 bis 15 Prozent, dabei steigt die Helligkeit wie auch bei den Mira-Sternen rasch an, um wieder langsam abzufallen. Die Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft ist ein wichtiger Stützpfeiler in der Entfernungsmessung – wenn man die Periode eines Cepheiden kennt, kann man seine absolute Helligkeit bestimmen. Aus der scheinbaren Helligkeit von Cepheiden in der Andromedagalaxis wurde erstmals die Entfernung dieser Galaxie errechnet. Der Namensgeber der Cepheiden ist Delta Cephei, seine Helligkeit schwankt innerhalb von 5,4 Tagen zwischen 3,6m und 4,4m. RR-Lyrae-Sterne sind alte Sterne mit etwas mehr als einer halben Sonnenmasse und dem vier- bis fünffachen Sonnendurchmesser, die eine sehr regelmäßige Lichtkurve zeigen. Ihre Periodendauer liegt zwischen 0,1 und 1,4 Tagen, ihre Helligkeit variiert dabei um 0,5 bis 1,25 Größenklassen. Man findet sie vor allem auf dem horizontalen Ast der Hertzsprung-RusselDiagramme von Kugelsternhaufen, weshalb sie – mit einigen anderen Veränderlichen – auch als Haufenveränderliche bezeichnet werden. Sie werden häufig zur Entfernungsmessung von Kugelsternhaufen genutzt. Beta-Canis-Majoris-Veränderliche sind massereiche, leuchtstarke Unterriesen, die dabei sind, die Hauptreihe zu verlassen. Ihre Helligkeitsschwankungen liegen im Bereich weniger hundertstel Größenklassen und sind auf die Verlagerung der Wasserstofffusion aus dem Kern in die Hülle zurückzuführen. Weitere helle Vertreter dieser Klasse sind Lambda Scorpii, Beta Cephei und Gamma Pegasi. Halbregelmäßige und unregelmäßige Veränderliche sind pulsierende rote Riesen oder Überriesen, deren Lichtkurve keine oder nur eine geringe Regelmäßigkeit zeigt. Die Sterne stammen aus zwei völlig verschiedenen Gruppen. Zum einen kann es sich um langperiodische Veränderliche handeln, die von Periode zu Periode extreme Schwankungen in Dauer und Helligkeit aufweisen. Zwischen zwei Maxima liegen meist weniger als 200 Tage, und die Helligkeitsschwankungen sind meist kleiner als drei Größenklassen. Schöne Beispiele sind Beta und Rho Pegasi sowie der Hauptstern von Alpha Herculis. Die andere Gruppe sind junge, rote Überriesen wie Antares und Betelgeuze, bei denen in mehreren Bereichen der Hülle Kernfusion abläuft. Eruptive Veränderliche Die bunteste Gruppe der Veränderlichen Sterne sind die eruptiven Veränderlichen. Zu ihnen gehören zum Beispiel Novae, also ganz allgemein Sterne, deren Helligkeit sprunghaft stark ansteigt und so wie ein „neuer Stern“ plötzlich deutlich sichtbar werden. Innerhalb weniger Tage steigt die Helligkeit um 7 bis 16 Größenklassen an – es wurden aber auch schon 19 Größenklassen beobachtet. Mehrere Jahre können vergehen, bis der Stern wieder seine normale Helligkeit erreicht. Die Ausbrüche können sich bei wiederkehrenden Novae wiederholen. Eine Nova entsteht, wenn in einem engen Doppelsternsystem Materie von einem kühlen, roten Stern auf einen weißen Zwergstern übergeht, was zu einem starken Temperaturanstieg und hoher Energiefreisetzung führt. Ursprünglich bedeutete Nova einfach nur „neuer Stern“ und bezeichnete drei Ereignisse: Tychos Stern von 1572 und Keplers Stern von 1604 sowie P Cygni, der im 17. Jahrhundert seine Helligkeit stark steigerte. Heute werden die ersten beiden als Supernovae klassifiziert, während P Cygni Namensgeber einer eigenen Klasse ist. Bei einer Supernova handelt es sich trotz des ähnlichen Namens um einen völlig anderen Prozess handelt als bei einer Nova: Massereiche Sterne können am Ende ihres Lebens ihre Kernfusion noch einmal neu starten, wobei sie für wenige Tage eine Milliarde mal heller erstrahlen als sonst und mehr Energie freisetzen als unsere Sonne in 10 bis 100 Millionen Jahren. Der Prototyp der P-Cygni-Sterne ist heute ein unauffälliger Stern fünfter Größe, während er im 17. Jahrhundert zweimal seine Helligkeit auf 3 bis 3,5m steigerte. Genau wie auch bei Eta Carinae handelt es sich um einen blauen Überriesen, der immer wieder Teile seiner Hülle verliert, was zu sehr heftigen Explosionen führen kann. T Tauri-Sterne oder Nebelveränderliche hingegen stehen am Anfang ihres Lebensweges. Ihre Ausbrüche werden wohl durch die umgebenden Nebelmassen verursacht, aus denen der Stern sich gebildet hat – wenn große Gasmassen auf den Stern stürzen, erhöht sich seine Helligkeit kurzfristig. Sie werden gelegentlich auch zu den Pulsationsveränderlichen gezählt. Ein völlig anderer Fall liegt bei R Coronae BorealisSternen vor. Hier handelt es sich um kohlenstoffreiche Überriesen, die immer wieder durch Rußwolken verdunkelt werden – hier sind also Helligkeitseinbrüche statt Helligkeitsausbrüche zu beobachten. Veränderlichenbeobachtung Neben diesen Gruppen gibt es noch eine Vielzahl von weiteren Veränderlichen. Wer sie beobachten will, benötigt auf alle Fälle eine genaue Sternkarte, auf der die Helligkeiten der umgebenden Vergleichssterne verzeichnet sind. Um die Helligkeit abzuschätzen, vergleicht man den Stern mit zwei ähnlich hellen Sternen mit konstanter Helligkeit. Solche Karten kann man entweder mit einem Computerprogramm selbst erstellen oder über BAV oder AAVSO beziehen. Diese Vereinigungen sammeln auch Ihre Beobachtungsergebnisse, falls Sie längerfristig beobachten wollen. Diese Vereinigungen gleichen die Daten verschiedener Beobachter miteinander ab und stellen sie ProfiAstronomen zur weiteren Auswertung zur Verfügung. BAV: Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e. V., Munsterdamm 90, 12169 Berlin, http://www.bav-astro.de AAVSO: The American Association of Variable Star Observers, 25 Birch Street, Cambridge, MA 02138, USA, http://www.aavso.org Sternkarten =XP*HEUDXFKGLHVHU6WHUQNDUWHQ Auf den folgenden Seiten finden Sie alphabetisch geordnet Informationen zu jedem Sternbild. Neben allgemeinen und historischen Informationen zu den Konstellationen finden Sie Beschreibungen interessanter Objekte im Bereich des jeweiligen Sternbildes. Obwohl alle Objekte zumindest unter guten Bedingungen in einem größeren Fernglas sichtbar sind (und die meisten auch in kleineren Ferngläsern unter normalen Bedingungen), enthält die Liste nicht nur die auffälligen Schaustücke, sondern auch viele Objekte, die im Grenzbereich liegen, dazu einige Doppelsterne, die erst in einem Teleskop bei höherer Vergrößerung getrennt werden können. Auswahlkriterium war neben der Sichtbarkeit auch, ob ein Objekt interessant ist – was natürlich eine subjektive Auswahl bedeutet. Seien Sie also nicht enttäuscht, wenn Sie im Fernglas nicht jedes Objekt finden – vor allem Galaxien und ausgedehnte Nebel sind auch im Teleskop eine Herausforderung und benötigen neben einem guten Himmel auch Übung. Außerdem dürfen Sie die niedrige Vergrößerung eines Fernglases nicht unterschätzen: Wenn der Ringnebel in der Leier (M,57) als „unscharfes Sternchen neunter Größe“ beschrieben wird, werden Sie auch nicht mehr sehen als bestenfalls einen verwaschenen kleinen Stern am Rande der Wahrnehmbarkeit. Die Sternkarten zeigen Sterne bis 7,0m. Damit liegen sie zwischen dem, was Sie mit bloßem Auge sehen können (etwa 4,0 bis 6,0m, je nach Standort und Sichbedingungen) und dem, was im Fernglas sichtbar ist (etwa 9,0m, je nach Gerät und Sichtbedingungen). Diesen Mittelwert habe ich als brauchbar empfunden, 6WHUQELOGOLQLH 6WHUQELOGJUHQ]H ,QWHUHVVDQWHU6WHUQ *DOD[LH 'LIIXVHU1HEHO .XJHOVWHUQKDXIHQ RIIHQHU6WHUQKDXIHQ 3ODQHWDULVFKHU1HEHO 1 2 und die Karten reichen aus, um die meisten Objekte zu finden. Problematisch sind nur sehr lichtschwache Sterne, die vor dem Hintergrund ähnlich schwacher Sterne nur schwer zu identifizieren sind. Für die Beobachtung veränderlicher Sterne werden Sie ebenfalls bessere Karten benötigen – mit diesen Karten können Sie die Sterne zwar finden, zum Schätzen der Helligkeit benötigen Sie aber genauere Helligkeitsangaben als in diesem Rahmen machbar sind. Hier können Sie entweder bei der BAV oder der AAVSO nachfragen (siehe Kapitel „Veränderliche Sterne“) oder ein Sternkartenprogramm benutzen, das die Helligkeit der einzelnen Sterne als Zahlenwerte in die Karte drucken kann. Mit Ausnahme von Ursa Major und Hercules sind alle Sternkarten im selben Maßstab, sodass einige Sternbilder die ganze Seite beanspruchen oder auf zwei Karten verteilt werden mussten, während kleine Sternbilder auch auf den Karten sehr klein erscheinen. Für diese Karten können Sie die Teilkreise auf dieser Seite als Maßstab für ihr Gesichtsfeld und die Abstandsmessung benutzen – entweder, indem Sie sie auf eine geeignete Klarsichtfolie übertragen oder zum Beispiel eine Drahtschlaufe basteln, deren Durchmesser dem Gesichtsfeld ihres Gerätes entspricht. Die Sternbilder Ursa Major und Herkules sind etwas kleiner dargestellt, sodass die Schablone hier nur einen guten Näherungswert bietet. Alle Sternbilder werden so dargestellt, wie sie auch am Himmel erscheinen: Norden ist oben, Osten links. Der Objekt- und Größenschlüssel auf dieser Seite gilt ebenfalls für alle Karten. 'LH6WHUQELOGHU Andromeda $QGURPHGD$QGURPHGD$QG Das Sternbild Andromeda ist eines der einprägsameren Sternbilder am Herbsthimmel. Ihre Sternenkette schließt an das sogenannte Herbstviereck an, eine große, auffällige Konstellation, die zwar kein offizielles Sternbild ist, zur Orientierung am Himmel aber recht hilfreich sein kann und den Herbsthimmel dominiert. Es besteht aus dem Endstern der Andromedakette und drei Sternen des Pegasus. Der Stern α Andromedae gehörte früher sogar noch zum Pegasus, wurde 1930 aber endgültig der Andromeda zugeteilt. Das Sternbild ist schon seit dem Altertum bekannt und nach der Tochter des äthiopischen Königs Cepheus und der Königin Cassiopeia benannt. Da Cassiopeia sich rühmte, sogar schöner zu sein als die Meeresnymphen, die Nereiden, sollte Andromeda zur Buße dem Seeungeheuer Cetus geopfert werden. Sie wurde jedoch von Perseus gerettet, der auf dem geflügelten Pferd Pegasus gerade noch rechtzeitig kam. Gamma Andromedae γ Andromedae ist ein farbenprächtiger Doppelstern, der wie eine Miniaturausgabe von Albireo (β Cygni) wirkt. Bei einem Abstand von 9,8 Bogensekunden sind die beiden 2,3 und 5,5m hellen Sterne erst bei höherer Vergrößerung im Teleskop zu trennen, das auch ihre gelbliche und bläuliche Färbung deutlich zeigt. Zu dem 120 Lichtjahre entfernten System gehören eigentlich vier Sterne: Der schwächere Stern kann erst in sehr großen Teleskopen in zwei weitere Sterne aufgelöst werden, während der hellere sogar nur ein spektroskopischer Doppelstern ist. Pi Andromedae Die beiden Komponenten dieses Doppelsterns stehen 36 Bogensekunden auseinander. Mit 4,4 und 8,6m ist der Helligkeitsunterschied sehr groß, sodass das Paar vor allem im Teleskop schön wirkt. Größere Fernrohre zeigen außerdem einen Stern 13. Größe, der nur zufällig in der selben Blickrichtung steht. Das eigentliche π-Andromedae-System ist 390 Lichtjahre von uns entfernt. R Andromedae Nahe θ, ρ und σ Andromedae finden Sie den hellsten langperiodisch Veränderlichen dieses Sternbilds. Im Maximum erreicht er etwa unscheinbare 5,8m, im Lauf seiner 409-tägigen Periode sinkt die Helligkeit auf circa 14,9m ab, sodass er sogar in kleineren Teleskopen unbeobachtbar wird. R Andromedae ähnelt Mira im Walfisch und ist wahrscheinlich etwa 1000 Lichtjahre entfernt. GX Andromedae (Groombridge 34) Etwa 15 Bogenminuten nördlich von 26 Andromedae befindet sich ein unauffälliges System aus zwei roten Zwergsternen mit 8,2 und 10,6m. Die beiden Sterne stehen etwa 40 Bogensekunden auseinander. Das Sternpaar ist vor allem erwähnenswert, weil es nur 11,6 Lichtjahre von der Erde entfernt ist und somit zu den nächsten Doppelsternen gehört. Groombridge 34 verändert seine Position jährlich um 2,89 Bogensekunden oder etwa eine Bogenminute alle 20 Jahre, was zumindest mittels Astrofotografie auch für Amateure nachweisbar ist, wenn man viel Zeit hat. Obwohl das System bereits 1860 entdeckt wurde, ist noch unbekannt, wie lange es dauert, bis die beiden Sterne sich einmal umkreist haben – eine Schätzung aus dem Jahr 1957 liegt bei 3000 Jahren. Der Abstand zwischen den beiden Sternen beträgt etwa 160 Astronomischen Einheiten. M#31 (NGC 224, Andromedanebel) Wahrscheinlich 2,5 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt befindet sich die wohl bekannteste Galaxie: Die 4,3m helle Andromedagalaxie. Sie ist schon mit bloßem Auge zu erkennen und gehört zu den einfachsten Galaxien. Zum ersten Mal wurde sie im Jahr 905 n. Chr. von dem arabischen Astronomen Al Sufi in seinem „Buch der Sterne“ als „eine kleine Wolke“ erwähnt, Simon Marius betrachtete sie um 1611 als erster im Teleskop. Ihre Natur als Galaxie wurde erst in den zwanziger Jahren des letzten Jahrhunderts erkannt, nachdem Edwin Hubble 1923 die ersten Cepheiden-Veränderlichen in M,31 erkannte. Dabei wurde deutlich, dass der „Nebel“ weit außerhalb unserer Galaxis liegen musste. 1944 erkannte dann Walter Baade in der Andromedagalaxis erstmals einzelne Sterne, die er in zwei Klassen unterteilte: Er konnte junge, helle und blaue „Population I“-Sterne von alten, kühlen und roten „Population-II“-Sterne unterscheiden. Diese Unterteilung wird auch heute noch benutzt. Zusammen mit ihren beiden kleineren Satellitengalaxien M,32 und M,110 ist die Andromedagalaxie ein Spiegelbild unserer eigenen Galaxis mit den beiden Magellanschen Wolken. Allerdings ist sie mit einem Durchmesser von 150,000 Lichtjahren eineinhalbmal größer als unsere Milchstraße. Ihre Leuchtkraft entspricht der von 73 Milliarden Sonnen oder dem 3,2-fachen unserer Galaxis. Damit ist sie so leuchtstark wie alle anderen Mitglieder der lokalen Galaxiengruppe zusammen. Das Zentrum hat einen Durchmesser von 12,000 Lichtjahren und erscheint etwa 20 Bogenminuten groß – das entspricht zwei Dritteln des Vollmonddurchmessers. Die gesamte Galaxie ist nur etwa 15 Grad zu unserer Sichtebene geneigt. Zwei weitere Zwerggalaxien im Umfeld von M,31 sind mit 12. Größe außerhalb der Reichweite eines Fernglases. Da erst größere Teleskope oder Kameras Details wie Staubnebel oder Kugelsternhaufen erkennen lassen, darf man im Fernglas natürlich nicht zuviel erwarten. Trotzdem sollten Sie bei dunklem Himmel schon im 10,x,50 deutlich einen blassen, elliptischen Halo erkennen können, der einen helleren Kern umgibt und leicht strukturiert erscheint – das sind Andeutungen der Spiralarme. Bemerkenswert ist, dass sie in einem lichtstarken Fernglas beeindruckender wirkt als in den meisten Teleskopen. Der Grund dafür liegt in der hohen Vergrößerung des Teleskopes, die das Gesichtsfeld einschränkt und auch den Kontrast beeinflusst. Die Galaxie erstreckt sich über fast drei Grad, also annähernd den sechsfachen Vollmonddurchmesser. Schön zu sehen ist das allerdings nur auf langbelichteten Fotografien. Andromeda M#32 (NGC 221) Die kleine, 5,2 Millionen Lichtjahre entfernte Satellitengalaxie von M,31 erscheint als lichtschwacher, runder Lichtfleck südlich des Kerns der Andromedagalaxie, der zum Rand hin rasch verblasst und bei niedriger Vergrößerung fast wie ein Stern erscheint. Sie ist 9,1m hell und sieben Bogenminuten groß, daher ist sie für eine höhere Vergrößerung dankbar. Bereits im 10,x,50 ist M,32 aber schon zu sehen. Ihr Durchmesser beträgt lediglich 6000 Lichtjahren. Sie enthält vor allem ältere rote und gelbe Sterne und kaum Gas und Staub – typisch für eine elliptische Galaxie. Insgesamt hat M,32 etwa zwei Milliarden Sonnenmassen. Wahrscheinlich hat sie einiges an Masse an M,31 verloren, beeinflusst haben sich die beiden Galaxien auf alle Fälle: Die Struktur der größeren Spiralgalaxie ist in der Nähe zu M,32 deutlich gestört. M#110 (NGC 205) Die zweite helle Begleitgalaxie des Andromedanebels ist mit 8,9m schwerer zu sehen, aber ebenfalls noch in der Reichweite eines 10,x,50-Fernglases. Sie ist recht ausgedehnt und nur eine Million Lichtjahre von unserer Galaxis entfernt, sodass ihre Flächenhelligkeit recht gering ist. In kleineren Ferngläsern bleibt M,110 daher bei niedriger Vergrößerung unsichtbar, bei höherer Vergrößerung kann man sie als 19,5,x,11,5 Bogenminuten großes Oval nordwestlich von M,31 sehen – durch die zusätzliche Vergrößerung wird der Himmelshintergrund dunkler und der Kontrast besser. Sie ist etwa doppelt soweit vom großen Andromedanebel entfernt wie M,32 und mit 12,000 Lichtjahren Durchmesser auch etwa doppelt so groß – auch wenn sie somit lediglich ein Zehntel der Länge von M,31 aufweist. Neben jungen, heißen Sterne enthält sie auch ältere rote Sterne. NGC 752 (Cr 33) Dieser mit 49 Bogenminuten sehr ausgedehnte, offene Sternhaufen enthält 75 bis 100 Sterne, die rund 3400 Lichtjahre von der Erde entfernt sind. Im Fernglas können immerhin rund zwei Dutzend Sterne aufgelöst werden. Der Sternhaufen liegt rund fünf Grad südsüdwestlich von γ Andromedae, sodass er mit einem 7,x,50-Glas recht leicht zu finden ist: Da fünf Grad etwa dem Gesichtsfeld eines Feldstechers entsprechen, taucht er im unteren Bildfeld auf, wenn der Stern allmählich verschwindet. Im Südwesten des Sternhaufens befinden sich zwei Feldsterne sechster Größe, ein weiterer 7,1m heller Stern markiert das Zentrum, ohne Teil des Haufens zu sein. Die hellsten Mitglieder des Sternhaufens sind 8,0m hell, die Gesamthelligkeit beträgt 5,7m. Bemerkenswert ist, dass die schwächsten Sterne etwa 12,0m haben – die etwa 80 Sterne, die sich gleichmäßig über seine Fläche verteilen, gehören alle zu diesem Haufen. Mit einem guten Teleskop kann man ihn problemlos vollständig auflösen – allerdings wird er mit fast zwei Vollmonddurchmessern nur schwer in das Gesichtsfeld eines größeren Teleskopes passen. NGC 752 ist ein mehr als eine Milliarde Jahre alter, metallarmer Haufen, der vermutlich in den Randbereichen der Milchstraße entstand und jetzt oberhalb der Milchstraßenebene steht. Er zeigt sowohl Merkmale eines offenen als auch eines Kugelsternhaufens, wird aber einhellig als offener Sternhaufen klassifiziert. NGC 7662 (Blue Snowball) Dieser 1800 Lichtjahre entfernte planetarische Nebel gehört zu den hellsten Vertretern seiner Klasse und ist dementsprechend (vergleichsweise) einfach zu finden – ein OIII-Filter ist hilfreich. Der Nebel erscheint als blasses, verwaschenes blaugrünes Sternchen mit 8,3m. Seine leicht elliptische Form zeigt der 20 Bogensekunden große Nebel erst bei etwa 100-facher Vergrößerung in kleineren Teleskopen. Der Zentralstern hat eine Temperatur von etwa 75,000 Grad. Messungen von Edward Barnard zwischen 1897 und 1908 zeigten Helligkeitsschwankungen zwischen 12. und 16. Größe, die aber wahrscheinlich auf einer optischen Täuschung beruhten. Heute gilt der Stern meist als konstant bei einer Helligkeit von 13,2m. Andromeda Tucana 7XFDQD7XNDQ7XF Der Tukan gehört ebenfalls zu jenen Sternbildern des Südhimmels, die von Keyser und de Houtman eingeführt und in Bayers Uranometria aufgenommen wurden. Auch wenn das Sternbild selbst eher unauffällig ist, enthält es eine ganze Reihe reizvoller Objekte. Beta Tucanae β ist ein leichter Mehrfachstern. β1 und β2 sind 4,3 und 4,5m hell und stehen 27 Bogensekunden auseinander. Sie bilden nur einen optischen Doppelstern, da β1 knapp 140 Lichtjahre entfernt ist, während β2 170 Lichtjahre entfernt ist. Allerdings ist die Entfernung von β2 noch sehr ungewiss, er könnte sogar noch vor β1 stehen – der Unsicherheitsfaktor liegt bei immerhin 40 Lichtjahren. 9,3 Bogenminuten südöstlich des Sternpaares befindet sich ein weiterer, 5,1m heller Stern: Der 150 Lichtjahre entfernte β3. Bei ihm handelt es sich um einen kurzperiodischen Doppelstern, der 0,1 Bogensekunden entfernte Begleiter bleibt aber verborgen. Delta Tucanae Im Teleskop offenbart der 4,5m helle δ bei höherer Vergrößerung einen nur 8,7m hellen Begleiter in 6,9 Bogensekunden Abstand – im Fernglas ist davon nichts zu sehen. Die beiden Sterne zeigen einen hübschen Farbkontrast und sind jeweils etwa 272 Lichtjahre entfernt, bilden also ein physischen Paar. Kappa Tucanae κ ist eigentlich ein Vierfachstern, im Teleskop erscheint er bei moderater Vergrößerung als gut 5 Bogenminuten weiter optischer Doppelstern. Bei höherer Vergrößerung wird der südliche Stern in zwei 5,0 und 7,7m helle Komponenten mit 5,4 Bogensekunden Abstand aufgelöst. Das nördliche Paar besteht aus zwei 7,4 und 8,3m hellen Sternen, die mit nur einer Bogensekunde Abstand großen Teleskopen vorbehalten bleiben. Dicht neben ihnen steht noch ein weiterer, 7,4m heller Stern. Das südliche Paar ist 66 Lichtjahre von der Erde entfernt, das nördliche 69 Lichtjahre. NGC 104 (47 Tucanae) Dem bloßen Auge erscheint dieser 15,000 Lichtjahre entfernte Kugelsternhaufen als verwaschener, 3,8m heller Stern, weshalb er auf alten Sternkarten auch als Stern 47 Tucanae eingezeichnet wurde. Im Fernglas wird deutlich, dass es sich nicht um einen Stern handelt, und bei höherer Vergrößerung erkennt man nicht nur sehr deutlich den helleren Kern, sondern hat auch den Eindruck einer körnigen Struktur. Um aber wirklich einzelne Sterne erkennen zu können, benötigen Sie ein Teleskop mit etwa 100 mm Öffnung. Obwohl 47 Tuc am Himmel nahe der Kleinen Magellanschen Wolke steht, gehört er eindeutig zu unserer Galaxis. Visuell hat er einen Durch- messer von 25 Bogenminuten, auf Fotografien erscheint er sogar 45 Bogenminuten groß. Nur ω Centauri ist größer und heller. 47 Tuc enthält kaum Veränderliche, dafür ist er aber sehr metallreich – möglicherweise ist der Kugelsternhaufen noch relativ jung. Er wurde erstmals 1755 von Lacaille beschrieben. NGC 292 (Kleine Magellansche Wolke, Small Magellanic Cloud, SMC, Nubecula Minor) Ein komma- oder kaulquappenähnlicher Nebelfleck mit einer Ausdehnung von 3,5 Grad – so erscheint die Kleine Magellansche Wolke dem nackten Auge. Während ein größeres Teleskop deutlich zeigt, dass es sich um eine irreguläre Galaxie mit einer Vielzahl von Sternen, Sternhaufen und Nebeln handelt, bleibt sie in den meisten Ferngläsern ein Nebelfleck mit ein paar helleren Nebeln im Norden. Der auffälligste davon ist NGC 346, ein offener Sternhaufen aus außergewöhnlich hellen Sternen, zwischen denen sich helle Gasnebel befinden. Er liegt etwa ein Grad nordöstlich des Zentrums der SMC und offenbart im Fernglas ebensowenige Details wie NGC 371. Auch die Riesensterne dieses Sternhaufens, der ein Stück nordöstlich von NGC 346 liegt, können im Fernglas nicht aufgelöst werden. Die kleine Magellansche Wolke ist ein naher Begleiter unserer Milchstraße und halb so groß wie die Große Magellansche Wolke. Sie wird langsam durch die Schwerkraft unserer weit größeren, etwa 230,000 Lichtjahre entfernten Galaxis auseinandergerissen. Es handelt sich um eine irreguläre Galaxie, auch wenn noch leichte Andeutungen von Spiralarmen gefunden wurden. Die Galaxie ist durch ihre Rotation abgeplattet und hat die Leuchtkraft von einer Milliarde Sonnen. Etwa 20,000 Lichtjahre trennen sie von der Großen Magellanschen Wolke. NGC 362 Mit einer Helligkeit von 6,5m gehört NGC 362 zu den hellsten Kugelsternhaufen und wäre bestimmt bekannter, wenn er nicht gegen Objekte wie 47 Tucanae und die Magellanschen Wolken in unmittelbarer Nachbarschaft konkurrieren müsste. Im Fernglas erscheint der knapp 30,000 Lichtjahre entfernte Kugelsternhaufen als deutlicher Lichtfleck mit einem helleren Zentrum. Sein Durchmesser beträgt etwa 13 Bogenminuten. Tucana Ursa Major 8UVD0DMRU*UR¡HU%¦U:DJHQ80D Die sieben Sterne des Großen Wagens, der in unseren Breiten zirkumpolar ist, sind in fast jeder Kultur zu einer Konstellation zusammengefasst – egal, ob man in ihnen einen Wagen, einen Bären oder eine Schöpfkelle sehen will. Seit die IAU 1930 die Grenzen der 88 Sternbilder offiziell und international bindend festgelegt hat, gehört ein großer Bereich des Himmels zum Sternbild Ursa Major (Große Bärin). Die auffällige Konstellation der sieben Wagensterne – die dem Hinterteil des Bären entspricht – ist aber weiterhin unter ihren regionalen Bezeichnungen bekannt. Die griechische Sage bringt das Sternbild mit Kallisto in Verbindung, einer der vielen Geliebten von Zeus. Demnach verwandelte Hera Kallisto aus Rache in eine Bärin. Als Kallisto in Bärengestalt ihrem Sohn Arkas über den Weg lief, wollte der sie erlegen. Zeus verhinderte diesen Muttermord, indem er beide an den Himmel versetzte. Je nach Quelle ist Arkas heute entweder in der Gestalt des Bärenhüters (Bootes) oder als kleiner Bär am Himmel zu sehen. Aber auch bei vielen Indianerstämmen und in einigen Bereichen Sibiriens sah man in der Konstellation einen (Polar-) Bären. Die Deutung reicht wahrscheinlich bis in die letzte Eiszeit vor 15,000 Jahren zurück. Auch die Beschreibung als Wagen lässt sich weit zurückverfolgen: Um 2300 vor unserer Zeit galt das Sternbild in Mesopotamien als der Wagen des Himmelsgottes Enlil, der von Drachen gezogen wurde. Später wurde er der Zauberin Medea zugeschrieben, auch ihr Gefährt wurde von zwei Drachen gezogen. Zum Sternbild Drache gehörten damals auch noch die Sterne des Kleinen Bären, die die Flügel des Drachen symbolisierten. Heute werden die Sterne vor allem in Deutschland, Dänemark, Irland und Wales als Wagen bezeichnet, der abwechselnd verschiedenen großen Persönlichkeiten zugeschrieben wird: Sei es Kaiser Karl der Große, der legendäre König Arthur, der biblische König David oder der germanische Gott Thor. Die Doppelbezeichnung als Wagen oder Bär hat eine lange Tradition, die sich bis in Homers Ilias (ca. 750 vor Christus) zurückverfolgen lässt. Heute findet man eine Vielzahl von Bezeichnungen für diese sieben Sterne: Casserole (Frankreich), Pflug (England), (Schöpf-) Löffel (USA, China), Messbecher, Scheffel oder drei Bittsteller, die von einem Beamten (den Kastensternen) erhört werden wollen (China), drei Klageweiber vor einem Sarg (Arabien), einen Hirsch (Sibirien)… die Liste lässt sich fast beliebig fortsetzen. Recht schön ist noch die Interpretation der Azteken: Da das Sternbild in Mittelamerika nicht zirkumpolar ist, sah man in ihm einen Papagei, der jedesmal, wenn das Sternbild untergeht, von seinem Ast fällt. Wenn wir in den Großen Wagen hinein sehen, sehen wir aus der Ebene der Milchstraße hinaus in die Unendlichkeit. Daher ist das Gebiet reich an Galaxien. Es enthält unter anderem das Nordende eines Galaxiensuperhaufens. Der fünf Milliarden Lichtjahre entfernte Quasar QSO 0957+561 A/B ist mit 16,5m zwar für kleine Optiken völlig außer Reichweite, aber trotzdem erwähnenswert: Durch eine Gravitationslinse – wohl einen massereichen Galaxienhaufen – wird sein Bild verdoppelt, sodass das selbe Objekt zweimal in einem Abstand von sechs Bogensekunden erscheint. Noch interessanter ist die Funktion des Großen Wagens als Orientierungshilfe: Wenn Sie die Linie zwischen den hinteren Kastensternen fünfmal nach Norden verlängern, stoßen Sie auf den Polarstern. Wenn Sie dem Schwung der Deichsel folgen, finden Sie Arktur im Bootes und Virgo in der Jungfrau. Der hellste Stern, α, soll angeblich gelegentlich seine Farbe ändern, auch wenn diese Beobachtungen meistens angezweifelt werden. Aber wer weiß, gelegentlich nachzusehen ist kein Fehler. Lambda Ursae Majoris (Tania borealis) λ ist ein 134 Lichtjahre entfernter Stern, der ein Hinterbein des Bären markiert. Er gehört nicht zum Ursa-Major-Strom, sondern ist Teil des Taurus-Stroms. Zusammen mit dem rötlichen, 1,5° entfernten µ (Tania australis, 3,0m) bildet der 3,5m helle Stern einen hübschen Farbkontrast. Zeta und 80 Ursae Majoris (Mizar und Alkor, das Reiterlein) Der mittlere Deichselstern des Wagens ist ein optischer Doppelstern, den Sie schon mit dem bloßen Auge trennen können sollten – daher diente er schon der persischen Armee im dreizehnten Jahrhundert als Sehtest. Der 2,2m helle Mizar (ζ) steht in 78,2 Lichtjahren Entfernung, Alkor (4,0m) ist 81,2 Lichtjahre entfernt. Daher stehen die beiden Sterne nur zufällig in der selben Blickrichtung, obwohl sie nicht soweit voneinander entfernt sind, wie man ursprünglich annahm. Sie stehen fast 12 Bogenminuten auseinander; leicht neben der direkten Verbindungslinie steht ein weiterer, 7,6m heller Stern, der rund 410 Lichtjahre entfernt ist – auch er steht in keiner Verbindung zu den beiden helleren Sternen. 1650 erkannte Giovanni Riccioli als erster, dass Mizar selbst ein Doppelstern ist: Der 2,2m helle Hauptstern wird von einem 3,9m hellen Begleiter in einem Abstand von 14,4 Bogensekunden umkreist. Die beiden Sterne stehen somit etwa 336 AE auseinander, was annähernd dem neunfachen Abstand Sonne-Pluto entspricht. Die beiden Sterne benötigen wahrscheinlich 20,000 Jahre, um sich einmal zu umkreisen. Mizar war der erste in einem Teleskop entdeckte Doppelstern, und 1889 wurde er zum ersten spektroskopischen Doppelstern: Der Amerikaner E. C. Pickering erkannte anhand der Spektren, dass sowohl Mizar als auch Alkor selbst jeweils unabhängige Sternsysteme sind, deren Komponenten so eng beieinander stehen, dass sie normalerweise nicht mit einem Teleskop getrennt werden können. Alkor und Mizar A sind spektroskopische Doppelsterne, Mizar B ist sogar ein Dreifachstern. 1857 wurde er als einer der ersten Sterne fotografiert, die Aufnahme gelang G. P. Bond in Harvard. 1925 gab es bei Mizar noch einmal eine Pre- Ursa Major Ursa Major miere: Pease gelang es mit dem 20-Fuß-Interferometer auf dem Mount Wilson erstmals, die Komponenten eines spektroskopischen Doppelsterns zu trennen. Ihr Abstand beträgt 0,01 Bogensekunden. Die beiden Sterne haben 35-fache Sonnenleuchtkraft und umkreisen sich alle 20,5 Tage in einem Abstand von fast 30 Millionen Kilometern. Xi Ursae Majoris Dieses Paar aus zwei 4,3 und 4,7m hellen, gelben Sternen wurde 1780 von W. Herschel entdeckt. Die beiden Sterne sind nur 25 Lichtjahre von unserer Sonne entfernt und umkreisen einander alle 60 Jahre. Ihr Abstand beträgt 21 AE, beide sind jeweils spektroskopische Doppelsterne. Der hellere Stern wird alle 669,17 Tage von einem 60 Millionen Kilometer entfernten Stern umkreist, der Partner von ξ2 benötigt nur 3,98 Tage für einen Umlauf. Mit einem Abstand von 0,9 bis 3,1 Bogensekunden sind ξ1 und ξ2 nur ein Ziel für ein etwas größeres Teleskop. Da ξ der erste Doppelstern war, dessen Bahn 1828 durch M. Savary berechnet werden konnte, ist er trotzdem eine Erwähnung wert. 1992 waren die Sterne einander am nächsten. Groombridge 1830 Dieser 6,5m helle Stern verändert seine Position am Himmel in jedem Jahr um 7,04 Bogensekunden oder alle 511 Jahre um ein Grad. Nur zwei Sterne bewegen sich noch schneller über den Himmel. Der Grund für seine schnelle Bewegung ist nicht nur seine geringe Entfernung von zurzeit nur 29,87 Lichtjahren, sondern auch seine extrem hohe Geschwindigkeit von 345 Kilometer pro Sekunde. Der metallarme G8-Stern, der ein Siebtel der Sonnenleuchtkraft hat, wird uns im Jahr 9900 am nächsten sein. Lalande 21185 Nur α Centauri, Barnards Pfeilstern, Wolf 359 im Löwe und zwei weitere, unscheinbare Sternchen 16. Größe sind uns näher als dieser 8,2 Lichtjahre entfernte Stern, der mit 7,5m kein schweres Objekt ist, auch wenn er sich von seinen Nachbarsternen optisch kaum unterscheidet. Es handelt sich um einen roten Zwergstern mit der 0,0048-fachen Sonnenleuchtkraft, der alle acht Jahre von einem Begleiter mit einer hundertstel Sonnenmasse umkreist wird. Das System weist mit jährlich 4,78 Bogensekunden die achtgrößte Positionsänderung auf. M#40 (Winnecke 4) Am ehesten dürfte man mit einem schlechten Opernglas die Beobachtung von Johannes Hevelius bestätigen können, der 1660 17 Bogenminuten nordöstlich von 70 UMa (5,5m) einen „Nebel über dem Rücken“ des Großen Bären vermerkte. 1764 übernahm Messier das Objekt, auch wenn er nur zwei einzelne Sterne sehen konnte. Hundert Jahre später, 1863, nahm A. Winnecke M,40 in seine Liste von Doppelsternen auf, seitdem hat sich der Anblick in Bezug auf Abstand und Positionswinkel nicht verändert: Ein 9,3m heller Stern steht 50 Bogensekunden östlich eines 9,0m hellen Hauptsterns, etwa ab siebenfacher Vergrößerung lassen sich die beiden Sterne trennen. M#81 (NGC 3031) und M#82 (NGC 3034) Das neben der Whirlpool-Galaxie (M,51 zusammen mit NGC 5195 in den Jagdhunden) vielleicht bekannteste Galaxienpaar ist leicht zu finden, wenn Sie eine Linie von γ UMa zu α UMa ziehen und diese einmal verlängern. Unter wirklich optimalen Bedingungen, fernab jeder Zivilisation, sollen die beiden Galaxien sogar schon für das geübte bloße Auge sichtbar sein! Meistens gehen sie aber in der Hintergrundhelligkeit des Himmels unter. Das Galaxienpaar wurde erstmals im Dezember 1774 von Johann Elert Bode beobachtet. Er war Direktor der Berliner Sternwarte und Herausgeber des ersten größeren Sternatlas. Mit 7,0m ist M,81 nicht nur die hellere der beiden, sondern auch eine der hellsten Spiralgalaxien überhaupt. Ihre ovale Form mit Kern und Halo wird im 10,x,50 erkennbar, leistungsstärkere Ferngläser verstärken den Kontrast zwischen dem hellen Kern und den dunkleren Randbereichen. M,81 hat eine sehr hohe Sterndichte und erscheint zumindest auf langbelichteten Fotografien mit 10,x,18 Bogenminuten fast halb so groß wie der Mond. Die nördlicher gelegene M,82 ist fast halb so groß wie M,81 und mit 8,4m die hellste irreguläre Galaxie. Ihre längliche, zigarrenähnliche Form lässt sich bereits im 7,x,50 als dünner Strich erkennen, um Hinweise auf Strukturen in der Galaxie zu erkennen, ist jedoch ein größere Öffnung nötig. Auf Fotografien wird deutlich, dass es sich wahrscheinlich um eine Spiralgalaxis handelt, bei der wir genau auf den Rand blicken. Sie wird von einer riesigen Wolke aus Gas und Staub durchzogen, die als dunklere Teilung quer zur Längsachse erscheint – deutlich wird das aber erst im Zehn-Zöller. Der Kern von M,82 zeigt im roten Teil des Spektrums eine enorme Aktivität, Bilder zeigen bis zu 34,000 Lichtjahre lange Filamente, die aus dem Zentrum herausbrechen – die Galaxie selbst hat nur einen Durchmesser von 55,000 Lichtjahren! Die Ursache dafür liegt wahrscheinlich in einer erhöhten Rate von Sterngeburten, die vor 1,5 Millionen Jahren begann und wohl auf eine nahe Begegnung mit der zehnmal massereicheren M,82 zurückzuführen ist. Dabei wurde der Zusammenbruch interstellarer Gaswolken verursacht, was zu neuen Sterngeburten führte, und auch die zerrissene Form der Galaxie ist auf die Gravitationsstörungen durch M,81 zurückzuführen: Materie wurde aus der kleineren Galaxie herausgerissen und fällt nun wieder zurück, da der Abstand zwischen den Galaxien wieder zunimmt. Die Filamente alleine haben etwa die Masse von fünf Millionen Sonnen. Mittlerweile sind viele so genannte Starburstgalaxien bekannt, deren Sternentstehungsgebiete durch Staub verhüllt sind und sich nur durch starke Infrarot-Strahlung verraten. M,81 ist heute etwa 7,2 Millionen Lichtjahre entfernt, M,82 steht sogar in gut 18 Millionen Lichtjahren Entfernung – etwa 200 Millionen Jahre sind vergangen, seit die beiden sich am nächsten standen. Sie markieren eine Galaxiengruppe mit einem Dutzend Mitgliedern, deren Zentrum nur 6,5 bis 10 Millionen Lichtjahre entfernt ist. Weitere Mitglieder sind die NGC-Galaxien 2976 und 3077 im Großen Bär, 2403 in der Giraffe und 4236 im Drache. Nur der Sculptor-Haufen ist noch näher. M#97 (NGC 3587, Eulennebel) Der Eulennebel ist ein großer, lichtschwacher Planetarischer Nebel in 2600 Lichtjahren Entfernung, der mit einem Durchmesser von drei Bogenminuten recht groß erscheint. Mit 9,9m ist er aber ziemlich unauffällig, vor allem, weil er eine recht geringe Oberflächenhelligkeit Ursa Major hat. Erst in einem sehr lichtstarken Fernglas erscheint er als schwaches, bläuliches Sternchen. Er wurde 1781 von Méchain entdeckt. Seinen Namen verdankt er Lord Rosse, den der Anblick durch sein Teleskop „Leviathan“ an eine Eule erinnerte. Mit einem großen Teleskop lassen sich in der Tat zwei dunkle Regionen erkennen, die an Augen erinnern. Der Zentralstern des Nebels hat vierzehnte Größe. M,97 ist alles andere als ein leichtes Ziel – im 10,x,50 bleibt er in der Regel unsichtbar, und erst Großferngläser zeigen unter sehr guten Bedingungen allmählich ein Sternchen. Im Teleskop hilft ein OIII-Filter. M#101/M#102 (NGC 5457) 1781 wurde diese Galaxie von Pierre Méchain entdeckt, im März des selben Jahres nahm Messier sie als sehr dunklen und außerordentlich großen, sternlosen Nebel in seinen Katalog auf. Später im selben Jahr stieß Méchain noch einmal auf diese Galaxie, und Messier nahm sie erneut als „sehr schwachen Nebel“ in seine Liste auf. Obwohl Méchain seine Sichtung bereits 1783 wiederrief, blieb der doppelte Eintrag im Messierkatalog erhalten. Alternativ wird auch NGC 5866 als M,102 bezeichnet – diese 11,5m helle Galaxie wurde von Owen Gingerich 1954 bei seiner Überarbeitung des Messier-Katalogs als „Lückenfüller“ vorgeschlagen. NGC 5457 ist das hellste Mitglied einer kleinen Gruppe aus mindestens acht Galaxien. Die 19 Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie hat einen Durchmesser von rund 190,000 Lichtjahren, in einem Teleskop ist ihr etwa sieben Bogenminuten großer Kern zu erkennen. Bislang wurden in ihr drei Supernovae mit 11,5 bis 17,5m beobachtet. M,101 ist eine der schönsten Spiralgalaxien, auf die wir face-on blicken. Durch die große Ausdehnung von 28,x,28 Bogenminuten reduziert sich ihre Helligkeit von 8,7m auf eine Flächenhelligkeit von 14,9m. Da ihr Kern relativ hell ist, kann man sie mit etwas Glück trotzdem erkennen, wobei ein Stativ und indirektes Sehen eine große Hilfe sind. Ein minimales Wackeln mit dem Fernglas kann eventuell ebenfalls helfen, die Galaxie vor ihrem Hintergrund zu erkennen, wenn man sicher ist, wo sie sich befindet. Mit höherer Vergrößerung ist sie ebenfalls besser zu sehen, da dann die Hintergrundhelligkeit des Himmels sinkt und der Kontrast besser wird. M,101 liegt östlich von Mizar/Alkor, ein Stück nordöstlich vom Ende einer Kette aus Sternen vierter und fünfter Größe. M#108 (NGC 3556) Als bleistiftdünner Strich ist diese 10,1m helle Galaxie schon im 7,x,50 zu erkennen. Sie befindet sich etwa ein Grad südsüdwestlich von β UMa und 48 Bogenminuten nordwestlich von M,97. Obwohl wir fast direkt von der Seite auf diese kleine Spiralgalaxie blicken, lässt sich auch auf langbelichteten Aufnahmen keine zentrale Verdickung erkennen. Ob das daran liegt, dass ein eigentlicher Kern nicht (mehr?) existiert oder ob die Kernregion durch die Staubwolken verborgen wird, die sich über die gesamte Länge der Galaxie erstrecken, ist noch unklar. Die 23 Millionen Lichtjahre entfernte Spiralgalaxie bedeckt am Himmel bedeckt eine Fläche von 8,x,2 Bogenminuten. Ihre Leuchtkraft entspricht 38 Milliarden Sonnen oder dem 1,7-fachen unserer Milchstraße. Messier war nicht der erste, der M,108 entdeckte: 1781 kam ihm Méchain zuvor. 1969 wurde in ihr eine Supernova beobachtet, die 16. Größe erreichte. M#109 (NGC 3992) Bereits in einem kleineren Fernglas können Sie diese 71 Millionen Lichtjahre entfernte Balkenspiralgalaxie unter optimalen Bedingungen als leichtes Schimmern nicht ganz ein Grad südöstlich von γ UMa (2,4m) finden. Allerdings wird sie leicht von dem hellen Stern überstrahlt, sodass sie auch im Großfernglas kein einfaches Ziel ist. Mit 9,8m und einer Ausdehnung von 7,6 auf 4,7 Bogenminuten erinnert sie in der Tat an einen schwachen Kometen. In M,109 wurde 1956 eine Supernova entdeckt. NGC 2976 Diese als Spiralgalaxie klassifizierte Galaxie lässt auch auf guten Fotos wenig von ihrer Spiralstruktur erkennen, bei einer Helligkeit von 10,8m liegt ihr größter Reiz beim Aufsuchen. Die 12 Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie befindet sich etwa 1,5 Grad südsüdwestlich von M,81 und gehört ebenfalls zur M,81-Galaxiengruppe. Collinder 285 (Großer Wagen) Häufig ist es nicht ganz leicht, einen offenen Sternhaufen von Hintergrundsternen zu unterscheiden. In Collinder 285 einen Sternhaufen zu erkennen, ist aus einem anderen Grund nicht ganz einfach: Wir sind ihm zu nahe. Dennoch hat wohl jeder zumindest seine fünf hellsten Sterne schon einmal gesehen: Sie bilden den Großen Wagen, nur α (Dubhe) und η (Benetnash) sind unbeteiligt. Insgesamt 14 Sterne des Ursa-Major-Bewegungssternhaufens sind mit dem bloßen Auge leicht zu sehen, drei davon (21 LMi, α CrB und Σ1878 im Drache) stehen in anderen Sternbildern. Der Mittelpunkt von Cr 285 befindet sich in etwa 80 Lichtjahren Entfernung, das gesamte 18 mal 30 Lichtjahre durchmessende System bewegt sich mit 14 km/s Richtung Schütze. Ihre Zusammengehörigkeit wurde anhand ihrer gemeinsamen Bewegungsrichtung erstmals von R. A. Proctor 1869 vermutet und 1872 von W. Huggins bestätigt. Cr 285 ist etwa halb soweit entfernt wie die Hyaden und steht im Zentrum des Ursa-Major-Stroms, einer Gruppe aus über hundert Sternen, die sich gemeinsam durch die Galaxis bewegen. Zu dem Strom gehören unter anderem auch Sirius, α Oph, δ Leo und β Aur. Unsere Sonne und Cr 285 stehen etwa im Zentrum des Stroms. Welche Beziehung zwischen den beiden Gruppen besteht, ist noch nicht geklärt, auf alle Fälle sind die Mitglieder des Stroms keine Mitglieder des UMa-Bewegungshaufens. Mondatlas 0RQGDWODV Die Fotografien auf den folgenden Seiten zeigen den Mond von kurz nach Neumond bis Vollmond. In der anschließenden Zeit zwischen Vollmond und Neumond verschwinden seine Berge, Täler und Krater wieder in der Dunkelheit entsprechend der Reihenfolge, in der sie sichtbar wurden. Jeder Tag hat seine besonderen Sehenswürdigkeiten, deren Beleuchtung sich rasch ändert. Am besten sichtbar sind die Strukturen an der Grenze zwischen Licht und Schatten, dem so genannten Terminator. Hier ist auf dem Mond gerade Sonnenauf- oder Sonnenuntergang, sodass die Schatten dort am längsten sind und die Oberfläche reliefartig hervortritt. Bei Vollmond scheint die Sonne senkrecht auf den Mond, sodass Details einfach überstrahlt werden. Nur die Strahlensysteme, die von Tycho, Kopernikus, Aristarchus, Kepler, Langrenus und Furnerius ausgehen, profitieren von der direkten Beleuchtung. Wenn die schmale Mondsichel in den ersten Tagen nach Neumond wieder sichtbar wird, so ist häufig nicht nur die beleuchtete Seite zu erkennen, sondern auch die dunkle Seite. Sonnenlicht, das von der Erde auf den Mond reflektiert wird, verursacht dieses Phänomen, das als „aschgraues Mondlicht“ bezeichnet wird. Es ist am besten am zweiten und dritten Tag nach Neumond zu beobachten, in den folgenden Tagen verschieben sich die Positionen von Erde und Mond relativ zur Sonne so, dass von der Erde kein Licht mehr auf die Nachtseite des Mondes gestreut werden kann. Gleichzeitig wandert der Terminator %HJHJQXQJ]ZLVFKHQ GHP0RQGXQGGHQ 3OHMDGHQLP0¦U] EHLOHLFKW EHZ¸ONWHP+LPPHO 'LH0RQGVLFKHOLVW ¾EHUEHOLFKWHWGDI¾U LVWDXFKGHUHLJHQW OLFKGXQNOH7HLOGHV 0RQGVGHXWOLFKLP DVFKJUDXHQ0RQG OLFKW]XVHKHQ weiter, sodass jeden Tag neue Kraterketten sichbar werden. Die Daten gibt einen Überblick, wann welche Strukturen am besten sichtbar sind. Um die Beschriftung übersichtlich zu halten, sind auf jedem Bild nur die wichtigsten neu hinzugekommenen Merkmale beschriftet. Die Bezeichnungen der Regionen, die nicht in der Nähe des Terminators liegen, finden Sie also auf den vorhergehenden Seiten. Durch die Libration des Mondes verschiebt sich der Anblick regelmäßig, sodass an den Mondrändern weitere Strukturen beobachtbar werden, die auf den Fotos nicht verzeichnet sind. Der Mond ist so hell, dass unabhängig von der Öffnung mit jeder Vergrößerungsstufe mehr Details sichtbar werden, ohne dass das Bild zu dunkel wird. Eine stabile Montierung ist wie üblich Pflicht, um ein Gerät auszureizen. Ideal ist natürlich ein Fernrohr, da Sie mit ihm höher vergrößern können und so die Details besser erkennen können. Nicht alles, was auf den folgenden Seiten beschrieben ist, ist auch im Fernglas zu sehen. Falls der Mond Sie blendet, können Sie im Teleskop einen Graufilter verwenden, der wie eine Sonnenbrille wirkt. Besonders angenehm sind variable Polarisationsfilter, bei denen Sie die gewünschte Helligkeit frei einstellen können. Noch ein Wort zur Orientierung: Auf dem Mond, wie wir ihn am Himmel oder durch ein Fernglas sehen, ist seit einem IAU-Beschluss von 1961 Norden oben, Süden unten, Westen links und Osten rechts. Mondatlas Mondalter 3 Tage Geminus Im Zentrum dieses 86 km großen Kraters erhebt sich ein Zentralberg. Namensgeber war der griechische Astronom Geminus, der 70 n. Chr. starb. Zwei Nachbarkrater sind Ausgangspunkte von Strahlensystemen. Cleomedes Mit Cleomedes wurde ein weiterer griechischer Astronom verewigt, der ebenfalls um die Zeitenwende lebte. Der Boden des 126 km großen Kraters ist teilweise mit Lava überflutet und daher sehr eben. Die Wälle erheben sich fast 5 km über den Boden, allerdings wird sein Westrand durch den 43 km großen Krater Tralles unterbrochen. Der Krater ist etwa so alt wie das benachbarte Mare Crisium, das Meer der Gefahren. Johann Georg Tralles war ein deutscher Physiker des ausgehenden 18. Jahrhunderts. Mare Crisium Das „Meer der Gefahren“ ist im Gegensatz zu den übrigen Mondmeeren eine isolierte Tiefebene. Sie steht also nicht mit den anderen Maria in Verbindung, sondern wird durch hohe Berge abgeschirmt. Das Mare Crisium misst 435 auf 565 km und ist in Ost-West-Richtung am ausgedehntesten – der Blick von der Erde verzerrt das Bild jedoch stark, sodass es fast rund erscheint. Zwischen 1969 und 1976 landeten drei russische Luna-Sonden im Mare Crisium. Langrenus Diese helle Wallebene mit 132 km Durchmesser trägt den Namen des belgischen Mondforschers Michel Florent van Langren (1600-1675). Ihre Helligkeit steigt mit dem Sonnenstand stark an. Den Mittelpunkt markiert ein komplexes Zentralmassiv mit zwei 1000 m hohen Gipfeln, der Krater selbst ist Ursprung eines Strahlensystems und von mehreren kleineren Kratern umgeben. Die Kraterwälle sind rund 2600 m hoch. Picard Der 23 km große Picard ist einer auffälligsten Krater im Mare Crisium und hat einen scharf begrenzten Rand. Sein Namensgeber der französische Astronom Jean Picard (1620-1682), der auch Begründer des Jahrbuchs „Connaisance des Temps“ war. Petavius Bei günstigem Sonnenstand ist das 2,5 km hohe Zentralmassiv dieses Kraters bereits bei niedriger Vergrößerung zu erkennen. Die Wallebene hat einen Durchmesser von Mondatlas Mondalter: 4 Tage 177 km und wird von einer großen, 80 km langen Rinne durchschnitten. Der Nordwestwall wird durch den 57 km großen Krater Wrottesley verformt, im Südosten berührt ihn das Palitzsch-Tal. Es ist etwa 150 km lang, 40 km breit und besteht aus einer Reihe von sieben Kratern. Namensgeber des Kraters Petavius war Denis Petau (1583-1652), ein französischer Astronom. Furnerius Nur kurzzeitig ist dieser 125 km große Krater mit seinem stark beschädigtem Rand zu sehen, bevor er durch das Strahlensystem des Kraters Stevinus überstrahlt wird. Auch der Grund des Kraters ist von vielen Einschlägen übersät. Furnerius ist nach dem französischen Mathematiker Georges Furner (gest. 1643) benannt. Endymion Ein großer Krater mit 125 km Durchmesser, dessen Wälle bis zu 4900 m ansteigen. Er unterscheidet sich von seiner Umgebung deutlich durch seinen dunklen, lavabedeckten Boden. Endymion liegt sehr nahe am Mondrand, sodass er je nach Libration nicht immer gleich gut zu sehen ist. Endymion war in der griechischen Mythologie der schöne und ewig jugendliche Liebhaber der Mondgöttin Selene. Mare Frigoris Das „Meer der Kälte“ ist eine unregelmäßig geformte, 1100,x,70 km große Lavaebene, die von keinen nennenswerten Kratern gestört wird. Es liegt nördlich der Mondalpen, einer Gebirgsregion mit vielen prächtigen Kratern. Das Meer der Kälte weicht von allen Mondmeeren am meisten von der durch einen Meteoriteneinschlag geprägten Kreisform ab und ist womöglich aus mehreren kleineren Meeren entstanden, deren Zwischenwälle durch Lava überschwemmt wurden – oder es ist ein Überbleibsel weit älterer Mondmeere. Es wird in den nächsten Tagen Stück für Stück besser sichtbar werden. Mondatlas Atlas In der griechischen Sagenwelt war Atlas der Riese, der das Himmelsgewölbe stützt, auf dem Mond ist er ein 87 km durchmessender Krater mit zerklüftetem Boden. Sein Zentralberg ist mit 300 m kaum höher als die vielen Hügel in dem Krater. Direkt im Westen schließt sich der 67 km große Krater Hercules an, im Norden geht der Kraterwall des Atlas in eine 50 km lange Bergkette über. Hercules Zusammen mit Atlas bildet der 69 km große Hercules ein reizvolles Paar, das auch an die mythologische Beziehung der beiden erinnert. Er hat einen dunklen, flachen Boden und mit dem 14 km großen Hercules G einen helleren Innenkrater, der im Fernglas aber unsichtbar bleibt. Er ist etwa 200 m tiefer als Atlas und zu einem Großteil mit Lava geflutet. Außerdem befindet sich an seinem Südrand ein nur 5 km großer Krater, der im Fernglas ebenfalls unsichtbar bleibt. Mare Tranquillitatis Im Südwesten des „Meeres der Ruhe“ liegt die Landestelle von Apollo 11. Die erste bemannte Mondmission landete am 19. Juli 1969, nach einem kurzen Aufenthalt brachten die Astronauten insgesamt 21,4 kg Mondgestein zurück zur Erde. Das Meer selbst ist eine unregelmäßige Tiefebene mit vielen erstarrten Lavaströmen. Es erstreckt sich über 650 mal 900 km und ist über die Bucht der Rauheit (Sinus Asperitatis) mit dem Mare Nectaris verbunden. Cauchy Dieser nur 12 km große Krater im Mare Tranquillitatis setzt eine hohe Vergrößerung voraus. Wenn Sie ihn gefunden haben, können Sie Ihr Glück an zwei benachbarten Herausforderungen versuchen. Nördlich von ihm verläuft eine 120 km lange, aber nur 4 km breite Rille, die auch in größeren Teleskopen kein leichtes Ziel ist. Südlich von Cauchy verläuft die Cauchy-Wand parallel zur Cauchy-Rille. Beide sind nur bei günstigem Sonnenstand zu sehen. Colombo Südlich von Gutenberg liegt der 76 km große Krater Colombo. In seinem Inneren gibt es einen ausgeprägten Zentralberg. Für ihn stand Christoph Columbus (14511506) Pate, der Entdecker Amerikas. Mare Nectaris Das „Nektarmeer“ ist mit einem Durchmesser von 400 km eines der kleineren Mondmeere. Es wird von den Bergen der Rupes Altai und mehreren schönen Kratern eingerahmt. Das Nektarmeer liegt im Zentrum eines 900 km durchmessenden Einschlagbeckens, dessen letzte Überreste die fast 500 km lange Altai-Verwerfung bildet, die sich vom Krater Piccolomini aus nach Nordwesten zieht. Ihr Alter liegt bei 3,92 Milliarden Jahren. Metius Dieser flache Krater liegt im Hochland der südlichen Mondhälfte und ist 88 km groß. In seinem Inneren finden sich ein kleiner Zentralberg und der Kleinkrater Metius B. Metius ist der nördlichste einer Kette aus drei imposanten Kratern: im Süden schließen Fabricius und Jansen an ihn an. In der Gegendrichtung finden Sie im Nordosten den Rheita-Krater und das gleichnamige Tal. Der Krater erinnert an den holländischen Mathematiker und Astronom Adriaan Adriaanszoon Metius (1571-1635). Fabricius Im Südwesten von Metius schließt der 78 km große, markante Krater Fabricius mit seinem zerklüftete Boden an. Er erinnert an den holländischen Amateurastronom David Goldschmidt, der seinen Familienname zu Fabricius latinisiert hatte. Jansen Mit 190 km ist der Krater Jansen bereits eine Wallebene, an deren Grund sich bei ruhiger Luft ein Zentralgebirge und eine Breite Rille zeigen. Namenspatron ist der französische Astronom Pierre J. C. Jansen (1824-1907), der ab 1875 die Sternwarte von Meudon leitete. Mare Fecunditatis Rheita Das „Meer der Fruchtbarkeit“ ist eine ausgedehnte Tiefebene, in der sich nur eine Handvoll größerer Krater befinden, darunter der Doppelkrater Messier und Messier A sowie der Krater Anville, die alle nur etwa 11 km groß sind. Im Westen hat die Lava einige Krater überflutet, darunter Gutenberg (71 km) und Goclenius (60 km). Erst 1970 war diese Region Ziel einer Mondsonde: Die russische Luna 16 war gleichzeitig auch die erste unbemannte sowjetische Sonde, die Proben mit Mondgestein zur Erde beförderte. Der 70 km große Krater liegt auf einer Linie mit Jansen, Fabricius und Metius, hält zu diesen jedoch etwas Abstand. Wenn Sie der gedachten Linie noch weiter nach Nordosten folgen, stoßen Sie auf das 66 km lange und 32 km breite Kratertal Rheita E. Auf der Metius zugewandten Seite verläuft das wesentlich auffälligere Rheita-Tal. Namensgeber ist der tschechische Optiker Anton Maria Schyrleus von Rheita. Er war nicht nur Autor einer Mondkarte, sondern hatte auch Keplers Fernrohr konstruiert. Gutenberg Rheita-Tal Dieser 74 km große Krater wurde ziemlich in Mitleidenschaft gezogen: Im Osten wird sein Wall durch den 28 km großen Krater Gutenberg E unterbrochen, und im Süden geht sein Wall in den seltsam geformten Krater Gutenberg C über. Im Inneren des Kraters finden sich mehrer Hügel sowie eine Rinne. Namensgeber war Johannes Gutenberg (1394-1468), der Erfinder des Buchdrucks mit beweglichen Lettern Das rund 500 km lange Rheita-Tal ist das mächtigste Tal auf der für uns sichtbaren Seite des Monds. Es ist eigentlich eine Kette aus einem Dutzend Kratern, die ineinander übergehen, und zeigt auf das Nektarmeer – wahrscheinlich wurden die Felsbrocken, die diese Krater schlugen, bei der Entstehung des Nektarmeers herausgeschleudert. Index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