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Die Lichtgeschwindigkeit

Der erste erfolgreiche Versuch zur Ermittlung der Lichtgeschwindigkeit durch Römer im Jahr 1676 ist ein Beispiel von höchster Bedeutung und zeigt, wie aus großen Erfindungen neue Erkenntnisse über die Naturgesetze unseres Universums gewonnen werden können.

Eine solche Erfindung, die geradezu eine neue Epoche einleitete, war die Erfindung des Teleskops. Das Teleskop hat im wahrsten Sinne des Wortes den Horizont der Menschheit in unvorstellbarem Maß erweitert. Bei den verschiedenen Konstruktionen stößt man wieder auf Namen wie Galilei, Kepler und Newton.

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Himmelskoordinaten

Die Erde ist fast kugelförmig. Wenn sie auch nicht genau der Form einer Kugel entspricht (Rotationsellipsoid), kann man sie trotzdem in ein Koordinatensystem einbinden, das einer Kugel entspricht.

Ein Koordinatensystem ist die Voraussetzung für die Darstellung von Messwerten. Zwei Veränderliche wie z.B. x und y stellt man in der Mathematik durch 2 senkrecht aufeinander sich kreuzende Achsen dar (der x-Achse auch Abszisse genannt und im rechten Winkel dazu, die y-Achse auch Ordinate genannt). Der Kreuzungspunkt beider Achsen ist der “Nullpunkt” bzw. fester Referenzpunkt, der auch “Ursprung” genannt wird. Jeden Punkt in einer ebene Fläche kann man auf diese Weise einfach beschreiben, indem man z.B. für die Länge die x- Achse und für die Breite die y- Achse als Massstab nimmt.

Da wir auf der Oberfläche der Erde leben, haben wir es auch mit einer Fläche zu tun, wenn wir diese Oberfläche beschreiben wollen.

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Resonanz von Jupitermonden

Jupiter, der größte Planet des Sonnensystems, war schon immer auch von größtem Interesse für den erdgebundenen Beobachter. Die durch diese Größe bedingten Erscheinungen und Wirkungen sind auch Amateuren mit Teleskopen kleiner Öffnungen (10-15 cm Öffnung) zum Teil zugänglich. Beispiele sind die Wolkenbildung incl. dem großen roten Fleck und der Bewegungsablauf der 4 galileiischen Monde: IO (1) , EUROPA (2) , GANYMED (3) und CALLISTO (4).

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Kometen, Vagabunden im Sonnensystem

Kometen, Vagabunden im Sonnensystem

Kometen sind Teile des Sonnensystems und man geht heute davon aus , dass sie aus der Entstehungszeit des Sonnensystems stammen. Ursprünglich bildeten sich die Kometen dort, wo die Planeten enden.

Kometen kommen aus zwei Reservoirs:

  • Das eine ist die sog. Oortsche Wolke, die sich weit jenseits des Planetensystems, von ca. 30 000-fachem Erdabstand von der Sonne (30 000 AE) bis in eine Entfernung von mehr als 1 Lichtjahr kugelförmig um die Sonne erstreckt. Man schätzt die Anzahl der Kometen in dieser Zone auf mehr als 1 Trillion. Die Gesamtmasse kann dabei die Jupitermasse durchaus überschreiten. Diese Annahme ist jedoch in hohem Masse spekulativ.
  • Die 2. Kometen-Zone ist der sogenannte Kuiper-Gürtel, der sich scheibenförmig, nach der Neptunbahn in ca. 30 AE (30-fache Erdentfernung von der Sonne) bis 100 AE erstreckt, und kleine, aus Eis bestehende Objekte mit Dimensionen von ca. 100km – 400 km beherbergt. Diese 2. Zone ist die Heimat der sog. kurzperiodischen Kometen. Umlaufzeiten von kleiner 200 Jahren gelten hier als kurzperiodisch, darüber als langperiodisch.

Kometen können Umlaufzeiten von einigen Mio. Jahren erreichen, ihre langgestreckten Bahnen mit hoher Exzentrizität werden dann nahezu parabolisch. Es gibt auch Kometen mit parabolischen (e = 1) und hyperbolischen Bahnen (e > 1)

Der Kuiper-Gürtel ist nicht stabil, Objekte stoßen zusammen und zerbrechen teilweise, dadurch werden sie abgelenkt, und kommen so entweder auf eine Bahn in Richtung Sonne oder in das grosse Sammelbecken , die Oortsche Wolke.

Die Umlaufzeit eines Körpers in einer Sonnenentfernung von 0,8 Lichtjahren (50 000 AE) beträgt 11,2 Mio. Jahre. Wenn ein Körper aus dieser Entfernung abgelenkt wird und in Richtung Sonne beschleunigt wird, so dauert es Millionen von Jahren bis er in der Nähe der Sonne auftaucht, und je nach Bahnverlauf sogar die Erdbahn kreuzen kann. Insgesamt sind mehr als 100 Körper bekannt, die innerhalb der Erdbahn ihre geringste Entfernung von der Sonne haben (Perihel), man nennt sie die Erdbahnkreuzer. Damit ist die Kollosion eines Kometen mit der Erde nicht auszuschliessen. In der Vergangenheit haben solche Ereignisse mehrmals stattgefunden, sogar in unserer unmittelbaren Nähe gibt es ein bekanntes Beispiel: Der Nördlinger Ries und das Steinheimer Becken bei Steinheim/Albuch. Das wird auch in Zukunft so sein. Glücklicherweise sind die Zeitspannen zwischen diesen katastrophalen Ereignissen sehr gross und je grösser die Objekte, desto seltener treten die Einschläge auf. Der jüngste Kometeneinschlag auf Jupiter im Jahre 1994, den wir von der Erde aus beobachten konnten, ist das letzte Beispiel eines solchen Ereignisses.

Kometen mit geringer Exzentrizität sind auf früheren Umläufen durch Jupiter oder andere grosse Planeten abgelenkt worden. Ein Paradebeispiel hierfür ist Hale-Bopp, der 1997 am Himmel stand und dessen Bahn sehr genau ermittelt werden konnte. Seine Umlaufzeit war vor der Jupiterstörung 5 200 Jahre und danach 2 700 Jahre. Seine größte Annäherung an Jupiter betrug 0,9 AE , also 10% weniger als der Erdabstand von der Sonne.

Im Gegensatz zu den anderen Kleinkörpern im Sonnensystem sind Kometen seit weit vor unserer Zeitrechnung bekannt. Chinesische Berichte über einen Kometen, den wir heute Halley nennen, gehen zurück bis 240 v. Chr. Komet Halley rast mit 55 km/s durch den sonnennächsten Punkt seiner Bahn, im sonnenfernsten hat er gerade noch eine Geschwindigkeit von 1 km/s. Seine Umlaufzeit dauert 76 Jahre.

Bis 1995 wurden 878 Kometen katalogisiert und ihre Bahnen berechnet. 184 davon sind kurzperiodische.

KometHyakutake am 28.03.1996 um 1.49 UT Foto:Gerald Dietze

Kometen werden nach dem Modell von Fred Whipple auch als schmutzige Schneebälle oder eisige Schmutzbälle bezeichnet, es sind Mixturen aus Eis (Wassereis, und gefrorene Gase) und Staub, der nicht von den Planeten eingefangen wurde, als das Sonnensystem entstanden ist. Wenn Kometen in die Nähe der Sonne kommen, werden sie aktiv! Das Bild, das sie dem Beobachter bieten ist abwechslungsreich und kann sich innerhalb weniger Stunden komplett verändern. Wenn ein Komet in grosser Entfernung zur Sonne steht, so ist er der oben beschriebene schmutzige Schneeball, aus gefrorenem Gas und Staub, sonst nichts. Nach heutigen Vorstellungen ein Konglomerat aus Gesteinsbrocken jeder Größe, vermischt mit gefrorenen Gasen wie CO, O2, Amoniak (NH4), CO2. und auch organischn Verbindungen wie Methan (CH4) und Essigsäure (CH3COOH). Ein Eisklumpen, in dem diese Substanzen eingebettet sind.

Nähert er sich nun der Sonne, wird er erhitzt und vom Sonnenwind beaufschlagt. An seiner Oberfläche beginnen nun die gefrorenen Gase zu verdampfen, es bildet sich die Koma. Kern und Koma bilden zusammen den Kometenkopf. Vom Kopf ausgehend treibt der Sonnenwind in ausreichender Sonnennähe die Gasmoleküle und Staubteilchenvom Kometenkopf weg. Es bildet sich ein Gas- und Staubschweif der eine Länge von bis 10 Mio km erreichen kann. Der Gasschweif zeigt ein Emissionsspektrum, da die Moleküle und Ionen durch die sehr energiereiche UV – Strahlung der Sonne zum Leuchten angeregt werden. Der Gasschweif erscheint daher bläulich, während der Staubschweif durch das reflektierte Licht der Sonne gelblich gefärbt ist. Beide Schweife kann man meist getrennt beobachten. Ein typischer Schweif erreicht 2-4 Vollmonddurchmesser (1-2°), in besonderen Fällen wie bei Hale-Bopp z.B. kann er erheblich länger werden.

Kometen sind am hellsten und der Schweif am längsten, wenn sie den kleinsten Sonnenabstand erreicht haben, wenn sie also in der Abenddämmerung untergehen, bzw. vor der Morgendämmerung aufgehen. Die Staubpartikel, die der Komet in Sonnennähe verliert, dispergieren im Raum, einige davon kann man zu einem späteren Zeitpunkt als Sternschnuppen beobachten, wenn die Erde auf ihrer Bahn die Zone eines Erdbahnkreuzers passiert.

Die Helligkeit eines Kometen abzuschätzen ist sehr schwierig. Ein Hilfsmittel ist die Defokusierung eines Sterns bekannter Helligkeit, im Vergleich mit der Helligkeit des Kometen.

Kometen, die der Erde nahekommen sind selten und die meisten kann man nicht mit dem blossen Auge beobachten. 1996 und 1997 mit Hyakutake und Hale-Bopp waren absolute Ausnahmejahre. Kometen als Fernglas- oder gar Teleskopobjekt sind jährlich zu sehen.

Es werden ca. 1 Dutzend jahrlich entdeckt, einige von Amateuren die sich auf die Aufspürung von Kometen, und übrigens auch von Asteroiden, spezialisiert haben.

Willy Mahl 26. 06. 2000


Letzte Änderung am 2009-Mar-15

Das Naturphänomen der Jahreszeiten.

Das Naturphänomen der Jahreszeiten.

Die Stellung der Erde im Sonnensystem

Die Erde gehört zu den sogenannten inneren Planeten die bis zum Mars so genannt werden. Von der Sonne aus gesehen steht sie nach Merkur und Venus 3. Stelle des Planetensystems. Ihr mittlerer Abstand von der Sonne beträgt ca. 150 Mio. km, man nennt diesen Abstand auch 1 Astronomische Einheit (=1 AE), und benutzt sie als Basiseinheit zur astronomischen Entfernungsmessung. Diese Stellung der Erde und damit ihre Entfernung war die Voraussetzung für die Entwicklung höherer Lebensformen. Die Oberflächentemperatur der Venus z.B., unserem inneren Nachbarplaneten, liegt bei + 480°C, bei einer Jahreslänge von 225 Tagen.Die Oberflächentemperatur des Mars, unserem äußeren Nachbarn, liegt zwischen -123°C und +27°C, im Mittel bei -48°C. Die Jahreslänge ist 687 Tage. Die übrigen Planeten haben bedeutend extremere Temperaturverhältnisse.Die Erdachse steht nicht senkrecht auf Ihrer Umlaufbahn um die Sonne, sie ist um 23,5° geneigt. Das ist der Grund warum auf der Erde Jahreszeiten auftreten, und zwar immer gegensätzliche auf der Nord- und Südhalbkugel der Erde. Wenn es also auf der Nordhalbkugel Sommer ist, so ist es südlich des Äquators Winter. Diese Konstellation trägt dazu bei, dass der globale Luftaustausch funktioniert. Man sieht an diesem Beispiel ganz gut den Einfluss von Details auf unsere Lebensbedingungen auf der Erde.

Die Geometrie…

Nun wollen wir die geometrischen Zusammenhänge etwas näher untersuchen.

Die folgende Skizze stellt die Position der Erde im Sommer und Winter dar und die daraus resultierenden Einfallswinkel der Sonnenstrahlen.

DiePosition der Erdachse im Raum, und damit zur Sonne, ist für die Dauer eines Jahres konstant. Diese Skizze zeigt deutlich, dass im Sommer die Sonnenstrahlen steil einfallen und im Winter flacher. Im Herbst und Frühjahr sind sie gleich.

Der Einfallswinkel im Sommer, zum Zeitpunkt der Sommersonnenwende, wenn also die Sonne ihren höchsten Stand am Himmel erreicht.

DerEinfallswinkel im Winter, zum Zeitpunkt der Wintersonnenwende, wenn die Sonne ihre niedrigste Mittagshöhe des Jahres erreicht.

Diemaximale Mittagshöhe hmax im Sommer und die minimale Mittagshöhe hmin im Winter ergeben sich zu:

  • hmax= 90° – B + 23,5° = 113,5° – B
  • hmin= 90° – B – 23,5° = 66,5° – B

Für 50° N geographische Breite (B) ist

  • hmax= 63,5°
  • hmin= 16,5°

über dem Horizont.

Wenn man die Intensität der Sonnenstrahlung, die Senkrecht (also vom Zenit) auf eine ebene Fläche trifft mit “S0” bezeichnet,so wird die Bestrahlungsstärke (Leistung/Fläche) einer vom Zenit abweichenden Einstrahlung gemäss der Beziehung:

kleiner.

In50° nördlicher Breite ist die Zenitdistanz zum Zeitpunkt der Sommersonnenwende , siehe Skizze, 26,5°, damit wird die Bestrahlungsstärke gemäss obiger Beziehung S0 * cos 26,5° = 0,895 * S0. In der Wintersonnenwende bei der Zenitdistanz von 73,5° wird dann die Sonneneinstrahlung S0*cos 73,5° = 0,284 * S0.

Die Bestrahlungsstärke der Erde ändert sich also in diesen beiden Extremfällen im Verhältnis 1 : 3,15. Das ist der Grund, warum es im Sommer wärmer ist als im Winter. Hinzu kommt noch, dass durch die geringere Zenitdistanz im Sommer die Sonne wesentlich länger über dem Horizont steht als im Winter (Tageslänge).

Die Tatsache, dass der Abstand der Erde von der Sonne im Jahresverlauf nicht gleich ist, (durch die exzentrische Bahn) spielt dabei praktisch keine Rolle, denn im Winter ist der Abstand zur Sonne am kürzesten.

Willy Mahl 24.06.2000


Letzte Änderung am 2009-Mar-15

Der Mensch im Universum

Es gibt keinen Zweifel, der technische Fortschritt ermöglicht es dem Menschen in Gebiete vorzudringen, die seine natürlichen Möglichkeiten bei weitem überschreiten. Wo wird uns das noch hinführen? Keine Angst, lieber Leser, dem Menschen sind enge Grenzen gesetzt, in diesem unserem Universum.

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Die Helligkeit von Himmelsobjekten

Wenn man in den Nachthimmel schaut, so ist eines der auffälligsten Merkmale die verschiedene Helligkeit der sichtbaren Objekte. Es überrascht daher nicht, dass bereits Hipparch vor mehr als 2000 Jahren diese Situation zu ordnen und zu beschreiben begann. Er teilte alle sichtbaren Sterne in 6 Klassen ein. Die 20 hellsten fasste er zur 1. Klasse zusammen, in die 6. Klasse fielen alle Sterne, die man mit gutem Auge in mondloser Nacht gerade noch erkennen konnte. Diese nicht sehr objektive Methode wurde dann im 19. Jahrhundert durch quantitative Messungen erheblich verbessert.

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Geschichte der Entfernungsmessung in der Astronomie

Zu den ältesten und bis heute schwierigsten Fragen in der Astronomie gehört die Frage nach der Entfernung von Himmelsobjekten. Schon im Altertum hat die Suche nach Lösungen begonnen.

Ein berühmter, auch heute noch bekannter Versuch, die Entfernungen von Sonne und Mond zu ermitteln, wurde von Aristarch von Samos (ca. 300 v. Chr.) unternommen, indem er die zu dieser Zeit bereits bekannten Grund-Gesetze der Trigonometrie auf den Himmel übertrug und den Winkelabstand der Sonne vom Mond, in der Halbmondstellung des Mondes, gemessen hat:

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Unser galaktisches Zentrum ist ein “schwarzes Loch”

Nun ist es sicher, was bisher nur Spekulationen war. Im Zentrum der Milchstraße unserer Galaxie befindet sich ein Schwarzes Loch (SL). Es ist 26 000 Lichtjahre von uns entfernt. Seine genaue Position ist schon länger bekannt und wurde durch die punktförmige Röntgen- und Radioquelle Sgr A* definiert.

Von der Erde aus gesehen befindet es sich im Sternbild Saggitarius (Schütze).

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Wieviele Sterne gibt es in einer Galaxie?

Sie haben bestimmt schon gehört oder gelesen, dass es in einer Galaxie ca. 100 Milliarden Sterne geben soll.

Wie kommt man zu dieser Zahl? Hat sie jemand gezählt, wie etwa unsere Staatsverschuldung, die ca. 10x höher ist oder war, je nach dem Zeitraum den man zugrunde legt?

Nun, man hat sie mit Sicherheit nicht gezählt. Es gibt elegantere Wege diese Zahl annähernd zu bestimmen. Am folgenden Beispiel, soll der Hergang einer Rechnung gezeigt werden, ohne auf die dafür erforderlichen physikalischen Zusammenhänge näher einzugehen.

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