Magnitude
Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell ein Himmelskörper einem Beobachter auf der Erde erscheint. Sie hängt hängt sowohl von der Leuchtkraft des Objekts als auch von seiner Entfernung zur Erde ab. So erscheint der Mond aufgrund seiner Nähe wesentlich heller als weit entfernte Sterne, obwohl diese milliardenfach stärker leuchten.
In der Astronomie wird für die scheinbare Helligkeit die Schreibweise z. B. 3,m0 oder 3,0 mag oder auch m = 3,0 mag benutzt, wobei das kleine hochgestellte 'm' für magnitudo (Größe) steht.
Die Magnituden- bzw. Helligkeits-Skala ist logarithmisch, weil gemäß fast jede Sinnesempfindung des Menschen (und der meisten Tiere) dem Logarithmus des Reizes proportional ist. Ein Helligkeitsunterschied von 1 : 100 entspricht hierbei einem Unterschied von 5 Größenklassen. (2,512*2,512*2,512*2,512*2,512 = 100).
Als Referenzgröße dieser an sich relativen Skala dient der Stern Wega, dessen Helligkeit mit der Magnitude 0 festgesetzt wird. Außerdem sind all seine fotometrischen Farben ebenfalls als null definiert.
Schon in der griechischen Antike teilte der Astronom Hipparchos die mit bloßem Auge sichtbaren Sterne grob in sechs Größenklassen ein, wobei den 15 hellsten Sternen die „1. Größe“ zugewiesen wurde. Sterne bis zur 3. Größe gibt es etwa 150, bis zur 6. Größe bereits 5000. Um das Jahr 1800 erweiterten die Astronomen diese Skala nach beiden Seiten und führten eine dezimale Unterteilung ein, was mit dem Beginn der Fotometrie einherging.
Die scheinbare Helligkeit der Sonne, ihrer Planeten und unseres Mondes schwankt unter Anderem wegen deren sehr variabler Entfernung zur Erde teils sehr stark. Die Erde und die anderen Planeten haben elliptische Umlaufbahnen um die Sonne. Auch der Mond umläuft die Erde auf einer elliptischen Bahn. Noch stärker wird jedoch die Magnitude des Mondes von seiner Phase (Mondsichel) beeinflusst. Wegen diesen starken Schwankungen ordnet man eigentlich nur Sternen (ohne die Sonne) eine scheinbare Helligkeit zu.
Mit bloßem Auge kann man bei guten Bedingungen Sterne bis zur sechsten Größenklasse erkennen, mit einem Feldstecher bis etwa zur neunten. In verschieden großen Fernrohren kann man auch noch Sterne bis zur 10. bis 20. Größe sehen. Die scheinbare Helligkeit der schwächsten Sterne, die ein Linsen- oder Spiegelteleskop gerade noch erkennen lässt, definiert die Grenzgröße dieses Beobachtungsgerätes. Die größten terrestrischen Teleskope können mit empfindlichen CCD-Sensoren noch Objekte mit einer Magnitude von 25 bis 30 aufzeichnen.
Die Fixsterne Sirius und Canopus sowie die sechs hellsten Planeten haben in dieser Helligkeitsskala negative Werte (-1 bis -4,4 mag). Ursprünglich ordnete man nur Sternen eine scheinbare Helligkeit zu.
Eine von der Entfernung unabhängige Größe ist die absolute Helligkeit. Sie ist die "wahre" Leuchtkraft eines Sterns. Je mehr Masse ein Stern hat, desto verschwenderischer geht er mit seiner Energie um und leuchtet folglich heller. Daraus folgt: Ein "kleinerer" Stern, der wesentlich näher steht, leuchtet demnach wesentlich heller als ein "großer" Stern, der sich weiter entfernt befindet. Oder: In gleicher Entfernung würde ein "größerer" Stern heller leuchten als ein "kleinerer".Hier einige Beispiele:
Name Objekttyp Magnitude Sonne Stern -26,8 mag (Voll-) Mond Satellit -12,5 mag Venus Planet -4,7 mag Mars Planet -2,8 mag Jupiter Planet -2,8 mag Merkur Planet -1,9 mag Sirius Stern -1,4 mag Canopus Stern -0,73 mag Saturn Planet -0,5 mag Wega Stern 0,00 mag Polarstern Stern 2,0 mag Uranus Planet 5,5 mag Neptun Planet 7,8 mag Pluto Zwergplanet 14,0 mag
Die derzeitige Instrumentierung des Hubble-Weltraumteleskops reicht bis zu Sternen der 31. Größenklasse, was etwa einer kleinen Kerze auf dem Mond entspricht. Mit dem von der ESO geplanten 100-m-Spiegelteleskop OWL wird sogar eine Beobachtung von Himmelskörpern der 38. Magnitude – und damit vielleicht von entfernten Exoplaneten – möglich sein.
Mars
Mars ist, von der Sonne aus gezählt, der 4. Planet unseres Sonnensystems. Er ist der letzte der "erdähnlichen" Planeten.
Daten:
durchschnittliche Entfernung von der Sonne
227,9 Mio. km maximale Entfernung von der Sonne
249,2 Mio. km minimale Entfernung von der Sonne
206,7 Mio. km Bahnexzentrizität
0,093 mittlere Umlaufgeschwindigkeit
24,1 km/h Umlaufzeit
686,98 Tage Rotationsperiode (Marsrtag)
24h 37m 22s Achsneigung
25,19° Bahnneigung zur Ekliptik
1,85° Durchmesser am Äquator
6.794 km Masse
0,107 Erdmassen mittlere Dichte
3,934 g/m³ Gravitation (Erde = 1)
0,38 Albedo
0,15 Durchschnittliche Oberflächentemperatur
- 53°C max. 20°C, min. -140°C
Beobachtungsmöglichkeit:
Die besten Beobachtungsbedingungen der äußeren Planeten ist während deren Oppositionen. Durch die elliptischen Bahnen von Erde und Mars können während einer Mars-Opposition die Abstände zur Erde zwischen 56 Mio. km und 101 Mio. km schwanken. Dabei erreicht der scheinbare Durchmesser des Marsscheibchens zwischen 26 und 14 Bogensekunden. Alle 780 Tage kommt Mars in Opposition zur Erde und alle 15,8 Jahre wiederholen sich die Oppositionen mit etwa dem gleichen Abstand. Die letzte nahe Opposition erfolgte am 28. August 2003. Leider stand Mars damals im Sternbild Wassermann bei einer Deklination von -15°25' und erreichte dadurch in unseren Breiten nur knapp 22° Distanz zum Horizont. Sein Durchmesser stieg dabei auf stolze 25,05" und die Helligkeit auf -2.9 mag. Erst am 27. Juli 2018 kommt Mars mit 57,5 Mio. km Abstand in eine ähnlich nahe Position und erreicht dann 24,22" Durchmesser. Leider steht er dann für uns in Deutschland noch ungünstiger als 2003 im Sternbild Steinbock bei einer Deklination von -25°29' und nur 12° über dem Horizont.
Die nächsten Oppositionen werden stattfinden:
Datum Sternbild Entfernung Mio. km Durchmesser " 24. Dezember 2007 Zwillinge 88,6 15,81 29. Januar 2010 Krebs 99,2 14,09 03. März 2012 Löwe 100,7 13,87 08. April 2014 Jungfrau 92,8 15,04 22. Mai 2016 Skorpion 76,2 18,34 27. Juli 2018 Steinbock 57,5 24,22 Atmosphäre:
Die Atmosphäre des Mars unterscheidet sich gravierend von der auf der Erde.
Sie setzt sich hauptsächlich aus Kohlendioxid mit geringen Anteilen anderer Gase zusammen. Diese sind:
Kohlendioxid (CO2): 95,32 %
Stickstoff (N2): 2,7 %
Argon (Ar): 1,6 %
Sauerstoff (O2): 0,13 %
Wasser (H2O): 0,03 %
Neon (Ne): 0,00025 %
Rest: Kohlenmonoxid, Krypton, Xenon
Der durchschnittliche Luftdruck an der Oberfläche beträgt etwa 0,6% des Luftdrucks auf der Erde (wie etwa in 35 km Höhe). Je nach dem Stand der Sonne schwankt die Temperatur erheblich! In bevorzugten Lagen im Sommer können die Temperaturen einen Höchstwert von 20°C erreichen, die Durchschnittstemperatur liegt bei -53°C. Da die Atmosphäre so dünn ist, sind tägliche Temperaturschwankungen von rund 100°C normal! In Polnähe sinkt die Temperatur unter 140°C was zur Folge hat, dass sich Polkappen (ähnlich wie auf der Erde) bilden, die jedoch hauptsächlich aus Kohlendioxid (Trockeneis) bestehen. Durch diesen Prozess wird so viel Gas aus der Atmosphäre gebunden, dass sich das sogar im Luftdruck niederschlägt, der in Abhängig vom Jahreszeitenzyklus der Polkappen, um etwa 30% des Durchschnittswertes schwankt.
Wenn der Mars sein Perihel erreicht, entwickeln sich oftmals starke Staubstürme, die sogar den ganzen Planeten verhüllen können! Dann verdunkelt sich die Oberfläche für einige Wochen bis Monate! Ich habe das selbst einmal bei meinem Trip nach Namibia im August 2001 erlebt.Das Innere des Mars
Nach neuesten Erkenntnissen der Marssonde "Mars Global Surveyor" besitz der Mars einen vollständig flüssigen Kern. Sein Inneres gliedert sich ähnlich wie bei unserer Erde in eine Kruste, einen Mantel und einen hauptsächlich aus Eisen, Nickel und Schwefel bestehenden, flüssigen Kern.
Im Gegensatz zur Erde, die einen festen Kern hat, kann sich am Mars kein "Dynamo-Effekt" entwickeln, der für das starke Magnetfeld verantwortlich ist. Dieses Magnetfeld beschützt uns auf der Erde vor der gefährlichen "kosmischen Strahlung". Mars besitzt auf vorgenanntem Grund kein nennenswertes Magnetfeld.
Oberfläche
Der Mars ist ein Planet der Superlative! Man findet auf ihn den höchsten Berg (jedenfalls der "erdähnlichen Planeten"), Olympus Mons und das größte im Sonnensystem bekannte Grabenbruchsystem "Valles Marineris).
Der Vulkan Olympus Mons ragt drei mal so hoch wie unser Mt. Everest, nämlich 24 km, über das umgebende Land empor! Mit einer Basis von 600 km Durchmesser ist er der größte bekannte Vulkan unseres Sonnensystems! Seine Caldera bricht 6 km in die Tiefe und hat einen Durchmesser von 70 km.
Das größte Grabenbruchsystem, "Valles Marineris" wurde nach den Marssonden Mariner 4, 6 und 7 benannt, die den Mars zwischen 1964 und 1969 besuchten. Dieser Grabenbruch hat eine Ausdehnung von mehr als 4000 km und ist bei einer Tiefe von maximal 6 km bis zu 600 km breit. Im Vergleich dazu passt unser "Grand Canyon" mit "nur" 450 km Länge, 6 bis 30 km Breite und 1800 m Tiefe locker in einen Seitenarm des "Valles Marineris"!
Die Marssonden widerlegten die bis dahin oftmals vertretene Meinung der Vorhandenseins von "Marskanälen". Der italienische Astronom Giovanne Schiaparelli beobachtete während der Marsopposition von 1877 dunkle Linien. Er bezeichnete sie als canali, was so viel bedeutet wie Graben (channel). Es wurde jedoch fälschlicherweise ins Englische als Kanäle (canals) übersetzt . Von da an spekulierte man über eine außerirdisches intelligente Lebewesen, die am Mars große Bewässerungssysteme geschaffen hatten..Die weiteren Raumfahrtmissionen erforschten und erforschen auch jetzt noch den Mars. Dabei wurden auf der Oberfläche zahlreich ausgetrocknete Flussläufe nachgewiesen, jedoch bis dato kein flüssiges Wasser entdeckt.
Mars wird von zwei winzigen Monden, Phobos und Deimos, umkreist.
Phobos ist der innere, größere Mond und umkreist seinen Planeten in nur 7h 39m in einer mittleren Entfernung von 9378 km vom Marsmittelpunkt. Die Umlaufzeit ist wesentlich kürzer als ein Marstag. Das heißt: Phobos geht im Westen auf, rast in nur 5 1/2 Stunden, vom Marsäquator aus gesehen, über den Himmel und erreicht dabei die mehrfache Helligkeit wie die Venus von der Erdoberfläche aus betrachtet.
Deimos, der äußere der Monde, hat eine Umlaufzeit von 30h 18m und umkreist den Roten Planeten in 23.459 km Entfernung von dessen Mittelpunkt. Von der Marsoberfläche aus gesehen gehr Deimos im Osten auf und benötigt drei Tage bis zum Untergang. Dabei erreicht er etwa die Helligkeit der Venus.Fotos JPL/NASA
Merkur
Planet Nummer eins im Sonnensystem.
Daten:
durchschnittliche Entfernung von der Sonne
57,9 Mio. km
maximale Entfernung von der Sonne
69,8 Mio. km
minimale Entfernung von der Sonne
46,0 Mio. km
Bahnexzentrizität
0,206
mittlere Umlaufgeschwindigkeit
47,9 km/s
Umlaufzeit
87,969 Tage
Rotationsperiode (Merkurtag)
58,646 Tage
Achsneigung
0,5°
Bahnneigung zur Ekliptik
7° 00’ 16“
Durchmesser am Äquator
4880 km
Masse
0,0553 Erdmassen
mittlere Dichte
5,43 g/cm³
Gravitation (Erde = 1)
0,38
Albedo
0,12
Durchschnittliche Oberflächentemperatur
Tag: 350°C Nacht: -170°C
Beobachtungsmöglichkeit:
Der innerste Planet kann nur kurz nach Sonnenuntergang oder kurz vor Sonnenaufgang in der Dämmerung beobachtet werden. Er ist ein sehr schwierig zu beobachtendes Objekt. Man sagt Copernicus habe ihn nie gesehen! Je nach seinem Sonnenabstand erreicht er, von der Erde aus betrachtet, nur einen maximalen Winkelabstand von 18° bzw. 28° zur Sonne.
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Wenn man bedenkt, dass das Ende der astronomischen Dämmerung bei einem Sonnenstand von 18° unter dem Horizont erreicht ist können Sie selber mal nachrechnen!
Fazit: Die besten Beobachtungen von Merkur gelingen am Tag. Mit einem gut einjustierten Teleskop sollte das kein Problem sein. Dazu noch ein Violettfilter um den Himmel abzudunkeln… und los geht’s.
Vielleicht ergibt sich einmal die Möglichkeit eine Passage des Merkur vor der Sonne, einen sogenannten Merkurtransit, zu beobachten. Dieses Ereignis kann nur beobacht werden, wenn die Merkurbahn die Ekliptik schneidet. Das kann nur um den 10. Mai oder den 10. November der Fall sein. Der nächste Transit findet am 9. Mai 2016 von 12h12m bis 19h40m statt und ist von unseren Breiten in voller Länge sichtbar. Der Transit vom 11. November 2019 beginnt um 13h35m und endet um 19h04m. Leider geht die Sonne schon um 16h30m unter. Diese Berechnungen gelten für den Standort Regensburg.
Rotation:
Als einziger Planet unseres Sonnensystems rotiert Merkur in eine 3 : 2 Resonanz. Während zwei Umläufen um die Sonne in 175,938 Tagen rotiert Merkur exakt drei Mal um seine Achse. Diese Resonanz kommt durch die stark elliptische Umlaufbahn zustande.
Dadurch würde ein fiktiver Beobachter auf der Merkuroberfläche während eines Periheldurchgangs einen doppelten Sonnenauf- und -untergang erleben können der folgendermaßen zustande kommt:Nach dem 2. Keplerschen Gesetz beträgt die Bahngeschwindigkeit bei Sonnennähe 59 km/s und bei Sonnenferne (Aphel) 39 km/s. Bedingt durch die langsame Rotation des Planeten von 58,646 Tagen ergeben sich dann die oben genannten Effekte.
Oberflächenbeschaffenheit:
Die Oberfläche des Merkur verbarg sich lange Zeit den Blicken der Wissenschaftler. Dies änderte sich erst im Jahr 1974 und 1975 als die Merkursonde Mariner 10 den Planeten passierte. Die Hauptaufgabe dieser Mission war die Bestimmung seiner Rotationsperiode. Leider dauerte die Umlaufzeit der Sonde um die Sonne genau 176 Tage, weshalb wieder dieselben Gebiete (3 Merkurtage) beleuchtet wurden und nur 45% der Oberfläche fotografiert werden konnten.
Die Oberfläche ähnelt auf den ersten Blick der des irdischen Mondes. Der flinke Planet ist sehr stark mit Kratern übersäht, die während der ersten 700 Millionen Jahre unseres Planetensystems entstanden sind. Da es am Merkur keine Plattentektonik gibt und sich dadurch die Oberfläche nicht ändert, blieben uns all diese Ereignisse erhalten.
Es wurden auch Klippen ( scarps )entdeckt, die vermutlich durch das Abkühlen des Planeten und die damit verbundene Kontraktion zustande kamen. Manche dieser scarps sind bis zu 3 km hoch und 20 bis 500 km lang.
Der größte Krater auf Merkur, das „Caloris Becken“, hat einen Durchmesser von 1.300 km. Um dessen Einschlagpunkt bildeten sich ringförmige Bergketten. Es handelt sich dabei um einen Einschlagkrater, der von einem sehr großen Meteoriten hervorgerufen wurde. Der Impact war so stark, dass auf der gegenüberliegenden Seite des Planeten Berge entstanden. Die Geologen vermuten, dass die seismische Energie im Kern Merkurs gebündelt wurde und sich so diese 500.000 km² große Hügelregion auf der Gegenseite bildete.
Caloris Becken Foto JPL / NASAAm Mond gibt es ein vergleichbares Einschlagbecken, das „Mare Orientale“. Es besitzt ebenfalls ringförmig angeordnete Bergketten um den Mittelpunkt. Erdgebundene Radarmessungen zeigen an den Polen Merkurs möglicherweise Wassereisvorkommen an. Es könnte sich in der ewigen Finsternis tiefer Krater verbergen…
Erforschung:
Mariner 10 flog im von 1974 bis 1975 dreimal an Merkur vorbei: Am 29. März 1974 in 705 km Abstand, am 21. September in ca. 50.000 km und am 16. März 1975 in 327 km. Neben den optischen Aufnahmen wurde der Planet auch im infraroten sowie im UV-Licht untersucht, und über der Nachtseite liefen während des ersten und dritten Vorbeifluges, von den störenden Sonnenwind abgeschirmt, Messungen des durch die Sonde entdeckten Magnetfeldes und der geladenen Teilchen.
Die Raumsonde der NASA, MESSENGER, startete am 3. August 2004 und soll den Merkur 2011 erreichen. MESSENGER wird als erste Raumsonde in einen Merkur-Orbit einschwenken und den Planeten mit seinen zahlreichen Instrumenten kartografieren und umfassend Messungen vornehmen. Ferner soll die Sonde nach dem Ursprung des Magnetfeldes suchen, die Größe und Zusammensetzung des Planetenkerns bestimmen, die Polarkappen des Planeten untersuchen sowie die Exosphäre und die Magnetosphäre erforschen. Um Merkur zu erreichen, fliegt MESSENGER eine sehr komplexe Route, die ihn erst zurück zur Erde, dann zweimal an der Venus sowie dreimal am Merkur vorbei führt. Der erste Vorbeiflug am Merkur soll im Januar 2008 stattfinden, die gesamte Reise wird etwa 6 ½ Jahre dauern. Die Missionsdauer im Merkurorbit ist auf ein Jahr festgelegt.
Die europäische Raumfahrtorganisation ESA und die japanische Raumfahrtbehörde JAXA haben den Einsatz der kombinierten Merkursonde Bepi Colombo für 2013 geplant. Sie soll aus zwei am Ziel getrennt eingesetzten Orbitern bestehen: Einem Fernerkundungsorbiter für eine 400 × 1.500 km messende polare Umlaufbahn und einem Magnetosphärenorbiter für einen polaren Merkurumlauf von 400 × 12.000 km. Die beiden Sonden werden jeweils für die Untersuchung des Magnetfeldes sowie der geologischen Zusammensetzung des Merkur eingesetzt. Der Start der Mission ist derzeit für 2013 vorgesehen.
Der Antrieb soll mit Ionentriebwerken und mit Vorbeiflügen an den inneren Planeten erfolgen und soll vier Jahre und zwei Monate dauern. Dort wird auch BepiColombo mit dem Sonnenumlauf des Merkur Temperaturen von bis zu 250 °C ausgesetzt sein und soll unter diesen Bedingungen mindestens ein Jahr lang bzw. über vier Merkurjahre hinweg Ergebnisse liefern.
Messier
Charles Messier, 26. Juni 1730 - 12. April 1817 war ein französischer Astronom.
Sein Interesse an Astronomie entstand bereits 1744, als er den großen sechs-schwänzigen Kometen Klinkenberg beobachten konnte. 1771 wurde er zum Astronomen der Marine ernannt.
1759 fand er den bereits erwarteten Halleyschen Kometen, 1761 beobachtete er den Venusdurchgang, drei Jahre später gelang ihm die erste Neuentdeckung eines Kometen. Insgesamt entdeckte er bis zum Jahr 1801 19 Kometen (13 davon selbst sowie 6 Co-Entdeckungen).
Auf seiner Suche nach neuen Kometen stieß er auf eine Vielzahl anderer Objekte wie Galaxien, Sternenhaufen oder Nebel. Das erste dieser Gebilde, es wurde später Messier 1 kurz M 1 genannt, beobachtete er bereits 1758.
Schließlich beschrieb er diese Objekte (zunächst nur 45 Stück) im dem nach ihm benannten erstmals 1771 veröffentlichtem, „Messier-Katalog“.
1780 enthielt der Katalog schon 68 Objekte. Im September 1782 entdeckte Méchain das 107. Messier-Objekt.
Von diesem Zeitpunkt an stellte Messier seine Suche nach weiteren Nebeln ein und konzentrierte sich wieder auf Kometen. Wilhelm Herschel hatte damals mit seinem weit überlegenen Gerät seine Beobachtungen begonnen. Die letzte Fassung seines Katalogs wurde 1781 in Connaissance des Temps für das Jahr 1784 veröffentlicht.
MEZ / MESZ
MEZ / MESZ
MESZ Abkürzung für Mittel Europäische Sommer Zeit. Sie gilt in den Monaten April bis Oktober. Die Zeitdifferenz gegenüber der Weltzeit GMT (Greenwich Mean Time) beträgt + 2 Stunden Gegenüber der Normalzeit MEZ geht die MESZ um eine Stunde vor. Das bedeutet, bei der Umstellung auf Sommerzeit werden die Uhren eine Stunde vorgestellt (dieser Tag dauert 23 Stunden).
MEZ Abkürzung für Mittel Europäische Zeit. Sie gilt in den Monaten November bis März und geht gegenüber der Weltzeit GMT (Greenwich Mean Time) um eine Stunde vor. Bei der Umstellung auf Normalzeit (Winterzeit) werden die Uhren wieder um eine Stunde zurückgestellt (dieser Tag dauert 25 Stunden).