Aufgabensammlung-Astronomie
Quelle: unbekannt
Aufgaben: Großräumige Strukturen im All
1. Beschreibe den Aufbau unseres Milchstraßensystems!
2. Beschreibe mit Hilfe der Sternkarte den Anblick unserer Milchstraße von der Erde aus. Wie erklärt sich dieses Bild unserer Galaxis?
3. Vergleiche unsere Galaxis mit anderen Galaxien! Erläutere und unterscheide die Begriffe Milchstraßensystem, Milchstraße, Galaxie, Extragalaxie!
4. Erläutere wesentliche Erscheinungsformen der interstellaren Materie und gehe dabei auf die Begriffe Dunkelwolken, Gasnebel, Staubnebel ein!
5. Nenne Erscheinungsformen der interstellaren Materie anhand von Beispielen!
6. Beschreibe und unterscheide offene Sternhaufen und Kugelsternhaufen!
7. Nenne einige typische Formen von Galaxien und ordne ein: Galaxis, Andromedanebel, Große Magellansche Wolke!
8. Erläutere die Begriffe Galaxienhaufen, Rotverschiebung und Galaxienflucht!
9. Zeige auf der Sternkarte den Andromedanebel, die Plejaden im Stier, den Orionnebel, M 13 im Herkules und die Krippe im Krebs und ordne diese Objekte den dir bekannten Begriffen zu!
10. Kennzeichne die Größenordnungen in unserer Galaxis (z.B. Ausdehnung, Zahl der Sterne, Alter)!
11. Nenne und erläutere das kosmologische Prinzip!
12. Was besagt die Theorie vom Urknall?
Aufgaben: Das Hertzsprung-Russell-Diagramm
1. Skizziere ein schematisches HRD und benenne die Achsen!
2. a) Nenne zwei Zustandsgrößen eines Sterns, mit deren Hilfe man den Bildpunkt für einen Stern in das Diagramm einzeichnen kann!
b) Gegen welche anderen Zustandsgrößen sind die von dir genannten „austauschbar“?
3. Erläutere, wie man aus der Lage des Bildpunktes für einen Stern im HRD weitere Zustandsgrößen dieses Sterns ermitteln kann!
4. Zeige an einem Beispiel, wie man Zustandsgrößen der Sterne bestimmen kann!
5. Kennzeichne die Lage der Hauptreihe und den Ort der Sonne in einer schematischen Skizze des HRD! Was kann man über den Zusammenhang zwischen wichtigen Zustandsgrößen der Hauptreihensterne aussagen?
6. Kennzeichne das Gebiet der Weißen Zwerge in einem schematischen HRD und charakterisiere den physikalischen Zustand dieser Sterne!
7. Kennzeichne das Gebiet der Riesensterne in einem schematischen HRD und charakterisiere den physikalischen Zustand dieser Sterne!
8. Bestimme den Ort des Sterns Wega (L: 60 LS; Farbe weiß) im HRD, ordne ihn einem Besetzungsgebiet zu und vergleiche ihn mit dem physikalischen Zustand der Sonne!
9. Bestimme den Ort des Sterns Beteigeuze (L: 3 100 LS; Farbe rot) im HRD, ordne ihn einem Besetzungsgebiet zu und vergleiche ihn mit dem physikalischen Zustand der Sonne !
10. Bestimme den Ort des Sterns Sirius B (L: 0,002 LS; Farbe weiß) im HRD, ordne ihn einem Besetzungsgebiet zu und vergleiche ihn mit dem physikalischen Zustand der Sonne!
11. Inwiefern dient das HRD nicht nur der Beschreibung des physikalischen Zustands der Sterne, sondern auch der Deutung ihrer Entwicklung?
12. Warum ist die Leuchtkraft eines Sterns kein Maß für seine scheinbare Helligkeit?
Aufgaben: Die Sterne
1. Definiere den Begriff Stern und stelle ihn dem Begriff Fixstern gegenüber!
2. Erläutere eine Methode, mit deren Hilfe man die Entfernung eines Sterns bestimmen kann!
3. Was versteht man unter scheinbarer und absoluter Helligkeit? Erläutere, von welchen Faktoren die scheinbare Helligkeit eines Sterns bestimmt wird!
4. Die Sterne A und B erscheinen uns gleich hell. Welche Varianten ihrer Leuchtkraft und ihrer Entfernung sind denkbar?
5. Erläutere die Begriffe Spektrum und Spektralklassen der Sterne!
6. Erläutere den Zusammenhang zwischen der Oberflächentemperatur eines Sterns, seiner Spektralklasse und der Färbung seines Lichts!
7. Nenne Methoden, mit deren Hilfe man eine der Zustandsgrößen der Sterne bestimmen kann!
8. Was versteht man unter Doppelsternen und veränderlichen Sternen!
9. Was versteht man unter den Begriffen Nova bzw. Supernova?
10. a) Suche einen der Sterne Atair im Adler, Pollux in den Zwilligen, Spica in der Jungfrau oder Arktur im Bootes auf der Sternkarte auf und bestimme seine Äquatorkoordinaten!
b) Wann geht dieser Stern am 1. 12. auf, wann kulminiert er, wann geht er unter? Was kann man über die Dauer seiner Sichtbarkeit an diesem Tage sagen?
c) Berechne die Entfernung dieses Sterns in pc und ly! (Parallaxe des Atair: 0,196², des Pollux 0,093², der Spica 0,017², des Arktur 0,092²).
Aufgaben: Die Sonne
1. Definiere die Gruppe von Himmelskörpern, zu denen die Sonne gehört!
Ordne die Sonne größenmäßig in diese Gruppe ein!
2. Erläutere die Rolle der Sonne im Planetensystem!
3. Welche Bedeutung hat die Sonne für das Leben auf der Erde?
4. Welche Gesetze beschreiben bzw. erklären die Tatsache des unterschiedlichen Abstandes Erde-Sonne im Verlaufe eines Jahres?
5. Beschreibe den Aufbau der Sonne und gehe dabei insbesondere auf die Sonnenatmosphäre ein!
6. Erläutere die Aktivität der Sonne! Gehe dabei auf die Erscheinungsformen der Aktivität in der Sonnenatmosphäre ein!
7. Beschreibe die nachgewiesenen und die vermuteten Auswirkungen der Sonnenaktivität auf die Erde!
8. Beschreibe den Aufbau der Sonne und gehe dabei insbesondere auf den Bereich ein, in dem der Energieprozess abläuft!
9. Beschreibe die elektromagnetische Wellenstrahlung der Sonne! Welche Strahlungsarten sind von besonderer Bedeutung für das Leben auf der Erde?
10. Erläutere, wie man die Strahlungsleistung der Sonne berechnet!
11. Erläutere Wesen und Wirkung der Partikelstrahlung der Sonne!
12. Beschreibe den Prozess der Energiefreisetzung im Sonneninneren!
13. Beschreibe den scheinbaren Lauf der Sonne über unserem Horizont in den verschiedenen Jahreszeiten! Wie erklären sich die Unterschiede?
14. Welche Schutzmaßnahmen sind bei einer Sonnenbeobachtung unbedingt zu beachten?
Aufgaben: Der Erdmond
1. Gib eine Definition für die Monde (Satelliten) im Planetensystem und vergleiche diese Gruppe mit den Planeten!
2. Ordne den Erdmond einer Gruppe von Himmelskörpern zu und schätze seine größenmäßige Stellung in dieser Gruppe ein!
3. Beschreibe die wahren Bewegungen des Erdmondes! Wie erscheinen diese Bewegungen dem Beobachter auf der Erde?
4. Beschreibe die beobachtbaren Bewegungen des Mondes über unserem Horizont!
5. Erläutere die Entstehung der Mondphasen!
6. Beschreibe, zu welchen Zeiten man die verschiedenen Phasen des Mondes beobachten kann!
7. Erläutere Entstehung und Arten der Finsternisse!
8. Warum entsteht nicht bei jedem Mondumlauf eine Finsternis?
9. Erläutere die Sichtbarkeit von Sonnen- bzw. Mondfinsternissen!
10. Erläutere die physikalischen Verhältnisse auf der Mondoberfläche im Vergleich zu denen auf der Erde!
11. Welche Unterschiede zur Erde bemerkt ein Astronaut, der die Mondoberfläche betritt?
12. Warum spricht man auch vom Doppelplaneten Erde-Mond? Erläutere die gravitativen Beziehungen in diesem System!
13. Beschreibe die Oberfläche des Mondes, nenne dabei typische Formen!
14. Ordne die folgenden Objekte typischen Oberflächenformen zu: Mare Crisium, Mondalpen, Ringgebirge Copernicus!
15. Erläutere, wie man Höhen auf der Mondoberfläche von der Erde aus bestimmen kann!
16. Welche anderen Planeten unseres Sonnensystems werden auch von Monden umlaufen? Wie ist deren Größenverhältnis zu unserem Mond?
Aufgaben: Die Planeten
1. Definiere die Planeten als Himmelskörper und vergleiche sie mit den natürlichen Satelliten!
2. Nenne die Planeten in der Reihenfolge ihres Abstandes von der Sonne!
3. Gliedere die Planeten nach wesentlichen physikalischen Zustandsgrößen in zwei Gruppen und erläutere die Unterschiede zwischen diesen!
4. Nenne einige Besonderheiten eines der Planeten (nach deiner Wahl)!
5. Erläutere die Bewegungen der Planeten mit Hilfe der Gesetze von Kepler und Newton!
6. Wie lässt sich die ungleichförmige Bahngeschwindigkeit eines Planeten erklären?
7. Welche scheinbaren Bewegungen der Planeten am Himmel kann man beobachten?
8. Erläutere die Sichtbarkeit der Planeten von der Erde aus anhand einer Skizze! Leite dazu die geozentrische Sichtbarkeit aus der heliozentrischen Stellung von Sonne, Erde und Planet ab!
9. Weshalb bezeichnet man die Venus sowohl als Morgenstern als auch als Abendstern?
10. Wovon hängt die beobachtbare Helligkeit eines Planeten ab?
11. Charakterisiere einen beliebigen Planeten (Radius, Masse, Dichte) und vergleiche ihn mit der Erde in Bezug auf Bahngeschwindigkeit und Umlaufzeit!
12. Schätze die Möglichkeit für die Existenz von Leben auf diesem Planeten ein und begründe deine Meinung!
13. Ein Planet hatte am 1. Dezember um 19.00 Uhr MEZ die Koordinaten a = 270° und h = 30°!
a) In welchem Sternbild stand der Planet? In welcher Himmelsrichtung?
b) Was kannst du über die Sichtbarkeitsdauer für den Planeten aussagen?
Aufgaben: Das Planetensystem
1. Erläutere den Aufbau unseres Planetensystems! Beschreibe dabei die verschiedenen Gruppen von Himmelskörpern in ihm!
2. Erläutere die Rolle der Sonne im Planetensystem, vor allem ihre Bedeutung für das Leben auf der Erde!
3. Erläutere wichtige Gesetze, die die Planetenbewegungen beschreiben bzw. erklären!
4. Vergleiche Form und Lage der Bahnen von Planeten und Kometen!
5. Nenne und erläutere wichtige Arten von natürlichen Kleinkörpern im Planetensystem! Vergleiche diese Körper nach durchschnittlicher Größe und Anzahl mit den Planeten und Monden!
6. Warum findet man auf der Sternkarte weder Planeten noch natürliche Kleinkörper eingetragen?
7. Wie spiegelt sich die Erdbahn um die Sonne auf der Sternkarte wider?
8. Von welchen Gegebenheiten hängt es ab, ob und wie gut man einen Planeten am Himmel beobachten kann?
9. Beschreibe den Aufbau des geozentrischen Weltbildes!
10. Erläutere welche Grundannahmen und Beobachtungsergebnisse das geozentrische Weltbild stützten und welche Tatsachen Zweifel daran aufkommen ließen!
11. Beschreibe den Aufbau des heliozentrischen Weltbildes!
12. Erläutere, mit welchen Widrigkeiten die Verfechter des neuen, heliozentrischen Weltbildes zu kämpfen hatten!
13. Stelle dar, welchen Anteil Kopernikus, Kepler und Newton an der Schaffung und Entwicklung des heliozentrischen Weltbildes hatten!
14. Erläutere an einem Beispiel, wie Entwicklungsfortschritte in der Astronomie den Nachweis der Richtigkeit der heliozentrischen Theorie ermöglichten!
15. Wie kam es zur Entstehung der Astrophysik und welche grundlegend neuen Erkenntnisse gewannen die Astronomen durch sie?
Aufgaben: Himmelsbeobachtung
1. Skizziere den Aufbau eines Fernrohrs (Refraktor oder Reflektor)!
2. Vergleiche die Entwicklung von Linsen- und Spiegelfernrohren miteinander!
3. Zeige an Beispielen, wie man die Vergrößerung eines Fernrohrs berechnet!
4. Nenne bedeutende Beobachtungsinstrumente und -stationen der Erde!
5. Erläutere Rolle und Bedeutung der nicht optischen Himmelsbeobachtung!
6. Nenne astronomische Erkenntnisse, die man schon vor der Erfindung des Fernrohres durch Beobachtung gewinnen konnte.
7. Nenne Faktoren, die eine Himmelsbeobachtung erschweren und zeige wie man ihren Einfluss mindert! Welche Rolle spielt die Raumfahrt dabei?
8. Erläutere an Beispielen den Einfluss von Rotation und Umlauf der Erde auf die Himmelsbeobachtung. Wie muss man ihn bei der Beobachtung berücksichtigen?
9. Erläutere, was man für die Durchführung einer Himmelsbeobachtung berücksichtigten muss (Zeit, Ort, Instrumente, Ziel, Luftzustand usw.)!
10. Schildere eine von dir (allein oder im Klassenverband) durchgeführte Himmelsbeobachtung (Instrumente, Ergebnisse, Auswertung usw.)!
11. Erläutere, wie man die Horizontkoordinaten eines Sterns bei der Beobachtung des Himmels ermittelt!
12. Wie verändern sich die Horizontkoordinaten im Verlaufe eines Beobachtungsabends?
13. Von welchen Faktoren hängt die beobachtete Helligkeit eines Sterns ab?
14. Welche Faktoren bestimmen die beobachtbare Helligkeit eines Planeten?
Aufgaben: Orientierung am Sternhimmel
1. Beschreibe den Aufbau der drehbaren Sternkarte und erläutere ihre Handhabung!
2. Erläutere die Einstellung der drehbaren Sternkarte für den Zeitpunkt der Beobachtung und die Ermittlung des wahren Himmelsanblicks für den Beobachter!
3. Erläutere, wie man die Horizontkoordinaten eines Sterns aus der drehbaren Sternkarte ermittelt!
4. Zeige, wie man mit der drehbaren Sternkarte Zeit und Ort des Auf- bzw. Untergangs eines Sterns ermittelt!
5. Erläutere, wie man auf der drehbaren Sternkarte den ungefähren Ort der Sonne am Himmel für einen beliebigen Tag bestimmen kann!
6. Nenne Aufgaben, die man mit der drehbaren Sternkarte lösen kann!
7. Erläutere das Horizontsystem!
8. Erläutere das Äquatorsystem!
9. Zeige, wie man mit Hilfe der drehbaren Sternkarte aus den Äquatorkoordinaten die Horizontkoordinaten eines Sterns ermitteln kann!
10. Zeige, wie man mit Hilfe von Horizontkoordinaten den Ort eines Sterns am Himmel findet!
11. Erläutere an Beispielen, wie die Koordinaten des Horizontsystems von der Beobachtungszeit und dem Beobachtungsort abhängen!
12. Vergleiche das Äquatorsystem des Himmels
a) mit dem Horizontsystem des Himmels,
b) mit dem Gradnetz der Erde!
13. Wie findet man die Koordinaten des Äquatorsystems auf der Sternkarte?Großräumige Strukturen im All (Lösungen)
1. In unserer Galaxis sind etwa 200 Milliarden Sterne so angeordnet, dass sie die Form einer im Zentrum verdickten Scheibe (ähnlich einem Diskus) einnehmen, die sich aus Spiralarmen aufbaut. Der Raum zwischen den Sternen ist ungleichmäßig mit interstellarer Materie gefüllt, die stellenweise konzentriert in Form von dunklen oder leuchtenden Gas- und Staubwolken (-nebeln) auftritt.
Außerdem gibt es Ansammlungen von Sternen in offenen oder Kugelsternhaufen. Die Galaxis ist von einem ausgedehnten Hof (Halo) umgeben.
2. Die Milchstraße zieht sich als unregelmäßig geformtes, schwach schimmerndes Lichtband über den Himmel. Dieses scheinbare Bild erklärt sich aus der Tatsache, dass wir nicht von außen auf das System sehen, sondern uns darin (in einem der Spiralarme) befinden.
3. Unser Milchstraßensystem ist ähnlich spiralförmig wie die meisten anderen Galaxien aufgebaut. Auch in der Größe weicht sie nicht nennenswert von der Mehrzahl der uns bekannten Galaxien ab. Das Erscheinungsbild unserer Galaxis am Himmel nennt man Milchstraße. Als Extragalaxie bezeichnet man jede andere Galaxie.
4. Die interstellare Materie füllt den Raum zwischen den Sternen nicht gleichmäßig aus, sondern weist deutliche Konzentrationen auf. Dabei handelt es sich um „Wolken“ aus Gas und Staub. Gaswolken können selbst leuchten, wenn sie von benachbarten Sternen zum Leuchten angeregt werden. Staubwolken können das Licht nahestehender Sterne reflektieren. Viele solcher Konzentrationen sind auch sogenannte Dunkelwolken, die das Licht von dahinterstehenden Sternen „verschlucken“.
5. Der Pferdekopfnebel im Orion ist ein typischer Dunkelnebel, der Orionnebel im gleichen Sternbild ein leuchtender Gasnebel. Der Krebsnebel ist ein leuchtender Gasnebel.
6. Kugelsternhaufen (in einem Hof um die Scheibe der Galaxis angeordnet) sind Ansammlungen sehr vieler alter Sterne in kugelsymmetrischem Aufbau. Offene Sternhaufen bestehen aus sehr viel weniger Sternen, die unregelmäßig angeordnet und auch jünger sind. Sie liegen in der galaktischen Scheibe.
7. Galaxien sind meist spiralförmig aufgebaut (z.B. unser Milchstraßensystem und der Andromedanebel). Es gibt aber auch elliptische Systeme oder völlig unregelmäßig aufgebaute (irreguläre) Systeme, wie z.B. die Große Magellansche Wolke.
8. Unter Galaxienhaufen versteht man Gruppen von Galaxien, die relativ dicht beieinander stehen und gravitativ miteinander verbunden sind.
Als Rotverschiebung wird die Tatsache bezeichnet, dass im Spektrum von weit entfernten Galaxien die Spektrallinien in den roten Bereich verschoben sind. Die Rotverschiebung wird als Bewegung der Galaxien von uns weg gedeutet und diese Bewegung aller Galaxien als Galaxienflucht bezeichnet (das Weltall expandiert). Daraus kann aber nicht geschlossen werden, dass unser System das Zentrum des Weltalls ist.
9. Der Adromedanebel ist eine Extragalaxie.
Die Plejaden sind ein offener Sternhaufen.
Der Orionnebel ist ein leuchtender Gasnebel.
Der M 13 ist ein Kugelsternhaufen.
Die Krippe im Krebs ist ein offener Sternhaufen.
10. Unsere Galaxis enthält rund 20 Milliarden Sterne. Sie hat einen Durchmesser von rund 100 000 Lichtjahren und ist etwa 15 Milliarden Jahre alt.
11. Das kosmologische Prinzip besagt, dass kein Punkt im Weltall besonders ausgezeichnet ist, das Weltall also von jedem Ort aus etwa den gleichen Anblick bietet. Dieses Prinzip ist eine nicht beweisbare Grundannahme, aber alle uns bekannten physikalischen Gesetze sprechen für die Richtigkeit dieses Prinzips.
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Das Urknall-Modell geht von der Annahme aus, dass unser Weltall vor etwa 20 Milliarden Jahren in einer gewaltigen Explosion entstand und seitdem expandiert. Als einen Beleg für diese Theorie sieht man die beobachtbare kosmische Hintergrundstrahlung (3 K-Strahlung), die aus allen Richtungen des Raumes sehr gleichmäßig mit dieser Temperatur einfällt. Sie wird als Reststrahlung der beim Urknall frei gewordenen sehr heißen Strahlung aufgefasst.
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (Lösungen)
1. Je nach der Art der Behandlung im Unterricht kann ein bestimmtes HRD erwartet werden.
2. a) (Es werden jeweils eine genannt aus den Gruppen Leuchtkraft/absolute Helligkeit bzw. Temperatur/Spektralklasse).
b) (Es werden die entsprechenden anderen aus diesen beiden Gruppen genannt).
3. Durch Zuordnung des Bildpunktes zu einem der Besetzungsgebiete des HRD (Hauptreihensterne, Riesen, Weiße Zwerge) kann man Aussagen über den Radius, die Masse und die mittlere Dichte des Sterns (im Vergleich zur Sonne) machen.
4. Zum Beispiel geben die Zahl, die Lage und das Aussehen der Absorptionslinien im Spektrum eines Sterns Auskunft über seine Oberflächentemperatur, seine chemische Zusammensetzung. Aus der bekannten Leuchtkraft eines Sterns kann man mit Hilfe der Masse-Leuchtkraft-Beziehung seine Masse ermitteln.
5. In der Hauptreihe gilt: Je höher die Temperatur eines Sterns, desto größer ist seine
Leuchtkraft.
6. Weiße Zwerge haben einen kleineren Radius als die Sonne, eine kleinere Masse, eine größere mittlere Dichte, eine geringere Leuchtkraft, eine höhere Temperatur.
7. Riesenzwerge haben einen größeren Radius als die Sonne, eine größere Masse, eine kleinere mittlere Dichte, eine größere Leuchtkraft, eine geringere Temperatur.
8. Wega gehört zu den Hauptreihensternen und liegt im HRD oberhalb der Sonne. Daher sind ihre Leuchtkraft und ihre Temperatur höher, ihr Radius und ihre Masse größer und ihre mittlere Dichte kleiner als die entsprechenden Werte der Sonne.
9. Beteigeuze ist ein Riesenstern. Daher sind ihre Temperatur niedriger, ihre Leuchtkraft aber größer, ihre Radius und ihre Masse größer, ihre mittlere Dichte aber kleiner als die entsprechenden Werte der Sonne.
10. Der Stern Sirius B ist ein Weißer Zwerg. Daher sind seine Temperatur höher und seine Leuchtkraft niedriger, sein Radius und seine Masse kleiner, seine mittlere Dichte dagegen größer als die entsprechenden Werte der Sonne.
11. Aus physikalischen und stellarstatischen Überlegungen ergibt sich eine Entwicklung jedes Sterns vom Hauptreihenstern zum Riesenstern und weiter zum Weißen Zwerg (bzw. Neutronensterns bzw. Schwarzes Loch). Von der Lage eines Sterns im HRD kann man folglich auf sein momentantes Entwicklungsstadium bzw. sein Alter schließen.
12. Weil seine scheinbare Helligkeit außer von seiner Leuchtkraft auch noch von seiner Entfernung abhängt.
Die Sterne (Lösungen)
1. Sterne sind selbstleuchtende Gaskugeln von hoher Temperatur. Der Begriff Fixstern wollte ausdrücken, dass sie am Himmel fest (fixum) zueinander stehen – im Gegensatz zu den „Wandelsternen“ (Planeten), was nach heutigem Wissen überhaupt nicht zutrifft. Lediglich ihre Entfernung zu uns ist so groß, dass sie quasi fest am Himmel zu stehen scheinen.
2. Die Entfernung der Sterne kann man z.B. trigonometrisch bestimmen. Dabei wird die sogenannte Parallaxe p des Sterns gemessen und daraus mit Hilfe trigonometrischer Rechnung die Entfernung r des Sterns berechnet: r = 
.
Je größer also die Parallaxe eines Sterns ist, desto kleiner ist seine Entfernung.
3. Unter der scheinbaren Helligkeit eines Sterns versteht man die Helligkeit, in der uns der Stern erscheint. Sie hängt ab von der Entfernung des Sterns und seiner wahren Helligkeit, der Leuchtkraft. Zum Vergleich von Sternhelligkeiten wählt man oft die absolute Helligkeit, die angibt, wie hell uns der Stern in einer einheitlichen Entfernung von 10 pc erschiene.
4. a) Stern A und Stern B haben die gleiche Leuchtkraft und die gleiche Entfernung.
b) Stern A hat eine größere Leuchtkraft als Stern B, ist aber weiter von uns entfernt.
c) Stern A hat eine geringere Leuchtkraft als Stern B, ist aber nicht so weit entfernt wie
dieser.
5. Unter dem Spektrum eines Sterns versteht man das Farbenband, das bei der Zerlegung des Sternlichts entsteht. Sterne mit gleichem oder ähnlichem Aussehen dieses Farbenbandes fasst man in Spektralklassen zusammen.
6. Oberflächentemperatur, Spektralklasse und Färbung des Sternlichts hängen so miteinander zusammen, dass man aus einer bekannten dieser Größen die beiden anderen genähert bestimmen kann.
|
O |
B |
A |
F |
G |
K |
M |
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bläulich |
bläulich-weiß |
weiß |
gelblich-weiß |
gelb |
orange |
rötlich |
|
25 000 K |
20 000 K |
10 000 K |
7 500 K |
6 000 K |
4 500 K |
3 500 K |
7. Bestimmung der Temperatur: mit Hilfe der Spektralanalyse
Bestimmung des Radius: aus Radius-Masse-Beziehung
Bestimmung der Leuchtkraft: aus der absoluten Helligkeit
Bestimmung der Masse: aus der Masse-Leuchtkraft-Beziehung
Bestimmung der mittleren Dichte: Berechnung aus Radius und Masse
8. Physische Doppelsterne sind Sterne, die durch gravitative Kräfte so eng miteinander verbunden sind, dass sie einen gemeinsamen Schwerpunkt umlaufen. Als optische Doppelsterne bezeichnet man solche, die lediglich von der Erde aus gesehen sehr dicht beieinander erscheinen, im Raum aber weit voneinander entfernt sind.
Physische Veränderliche sind solche Sterne, die ihre Leuchtkraft verändern (z.B. durch Pulsation), optische Veränderliche dagegen solche, bei denen sich lediglich ihre scheinbare Helligkeit verändert (z.B. durch Bedeckung bei Doppelsternen).
9. Eine Nova gehört zu den Eruptionsveränderlichen, d. h. der Stern stößt seine Hülle explosionsartig ab. Die expandierende Hülle bewirkt innerhalb kurzer Zeit einen Helligkeitsanstieg um 10 Größenklassen. Der Helligkeitsabfall dagegen erfolgt sehr langsam. Bei einer Supernova ist die Helligkeitszunahme noch viel stärker, die Helligkeit kann so stark anwachsen, dass der Stern heller strahlt als eine Galaxie.
10. a) Atair d = +9° a = 19 h 50 min
Pollux d = +28° a = 7 h 45 min
Spica d = -11° a = 13 h 20 min
Arktur d = +20° a = 14 h 15 min
|
b) |
Stern |
Aufgang |
Kulmination |
Untergang |
Sichtbarkeitsdauer |
|
|
Atair Pollux Spica Arktur |
8.30 18.20 3.30 2.00 |
15.15 3.00 (2.12.) 8.50 9.30 |
21.50 1.50 (2.12.) 14.00 17.00 |
rd. 5 h am Abend die ganze Nacht (13 h) am frühen Morgen (2.12.) 4,5 h am frühen Morgen (6 h) |
c) Atair r = 5,1 pc = 16,6 ly
Pollux r = 10,8 pc = 35,1 ly
Spica r = 58,8 pc = 191,8 ly
Arktur r = 10,9 pc = 35,4 ly
Die Sonne (Lösungen)
1. Die Sonne ist ein Stern. Sterne sind selbstleuchtende Gaskugeln von hoher Temperatur. Die Sonne gehört zu den kleineren Sternen, es gibt aber neben viel größeren Sternen (Riesensterne, Überriesen) auch noch sehr viel kleinere (Zwergsterne).
2. Die Sonne ist der Zentralkörper unseres Planetensystems. In ihr ist fast die gesamte Masse des Planetensystems vereinigt. Deshalb bewegen sich alle Himmelskörper des Systems um das Gravitationszentrum Sonne.
3. Die Sonne liefert die Energie für das Pflanzenwachstum (Grundlage für das gesamte Leben). Sie hat in Jahrmillionen die fossilen Brennstoffe geschaffen. Sie ist der Motor für den Wasserkreislauf. Sie ist eine nutzbare Energiequelle.
4. Das 1. keplersche Gesetz beschreibt die Bahn der Erde um die Sonne als eine Ellipse. Daraus ergibt sich der unterschiedliche Abstand der Erde von der Sonne im Verlaufe eines Jahres. Das newtonsche Gravitationsgesetz erklärt den Zusammenhang dieser Bahnform mit der Gravitationswirkung zwischen den Körpern.
5. Die Sonne ist eine selbstleuchtende Gaskugel, deren Materie von außen nach innen zunehmend dichter wird. Auch Druck und Temperatur im Sonneninneren nehmen zum Zentrum hin zu, so dass im Kerngebiet der Sonne extreme physikalische Zustände herrschen. Die Sonnenatmosphäre ist die lockere äußere Hülle der Sonne. Sie gliedert sich von innen nach außen in Photosphäre, Chromosphäre und Korona. Letztere bildet den Übergang in den interplanetaren Raum.
6. Unter der Aktivität der Sonne verstehen wir die Gesamtheit der kurzzeitigen veränderlichen Erscheinungen in der Sonnenatmosphäre. In der Photosphäre treten Sonnenflecken auf, das sind riesige dunkle Stellen, in deren Zentrum die Temperatur um etwa 2 000 K niedriger ist als die der Umgebung. In der Chromosphäre treten Protuberanzen auf, das sind riesige Gaswolken, die von der Chromosphäre aus bis in die Korona geschleudert werden. In der Korona macht sich die Aktivität als Veränderung der Form der Korona bemerkbar.
7. Die Sonnenaktivität beeinflusst die Strahlung, was sich auf die Erde auswirkt. So werden im Zusammenhang mit ihr Störungen des Magnetfeldes der Erde registriert (magnetische Stürme, Polarlichter, Störungen des Funkverkehrs). Nachweisbar ist auch ein Zusammenhang mit dem Wachstum der Pflanzen (Jahresringe der Bäume). Weitere Zusammenhänge mit irdischen Erscheinungen sind noch nicht exakt nachweisbar, werden aber mehr oder weniger stark vermutet und beobachtet. Dazu gehören z.B. langfristige Wetterveränderungen, Gewitterhäufigkeit, Ernteerträge, Einflüsse auf die Gesundheit des Menschen oder auf bestimmte Krankheiten.
8. Die Sonne ist eine selbstleuchtende Gaskugel, deren Materie nach innen zunehmend dichter wird. Druck und Temperatur nehmen daher in Richtung zum Zentrum kontinuierlich zu, so dass im Zentralgebiet extreme Zustände herrschen. Das ist die Grundlage für einen Kernfusionsprozess (in der Sonne der Proton-Proton-Prozess). Bei ihm verschmilzt Wasserstoff zu Helium.
9. Die elektromagnetische Wellenstrahlung der Sonne besteht aus einem breiten Spektrum von Strahlungen der verschiedensten Wellenlängen. In der Folge abnehmender Wellenlängen unterscheidet man: Hertzsche Wellen, Infratrotstrahlung, sichtbares Licht, UV-Strahlung, Röntgenstrahlung, Gammastrahlung, kosmische Strahlung. Für das Leben auf der Erde spielen vor allem die Infrarotstrahlung und das sichtbare Licht eine wichtige Rolle. Das Leben auf der Erde wird aber auch deshalb möglich, weil die Erdatmosphäre bestimmte Strahlungen nur begrenzt passieren lässt (UV-Strahlung) oder weitgehend abschirmt (z.B. kosmische Strahlung).
10. Die Strahlungsleistung der Sonne (ihre Leuchtkraft) wird berechnet, indem man die Solarkonstante der Sonne bestimmt (als einen Mittelwert der einfallenden Energie pro Quadratmeter Erdoberfläche). Dieser Wert wird mit der Oberfläche einer gedachten Kugel um die Sonne (mit dem Radius mittlerer Erdabstand) multipliziert. Das Ergebnis ist die Strahlungsleistung der Sonne.
11. Die Partikelstrahlung (Teilchenstrahlung, Korpuskularstrahlung) besteht aus Protonen, Elektronen und Heliumkernen. Während die elektromagnetische Wellenstrahlung sich mit Lichtgeschwindigkeit (300 000 km/s) ausbreitet, erreichen die Teilchen nur eine sehr viel geringere Geschwindigkeit. Wegen ihrer elektrischen Ladung werden sie durch das Erdmagnetfeld in die Polgebiete der Erde gelenkt. Dort können sie Polarlichter hervorrufen.
12. Im Zentralgebiet der Sonne herrschen sehr hohe Temperaturen und ein extrem hoher Druck. Das ist die Voraussetzung für das Zustandekommen einer Kernfusion, in der Atomkerne leichterer Elemente zu solchen schwererer verschmelzen. In der Sonne läuft der Proton-Proton-Prozess ab, bei dem Wasserstoff zu Helium verschmilzt, wobei ein Teil der Masse in Energie umgewandelt wird (Massedefekt).
13. Während zu Frühjahrs- und Herbstbeginn die Sonne im Ostpunkt des Horizonts auf- und im Westpunkt untergeht und sie dabei eine mittlere Höhe über dem Horizont erreicht, verschieben sich diese Auf- und Untergangspunkte zu Sommeranfang nach Norden und zu Winteranfang nach Süden. Dadurch wächst bzw. schrumpft die Länge des Tagbogens, wobei gleichzeitig die Kulminationshöhen deutlich größer (Sommer) bzw. kleiner (Winter) werden. (Vor allem daraus resultieren die unterschiedlichen Temperaturen des Sommer- und Winterhalbjahres).
Sowohl unterschiedliche Länge als auch unterschiedliche Neigung der Bahn sind darin begründet, dass der Erdäquator gegen die Bahn der Erde um 23,5° geneigt ist, wobei die Neigungsrichtung während des Erdumlaufs gleich bleibt.
14. Die Sonne darf niemals ohne besondere Schutzmaßnahmen beobachtet werden, vor allem nicht mit dem Fernrohr. Entweder wird ein Sonnenschutzfilter im Fernrohr verwendet oder aber man projiziert das Bild der Sonne auf einen Schirm, wo es gefahrlos betrachtet werden kann.
Der Erdmond (Lösungen)
1. Monde sind (meist) kugelähnliche Himmelskörper, die einen Planeten umlaufen und das Licht der Sonne reflektieren. Sie unterscheiden sich von den Planeten vor allem dadurch, dass sie Planeten umlaufen, wogegen diese sich um die Sonne bewegen (wobei die Monde an diesem Umlauf natürlich beteiligt sind).
2. Der Erdmond gehört zu den Monden (Satelliten, Trabanten) des Planetensystems und nimmt in dieser Gruppe größenmäßig (Radius) einen vorderen Platz ein (dabei sind die in dieser Folge vor ihm liegenden Monde z.T. sehr viel größer).
3. Der Mond führt in etwa einem Monat einen Umlauf um die Erde aus (wobei sich Erde und Monde miteinander um die Sonne bewegen). Während seiner Umlaufbewegung dreht sich der Mond in der gleichen Zeit einmal um die eigene Achse (gebundene Rotation).
Für den Beobachter auf der Erde überlagern sich der tatsächliche Umlauf des Mondes und die durch die Erdrotation hervorgerufene scheinbare Drehung der Himmelskugel. Dadurch bewegt sich der Mond mit der scheinbaren Himmelskugel von Ost nach West über den Himmel, wobei man gleichzeitig erkennen kann, dass er sich jeden Tag entsprechend seiner wahren Bewegung ein Stück von West nach Ost weiterbewegt hat. Da die Rotationsperiode etwa so groß ist wie seine Umlaufdauer, wendet er der Erde immer die gleiche Seite zu.
4. Der Mond bewegt sich täglich von Ost nach West über den Horizont, wobei er wie die Sonne und die Sterne in rund 24 Stunden einen „Umlauf“ (in einer Stunde also 15°) am Himmel zurücklegt.
Außerdem kann man aber (im Gegensatz zu den Sternen) eine Verschiebung seines Ortes am Himmel von West nach Ost beobachten, das sind täglich etwa 13°, um die er hinter den Sternen zurückbleibt, die er also auch später aufgeht als am Vortag. Man sieht immer dieselbe Seite des Mondes (in jeweils unterschiedlich großem Teil entsprechend seiner Phase).
5. Der Mond erhält sein Licht von der Sonne und umläuft die Erde. Daher wird er zwar immer zur Hälfte von der Sonne beleuchtet, der Erdbewohner sieht aber von dieser beleuchteten Hälfte entsprechend dem jeweiligen Winkel Sonne-Erde-Mond unterschiedlich große Teile, die Phasen. Diese reichen dementsprechend von 0° (Neumond) über den zunehmenden Mond und den Vollmond (180°) und den abnehmenden Mond bis wieder um zum Neumond (360°).
6. Der zunehmende Mond steht östlich der Sonne, er geht daher nach der Sonne auf bzw. unter und steht am Nachmittag am Himmel; da er sich immer weiter von der Sonne in Richtung Westen entfernt, geht er immer später auf, je mehr er sich der Vollmondphase nähert. Als Vollmond geht er bei Sonnenuntergang auf und steht die ganze Nacht am Himmel, um bei Sonnenaufgang unterzugehen. Der abnehmende Mond steht dann westlich der Sonne und ist entsprechend am Vormittag am Himmel zu sehen; seine Sichtbarkeitsdauer nimmt ab, bis er als Neumond gar nicht mehr zu sehen ist.
7. Finsternisse entstehen dann und nur dann, wenn die Himmelskörper Sonne, Mond und Erde wenigstens annähernd auf einer Geraden liegen (wenn der Mond in oder nahe einem Knoten seiner Bahn steht – den Drachenpunkten).
Sonnenfinsternisse (Reihenfolge Sonne-Mond-Erde): Der Schatten des Mondes fällt auf die Erde, für die Bewohner dieses Gebietes verdunkelt sich scheinbar die Sonne. Da die Entfernung Erde-Mond schwankt, gibt es außer der totalen auch eine ringförmige Sonnenfinsternis, bei der die Mondscheibe wegen der größeren Entfernung Erde-Mond zu klein erscheint, um die Sonne ganz zu verdunkeln. Bewohner der Randgebiete des Mondschattens sehen eine partielle Sonnenfinsternis.
Mondfinsternisse (Reihenfolge Sonne-Erde-Mond): Der Schatten der Erde fällt auf den Mond und verdeckt ihn ganz (totale Mondfinsternis) oder nur zum Teil (partielle Mondfinsternis), weil die Neigung seiner Bahn gegenüber der Erdbahn ihn nicht voll in den Schatten treten lässt.
8. Finsternisse entstehen nur dann, wenn die Himmelskörper Sonne, Mond und Erde wenigstens annähernd auf einer Geraden liegen und zwar bei Neumond Sonnenfinsternisse und bei Vollmond Mondfinsternisse. Das ist aber nur dann der Fall, wenn sich diese Körper in der Nähe oder genau in den Schnittpunkten der Bahnen von Erde und Mond befinden, in den Knoten oder Drachenpunkten. Ansonsten steht der Mond während der Neumond- bzw. Vollmondstellung etwas oberhalb oder unterhalb der Verbindungslinie Sonne-Erde, so dass die Schatten den jeweiligen anderen Körper nicht streifen.
9. Sonnenfinsternisse werden nur von den Erdbewohnern beobachtet, die in dem Streifen liegen, der vom Mondschatten nacheinander berührt wird. Das sind relativ wenige Menschen, weil dieser Streifen maximal 300 km breit ist. Am Rande dieses Streifens erscheint die Finsternis den Beobachtern partiell. Es gibt im Durchschnitt nur sehr wenige Sonnenfinsternisse, die ein Mensch im Verlaufe seines Lebens an einem bestimmten Ort sehen kann.
Mondfinsternisse sind von allen Erdbewohnern zu beobachten, die zu diesem Zeitpunkt auf der dem Mond zugewandten Seite leben (das sind also sehr viel mehr). Da der Erdschatten etwa dreimal so groß ist wie der scheinbare Monddurchmesser, kann er den Mond immer voll bedecken (es ist daher keine ringförmige Finsternis möglich).
10. Radius und Masse des Mondes (1/4 bzw. 1/81 der Erde) bewirken einen Betrag der Gravitationskraft des Mondes an der Oberfläche, die etwa einem Sechstel der Gravitationskraft auf der Erdoberfläche entspricht. Das hat zur Folge, dass auf jeden Körper auf der Mondoberfläche nur 1/6 der Gewichtskraft wirkt wie auf der Erde. Unter anderem ist der Mond daher nicht in der Lage, eine Atmosphäre an sich zu binden. Das wiederum bewirkt, dass es auf dem Mond kein Leben gibt, desgleichen kein Wasser, keinen Schall, sehr große Temperaturunterschiede.
11. Er stellt ein anderes Gewicht seines Körpers und seiner Geräte fest, er hat keine Luft zum Atmen, er ist der Sonnenstrahlung schutzlos ausgesetzt, er sieht keine Dämmerung und nur harte Schlagschatten, er hört keinerlei Geräusche usw.
12. Der Mond ist im Verhältnis zur Erde so groß (bzgl. Radius und auch Masse) wie kaum ein anderer Mond im Verhältnis zu seinem Planeten („Doppelplanet“). Dementsprechend sind die Gravitationskräfte zwischen Erde und Mond auch sehr viel größer als in anderen Systemen.
Die Gravitationskraft der Erde hält den Mond in seiner Umlaufbahn um die Erde, stark vermutet wird auch, dass die Gravitationskraft der Erde die sogenannten Mondbeben hervorruft. Die Gravitationskraft des Mondes bewirkt, dass auf der Erde die Gezeiten (vor allem der Weltmeere, aber auch der Atmosphäre und der Lithosphäre) entstehen, auch wird die Rotation der Erde und ihr Umlauf um die Sonne von der Gravitation des Mondes „gestört“.
13. Die Oberfläche des Mondes besteht aus Hochflächen und Tiefebenen, aus langgestreckten Kettengebirgen und kreisähnlichen Vertiefungen (Krater, Ringgebirge, Wallebenen). Die großen Tiefebenen werden Mare genannt.
14. Das Mare Crisium ist eine (relativ kleine) Tiefebene, die Mondalpen sind ein Kettengebirge, das Ringgebirge Copernicus ist eine größere Kraterform.
15. Von der Erde aus kann man die Höhe von Erhebungen auf der Mondoberfläche bestimmen, indem man die Länge des Schattens misst, den diese Erhebungen bei Einfall des Sonnenlichts werfen, und ihn in Beziehung zu dem Winkel setzt, unter dem die Sonne zu diesem Zeitpunkt auf die Mondoberfläche einfällt. Mit Hilfe trigonometrischer Funktionen lässt sich daraus die Höhe des jeweiligen Objektes über seiner Umgebung auf der Mondoberfläche ermitteln.
16. Merkur und Venus haben keine Begleiter, Mars hat zwei sehr kleine Monde. Beim Jupiter wurden bislang 16 Monde entdeckt, von denen vier ausgesprochen groß, die anderen klein bis sehr klein sind. Der Saturn hat außer seinem Ringsystem, das eigentlich auch den Charakter von Satelliten hat, neben fünf größeren auch sehr viele kleinere Monde, Uranus und Neptun sind ebenfalls „mondreich“, Pluto hat einen relativ großen Mond.
Die meisten Monde des Sonnensystems sind wesentlich kleiner als der Erdmond, dessen Radius lediglich von fünf Monden übertroffen wird.
Die Planeten (Lösungen)
1. Planeten sind kugelähnliche Himmelskörper, die einen Stern (z.B. die Sonne) umlaufen und deren Licht reflektieren. Die natürlichen Satelliten (auch Monde oder Trabanten genannt) sind ebenso (vorwiegend) kugelähnlich, reflektieren ebenfalls das Sonnenlicht, umlaufen aber Planeten (und gemeinsam mit diesen die Sonne). Sie sind meist masseärmer als die Planeten, immer aber als der jeweilige Planet, den sie umlaufen.
2. Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto.
3. Die erdartigen Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars) haben einen kleineren Radius, eine kleinere Masse, aber eine größere mittlere Dichte als die jupiterartigen Planeten (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun). Pluto lässt sich diesen Gruppen nicht zuordnen, da er wie die erdartigen Planeten klein an Radius und Masse ist, aber eine geringe Dichte ähnlich der jupiterartigen Planeten hat.
4. Merkur: kleinster, sonnennächster, fast gebundene Rotation, hohe Temperatur
Venus: etwa Erdgröße, dichte, lebensfeindliche Atmosphäre, erscheint sehr hell am
Himmel
„Morgenstern“ bzw. „Abendstern“
Mars: kleiner als Erde, interessante Oberfläche („Kanäle“), zwei Zwergmonde, „roter“ Planet, relativ gut erforscht
Jupiter: Riesenplanet, stark abgeplattet, viele Monde (vier davon bereits mit kleinem Fernrohr gut sichtbar), Gasplanet
Saturn: sehr groß, stärkste Abplattung, Ringsystem, viele Monde.
5. Planeten bewegen sich auf Ellipsenbahnen um die Sonne (1. keplersches Gesetz), daher ist ihr Abstand zur Sonne während eines Umlaufs unterschiedlich groß. In Sonnennähe bewegen sie sich schneller als in Sonnenferne (2. keplersches Gesetz). Je größer der mittlere Sonnenabstand eines Planeten ist, desto größer ist seine Umlaufzeit (3. keplersches Gesetz) und desto geringer ist seine Bahngeschwindigkeit. Die Ursache dieser ungleichförmigen Bewegung ist in der Gravitationswirkung zwischen der Sonne und den Planeten zu suchen (newtonsches Gravitationsgesetz).
6. Die Bahngeschwindigkeit eines Planeten resultiert aus dem Zusammenhang zwischen seinem Abstand zum Gravitationszentrum (Sonne) und seiner Beschleunigung (Gesetz von der Erhaltung des Drehimpulses). In Sonnennähe ist daher seine Geschwindigkeit am größten und in Sonnenferne am geringsten.
7. Der Planet bewegt sich in der Regel von West nach Ost über unseren Himmel, das entspricht seiner tatsächlichen Umlaufrichtung (er ist „rechtläufig“). Wegen des Überholeffektes durch die Erde kommt es aber periodisch zu einer Verlangsamung dieser seiner scheinbaren Bewegung, dann zum Stillstand und schließlich zum zeitweiligen Rücklauf (er wird „rückläufig“). Nach Beschreiben einer scheinbaren Schleife am Himmel wird der Planet wieder rechtläufig.
8. Die Sichtbarkeit der Planeten von der Erde aus hängt von der jeweiligen Stellung des Planeten zu Sonne und Erde ab.
a) Der Planet steht in der gleichen Richtung wie die Sonne (Konjunktion). Er wird am Taghimmel der Erde von der Sonne überstrahlt und ist nicht sichtbar.
b) Der Planet steht der Sonne gegenüber (Opposition, nur äußere Planeten), er ist am Nachthimmel gut und lange sichtbar.
c) Der unterschiedlich große Winkel Sonne-Erde-Planet führt dazu, dass ein Planet nur am Abendhimmel für kürzere Zeit zu sehen ist. Die Dauer seiner Sichtbarkeit hängt von der Größe des Winkels S-E-P ab.
9. Da die Venus wechselweise in westlicher (abends) und östlicher (morgens) Elongation als sehr helles Objekt am Himmel zu sehen sein kann, hat sie diese Bezeichnung erhalten. (Der Merkur kann auch diese beiden Stellungen einnehmen, wird aber niemals sehr hell.)
10. Der Planet erscheint um so heller, je näher er der Sonne ist, je näher er dabei der Erde ist und je größer der beleuchtete Teil seiner sichtbaren Oberfläche ist (in Abhängigkeit vom Winkel S-E-P). Für die Helligkeitsunterschiede zwischen den Planeten spielt auch die Größe seiner Oberfläche und sein Rückstrahlungsvermögen (Albedo) eine Rolle.
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11. |
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Radius |
Masse |
mittlere Dichte |
Bahngeschwindigkeit |
Umlaufzeit |
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im Verhältnis zur Erde |
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Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun Pluto |
klein klein klein klein groß groß groß groß klein |
klein klein klein klein groß groß groß groß klein |
groß groß groß groß klein klein klein klein groß |
größer größer kleiner kleiner kleiner kleiner kleiner kleiner kleiner |
kleiner kleiner größer größer größer größer größer größer größer |
12. Eine Atmosphäre mit hinreichender Dichte und geeigneter stofflicher Zusammensetzung sowie ausreichender Temperatur und genügend Wasser als Grundbedingung für die Entstehung und Entwicklung von Leben ist nach heutigem Wissen bei keinem Planeten des Planetensystems gegeben.
13. a) Der Planet ist in der Himmelsrichtung Osten zu finden, er liegt im Sternbild Stier.
b) Der Planet ist von Sonnenuntergang bis Sonnenaufgang zu beobachten.
Das Planetensystem (Lösungen)
1. Im Zentrum unseres Planetensystems steht die Sonne, sie ist der einzige Stern des Systems, d. h. sie ist eine selbstleuchtende Gaskugel von hoher Temperatur. Wegen ihrer großen Masse (97 % der Gesamtmasse des Systems) ist sie auch dessen Gravitationszentrum. Sie wird von neun großen Planeten umlaufen, zu denen auch unsere Erde gehört. Sie heißen Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto. Es sind kugelähnliche Himmelskörper, die bei ihrem Umlauf um die Sonne deren Licht reflektieren. Sie wiederum werden meist von masseärmeren Begleitern umlaufen, die man Monde oder Satelliten bzw. Trabanten nennt. Diese sind auch meist kugelähnlich und reflektieren das Sonnenlicht. Bis heute sind mehr als 60 bekannt. Daneben gibt es noch sehr viele masseärmere Kleinkörper: die Planetoiden (den Planeten sehr ähnlich, aber sehr viel kleiner), die Kometen (sehr kleine Himmelskörper aus einem Gemisch von festen Teilchen, Eis und Gasen, umlaufen auf langgestreckten Bahnen die Sonne und entwickeln in deren Nähe eine Gashülle und einen Schweif) sowie unzählige Gas- und Staubteilchen, die man als interplanetare Materie bezeichnet.
2. Die Sonne nimmt im Planetensystem eine überragende Stellung ein. Durch ihre Gravitationswirkung hält sie alle Himmelskörper des Systems in ihren Bahnen. Ihre Strahlung, vor allem Licht und Wärme, ermöglichten Entstehung und Entwicklung des Lebens auf der Erde.
3. Die keplerschen Gesetze beschreiben die Bewegungen der Planeten: im 1. Gesetz die Bahnform, im 2. Gesetz die Bahngeschwindigkeit der Planeten beim Umlauf, im 3. Gesetz den Zusammenhang zwischen dem mittleren Sonnenabstand eines Planeten mit seiner Umlaufzeit und seiner mittleren Bahngeschwindigkeit.
Das newtonsche Gravitationsgesetz formuliert die Ursachen dieser Bewegungen, die sich aus den Gravitationswirkungen der beteiligten Himmelskörper ergeben.
4. Die Bahnen der Planeten und der Kometen um die Sonne unterscheiden sich vor allem in ihrer Form: die Ellipsenbahnen der Kometen sind sehr viel exzentrischer als die der Planeten (so dass ihr sonnenfernster und ihr sonnennächster Punkt sehr weit voneinander entfernt sind). Die Bahnen der Planeten liegen weitgehend in einer Ebene, die Kometenbahnen dagegen stehen oft in steilem Winkel dazu.
5. Planetoiden sind meist kugelähnliche Himmelskörper wie die Planeten, aber sehr viel kleiner und masseärmer. Ihre Zahl dagegen ist sehr viel größer als die der Planeten und Monde. Kometen sind Kleinkörper, die auf ihrer langgestreckten Ellipsenbahn aus einem Gemisch von Staub und gefrorenen Gasen bestehen („schmutziger Schneeball“). Bei Annäherung an die Sonne entwickelt sich eine Gashülle (Koma) um den festen Kern, schließlich ein von der Sonne weggerichteter Schweif (Strahlungsdruck der Sonne). Die Kometen haben im Mittel eine noch geringere Masse als die Planetoiden und sind noch zahlreicher. Die interplanetare Materie besteht aus Staubteilchen und Gasmolekülen geringster Masse in extrem großer Zahl.
Je zahlreicher die Gruppen von Himmelskörpern im Planetensystem vertreten sind, desto masseärmer sind sie.
6. Die Sternkarte enthält Sterne und ähnliche Objekte, die im Kosmos sehr weit von uns entfernt sind und deren Bewegung im Raum daher für uns in historischen Zeiträumen kaum oder gar nicht registrierbar sind. Sie können daher als quasi feststehend betrachtet und in eine Karte eingetragen werden. Alle Körper unseres Planetensystems sind uns dagegen so relativ nahe, dass ihre mehr oder weniger deutlich registrierbaren Bewegungen keine Eintragung in eine solche Sternkarte zulassen (sie würden immer nur eine „Momentaufnahme“ widerspiegeln).
7. Die Bahn der Erde um die Sonne spiegelt sich für uns als eine Veränderung ihres scheinbaren Ortes am Himmel (unter den Sternen) wider, dadurch beschreibt sie im Verlaufe eines Jahres eine scheinbare Bahn unter (vor) den Sternen (Ekliptik), die als gelbe Linie auf der Sternkarte eingezeichnet ist.
8. Die Sichtbarkeit eines Planeten von der Erde aus hängt vor allem davon ab, in welchem Winkel er zur Erde und Sonne steht: Je größer der Winkel Sonne-Erde-Planet, desto günstiger. Wichtig sind aber auch sein linearer Abstand zur Sonne (Bestrahlungsintensität) und zur Erde (scheinbarer Durchmesser). Die einzelnen Planeten unterscheiden sich in ihrer Sichtbarkeit auch in Abhängigkeit von ihrer Oberflächengröße und ihrem Rückstrahlungsvermögen (Albedo).
9. Im geozentrischen Weltbild steht die Erde im Mittelpunkt der Welt, sie wird von allen anderen Himmelskörpern auf Kreisbahnen umlaufen.
10. Gestützt wurde das geozentrische Weltbild durch die Beobachtungstatsache, dass offenbar alle Himmelskörper sich relativ gleichmäßig von Ost nach West über den Himmel bewegten. Das entsprach gleichzeitig der Grundannahme, dass die Erde als das Hauptwerk göttlicher Schöpfung als von vornherein bevorzugt angenommen wurde. Die zunehmend festgestellten Ungleichförmigkeiten der immer genauer beobachteten und gemessenen Bewegungen und die immer besser erfassten Ungenauigkeiten z.B. der vorherberechneten Planetenörter am Himmel (vor allem ihrer zeitweiligen Rückläufigkeit) ließen immer stärker an der Richtigkeit des geozentrischen Weltbildes zweifeln.
11. Das heliozentrische Weltbild stellt die Sonne in den Mittelpunkt der Welt und sieht alle Himmelskörper (mit Ausnahme des Mondes) diese Sonne umkreisen. Die ursprüngliche Fassung dieser Theorie lässt dabei Kreisbahnen zu und sieht die Sonne auch im Zentrum der Sterne.
12. Konservative Kräfte, zu denen vor allem die Kirche gehörte, hielten lange am geozentrischen Weltbild fest, u.a. weil es am besten ihren weltanschaulichen Vorstellungen und Grundannahmen entsprach. Vertreter des neuen Weltbildes waren daher heftigsten Anfeindungen ausgesetzt. Nennenswert sind in diesem Zusammenhang solche Vertreter des Neuen wie G. Bruno, der u.a. für seine Theorie als Ketzer verbrannt wurde, und G. Galilei, der unter schwerem psychischen Druck zum „Abschwören“ gezwungen und zu lebenslangem Hausarrest verurteilt wurde.
13. Kopernikus stellte fest, dass sich die Planeten um die Sonne bewegen.
Kepler stellte fest, wie sich die Planeten um die Sonne bewegen.
Newton stellte fest, warum sich die Planeten um die Sonne bewegen.
14. Wenn sich die Erde um die Sonne bewegt, dann muss jeder Stern am Himmel als Widerspiegelung der Erdbahn ebenfalls scheinbar einen Kreis beschreiben. Die Forderung nach dem Nachweis einer solchen „Fixsternparallaxe“ war wichtigstes astronomisches Argument gegen die Lehre von Kopernikus, denn sie konnte zu dieser Zeit aus instrumentellen Gründen nicht nachgewiesen werden. Aufgrund der entwickelten Beobachtungs- und vor allem Instrumententechnik konnte erst Bessel (1837) die erste Parallaxenmessung durchführen.
15. Mit wichtigen Erkenntnisfortschritten in der Physik, vor allem der Spektralanalyse, gewann man die Möglichkeit, neben der bis dahin beobachteten und gemessenen Position und Bewegung der Himmelskörper (Himmelstechnik) das Licht der Sterne als die einzige Informationsquelle nicht nur quantitativ, sondern auch qualitativ zu untersuchen und Aussagen über den physikalischen und chemischen Zustand der Sterne zu machen. Damit war die Astrophysik entstanden, die sich bald zu einem der wichtigsten Zweige der Astronomie überhaupt entwickelte.
Himmelsbeobachtung (Lösungen)
1. (Skizzen) entsprechend Niveau Klasse 9 bzw. Klasse 10 (Abstimmung mit Physikunterricht)
2. Das historisch zuerst entstandene Linsenfernrohr wurde später immer mehr durch Spiegelfernrohre zurückgedrängt, welche größere Durchmesser und damit größere Effektivität erzielten. Um das auszugleichen, mussten immer größere Linsendurchmesser mit immer höherer Qualität gefertigt werden. Die Entwicklung beider Fernrohre stieß in der Neuzeit an technische Grenzen in Bezug auf ihre Durchmesser, die beim Spiegelfernrohr durch Kombination mehrerer Spiegel weiter hinausgeschoben wurden.
3. Man berechnet die Vergrößerung eines Fernrohrs, indem man seine Objektivbrennweite (in mm) durch die Brennweite des gewählten Okulars (in mm) dividiert, z.B. N = Objektivbrennweite 840 mm/Okularbrennweite 40 mm = 21.
4. 200 cm-Spiegel in Tautenburg bei Jena
360 cm-Spiegel in der Europäischen Südsternwarte in Chile
508 cm-Spiegel auf dem Mt. Palomar in den USA
600 cm-Spiegel auf der Krim
100 m-Radioteleskop in Effelsberg in der Eifel
5. Da das menschliche Auge nur für einen begrenzten Bereich des elektromagnetischen Spektrums empfindlich ist, die Erdatmosphäre die Strahlung der Sterne filtert und das sichtbare Licht nur teilweise auf die Erdoberfläche treffen lässt, gewinnt die nicht optische Himmelsbeobachtung zunehmend an Bedeutung. Sie untersucht die anderen Bereiche des Spektrums der Wellenstrahlung. Dementsprechend unterscheidet man z.B. Radioastronomie, Infrarotastronomie, Röntgenastronomie usw. Auch die Untersuchung der Neutrinostrahlung als Bestandteil der Teilchenstrahlung der Sonne gewinnt an Bedeutung. Für alle diese Bereiche wurden spezielle Instrumente entwickelt (z.B. Radioteleskope).
6. Dazu gehören z.B. solche Erkenntnisse, die sich aus den Bewegungen der Erde ergeben:
tägliche und jährliche scheinbare Bewegungen der Sonne, der Sterne, der Planeten und auch des Mondes über den Horizont, Zeitbestimmung, Jahreszeiten, Kalender u.a.
7. Die Erdatmosphäre filtert die ankommende Strahlung der Sterne und lässt sie nur zu einem Teil auf die Erdoberfläche auftreffen. Daher baut man Sternwarten in zunehmendem Maße in Gebieten mit günstigen klimatischen Bedingungen (wenig Regen und Wolken, geringe Luftunruhe, geringe Luftverschmutzung, kein Streulicht von Städten, in großen Höhen mit geringer Luftdichte). Von besonderer Bedeutung sind daher Beobachtungen mit Hilfe der Raumflugkörper, die sich im (fast) luftleeren Raum bewegen. Auch die Entwicklung der nicht optischen Beobachtung nimmt zu.
8. Beide Bewegungen wirken sich auf die Position der Himmelskörper an der scheinbaren Himmelskugel aus, u.a. können dadurch Himmelsobjekte ungünstig oder gar nicht beobachtet werden. Die Bewegungen müssen in den Koordinatensystemen des Himmels berücksichtigt werden (z.B. rotierendes Äquatorsystem, Zeitangabe beim Horizontsystem). Die tägliche Bewegung der Erde erfordert für die Beobachtung der Gestirne eine exakte Nachführung der Instrumente (vor allem für die Fotografie der Himmelskörper).
9. Um eine Himmelsbeobachtung durchführen zu können, muss man z.B. berücksichtigen:
die Zeit der Beobachtung (ist das Objekt zu diesem Zeitpunkt gut oder evtl. auch gar nicht zu sehen, ist der Himmel noch/schon dunkel genug?)
der Ort der Beobachtung (hat man freie Sicht auf den Himmel, gibt es störende irdische Lichtquellen?)
die Instrumente (welche Instrumente stehen zur Verfügung, welche Vergrößerung ist günstig, welcher Gesichtsfelddurchmesser?)
das Ziel der Beobachtung (Einzelobjekte oder Überblick, Position oder Helligkeit oder Bewegung, Kenntnisgewinn oder Demonstration?)
der Luftzustand (Durchsichtigkeit der Atmosphäre, aufsteigende Warmluft?).
10. —
11. Man bestimmt das Azimut des Sterns, indem man seinen Winkelabstand zum Meridian misst (z.B. mit den Teilkreisen eines Fernrohrs). Die Höhe des Sterns wird als Abstand des Sterns vom Horizont mit Hilfe eines Fernrohrs oder mit einem Pendelquadranten gemessen.
12. Die Höhe eines Sterns nimmt vom Aufgang bis zur Kulmination zu, danach ab. Das Azimut eines Sterns wächst ständig, wobei die Zählung nach der Kulmination wieder bei Null beginnt.
13. Die beobachtete Helligkeit eines Sterns (seine scheinbare Helligkeit) hängt vor allem von seiner Leuchtkraft und seiner Entfernung ab. Daneben spielen in der praktischen Beobachtung irdische Bedingungen und das verwendete Instrument eine Rolle.
14. Die beobachtbare Helligkeit eines Planeten hängt von seiner Stellung zu Sonne und Erde ab (Winkel Sonne-Erde-Planet) sowie von seinem Abstand zu Sonne und Erde. Die Helligkeit der Planeten unterscheiden sich voneinander auch durch ihre unterschiedlich große Oberfläche und das jeweilige Rückstrahlungsvermögen (die Albedo).
Orientierung am Sternhimmel (Lösungen)
1. Die drehbare Sternkarte besteht aus einer Grundscheibe, in der die hellsten Sterne in einem äquatorialen Gradnetz sowie die scheinbare Sonnenbahn eingezeichnet sind. Am Rand der Grundkarte kann sowohl das Datum als auch die Rektaszension der Sterne abgelesen werden. Konzentrisch mit dieser Grundkarte ist eine durchscheinende Deckfolie verbunden, auf ihr das Gradnetz des horizontalen Koordinatensystems und in einem durchsichtigen elliptischen Ausschnitt der jeweils sichtbare Teil der scheinbaren Himmelskugel. Der Rand der Deckfolie enthält eine Uhrzeiteinteilung. Durch Drehen der Deckfolie bringt man Datum (Grundscheibe) und Uhrzeit (Deckscheibe) der Beobachtung in Übereinstimmung. Die Horizontellipse zeigt dann (in perspektivischer Verzerrung) den Anblick der scheinbaren Himmelskugel zu diesem Zeitpunkt. Näherungsweise können nun z.B. die Horizontkoordinaten der Himmelsobjekte abgelesen werden.
2. Man bringt durch Drehen der Deckfolie Datum (Grundscheibe) und Uhrzeit (Deckfolie) der Beobachtung in Übereinstimmung. Dann zeigt der durchsichtige elliptische Ausschnitt der Deckscheibe den Anblick der Himmelskugel für den Beobachter zu diesem Zeitpunkt. Zur Übertragung des Kartenbildes in die Natur muss sich der Betrachter in den Mittelpunkt der Horizontellipse versetzen und müsste sich die Karte über den Kopf halten. Dann entsprechen die eingetragenen Himmelsrichtungen denen in der Natur. In der Beobachtungspraxis hält der Betrachter meist die Karte so vor sich, dass die Kartenhimmelsrichtung mit der beobachteten Himmelsrichtung übereinstimmt.
3. Man schätzt die Höhe des Sterns nach seiner Lage zu Horizont und Zenit mit Hilfe der um den Zenit konzentrisch eingetragenen Hilfskreise. Die Lage des Sterns zu den eingetragenen, mehr oder weniger perspektivisch gekrümmten Strahlen vom Zenit zum Horizont gibt das Azimut wieder.
4. (Der Schüler stellt den Stern genau auf den Ost- bzw. Westteil der Horizontlinie ein – also auf den Ort des Auf- bzw. Untergangs – und liest am Rand für das vorgegebene Datum die Uhrzeit ab.)
5. Man schätzt den Ort der Sonne auf der eingezeichneten Ekliptik entsprechend den dort eingetragenen Daten ab und sieht dadurch ihre Stellung unter (vor) den Sternen.
6. Mit Hilfe der drehbaren Sternkarte kann man z.B.
– die Horizontkoordinaten und die Äquatorkoordinaten für Sterne (einschließlich Sonne) und andere eingetragene Objekte näherungsweise bestimmen,
– den Auf- und Untergang und die Kulmination der Gestirne nach Ort (am Horizont) und Zeit bestimmen,
– beobachtete Sterne nach ihren Horizontkoordinaten identifizieren,
– bei Kenntnis der Äquatorkoordinaten (z.B. Sternkalender) den Ort von Planeten über dem Horizont bestimmen.
7. Im Koordinatensystem des Horizonts wird die Lage eines Sterns an der scheinbaren Himmelskugel des Beobachters mit Hilfe von zwei Koordinaten beschrieben:
Das Azimut a gibt die Richtung des Sterns vom Beobachter aus gesehen an. Dabei beginnt die Zählung im Südpunkt und geht über West, Nord und Ost von 0° bis 360°.
Die Höhe h gibt den Abstand des Gestirns vom Horizont (0°), gemessen in Richtung zum Zenit (90°) an.
Da jeder Beobachter entsprechend seiner geografischen Lage einen anderen Horizont und eine andere mittlere Ortszeit hat, sind die Koordinaten des Horizontsystems orts- und zeitabhängig.
8. Das Koordinatensystem des Äquators beschreibt den Ort eines Gestirns am Himmel mit
Hilfe von zwei Koordinaten:
Die Rektaszension a gibt den Abstand des Gestirns vom festgelegten Nullpunkt der Zählung, dem Frühlingspunkt, an (gemessen in Stunden und Minuten von Ost nach West).
Die Deklination d kennzeichnet den Abstand des Gestirns vom Himmelsäquator (0°) jeweils 90° zum Nordpol (+) bzw. Südpol (–) des Himmels.
Da dieses Gradnetz mit der scheinbaren Himmelskugel rotiert, bleiben die beiden Koordinaten des Sterns konstant.
9. (Der Schüler zeigt, wie er den Ort eines Sterns im äquatorialen Netz der Grundkarte findet. Dann zeigt er, wie die Koordinaten dieses Ortes auf der Deckfolie, die auf den Beobachtungszeitpunkt eingestellt ist, abgelesen werden.)
10. (Der Schüler erläutert, wie er ausgehend vom Südpunkt des Horizonts den Azimutwinkel des Sterns abschätzt bzw. mit den Teilkreisen des Fernrohrs, mit dem Pendelquadranten o.Ä. bestimmt.)
11. Stellt ein Beobachter z.B. in Berlin die Höhe eines Sterns zu einem bestimmten Zeitpunkt fest, dann wird ein Beobachter in München wegen seiner südlicheren Lage den Stern in geringerer Höhe über dem Horizont finden. Ein westlich bzw. östlich von Berlin gelegener Beobachtungsort wird wegen der Erdrotation diesen Stern früher bzw. später als der Beobachter in Berlin sehen.
12. a) Beide Koordinatensysteme benötigen zwei Koordinaten zur Beschreibung eines
Gestirnsortes, das Horizontsystem darüber hinaus Ort und Zeit der Beobachtung.
b) Die Koordinaten des Äquatorsystems entsprechen denen des Gradnetzes der Erde, beide Systeme sind auch orts- und zeitunabhängig.
13. Im Koordinatennetz des Äquators auf der Grundkarte kann man die Deklination des Sterns als Abstand vom Himmelsäquator auf den konzentrischen Kreisen um den Himmelsnordpol ablesen, die Rektaszension mit Hilfe der vom Himmelsnordpol ausgehenden Strahlen (Nullpunkt ist der Frühlingspunkt).