Mit Isaac Newton lebte ein wichtiger Wissenschaftler und Philosoph, welcher die Wissenschaft nachhaltig revolutioniert hat und als erstes eine anständige Theorie über eine Grundkraft des Universums aufstellte.

Sir Isaac Newton war ein englischer Wissenschaftler und Philosoph, welcher am 25. Dezember 1642 jul. / 05. Januar 1643 greg. in Woolsthorpe, nahe Grantham in der Grafschaft Lincolnshire in England geboren wurde.

Newtons junge Jahre

Bereits am Vorabend der Geburt soll Isaacs Mutter Hannah Newton die Wehen gespürt haben. Isaac war als Säugling zuerst sehr schwach und hätte prognostiziert, dass er keinen Tag überlebe, was jedoch nie eintritt und sich wohl gebessert haben muss. Sie hat ihr Kind nach ihrem verstorbenen Vater genannt, verstarb drei Monate vor seiner Geburt. Isaac galt als frühreif und begann im frühen Alter bereits viel zu lesen. Er konstruierte seine ersten Gerätschaften, Modelle von Windmühlen und Uhren. In seiner Kindheit erhielt er nur grundlegende Bildung und musste bereits mit 12 Jahren die Schule King’s school, eine sogenannte grammar school in Grantham verlassen und ihrer Mutter am Bauernhof helfen. Er war eines Tages in seiner Schulzeit bei einer Apotheke und ließ sich von der Chemie interessieren. Das lag aber Isaac nicht. In den kommenden Monaten sollen sich Legenden zusammengetragen haben, wie dass Isaac Bücher gelesen haben soll, während er die Schafe hüten sollte, oder dass er verträumt mit Pferdegeschirr den ganzen Weg von Grantham nach Hause gelaufen sein soll, wobei die Pferde ihm entrissen sind. In dieser ungeschickten Weise soll er in diesem Lebensabschnitt öfters in Gedanken versunken sein.

Daraufhin redete seine Mutter mit Newtons Onkel, welcher am gleichen College studiert hatte, wie Newton wenig später sollte (Trinity College) und dem Schuldirektor in Grantham und es wurde entschieden, dass er in Cambridge studieren durfte. Die Idee war, dass Newton Pfarrer werden soll. Daraufhin ging er wieder zur Schule, um sich auf das College vorzubereiten, die Aufnahmeprüfung hat er leicht gelöst. Also schrieb er sich zum Juni 1661 (mit 18, etwas älter als die anderen Studenten) in das Trinity College in Cambridge ein.

Aufstieg als Gelehrter

In den ersten Wochen hatte Newton Schwierigkeiten, sich das Leben am College einzurichten. Mit seinem Zimmergenossen namens John Wickens schloss er bald Freundschaft. Er assistierte ihm sogar bei seiner großen Anzahl an Versuchen und respektierte seine doch öfters auftretende Geistesabwesenheit. Newton kellnerte auch und richtete wohlhabenderen Studenten das Zimmer.

Für den Lehrplan seines dreijährigen Bachelorstudium interessierte er sich nur maximal mäßig, dieser hielt noch an den eigentlich aus der Mode gekommenen Aristotelismus und mglw. Sogar dem geozentrischen Weltbild fest (wie die meisten Universitäten in Europa zu der Zeit), während Newton und viele andere Studenten sich selbst mit den Techniken der neuen Bewegung in der europäischen Gelehrtenwelt befassen, die man heute die wissenschaftliche Revolution nannte. So entdeckte er z.B. Bücher des René Descartes und studierte seine Bücher, in denen er unter anderem beschrieb, dass die Welt vermutlich aus kleinsten unzerteilbaren Teilchen bestehen, welche sich ständig bewegen und dass jedes Naturphänomen ein Resultat aus deren mechanischen Interaktionen ist, was zuerst Pierre Gassendi initiiert hat.

1664 begann er damit seine Notizen, welche er in Quaestiones Quaedam Philosophicae (Bestimmte Philosophische Fragen) zusammenfasste. Der Text unter dem Titel lautete: Amicus Plato amicus Aristoteles magis amica veritas (Plato ist mein Freund, Aristoteles ist mein Freund, aber mein bester Freund ist die Wahrheit). Seine mathematischen Vorlieben um die Mathematik lebte er jedoch zu dieser Zeit fernab von seinen Notizen aus.

Das Studium bestand Newton mit Bravur – absolvierte die Prüfungen und erlangte das Bachelor of Arts, erhielt hierfür aber keine Auszeichnungen, denn er scherte sich nicht sehr groß um den Aristotelismus der Universität. Dass er keine Auszeichnungen bekam, spielte aber kaum eine Rolle, da er weiter studieren durfte und vier Jahre zukünftiges Studium spendiert wurde, mit dem Ziel der Magisterprüfungen.

1665 brach in London die Pest aus und raffte Hunderte in nur einer Woche hin – die moderne Covid19-Pandemie ist vergleichbar, jedoch weltweit. Aus diesem Grund schloss die Universität in Cambridge ihre Institute und ließ die Studenten nach Hause schicken, wo sie über das Gelernte in Ruhe nachdenken sollen und  wenn möglichst zu Hause bleiben sollten. Dem Newton kam es recht, denn er verbrachte seine Zeit seit dem wieder auf dem Bauernhof seiner Eltern und diese geografisch damit verbundene Abgeschiedenheit brachte weniger Ablenkung als an der Universität mit sich. Also widmete er sich nun weiter seinen Gedanken und Experimenten. Die Pest verursachte eine zweijährige Pause.

1665 und 1666

Die nächsten zwei Jahre begannen gleich mit bahnbrechenden Entdeckungen und Erfindungen seinerseits. Er folgte dem Sonnenlicht, welcher ihn auf die Idee für das erste Spiegelteleskop der Welt 1668 brachte:

“Ich beschaffte mir ein dreieckiges Glasprisma, um damit das berühmte Phänomen der Farben zu untersuchen. Dazu verdunkelte ich meine Kammer und bohrte ein kleines Loch in einen Fensterladen, durch das genügend Sonnenstrahlen fielen. Dann stellte ich mein Prisma so auf, dass das Licht auf die gegenüberliegende Wand fiel. Es war zunächst eine angenehme Ablenkung, die lebendigen und intensiven Farben zu betrachten. Ich war überrascht, dass die Strahlen rechteckig abgebildet wurden. Nach den gültigen Gesetzen der Lichtbrechung hatte ich kreisrunde Abbildungen erwartet.”

Isaac Newton

Diese Erkenntnis wiederum münzte er auf das Phänomen um, dass in großen Linsenteleskopen die Ränder unscharf und farbig erschienen. Daraufhin macht er sich Gedanken, wie man dieses Problem lösen konnte, was ihn wiederum auf en Spiegelteleskop geführt hat. Der Spiegel hat die Eigenschaft, dass das Licht nicht sich im Spiegelkörper brechen muss und danach das Licht wieder zurückreflektiert, sondern die Lichtstrahlen im Eintrittswinkel-gleich-Austrittswinkel-Prinzip direkt wieder zurückspiegelt. Zumindest das Licht, welches man auch für die Beobachtung nutzen möchte, die wahnsinnig geringe Lichtmenge, die durch den Spiegel kommt, kommt im Regelfall eh nicht mehr zurück.

Newton sandte dieses Spiegelteleskop 1671 an die (Akademie der Wissenschaften) Royal Society in London, wo man so begeistert von dem Schmuckstück an Einfallsreichtum war, dass die Royal Society Isaac Newton gleich als Mitglied aufgenommen hat.

Doch auch die Theorie zur Schwerkraft von Newton fand seine Anfänge in diesen Jahren. Newton stellte seine ersten Überlegungen an, und fand durch Rechnungen angewandt auf die Himmelskörper des Sonnensystems heraus, dass die Schwerkraftwirkung einer Gleichung entsprechen muss, dessen Stärke mit dem umgekehrten Quadrat pro Abstand abnimmt. Was für ein Abstand genau erforderlich ist, wusste Newton zu dem Zeitpunkt nicht. Vielleicht bis zum Erdmittelpunkt, oder nur bis zur Erdoberfläche, oder irgendwo dazwischen. In der Zukunft würde er darauf zurückkommen.

Die Geschichte hat eine hohe Wahrscheinlichkeit zu stimmen, dass durch einen heruntergefallenen Apfel auf den unter einem Apfelbaum sitzenden Isaac Newton dieser sich gefragt haben soll, warum der Apfel ausgerechnet auf ihn fallen muss und nicht zur Seite oder gar nach oben. Dies sagt er nämlich selbst Jahre später seinem ersten Biografen William Stukeley:

„Nach dem Mittagessen gingen wir bei warmen Wetter in den Garten und tranken im Schatten einiger Apfelbäume Tee. Mitten im Gespräch erzählte er mir, dass die ganze Situation jener glich, als ihm seine Gedanken zur Schwerkraft gekommen waren. Er hatte nachdenklich unter einem Apfelbaum gesessen, als ein Apfel herunterfiel. Warum fällt dieser Apfel immer senkrecht zu Boden, dachte er sich. Warum fällt er nicht zur Seite oder nach oben, sondern nur auf den Erdmittelpunkt zu? Der Grund liegt bestimmt darin, dass die Erde ihn anzieht. Materie muss also eine Anziehungskraft besitzen: Diese Anziehungskraft muss sich im Mittelpunkt der Erde befinden und an keiner ihrer Seiten. Wenn Materie also andere Materie anzieht, muss diese Kraft im Verhältnis zu ihrer Masse stehen. Deshalb zieht der Apfel die Erde an, genauso wie die Erde den Apfel anzieht. Diese Anziehung ist eine Kraft, die wir Schwerkraft nennen und die sich über das gesamte Universum erstreckt.“

Isaac Newtons Biograf “William Stukeley”

Newton beschäftigte sich während der Pestpausierung auch mit der Mechanik, Kraft und Beschleunigung interessierten ihn sehr. Er fragte sich, was für eine Beziehung sie haben und wie sie am Nachthimmel anwendbar wären. Müssten die Planeten nicht alle durch Luftwiderstände abgebremst werden und schließlich in die Sonne einfallen? Dafür entwickelte Newton die Infinitesimalrechnung, um die ständig sich verändernde Bewegung zu berücksichtigen. Mithilfe der nach Newton sogenannten „Fluxionsmethode“ konnte der Eingabewert noch so klein sein. Newton sagt zu den Erkenntnissen aus Woolsthorpe das folgende:

„Zu Beginn des Jahres 1665 fand ich eine Methode, um Reihen anzunähern, und eine Regel, um in diesen Reihen jeden hohen Koeffizienten zu reduzieren. Im Mai des gleichen Jahres stieß ich auf die Tangentenmethode von Gregory und Slusius. Im November entdeckte ich die direkte Methode der Fluxion und im Januar des folgenden Jahres die Farbentheorie. Und im folgenden Mai fand ich Zugang zur umgekehrten Methode der Fluxion. Später im Jahr dachte ich über die Schwerkraft nach, die sich bis zur Mondumlaufbahn erstreckt. Dann fand ich heraus, wie ich die Kraft berechnen muss, mit der eine Kugel auf die Oberfläche einer Sphäre drückt, in der sie kreist. Aus Keplers Gesetz, dass das Quadrat der Umlaufzeiten der Planeten sich proportional zur dritten Potenz der Länge ihrer großen Halbachse verhält, schloss ich, dass die Kräfte, die sie auf ihren Bahnen halten, sich umgekehrt zu den Quadraten der Entfernung ihrer Bahnmittelpunkte verhalten. Dann verglich ich die notwendige Kraft, die den Mond auf seiner Bahn hält, mit der Schwerkraft auf der Erdoberfläche und entdeckte, dass sich beide gut angleichen. Das alles geschah in den Seuchenjahren 1665 und 1666. In dieser Zeit befand ich mich in der Blüte meiner Entdeckungen und war der Mathematik und der Philosophie mehr zugeneigt als zu anderen Zeiten.“

Isaac Newton

Die Jahre nach der Pest

Nach der etwa 18 Monate dauernden Zeit der Schließung des Colleges kehrte er 1667 wieder nach Cambridge zurück. Dort wurde er prompt zu einem Minor Fellow (Stipendiaten) am Trinity College gewählt, wobei Newton noch fast unbekannt zu diesem Zeitpunkt war. In den Jahren nach der Pest interessierte er sich ausschließlich für zwei Themen, die Optik und seinen Erkenntnissen über das Licht und die Mathematik und damit genauer gesagt die Infinitesimalrechnung, die Methode, mit der man Funktionen mit unendlich kleinen Abschnitten (Infinitesimalen) verrechnen kann.

Im Jahre 1669 schrieb er an seinem Traktat „De Analysi per Aequationes Numeri Terminorum Infinitas“ („Über die Analyse durch unendliche Reihen“), welches seinen Fortschritt in der Erforschung der Methoden zur Annäherung von solchen ‚unendlichen Reihen‘ darstellt. Noch im selben Jahr sandte Isaac Barrow, lucasischer Professor für Mathematik am Trinity College, eine Kopie von De Analysi an John Collins. Daraufhin legte Barrow seinen Lehrstuhl nieder und beschäftigte sich weiter mit der Theologie. Isaac Newton folgte ihm und hatte nun seinen ehemaligen Lehrstuhl inne, musste jedoch jährliche Vorlesungsreihen gestalten. Als sein erstes Thema wählte er die Optik und hielt die folgenden drei Jahren, von 1670 bis 1672 seine Vorlesungen, aus welchen der Aufsatz „Of Colours“ entsprang. Dieser Aufsatz wurde 1704 in englischer Sprache veröffentlicht.

Newton war auch an Licht interessiert. Während seiner Studien als die Pest in England grassierte führte er einige Experimente durch, die er nun nutzte, um die zu dieser Zeit oft angenommene mechanische Natur des Lichtes zu unterstreichen. Newton vertrat nicht die Meinung, dass Licht homogen und einfach sei, sondern das Gegenteil heterogen und komplex. Das Phänomen der Farben komme von der heterogenen, also diversen, unterschiedlichen und uneinheitlichen Mischung des Lichtes. Die hauptsächliche Quelle für Newtons Überzeugung, dass Licht auch aus unzerteilbaren, kleinsten Materiepartikel besteht, ist, dass die einzelnen Strahlen unveränderliche Eigenschaften aufweist und dies die Anwesenheit von Materiepartikel seiner Ansicht nach impliziert. Er ging auch davon aus, dass bestimmte einzelne Lichtstrahlen (also Teilchen bestimmter Größen) beim Auftreffen auf die Retina (Netzhaut des Auges) die Empfindung für Farben verursacht.

Als Minor Fellow und Professor zog er sich etwas in seinen „akademischen Elfenbeinturm“ zurück und beschäftigte sich seinen wahren Interessensgebieten, welche zu der Zeit die Mathematik, Theologie, aber auch Alchemie waren. Bereits während der Pest hatte er seine Gravitationstheorie so gut wie fertig ausgearbeitet, jedoch veröffentlichte er seine Theorie für fast zwei Jahrzehnte nicht und nur wenige wussten davon.

Die Schwerkraft oder die Anziehungskraft ist die Kraft, die eine schwere Masse auf eine andere Masse unter dem Einfluss der Gravitation ausübt. Dass alle Objekte zu Boden fallen, wenn sie nicht mit dem Boden festgemacht sind, war logischerweise schon viel länger klar. Newton war jedoch der erste, der erkannte, dass dieses Prinzip im gesamten Universum gültig ist. Die Gravitation lässt die Sonne eine Anziehungskraft ausüben, die die Planeten so dermaßen beeinflusst, dass sie sie auf ihren Bahnen hält. Laut Newton bestand die Möglichkeit, dass also die Kraft, die die Erde am Apfel zieht, dieselbe sein kann, wie die, die die Bewegungen im Sonnensystem maßgeblich bewirkt. Seine Theorie und Berechnungen zögerte er zu veröffentlichen und tat es jedoch erst knapp 20 Jahre nach dem Aufstellen seiner Theorie. Newton wies nach, dass jedes Materieteilchen im Universum eine Anziehungskraft durch die Gravitation auf jedes andere Materieteilchen ausübt. Erst Albert Einstein konnte über 220 Jahre später die Gravitationstheorie grundlegend erneuern. In der praktischen Anwendung bleibt Newtons Theorie jedoch immer noch gut nutzbar.

Die Gravitationstheorie

Im sehr kalten Winter 1683-84 tagte die Royal Society in London regelmäßig. Das Thema Schwerkraft wurde sehr intensiv diskutiert. Die Astronomen der Society waren der Ansicht, dass die Sonne eine Anziehungskraft auf die Planeten ausübte. Der niederländische Astronom und Physiker Christiaan Huygens (1629-1695) hat nun eine Formel zur Berechnung der von ihm so genannten Zentrifugalkraft aufgestellt. Diese Kraft war die nach außen wirkende Kraft, die jedes Objekt erfährt, sobald sie in eine Kreisbewegung eintritt, so wie die Planeten. Die Astronomen erkannten auch, dass diese Formel der Zentrifugalkraft irgendwie einer der Hauptfaktoren sein muss, um eine Formel für die Gravitation zu erhalten. Ein Trio aus den Astronomen Edmond Halley (1656-1742), Christopher Wren (1632-1723) und Robert Hooke (1635-1703) zog sich einmal in dieser Zeit nach einer Sitzung der Royal Society in ein Kaffeehaus zurück und diskutierten über das Problem mit der Schwerkraft und die Frage, wie diese mit dem „System der Welt“, dem Sonnensystem, zusammenhing. Hooke und Wren kannten sich aus ihrer gemeinsamen Zeit in Oxford nach dem Englischen Bürgerkrieg und Halley war erst 26 Jahre alt zu dem Zeitpunkt. Die drei kamen vor Newton zum selben Schluss, dass die Gravitation einer umgekehrten Quadratgleichung folgen müsse. Jedoch musste jeder Ansatz zur Erklärung der Schwerkraft die Beobachtungen aus den Keplerschen Gesetzen plausibel erklären können. Die keplerschen Gesetze galten zu dieser Zeit als etabliert und allgemein anerkannt. Wren und Halley scheiterten beide an einer Findung und Lösung des Problems. Hooke verkündete dagegen, dass er die Lösung gefunden haben soll, er sie aber zurückhalten wolle, bis mehr Wissenschaftler an der Aufgabe gescheitert sind, damit es etwas bringe, die Lösung zu veröffentlichen und um seinen Ruf zu sichern. Wren glaubte ihm nicht und bot jedem Gelehrten ein Buch für 40 Schilling an, der das Problem lösen konnte.
Wochenlang wird nichts passieren und so glaubte Wren und Halley nun, dass Hooke den Beweis für die Gravitation nicht habe.

Die drei Astronomen waren sich nun sicher, dass wahrscheinlich nur eine Person im Königreich dieses Problem lösen könnte. Also müsste einer ihn in Cambridge aufsuchen und mit ihm austauschen. Robert Hooke war jedoch der falsche. Er und Newton standen in keinem guten Verhältnis, besonders weil Hooke 1672 ein Paper über das Licht und Optik von Newton bis auf das Äußerste kritisiert hat und es allgemein so aufgenommen wurde, dass Newton mit der anfänglich konstruktiven Kritik kaum etwas anfangen konnte und höchst ablehnend reagierte. Christopher Wren wäre gerne gegangen, Newton schätze ihn und seine mathematischen Fähigkeiten sehr, war allerdings nach dem Great Fire von September 1666 immer noch stark in den Wiederaufbau einbezogen und konnte kaum Zeit für die Mysterien des Universums erübrigen. Halley blieb übrig. Sein Ruf war noch größtenteils unverbraucht und Newton hörte bislang nur Gutes von Halley, welche sich zuvor noch nie sahen. Er fuhr also im August 1684 nach Cambridge und glücklicherweise empfang Newton ihn recht freundlich. Halley trug die Probleme über die für ihn unbekannte Lösung der Formeln für die Gravitationstheorie vor. Er frug Newton, wie die Form einer Planetenumlaufbahn um die Sonne aussah, wenn die Anziehungskraft sich mit dem umgekehrten Quadrat der Entfernung verhielt. Newton entgegnete spontan-überraschend, dass die Planetenbahnen dann elliptisch aussähen und dass er dies sogar schon berechnet hatte. Leider konnte Newton die Notizen über die Rechnungen von damals nicht mehr finden. Halley war begeistert und etwas entsetzt zu realisieren, dass Newton so wichtige Formeln ausschließlich für sich behielt und deswegen so leicht verloren gehen könne.

Newtons Prinicpia

Halley war sehr begabt darin gewesen, bei diesem Anlass mit Newton umzugehen, Halley war sehr diplomatisch, aber Newton aber auch bemerkenswert kooperativ. Als Halley Cambridge wieder verließ, versprach Newton, seine Formeln inklusive Theorien zu veröffentlichen. Newton hatte sich seit seiner einen Veröffentlichung von einem Optik-Paper 1672 eigentlich beschlossen, nie mehr zu publizieren. Newton gab sich dennoch einen Ruck, da der Augenblick sehr geeignet schien: Auf einer Seite lag Halley vollkommen im Recht, neuere Erkenntnisse über die Schwerkraft wurden dazugewonnen und drittens erlebte er seit einigen Monaten und Jahren keine größeren Erfolge für seine akademische Laufbahn.
Das Werk für die Veröffentlichung zu schreiben, dafür brauchte er ein ganzes Jahr. 1686 wurde es der Royal Society als Manuskript vorgelegt, 1687 endgültig gedruckt. Es trug den Titel „Philosophiae Naturalis Principia Mathematica“ (die mathematischen Prinzipien der Naturphilosophie), oder kurz „Principia“. Dessen Inhalte waren unter anderem die drei Bewegungsgesetze, welche revolutionär für die Mechanik und Dynamik waren, die Gravitationstheorie, wobei er für die Beweisführung hierbei seine Berechnungen mit den klassischen Methoden wiederholte (später hat er auch seine Fluxionsmethode eingesetzt, er wollte es den anderen Mathematikern einfacher machen). Zu fast allen Themen in der Physik fanden sich Ausführungen in Newtons Principia, größtenteils bis auf die Energie.

Newtons Bewegungsgesetze sind die folgenden:

• „Corpus omne perseverare in statu suo quiescendi vel movendi uniformiter in directum, nisi quatenus illud a viribus impressis cogitur statum suum mutare.“
  „Ein Körper verharrt im Zustand der Ruhe oder der gleichförmig geradlinigen Bewegung, sofern jener nicht durch einwirkende Kräfte zur Änderung seines Zustands gezwungen wird.“
• „Mutationem motus proportionalem esse vi motrici impressae, et fieri secundum lineam rectam qua vis illa imprimitur.“
  „Die Änderung der Bewegung ist der bewegenden Kraft proportional und geschieht nach der Richtung derjenigen geraden Linie, nach welcher jene Kraft wirkt.“
• „Actioni contrariam semper et aequalem esse reactionem: sive corporum duorum actiones in se mutuo semper esse aequales et in partes contrarias dirigi.“
  „Die Wirkung ist stets der Gegenwirkung gleich, oder die Wirkungen zweier Körper auf einander sind stets gleich und von entgegengesetzter Richtung.“

Diese sind essentiell für die Mechanik und Dynamik, mithilfe von diesen Gesetzen kann man alle anderen klassischen Bewegungen begründen. Mehr zu Isaac Newton dann im nächsten Teil.

Weblinks:

• https://en.wikisource.org/wiki/The_Mathematical_Principles_of_Natural_Philosophy

Quellen:

• https://de.wikipedia.org/wiki/Philosophiae_Naturalis_Principia_Mathematica
• https://www.biography.com/scientist/isaac-newton
• https://www.britannica.com/biography/Isaac-Newton
• Die Geschichte der Astronomie, Von Kopernikus bis Stephen Hawking, Peter Aughton, (Quercus, 2008; deutsche Version: National Geographic Deutschland, 2009) ISBN-13: 978-3-86690-113-1

Relativ unscheinbares Sternbild in direkter Nähe zum Großen Bär

Beschreibung

Das Sternbild Jagdhunde, lat. Canes Venatici, Abkürzung: CVn, ist ein recht unscheinbares und kleines Sternbild, welches ein Nachbarsternbild des Großen Bären ist. Unscheinbar bedeutet in dem Fall, dass es nur einen Stern unter 3 mag gibt, Cor Caroli oder α CVn. Außerdem wird das Sternbild oft nur als ein einziger Strich aus α CVn und einen etwas dunkleren Stern, Chara, β CVn, dargestellt. Die Jagdhunde sollen dabei zwei Jagdhunde sein, die in irgendeiner Weise als Gestalt ans Sternbild festgemacht werden. ¯\_(ツ)_/¯

Orientierung

Die Jagdhunde sind unterhalb des Schwanzes vom Großen Bär zu finden. Die zwei hellen Sterne α CVn und β CVn bilden fast eine perfekte Linie mit Arcturus und den Sternen, die den Bauch des Großen Bären ausmachen. Der „Bauch“ des Großen Bären ist quasi eine Stufe unter dem Sternenviereck des Großen Wagens. Die Internationale Astronomische Union hat das Sternbild so definiert, dass erstaunlich viel Raum diesem Sternbild zuteilwird. Die Ausdehnung des Sternbildes ist demnach 465 Quadratgrad groß.

Auch ist der galaktische Nordpol ganz in der Nähe, im Nachbarsternbild Coma Berenicus (Com), was bedeutet, dass das Milchstraßenband fast so weit entfernt ist, wie es überhaupt möglich wäre, und deswegen die Objekte aus der Milchstraße am seltensten in diesen Regionen auftreten sollten.
Alles weitere siehe die Sternkarten unten drunter.

Sichtbarkeit

Durch die Nähe des Großen Bären ist auch das Sternbild Jagdhunde weit im Norden des Sternenhimmels. Die nördliche Hälfte des Sternbildes ist in Mitteleuropa zirkumpolar, wobei die Größe von dieser Hälfte durchaus variiert. Hier ist der Zirkumpolarkreis für den 48., 50. und den 52½. Breitengrad eingezeichnet (dabei muss man im Hinterkopf behalten, dass die ersten 10 Grad über dem Horizont ca. durch Luftfeuchte, Streuung, Bäume/Wälder oder Hügel/Berge und Lichtverschmutzung eventueller Städte in der Umgebung oft schlecht zu beobachten sind):

Da das Sternbild ungefähr zwischen 12,1 h bis 14,1 h Rektaszension liegt, kann man dieses Sternbild am besten von Mitte Mai bis Mitte Juni gegen 22 Uhr, im Mai gegen 23 Uhr beobachten und von Mitte April bis Mitte Mai gegen 24 Uhr beobachten. Durch die passend hohe Deklination steht das Sternbild zu dieser Zeit jedoch weit oben und auch im Zenit, was teilweise suboptimal für Beobachter mit dem Teleskop sein kann. Gegen 23 Uhr sind die Jagdhunde für das Teleskop zumindest von der Höhe her am besten im Februar und im Juli beobachtbar, sofern man in Person neben seinem Teleskop steht, sowie das Teleskop ein mobiles Stativ hat. Allerdings ist die Beobachtung von Anfang Februar bis Ende August sehr gut denkbar, sofern man auch zenitnah gut beobachten kann.

Es ist an dieser Stelle nochmal wichtig anzumerken, dass diese Zeiten nur für Mitteleuropa gelten, denn am Himmel kann man an anderen Orten auf der Erde schließlich auch andere Objekte sehen.

Jedoch lohnt es sich im Zenit die Jagdhunde zu beobachten, da in diesem Moment der Weg durch die Atmosphäre für das Licht am kleinsten ist. Weniger Weg durch die Atmosphäre verursacht auch weniger atmosphärische Effekte bei der Beobachtung, insofern man keine adaptive Optik (AO) einsetzen kann, das ist ein optisches System, welches die atmosphärischen Schleier in Echtzeit umgehen kann.

Geschichte & Mythologie

Einige Sternbilder, die heute noch gültig sind (obwohl Sternbilder heutzutage rein für die Orientation nützlich sind, gegensätzlich der Astrologie, die sie aber auch Sternzeichen nennt), stammen aus der Feder von Ptolemäus aus seinem Werk Almagest, welche bis zum Anfang der Neuzeit für die europäische Astronomie war. Die restlichen Sternenbilder, die von der IAU anerkannt sind, kommen größtenteils aus neuzeitlichen Veröffentlichungen in Europa.
So auch das Sternbild Canes Venatici. Es stammt aus dem Buch Prodromus Astronomiae, bzw. Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia von Johannes Hevelius aus dem Jahr 1690, welches seine Frau drei Jahre nach seinem Tod vervollständigt veröffentlicht hat. Darüber habe ich kürzlich geschrieben. Das Sternbild Jagdhunde stellt zwei Jagdhunde dar, die den Großen Bär, bei seinem täglichen Gang um den Himmelspol verfolgten. Der nachgehende Rinderhirte hält die zwei Jagdhunde an der Leine.

Objekte der Jagdhunde

Eine Tabelle mit 7 helleren Sternen hier:

Und schließlich eine Tabelle mit den wichtigsten 4 DSOs (Deep-Space-Objekte):

Fünf interessante Objekte zur genaueren Betrachtung

Natürlich sind die zwei hellen Sterne Cor Caroli und Chara/Asterion bei den interessanten Objekten, da sie für das bloße Auge mehr oder weniger das komplette Sternbild ausmachen. Daneben ist der hochrote veränderliche Stern Y CVn einen Blick wert. Durch die zwei Galaxiencluster Canes-Venatici-I-Gruppe und Canes-Venatici-II-Gruppe, sowie die allgemeine Nähe zum (Nachbar-)Sternbild Coma Berenices (Com), welches ohnehin Massen an Galaxien enthält, gibt es auch einige sehenswerte Galaxien. Hier sind die Tipps:

• Cor Caroli:
  Cor Caroli ist ein Doppelstern, welcher aus den Sternen α² CVn und α¹ CVn besteht. Strenggenommen ist nur α² CVn der Stern mit dem Namen Cor Caroli. Die Helligkeit vom Doppelstern beträgt im Durchschnitt zusammen +2,79 mag, Cor Caroli +2,88 mag und sein Partner +5,60 mag. Die Helligkeit von α² schwankt jedoch in einer Periode von 5,46939 Tagen (5_d11_h15_min55,296_s) von 2,84 bis 2,98 mag.
  Der Stern α² hat eine Masse von 2,97 Sonnenmassen, also knapp dreimal die Sonne, der Radius beträgt etwa 2,49 Sonnenradien. Die Leuchtkraft beträgt ungefähr das 101fache der Sonne. Die effektive Temperatur beträgt ungefähr 11 600 Kelvin.
  Bei seinem kleineren Partner α¹ liegt die Masse bei “nur” 1,47 Sonnen, anderthalbfacher Sonnenradius, 7 080 Kelvin effektive Temperatur der Sternoberfläche.
  Die Sternenoberfläche von α² soll durch das starke Magnetfeld bedingt, 5 Tsd. mal stärker als das der Erde, Sternenflecken entwickeln, die einen merkbaren Teil der Oberflächen ausmachen. Die Sternenklasse A0VpSiEu von α² deutet daraufhin, dass er ein Ap/Bp-Stern, also chemisch pekuliär ist. Die Kürzel Si und Eu weisen auf die Elemente Silizium und Europium hin. Der Theorie nach werden diese Elemente im Stern mit anderen Elementen umgewälzt, sodass sie in das empfangene Spektrum kommen.
• Chara / Asterion:
  Der zweithellste Stern im Sternbild der Jagdhunde ist Chara, was Freude auf Altgriechisch bedeutet. Der Name war ursprünglich für den südlichen Hund der Jagdhunde gedacht, wurde aber für β CVn reinterpretiert. Ein anderer Name ist Asterion. Der Stern ist ein Einzelstern mit überraschend ähnlichen Eigenschaften zu unserer Sonne. So hat Chara nur etwa 2,5 % mehr Masse als die Sonne, ungefähr 12 % größeren Radius, eine effektive Temperatur von und eine Leuchtkraft von 115 % der Sonne. Aufgrund dieser sonnenähnlichen Eigenschaften, ist dieser Stern interessant, um mögliches Leben zu beherbergen. Jedoch wurde bisher kein Exoplanet um Chara festgestellt. Theorien zu einem spektroskopischen Doppelstern (ein sehr enger Doppelstern, nur sichtbar durch Verschiebungen der Wellenlänge des Lichts von Chara als Folge eines Doppler-Effekts feststellbar) um Chara konnten bislang nicht bestätigt werden. Soweit feststellbar, auch keine Braunen Zwerge. Chara ist nur etwa 27,5 Lichtjahre weit entfernt und hat eine Spektralklasse von G0V (Sonne: G2V).

• M 51 / Whirlpoolgalaxie:
  Die Galaxie Messier 51, auch genannt Whirlpoolgalaxie, ist wohl einer der schönsten am Nordsternenhimmel. Es ist eine Spiralgalaxie mit deutlich ausgeprägten Armen, wobei eine weitere kleinere Galaxie namens NGC 5195 bereits mit einem durch die Gravitation zur NGC 5195 gestreckten Arm kollidiert. Die beiden Galaxien sind im frühen Stadium der Kollision; wären sie weiter, würden die Strukturen der Whirlpoolgalaxie zu einem erhöhtem Grad durcheinander gewirbelt worden sein.
  Die Klassifizierung ist SA(s)bc p. Das p steht abermals für pekuliär, hier aufgrund der Situation mit der gravitativ gebundenen Partnergalaxie NGC 5195.
  Seine Masse beträgt ungefähr 160 Milliarden Sonnen, die Entfernung ist ca. 31 Millionen Lichtjahre groß, Schätzungen gehen von 23±4 bis 37 Millionen aus. Trotz seiner kleinen Dimension von ca. 76 Tsd. Lichtjahren (Milchstraße: ca. 200 Tsd. soll der Galaxienkern im Verglich zur Milchstraße aktiver und heller sein.
  Die Helligkeit beträgt etwa +8,4 mag und kann daher gut schon in einem kleineren handelsüblichen Teleskop für Amateurastronomen und Sterngucker beobachtet werden.

• La Superba / Y CVn:
  Einer der wohl rötlichsten mit dem Auge sichtbaren Sterne ist wohl La Superba, ital. die Überragende, wie der italienische Astronom Angelo Secchi den Stern genannt hat. Die rote Farbe kommt dadurch, dass die effektive Temperatur von La Superba nur bei ca. 2800 Kelvin liegt und nach der planckschen Schwarzkörperstrahlung der Stern damit überwiegend rotes und infrarotes Licht aussendet.
  Der Stern hat eine Masse von ca. 1,6 Sonnen, einen Radius von 1,59 AE, was mehr als Sonne-Mars-Entfernung ist, sowie eine Leuchtkraft von über 6 200 Sonnen, wobei das meiste davon im Infraroten abgestrahlt wird. Seine visuelle scheinbare Helligkeit beträgt +4,87 mag, im I-Band, ein nahes Infrarotband, allerdings schon +1,74 mag.

• M 3:
  M 3, oder ausgeschrieben Messier 3, ist in dieser Liste der einzige Kugelsternhaufen. Ein Kugelsternhaufen ist im Gegensatz zu den offenen Sternhaufen wie die Pleiaden etwa nicht lose sondern kompakt gebündelt und zum Kern hin konzentriert. Auch sind Kugelsternhaufen für gewöhnlich viel größer im Radius, besitzen mehr Sterne und sind oft etwas außerhalb der Galaxis (nicht losgelöst, müssen aber nicht unbedingt in dieser Milchstraßenscheibe sein). M 3 ist mit +6,39 mag einer der hellsten an der nördlichen Himmelshalbkugel. Mit 33 900 Lichtjahren ist dieser Kugelsternhaufen auch weiter weg als die meisten bekannten Sterne und etwas weiter weg als das Zentrum der Galaxis, das supermassive schwarze Loch Sagittarius A*. M 3 hat eine Leuchtkraft von mindestens 257 000 Sonnenleuchtkräften, aber in Wahrheit ist diese Zahl durch interstellare Extinktion (Abdunklung durch interstellaren Staub) um theoretisch vielleicht fast das Doppelte größer (das 2,511886fache ist eine Größenordnung der Helligkeit; ich habe die absolute Helligkeit berechnet und das mit der Sonne verglichen). Es sind mindestens 212 veränderliche Sterne bekannt, die größte Zahl in Kugelsternhaufen überhaupt.

Quellen:

• https://de.wikipedia.org/wiki/Jagdhunde_(Sternbild)
• https://en.wikipedia.org/wiki/Canes_Venatici
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=y+cvn
• https://en.wikipedia.org/wiki/La_Superba
• https://de.wikipedia.org/wiki/La_Superba
• https://en.wikipedia.org/wiki/Cor_Caroli
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=alf2+cvn
• https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Canum_Venaticorum
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=bet+cvn
• https://en.wikipedia.org/wiki/AW_Canum_Venaticorum
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=aw+cvn
• https://en.wikipedia.org/wiki/20_Canum_Venaticorum
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=20+cvn
• https://ru.wikipedia.org/wiki/Водоворот_(галактика)
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=m+51
• https://de.wikipedia.org/wiki/Messier_3
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=m+3
• https://en.wikipedia.org/wiki/5_Canum_Venaticorum
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=5+cvn
• https://en.wikipedia.org/wiki/24_Canum_Venaticorum
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=24+cvn
• https://en.wikipedia.org/wiki/Messier_106
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=m+106
• https://en.wikipedia.org/wiki/Messier_63
• https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=m+63
• Sternenkarten: Stellarium
• Welcher Stern ist das?; Kosmos; Michael Vogel; 2014; ISBN 97-3-440-13870-0

naja … wurde fast “Morgen”. grins

Das ist ein kleiner Erklärungsbeitrag von mir zum Augustende, ein größerer Beitrag wird noch morgen erscheinen. 🙂

Sternenflecken, bei der Sonne auch Sonnenflecken, sind meist rundliche Flecken auf der Sternoberfläche, welche um einiges kühler als deren Umgebung sind. Sichtbar sind sie als dunklere Flecken im sichtbaren Licht, da weniger Temperatur auch weniger leuchtstark bei diesen Temperaturen bedeutet. Heißt also, wenn die Photosphäre eine Temperatur von 5800 K hat, kann die Photosphäre am Sternfleck einige Hundert Kelvin kühler sein. Sie erscheinen oft in Gruppen, Nachbarflecken haben jeweils eine umgekehrte Polarität. Die Hintergründe ihres Erscheinens liegen darin, dass das Magnetfeld des Sterns sich mit dem gesamten Stern mitdreht. Jedoch drehen sich Bereiche des Sterns schneller oder langsamer als am Sternenäquator und dadurch verdreht sich der Stern irgendwann so arg, dass das Magnetfeld zerreißt. Sternflecken sind idR also die visuellen Gegenstücke zu den magnetischen Flussröhren in der Konvektionszone eines Sterns. Kommt es zum “Kurzschluss”, kann sich ein koronaler Massenauswurf, engl. CME (coronal mass ejection), bilden. Kann man sich also möglicherweise wie ein magnetisches Sturmauge, oder sowas in der Art, vorstellen.

Sonnenflecken sind Sternflecken auf der Sonne. Sternflecken auf anderen Sternen als die Sonne können auch kleinere oder größere Ausmaße annehmen.

Quellen:

• https://de.wikipedia.org/wiki/Sonnenfleck
• https://de.wikipedia.org/wiki/Sternfleck

Johannes Hevelius, auch genannt Jan Heweliusz, Johannes Hevel bzw. Johann Hewelcke, leistete wichtige Arbeiten für die Astronomie im späten 17. Jahrhundert.

Johannes Hevelius wurde am 28. Januar 1611 in Danzig in einer lutherischen Patrizierfamilie geboren. Sein Vater, Abraham Hewelke (1576-1649), stammt aus einer Bierbrauerfamilie und seine Mutter, Kordula Hecker (1594-1655), aus einer reichen Kaufmannsfamilie. Beide haben ihre Wurzeln schon lange in Danzig (Gdańsk) gehabt. Sein Vater besaß auch einige Bierbrauereien und Geschäfte selbst.
Johannes erreichte nur mit drei anderen Geschwistern das Erwachsenenalter – von insgesamt 13 Kindern (aus zwei Ehen), Johannes Hevelius allerdings war das erste Kind seiner Eltern.

Nach alten Überlieferungen des Akademischen Gymnasiums Danzig begann für Hevelius ab dem Jahrgang 1618 seine Ausbildung. 1627 mit 16 Jahren kehrte er wieder nach Danzig zurück, nachdem er in einem Ort namens Gondeltsch Polnisch lernen sollte. Es ist nicht bekannt, für wie lange Hevelius dort verweilte, oder welcher Ort Gondeltsch sein soll – Hypothesen nach jedoch Grudziądz oder Gondecz (Gądecz) bei Bydgoszcz. Nach seiner Rückkehr nahm er Privatunterricht bei Peter Crüger (1580-1639), welcher Schüler von Johannes Kepler (1571-1630) und Tycho Brahe (1546-1601) war. In dieser Zeit setzte seine Faszination für die Astronomie ein und Crüger förderte es mit einer Einführung in die beobachtende Astronomie, Bau von Instrumenten und Berechnungen.

Hevelius ging 1630 an die Universität Leiden, um Jura und Wissenschaft zu studieren. Auf dem Weg dorthin beobachtete er am 29. Juni eine Bedeckung des Saturns durch den Mond in der Nähe der Insel Hven, in der Tycho Brahe sein Astronomieschloss einige Jahrzehnte zuvor gebaut haben ließ. Hevelius zog 1631 weiter nach London, wo er allerdings auch nicht sehr lange Zeit verbrachte, weil das Jurastudium Hevelius doch nicht befriedigte und die Astronomie in Leiden war noch nicht sehr fortgeschritten.
In den folgenden vier Jahren, 1631 bis 1634, reiste er durch Frankreich und traf berühmte Persönlichkeiten wie Pierre Gassendi (1592-1655) ^{(der Link tut hauptsächlich Jeremiah Horrocks behandeln)}, Athanasius Kircher (1602-1680) und Marin Mersenne (1588-1648). Kircher fügte 1635 bei seiner Abhandlung über Gnomonik Hevelius‘ ersten Stich hinzu: eine reflektierende Sonnenuhr.

Seine Pläne, nach Italien zu reisen, wurden von seinem Vater Abraham durchkreuzt, der Johannes nach Danzig zurückrief. Dort beschäftigte er sich mit dem Stadtrecht und dem Betrieb einer Brauerei. Mit der Vermählung der ersten Frau von Hevelius, die zwei Jahre jüngere Katharina Rebeschke, lagen nun zwei weitere Mietshäuser und eine Brauerei, welche direkt neben Abraham Hevelius seiner lag. 1636 wurde er Mitglied in der Danziger Brauerzunft, ab 1643 sogar deren Ältester und Ältester der Gilde. Als sein Vater 1649 starb, legte Hevelius die Brauereien zusammen. Außerdem hat er 1641 begonnen, auf dreien der Mietshäuser der Familie (Korzennnastraße 53, 54 (die der Frau) und 55 (seiner Familie)) eine Sternwarte zu bauen. Auf diesem Ort steht heute das altstädtische Rathaus von Danzig und ein Restaurant. Ab 1651 wurde Hevelius, da war er schon ein renommierter Astronom, Ratsherr der Altstadt auf Lebenszeit, 1660, 1669 und 1679 bis 1686 ist er sogar Vorsitzender des Stadtrats gewesen.

Hevelius war etwa ab Mitte 1639 dann komplett in die Astronomie eingestiegen. Sein Ansatz war es, sich „ernsthaft“ und „systematisch“ mit der Astronomie auseinanderzusetzen. Dies würde er 40 Jahre lang bis zum Feuer in Danzig 1679 tun, nach dem Feuer versuchte er stets weiterzuarbeiten, konnte aber nicht in die alte Form zurückkehren aufgrund eines Schocks.
Wie auch immer, in der Mitte 1639 war Peter Crüger auf dem Sterbebett. Bevor er in den 1650ern seine Sternenwarte auf den Dächern dreier Häuser baut, richtete er in ab 1641 seinen Dachkeller mit seinen Gerätschaften – das sind Teleskope, dessen Linsen teilweise selbst geschliffen sind, als auch Quadranten, Sextanten und Oktanten, welche zur Winkelmessung dienen.

In den ersten Jahren der 1640er beobachtete er intensiv den Mond und veröffentlichte seine Erkenntnisse 1647 im Werk Selenographia sive Lunae descriptio (Selenographie, oder die Beschreibung des Mondes).
Er beginnt sein Werk mit der Beschreibung seiner Beobachtungsmethode, genauer gesagt über den Bau seiner Teleskope. Er hat z.B sphärische Linsen aus venezianischem Glas genommen. Bei hellen Objekten, wie die Sonne und der Mond, nutzte er eine Projektion anstatt der direkten Sicht, die übrigens sehr schädlich für das Augenlicht sein kann (es kann wohl keine gute Idee sein, mit großer Vergrößerung in ein ohnehin schon helles Objekt mit dem bloßen Auge zu schauen).
Nach dem erwähnt er auch noch Studien zu den Planeten, Jupitermonden und Sonnenflecken. Die Jupitermonde nannte er nach den Planeten: (Mercurius Jovialis, Venus Jovialis, Jupiter Jovialis und Saturnus Jovialis), jedoch heißen die vier größten Monde des Jupiters nicht umsonst die galileischen Monde, denn diese Monde wurden nach den Namensvorschlägen von Galilei benannt.
Die wichtigste Arbeit in dem Werk sind jedoch die Beobachtungen und Karten des Mondes. Durch die eben genannte Projektion skizzierte Hevelius die markanten Elemente der Mondoberfläche und ergänzte später die Details. Die Karten enthielten über 600 Oberflächenmerkmale mit Namen, die sich an irdische Namenskonventionen zu der Zeit anlehnten. Außerdem enthielt das Werk insgesamt 60 Kupferstiche mit Ansichten des Mondes. Er erkannte auch als erster die Libration des Mondes.
Man kann also sagen, dass Hevelius mit diesem Buch die Selenografie begründet, oder bzw. die Kartografierung des Mondes.

Die Selenografie sorgte für große Aufregung in Europa, nicht nur in wissenschaftlichen Kreisen. Pierre Gassendi z.B. bemerkt, dass zu der Zeit in jedem Salon in Paris ein Buch von Hevelius steht. Gassendi fertigte schon vor der Selenografie von Hevelius Karten vom Mond an, aber nach der Veröffentlichung des Werkes von Hevelius sah er keinen Sinn mehr darin, damit weiterzumachen.

In den folgenden Jahren schrieb er kleinere Werke, insbesondere eine Schrift namens Dissertationio de nativa Saturni Facie, 1656 veröffentlicht, in der er versuchte, die mysteriöse Form von Saturn zu enträtseln. Drei Jahre später erklärte Christiaan Huygens (1629-1693) den Saturn als eine Kugel, um welche sich ein Ring befindet, was sich als richtig herausstellen sollte.

1659 besuchte die polnische Königin Louise Marie zweimal und im Dezember desselben Jahres auch Johann Kasimir den Astronomen. 1660 erhielt er nach dem Besuch der beiden Häuptern Polens ein Landgut und ein Adelstitel, der jedoch wiederum nicht von dem Sejm (dem polnischen Parlament) genehmigt wurde. 1661 kam dann das königliche Privileg eine Druckerei zu gründen.

Auch interessant war der Merkurtransit vom 03. Mai 1661, welcher Hevelius umfassend untersuchte. In Danzig war er ab 15:08 Uhr vor der Sonne zu sehen, als die Sonne an dem Tag unterging, war der Merkur noch nicht von der Sonnenscheibe weggezogen. Per Projektions-Methode bestimmte er den Merkurdurchmesser vor der strahlenden Sonne auf 11,8 Bogensekunden. Das leitete er wahrscheinlich von den Proportionen der Merkurscheibe zur Sonnenscheibe ab, wobei der Winkeldurchmesser der Sonne schon gut bekannt war. Der tatsächliche Wert war etwa 12,1 Bogensekunden, also war die Annäherung schon sehr gut. Pierre Gassendi hatte als erster Mensch 29 ½ Jahre vorher einen Merkurtransit beobachtet. Am 20. Februar desselben Jahres beobachtete er auch noch ein Halophänomen in Danzig, welches er in seiner Schrift ebenfalls erwähnte. 1662 veröffentlichte er die Ergebnisse in seiner Schrift Mercurius in Sole visus Gedani.

Im selben Jahr verstarb seine erste Frau Catherine. Schon ein Jahr später heiratete er Elisabetha Catherina Koopmann (Hevelius erst nach der Heirat) (1647-1693). Elisabetha sollte er bis zu seinem Tode begleiten. Sie bekamen zusammen vier Kinder, drei Töchter und ein Sohn, wobei der Sohn im Alter von einem Jahr verstarb.
Nicht nur der polnische König interessierte sich für Hevelius, sondern auch der französische. Von 1663 bis 1672 erhielt – nicht immer rechtzeitig – Hevelius 1200 Franc jährlich als Lohn vom französischen König, in dem Falle Ludwig XIV., was er seinem Werk, die Selenografie, sowie seinen guten Verbindungen zu französischen Wissenschaftlern zu verdanken hat.

Im Jahr 1668 veröffentlichte Hevelius ein Werk mit über tausend Seiten mit dem Titel Cometographia. In diesem Buch diskutiert er das Phänomen der Haarsterne und führte 250 Erscheinungen seit der Frühzeit an, inklusive seine eigenen. Auch widmete er sein Buch Ludwig XIV. und schickte Kopien an seinen Hof.

Bevor 1674 Johann III. Sobieski König von Polen wurde, haben sich beide in den 1660ern kennengelernt. So bestellte er u.a. 1668 mehrere Instrumente bei Hevelius, unter anderem ein Polemoskop, welches Hevelius erfand. Das Polemoskop ist ein Prototyp des späteren Periskops. Auch schickte Hevelius immer wieder wissenschaftliche Arbeiten zu ihm, z.B. im Frühjahr 1677 über die Beobachtung des Sterns Omikron Ceti, welcher damals einfach nur Mira hieß (der erste veränderliche Stern). Im Juli 1677 besuchte Sobieski dann seine Sternwarte in der Korzenna-Straße. Im Oktober bewilligte er ihm sogar ähnlich dem französischen König 1000 Gulden jährlich, welches Gehalt er ab 1678 erhielt. Auch war Hevelius nun von den Steuern seiner Brauerei befreit und durfte die Preise unabhängig der Gilde machen.

Seine 1670er wurden hauptsächlich durch seine neue Großarbeit Machinae coelestis bestimmt, welche in zwei Teilen mit den Zusätzen pars prior (1673) und pars posterior (1679) in Danzig von Hevelius veröffentlicht wurde. In den 1670ern war Hevelius bereits über 60 Jahre alt (1671 60 geworden). Die Zusammenarbeit mit seinen zwei Königen spiegelte sich in beiden Werken nieder: Während im ersten Band noch eine Widmung für den französischen König geschrieben wurde, wurde im zweiten Band eine Widmung für den polnischen König geschrieben.

Im ersten Band legte er detailliert seine Beobachtungsmethode erneut nieder. Dies führte Hevelius in eine schwierige Lage, denn die englischen Astronomen John Flamsteed (1646-1719) und Robert Hooke (1635-1703) kritisierten die Methoden des Danziger Astronoms zutiefst. Es ging um die Methode zur Vermessung der Positionen der Himmelskörper und Hevelius hat in den Augen der jüngeren englischen Astronomen veraltete Instrumente und Lösungen für dieses Problem verwendet. Üblich zu der Zeit war der gerade aufkommende Mikrometer (das Instrument, nicht die Einheit), um unter anderem auch Messungenauigkeiten zu verkleinern. Hevelius war außerdem seit 11. Mai 1664 genau wie Flamsteed und Hooke ein Mitglied (FRS) der Royal Society. Hevelius forderte ein Schiedsverfahren und diese wiederum ließ den jungen Edmond Halley (1656-1742) im Mai 1679 kommen. Er blieb etwas mehr als einen Monat und Halleys Messungen zufolge haben die Messungen von Hevelius eine ähnliche Präzession wie von ihm selbst. Somit verließ Halley Danzig Anfang Juli 1679 auch schon wieder.

Noch bevor das zweite Band, Machinae coelestis pars posterior, 1679 erschienen konnte, erfasste ein Feuer in der Nacht vom 26. September 1679 auf den 27. seine Sternwarte, Ausrüstung, Werkstatt, Druckerei und einige Häuser. Er zum Glück war zu dem Zeitpunkt auf seinem Landsitz. Deswegen wurde auch leider fast die komplette Ausgabe des zweiten Bandes zerstört. Der Danziger Astronom war nach dem Feuer schwer geschockt und begann unmittelbar mit der Rekonstruktion seiner Anlagen. Vom polnischen König Johann III. Sobieski erhielt er finanzielle Unterstützung für den Wiederaufbau. Wie auch immer, Hevelius konnte sein Hab und Gut so weit aufbauen, dass er im Dezember 1680 den großen Kometen (C/1680 V1) beim Vorbeiflug beobachten konnte. Ab 1682 startete er seine systematischen Beobachtungen erneut. Über den Verlust im Brand von 1679 beschäftigte er sich im Werk Annus climactericus, sive rerum uranicarum observationum annus qudragesimus nonus (Das Wendejahr) von 1685 ausführlich, der Streit mit den englischen Astronomen wurde nochmals erwähnt und Beobachtungen des veränderlichen Sterns Mira wurden niedergeschrieben.

Im Jahr 1686 begann er ein letztes Mal mit einem wichtigen Werk. Seit den 1650ern vermaß der deutsch~polnische Astronom die Position der Fixsterne am nächtlichen Firmament und nun wollte er alle vermessenen Sterne katalogisieren und in einen Atlas bringen. Auf älteren Listen hatte er bereits Daten von etwa 950 Sterne gesammelt. Er gab als Epoche für die Koordinaten der Fixsterne Ende 1660 an (jedenfalls kann ich mir folgenden Satz nicht anders erklären: Współrzędne gwiazd Heweliusz podał na koniec 1660 r., tłumacząc, że odpowiada to mniej więcej środkowi okresu obserwacyjnego.; siehe erstaufgeführte Quelle), da dies etwa die Mitte des Beobachtungszeitraumes für die Fixsternpositionen war. Die Positionen von 600 anderen Sternen wurden vermutlich vor und nach dem Brand 1679 erstellt.

Johannes Hevelius starb am 28. Januar 1687, welcher sein 76. Geburtstag gewesen wäre. Seinen Katalog konnte er leider nicht mehr selbst fertigstellen.

Jedoch konnte es seine Frau Katharina. Sie war seit ihrer Heirat immerzu engagiert bei den Beobachtungen von Johannes Hevelius dabei gewesen und hat bei seiner Arbeit geholfen. Nach seinem Tod vollendete sie als Witwe seine Arbeit und brachte den dreiteiligen Katalog Prodromus Astronomiae 1690 posthum heraus. Seine Ehefrau hat also ihren entscheidenden teil beigetragen und kann als erste Astronomin gezählt werden
Prodromus enthält die Einleitung, sowie nicht beendete Beobachtungen, Catalogus Stellarum Fixarum enthält den Katalog von insgesamt 1564 Sternen, und der dritte Teil Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia enthielt den Atlas und Referenzen zum Katalog, sowie 10 neue Sternbilder namens Canes Venatici (Jagdhunde), Lacerta (Eidechse), Leo Minor (Kleiner Löwe), Lynx (Luchs), Scutum Sobiescianum, bzw. heutzutage nur noch Scutum (Schild), Sextans (Sextant), and Vulpecula (Fuchs). Die restlichen drei Cerberus, Mons Maenalus, and Triangulum Minus sind heutzutage nicht mehr in Gebrauch.

Abschließend kann man sagen, dass Hevelius einige wichtige Arbeiten geschrieben hat, um die Astronomie weiterzubringen, galt aber dennoch als einer der letzten, die das Teleskop noch nicht konsequent einsetzten, um z.B. Sternpositionen zu ermitteln. Auch war er ein reicher Mann, der viel Macht in seiner Heimatsstadt Danzig/Gdańsk sich im Laufe der Jahre erarbeitet hatte. In Danzig hat er z.B. den Dreißigjährigen Krieg (1618-1648) scheinbar ohne Auswirkungen miterlebt. Sein Erbe ist eine weiterentwickelte Astronomie, begeisterte Nachfahren, männlich sowohl auch weiblich, sowie drei Töchter. Nachfahren von Hevelius leben auch heute noch, und zwar in Urzędów, Polen, wo sie örtlich astronomisch Begeisterte unterstützen.

Weblinks:

http://janheweliusz.pl/ (pl.)

Quellen:

• http://www.wiw.pl/nowinki/astronomia/200101/20010130-002.asp (pl.)
• https://www.deutsches-museum.de/forschung/bibliothek/unsere-schaetze/astronomie/selenografia
• https://en.wikipedia.org/wiki/Johannes_Hevelius
• https://de.wikipedia.org/wiki/Johannes_Hevelius
• https://en.wikipedia.org/wiki/Great_Comet_of_1680
• https://www.gedanopedia.pl/gdansk/?title=HEWELIUSZ_JAN (pl.)

Tut mir leid. Ich weiß, ihr musstet schon wieder knapp über 3 Monate auf einen neuen Artikel warten. Aber ich hoffe, dass euch diese über 8 Tsd. Wörter wieder aufmuntern werden. 🙂

Einleitung

Unsere Weltkugel, auf der wir leben, das ist die Erde, ist zwar nicht ganz rund, sondern eher sphäroidal und am Nordpol etwas mehr gespitzt als in den meisten anderen Breitengraden und am Südpol sogar leicht eingedellt. Also nur, wenn man annehmen würde, dass die Erde nicht wegen der Rotation der Erde am Äquator um einige Kilometer dicker ist als an den Polen. Das liegt daran, dass die Erde durch die Rotation eher eine Art Rotationsellipsoid ist.

Nun, was könnte man jetzt machen, wenn man diese Fakten nutzen will, um zum Beispiel herauszufinden, wo ein ganz bestimmter Ort auf der Erde liegt? Genau, man könnte ein Gradnetz über die Erde spannen, denn dann könnte man in diesem Bezugssystem genau sagen, wo etwas liegt. Was ist unser Bezugspunkt? Nun, um am besten mit dem Gradnetz auch noch rechnen zu können, legen wir einfach fest, dass die zwei Richtungen, in die die Rotationsachse der Erde zeigt, die Pole unseres Gradnetzes sind. Was kann man damit rechnen? Wenn die Erde 23 Stunden 56 Minuten und 4 Sekunden für eine Rotation braucht, bzw. genau 24 Stunden von Mittag bis Mittag, und wenn wir die Erde in 360 Linien einteilen, die die beiden Pole verbinden, kann man sagen, dass wenn ein Beobachter 15 Grad östlich und auf gleicher Höhe von mir steht, dass bei ihm die Sonne eine ganze Stunde früher untergehen wird und auf meiner Position eine Stunde später wieder aufgehen wird als der Beobachter 15 Grad östlich von mir. So kann man auch sagen, dass wenn ich genau auf dem Äquator stehe, dass ich beobachten kann, wie die Sonne innerhalb eines Jahres immer wieder ihre Positionen einnimmt, die sich nur sehr langsam über die Jahre sich ändern, wobei ihr Kurs fast haargenau sich nach einem Jahr wiederholt. Ich kann auch auf dem Äquator beobachten, dass wenn die Tageslänge der Nachtlänge gleicht, dass die Sonne mittags genau über mir stehen muss, und das passiert sogar zweimal im Jahr. Im Gegenzug kann ich im Sommer in einer Polarregion die Sonne den ganzen Tag über sehen, ohne dass die Sonne untergehen wird. Auch wird sie dort im Winter nicht aufgehen und der Himmel wird abhängig von der Polnähe maximal nur zur Mittagszeit aufdämmern.

Leichter mit der Positionenbestimmung mithilfe eines Gradnetzes ist es, wenn man ein zusätzlich praktisches Gradnetz hat. Woran denke ich? … Genau! An den Fixsternhimmel. Ich beobachte den Himmel selbst seit ungefähr 10 Jahren mehr oder weniger aktiv und kann sagen, dass sich der Sternhimmel seitdem sich nicht verändert hat, zumindest insofern, dass ich mit dem Auge und ohne spezielle Methoden in der Hinsicht es nicht wahrnehmen würde. Tatsächlich bewegen sich auch die Fixsterne, also die Sterne, die vermeintlich fix am Himmel stehen, auch relativ zu uns. Zwar sind sie viele Billiarden Kilometer weit weg und bewegen sich nur mit wenigen Kilometern pro Sekunde relativ zu uns, aber im Laufe eines Jahres kann man in leistungsstarken Teleskopen erkennen, dass sie um wenige Millibogensekunden am Himmel verrückt sind. Eine Millibogensekunde ist der Tausendste Teil einer Bogensekunde, die wiederum der 60te Teil einer Bogenminute ist, die wiederum der der 60te Teil eines Bogengrades ist, wovon es wiederum 360 Bogengrad im Vollkreis gibt. Also ist eine Millibogensekunde der (1000 × 60 × 60 × 360) 1 296 000 000te Teil einer Bogensekunde. Übrigens sind diese Skalen auch ziemlich das Hochauflösendste, was wir an Teleskoptechnik im sichtbaren Licht gegenwärtig erreichen können.
Wenn also der Fixsternhimmel ziemlich fest ist, aber wir interessanterweise passend zum Tageszyklus und zum Jahreszyklus einen Nachthimmel sehen, der die Geschehnisse des Jahres und des Tages auch erklären können, sowie innerhalb dieser 23 Stunden 56 Minuten und 4 Sekunden den gleichen Fixsternhimmel vorfinden, liegt es irgendwie nahe, dass sich der Himmel nicht im Laufe eines Tages sich bewegt, sondern die Erde und als Beobachter auf der Erde zu den verschiedenen Tageszeiten einen anderen Teil des Himmels sehen können. Am Äquator, an dem wir sehen, dass sich die Sonne an den zwei Tagundnachtgleichen sich genau in einer senkrechten Linie von West nach Ost über den genauen Punkt über mir am Himmel sich bewegt, können wir nachts sehen, dass sich auch der Sternhimmel zwar zu jeder Zeit sich wie die Sonne an den Tagundnachtgleichen verhält.

In Verbindung mit einer Weltkarte und etwas meteorologisches Hintergrundwissen, kann anhand des Koordinatennetzes der Erde auch präzise die Meeres- und Windströmungen durch Corioliskräfte in der Atmosphäre und dann daraus entstehenden Hadley-Zellen und anderen Windsystemen vorhersagen, woraus sich wiederum eine ziemlich präzise Klimakarte in Verbindung mit Höhendaten der Kontinente erstellen lässt.

Koordinatensystem in der Himmelskugel

Bevor ich alles in der Einleitung schon verrate, fange ich schonmal lieber an, die Einleitung zu verlassen. Zuerst: Ja, wir haben ein wundervolles Koordinatensystem auf der Erde, und damit kann man wirklich was anstellen, und ja, wir können auch eins auf den Sternhimmel projizieren, aber es ist nicht die ganze Wahrheit. Dahinter ist noch etwas mehr Wissenswertes.

Der erste große Unterschied ist, dass wir von draußen auf die Erdkugel draufschauen, während wir vom Inneren der Himmelskugel auf ihre Oberfläche schauen. Klar, wenn auf der Erde wir gerade nach Westen schauen, dann schauen wir auch am Himmel nach Westen, genauso wie wenn wir nach Norden, Osten oder Süden schauen. Das ist zwar einfach zu verstehen, aber nicht zu vergleichen mit einem Globus von der Erde zum Beispiel.

Die Breitengrade nennen wir hier Deklination und die Längengrade Rektaszension. Es gibt einen kleinen Unterschied, wir haben bei der Deklination zwar von 90 Grad Süd bis 90 Grad Nord, aber bei der Rektaszension werden 24 Stunden gezählt, die wiederum in Minuten und Sekunden und so weiter aufgeteilt sind.
Das ist ziemlich nützlich, denn so kann man leichter abschätzen oder berechnen, zu welcher Tages- und Jahreszeit ein Stern auf- oder untergeht. Am Frühlingspunkt haben wir 0h Rektaszension, also wenn die Sonne den Himmelsäquator (Deklination: 0 Grad) streift, das ist jeweils am 20/21. März des Jahres momentan. Etwa zwei Wochen später liegt die Sonne schon auf 1h, nach einem Monat auf 2h. Bei 6h ist Sommersonnenwende (also, wenn die Sonne am nördlichsten am Himmel steht), bei 12h ist wieder Tagundnachtgleiche, aber dafür im Herbst und Sonne auf 18h, das bedeutet dann Wintersonnenwende. Somit sieht man den Himmelsausschnitt gerade am besten, der zu Mitternacht und 12h Rektaszension der Sonne gegenübersteht. Also z.B., wenn am 01. Februar die Sonne noch auf etwa auf 20h46 steht, dann sieht man die Region um 8h46 Rektaszension nachts am besten, und zwar in südlichster Richtung gegen Mitternacht.

Die Deklination wird mit Delta δ und die Rektaszension mit Alpha α abgekürzt. Dieses Koordinatensystem für den Himmel wird als geozentrisch und äquatorial betrachtet, weil z.B. ja der Punkt über einen, wenn man genau sich auf dem Erdäqutor befindet, dass dann auch der Himmelsäquator präzise über einen entlangläuft.

Für Objekte des Sonnensystems werden auch gerne mal ekliptikale Koordinaten angegeben. Dann ist der Äquator in diesem Koordinatensystem die Ekliptik, also die scheinbare Sonnenbahn um die Erde und der Meridian, also der Nullpunkt der Längengrade/Rektaszension, ist dann meist auch der Frühlingspunkt, oder immer die Sonne selbst. Im ersten Fall sieht man die normalen Planetenbewegungen und Abweichungen von der Ekliptik im einstelligen Gradbereich, im zweiten Fall sieht man eigentlich nur die Abstände zur Sonne und damit auch ganz gut die Sichtbarkeit der Planeten.

Fernerhin gibt es dann auch das Galaktische Koordinatensystem, wo dann das Milchstraßenband ähnlich der Ekliptik fungiert und der Meridian auf dem Supermassiven Schwarzen Loch liegt. Sterne der Milchstraße werden gerne auch noch mit diesen Koordinaten aufgezeichnet.

Weil die Erde in ihrer Rotation und Revolution (Erde um sich selbst, Erde um die Sonne) etwas hin und her wobbelt, auch Präzession genannt (Wow, jetzt habe ich alle drei klassischen Bewegungsformen der Erde aufgelistet!), werden mit Koordinatensysteme nach der Epoche gearbeitet. Die heutige Standardepoche ist J2000.0 (Also Jahresbeginn von 2000), aber schon heute sind Veränderungen deutlich feststellbar. Zum Beispiel verändert sich die Rotation der Erde durch Massenströme im Erdinneren, die Revolution durch die Apsidendrehung zum Beispiel, und die Präzession ist ja eigentlich nur das alleinige Schwingen der Rotationsache der Erde. Die kostenlose und downloadbare Computersoftware Stellarium kann zum Beispiel Koordinatensysteme unabhängig von der Epoche „von jetzt“ berechnen.

Ein interessantes Merkmal ist, dass wenn ich hier auf 49° Nord Breitengrad sitze, dass ich alle Sterne oberhalb der 41° Nord Deklination praktisch immer sehen kann. Der Himmelspol ist dann irgendwo am Himmel, nicht am Zenit (der Punkt am Himmel direkt über dir, Nadir ist das Gegenteil) oder am Äquator, und somit bewegt sich der Stück des Himmels zwischen dem Horizont und dem Himmelspol nach einem halben Tag über den Himmelspol und nochmal einen halben Tag später steht die Region wieder am selben Fleck am Himmel, ohne unterzugehen. Diese Region am Himmel, in der dies zutrifft, ist deswegen kreisförmig, und unveränderlich, sofern man sich nicht bewegt. Diese Sterne sind dann zirkumpolar, sie werden nachts nicht unsichtbar werden (das kann man sich ähnlich wie die nie untergehende Sonne im Sommer hoch im Norden vorstellen).
Andererseits kann ich auf 49° Nord keine Objekte unterhalb von 41° Süd sehen (wenn der Horizont eben ist, keine Bäume oder Hügel im Weg stehen, die Atmosphäre es nicht verhindere…). Diese -41° Deklination wird auch nur Richtung Süden am Himmel erreicht. Auf der Nord-Süd-Linie sind auch alle Objekte am höchsten über dem Horizont und haben genau die Hälfte ihrer täglichen Reise am Himmel abgeschlossen. Die Nord-Süd-Linie deswegen, weil es ja quasi die Erdachse widerspiegelt.
Diese Schlüsse sind so möglich einfach wegen der Kugeleigenschaft der Erde. Auf einer Kugel sitzend sehe ich unter dem Horizont nur die Kugel und über dem Horizont den Himmel.
Wenn ich jetzt nicht gerade auf dem Äquator oder auf einen der beiden Pole sitze, sondern irgendwo anders, dann kann ich theoretisch eine erdachte Verlängerung von einem Pols sehen. Dieser Pol projiziert auf den Himmel ist der Himmelspol. Da die Erde ihre Rotation in vollen Zügen am Äquator hat und die Pole stillstehen und nur um sich selbst bewegen, quasi, kann man die erdachte Linie vom Himmelspol zum Äquator innerhalb eines Tages wieder am Ausgangspunkt beobachten. Der Himmel dreht sich mit, weil sich eigentlich die Erde dreht und wir somit nur die projizierte Bewegung am Himmel sehen können.

Helligkeiten in der Astronomie

Schon Ptolemäus in der Antike hat bereits die Sterne, die er katalogisiert hatte, in 6 Größenklassen eingeordnet. Diese Größenklassen haben zwar nichts mit der tatsächlichen Größe oder mit der Masse zu tun, aber mit der Helligkeit, mit der wir die Sterne sehen. Dabei ist die erste Größenklasse die hellste Sternkategorie gewesen.

Heute nutzen wir immer noch ein ähnliches System. Unser „Null“-Stern ist die Wega für gewöhnlich und richten dann die Helligkeiten nach ihr aus. Die Einheit wird einfach Magnitudo (lat.) genannt und bedeutet eigentlich ebenso „Größe“. Es wird mit m oder mag häufig abgekürzt. Je größer die Zahl wird, desto dunkler leuchtet der Stern. Deswegen kommen auch negative Werte für sehr helle Sterne vor.

Man unterscheidet verschiedene Arten von Helligkeiten:

• Die Scheinbare Helligkeit:
  Die Scheinbare Helligkeit ist die reine Helligkeitsangabe mit mag, wie hell der Stern hier auf der Erde erscheint. Wenn ein Stern eine Helligkeit von +2,0 mag hat und ein anderer Stern hat eine Helligkeit von +7,0 mag, dann sind zwar 5 mag bei der Differenz in der Helligkeit der beiden Sterne, aber die Intensität des 2,0-mag-Sterns ist gegenüber dem 7,0-mag-Stern um den Faktor 100 stärker. Also ist das Verhältnis mit 5 Größenklassen Unterschied 1:100. Die Einheit mag ist dennoch regelmäßig und das Verhältnis der Intensität zur Helligkeit bei nur einer Größenklasse Unterschied ist bei 100^1/5 = 2,511 886 431 509 580 111 085 032 067 799 3…. Das heißt, dass ein Stern von +2,0 mag um fast das 2,512-fache heller ist, als ein Stern mit +3,0 mag, und fast um das 6,310-fache heller als ein Stern mit +4,0 mag (100^2/5). Es gelten also folgende Beziehungen zwischen Helligkeit und Intensität: m₁ – m₂ = –2,5 lg (l₁/l₂), bzw. l₁/l₂ = 10^{–0,4(m₁–m₂)}.
• Absolute Helligkeit:
  Alle Fixsterne und andere Objekte haben unterschiedliche Entfernungen und so kann es sein, dass ein hellerer Stern, der aber weiter entfernt ist als ein dunklerer Stern, dann scheinbar doch dunklerer ist als unser eigentlicher dunkler Stern.
  Um das zu vermeiden, stellen wir uns jetzt vor, dass alle Sterne nun in einer bestimmten Entfernung stehen, sagen wir mal 10 Parsecs.
  Während man die scheinbare Helligkeit mit einem m abkürzt, kürzt man die absolute Helligkeit mit einem M ab.
  Wiederum kann man auch die Absolute Helligkeit über einen Logarithmus berechnen. Die Formel dafür ist: m – M = 5 × log₁₀ (r/10 pc). Dabei ist M die Absolute Helligkeit, m die Scheinbare Helligkeit und r die Entfernung in Parsec. Mit dieser Formel ist nun sichergestellt, dass ein Stern in 10 Parsec Entfernung dieselbe Scheinbare Helligkeit wie die Absolute Helligkeit hat: m – M = 5 × log₁₀ (r/10 pc) = 5 × 0 = 0. Also, wie man hier gut sehen kann, ist die Distanz von 10 Parsec per Definition unsere Distanz, auf die wir normen. Nehmen wir jetzt den Stern Polaris, der Polarstern, und setzen die bekannten Werte für Polaris ein, kommt folgendes heraus: 2,02 mag – M = log₁₀ (132,6 pc/10 pc) ≈ 5 × 1,122 544 = 5,612 72. Daraus resultiert, dass die Differenz zwischen m und M 5,612 72 beträgt, was wiederum leicht für M umgeformt werden kann: 2,02 mag – M = 5,612 72 ⇒ M = –3,592 72 mag, also leicht weniger als -3,6 mag. Ein kurzer Blick in die Wikipedia, und man sehe, dass der Wert korrekt ist.
• Bolometrische Helligkeit
  Hast du dich schonmal darüber gewundert, für was für Wellenlängen eigentlich die Helligkeit jetzt stimmt? Nun, besonders für die Scheinbare Helligkeit werden gerne nur die Wellenlängen im visuellen Band genommen. Sterne haben aber verschiedene Helligkeiten in anderen Bändern. Das Spektrum eines Sterns nähert sich an die Plancksche Schwarzkörperstrahlung an. Ja, klar, die Sterne sind auch nicht ganz perfekt und irgendwelche Materialien werden elektromagnetische Wellen in bestimmten Bändern absorbieren, sodass der Energiestrom in dem Band stark zurückgeht. In der Bolometrischen Helligkeit versucht man nun die Helligkeit über das gesamte elektromagnetische Spektrum zusammenzufassen. Die Bolometrische Helligkeit wird in mag angegeben, aber auch des Öfteren in Watt oder in Erg pro Sekunde. Bei der Bolometrischen Helligkeit wird zwischen der scheinbaren und der absoluten unterschieden, da es ja kein wirkliches Gegenstück zur Scheinbaren oder Absoluten Helligkeit darstellt.
  Konkret wird die Bolometrische Helligkeit seit 2015 in der Resolution B2 über eine Leistungskennzahl bestimmt und nicht mehr über die variable Leistung der Sonne. Die Formel für die Bolometrische Helligkeit ist: M_bol = –2,5 log₁₀ (L_*/L₀). L₀ ist die Normgröße für die Bolometrische Helligkeit und wurde auf 3,012 8 × 10²⁸ Watt festgelegt. Durch die Solarkonstante L_* von 1 361 W/m² strahlt die Sonne gesamtflächig 4π × (149 597 870 700 m)² × 1 361 W ≈ 3,826 661 × 10²⁶ W aus. Das in die obere Formel eingesetzt, ergibt M_bol = –2,5 log₁₀ (3,826 661 × 10²⁶ W/3,012 8 × 10²⁸ W) ≈ 4,74 mag, während die Sonne im sichtbaren Licht nur eine Bolometrische Helligkeit von +5,16 mag aufweist.
• Leuchtkraft
  An der Bolometrischen Helligkeit ist die Leuchtkraft angeknüpft. Sie drückt die wahre Leuchtkraft aus, so wie wir schon in der Bolometrischen Leuchtkraft damit gerechnet haben. Jedoch ohne die Magnitudenskala, sondern reine Werte. Man rechnet meistens mit Sonnenleuchtkräften. Eine Sonnenleuchtkraft beträgt 3,828 × 10²⁶ Watt, ein Stern mit zwei Sonnenleuchtkräften hat zweimal mehr Leistung als die Sonne. Da unsere Sonne eher im Mittelfeld der Sterne spielt, gibt es viele Sterne, die nur einen Bruchteil der Leuchtkraft der Sonne haben, andere wiederum bis über 100 Tausend Sonnenleuchtkräfte. Allerdings kann man keine Roten Zwerge, noch nicht einmal der 4,24-Lichtjahre entfernte Proxima, aus unserer Position heraus mit dem bloßen Auge sehen, während wir Typ-I-Hyperriesen Tausende Lichtjahre weit sehen können.

Zeitmessung in der Astronomie

Die Menschen wollten schon immer wissen, zu welcher Jahreszeit sie ihre Felder bestellen oder ihr Angepflanztes ernten sollten, wann sie etwa Fluten oder Regenzeiten und Stürme erwarten sollten, wie der Tagesablauf vom Sonnenaufgang bis zum Sonnenuntergang über den Mittag und der Nacht ging. Dies war und ist ja praktisch, denn so kann man sich seine Zeit besser einplanen, oder vielleicht sogar Berechnungen machen.

Am einfachsten ist es, die Jahreszeiten und Tageszeiten an definitiv wiederkehrende Phänomene auszurichten und genauer zu bestimmen. Während eines Tages dreht sich die Sonne von Ost nach West, in der Nacht dreht sich dafür der Sternenhimmel. Jahresweise verändert sich die Höhe der täglichen Sonnenbahn und verschiedene Sternbilder kann man im Laufe eines Jahres immer später in der Nacht sehen. An solchen Regelmäßigkeit knüpften alle Zeitsysteme, die auf der Erde erschaffen wurden.

Einige schlaue Köpfe konnten die Kalendarisierung der Zeit im Laufe der Jahrhunderte vorantreiben. Bereits die alten Kulturen konnten die Länge eines Tages oder die Länge eines Jahres präzise auf einige Nachkommastellen berechnen. Das ist wichtig für die Erstellung der Kalender.

Der Tag

Allerdings ist auch wichtig zu wissen, was genau ein Tag oder ein Jahr eigentlich ist. Es ist eine unterschiedliche Messung, wenn man die Zeit zwischen Sonnenaufgang bis Sonnenaufgang misst, oder von Aufgang eines Fixsterns bis zum nächsten Aufgang desselben. Deshalb werden wir mal einen genaueren Blick zuerst auf die unterschiedlichen Messungen eines Tages annehmen. Ein etwas fachspezifischerer Begriff für den höchsten Stand am Himmel eines Himmelsobjekt in seiner Laufbahn ist die Kulmination. Folgerichtig kulminiert die Sonne zum Beispiel immer mittags, da sie am Mittag immer am höchsten am Himmel steht. Zur selben Zeit steht sie übrigens genau in Richtung Süden.

• Wahrer Sonnentag:
  Der Wahre Sonnentag ist die zeitliche Differenz zwischen zwei Kulminationen der wahren Sonne.
• Mittlerer Sonnentag:
  Ein Mittlerer Sonnentag ist praktisch der Wahre Sonnentag, bloß eine gemittelte Form von vielen Sonnentagen. Per Definition sind 86 400 Sonnenzeitsekunden ein Mittlerer Sonnentag. 60 Sekunden sind eine Minute, 60 Minuten sind eine Stunde und es gibt 24 Stunden. Ein Mittlerer Sonnentag sind auch 24 Stunden, 3 Minuten und 56,555 Sternzeitsekunden.
• Wahrer Sterntag:
  Der Wahre Sterntag ist die Zeit zwischen zwei Kulminationen des Frühlingspunktes. Der Frühlingspunkt ist wie schon gesagt, der Sternort, an dem die Ekliptik, die Sonnenbahn, den Himmelsäquator kreuzt. Er ist auch gleichzeitig die Nullrektaszension und die Position der Sonne am 20/21.03 eines Jahres der aktuellen gregorianischen Zeitrechnung.
• Mittlerer Sterntag:
  Der Mittlere Sterntag ist die Zeit zwischen zwei Kulminationen des mittleren Frühlingspunktes. Ein Wahrer Sterntag sind per Definition 86 400 Sternzeitsekunden. 60 Sekunden sind eine Minute, welche 60 davon wiederum eine Stunde ergeben und es 24 Stunden gibt. Auch sind 23 Stunden, 56 Minuten und 4,091 Sekunden der Sonnenzeit ein Wahrer Sterntag.
• Siderischer Tag:
  Das ist die Zeit zwischen zwei aufeinanderfolgenden Kulminationen eines Fixsterns mit verschwindender Eigenbewegung. Er ist lediglich 9 Millisekunden länger als ein Mittlerer Sterntag.

Was sind die Unterschiede der einzelnen Sichtweisen für einen Tag? Mittlerer ~tag bedeutet zum Beispiel immer, dass eine große Zahl von echten ~tagen genommen wurden und der Durchschnitt dann als Maß genommen wurde. Die Abweichungen sind messbar, jedoch nicht unmittelbar wichtig für den normalen Alltag. Der Unterschied zwischen Sterntag, bzw. Siderische Erdrotation und Sonnentag ist schon größer. Der Sonnentag ist ein wenig länger als die anderen Tage, da von Mittag bis Mittag gemessen wurde. Da aber die Sonne während eines Erdtages sich in dieselbe Richtung wie die Erde bewegt, muss man am Ende eines Sterntages noch die Rotationszeit miteinbeziehen, die man braucht, um die scheinbare Eigenbewegung der Sonne zu kompensieren.

Innerhalb eines Sonnentages dreht sich die Erde also ihre gewöhnliche 360 Grad, plus bisschen mehr als ein ganzer Grad dazu, weil die Erde sich in ihrem Umlauf schon etwa um einen 365ten Teil um ihre Bahn um die Sonne sich gedreht hat, und somit winkeltechnisch sich in der Position zur Sonne mit der Ausgangsposition sich bewegt hat. Am besten hier mit der Grafik visualisierbar.

Bei Siderischer Tag und Sterntag geht es auch noch um die dritte Erdbewegung, die Präzession. Der Sterntag berücksichtigt die Präzession, die Siderische Rotationsperiode nicht. Also, damit ist gemeint, dass der Sterntag die Kulmination eines festen gedachten Punkts am Himmel anzeigt, aber der Siderische Tag bezieht ich auf den Sternenhintergrund, der sich mit der Präzession schwach und fortlaufend verschiebt.

Direkt beobachtbar sind nur die Wahren Sonnen- und Sterntage, sowie die Siderische Rotation, die gemittelten Tage sind nur mathematisch. Unser System, welches wir benutzen, ist das Sonnentagsystem.

Das Jahr

Das irdische Jahr kann man jeweils auch mit verschiedenen Definitionen betrachten, es gibt drei Überkategorien. Zu den klassischen Definitionen gibt es allerdings noch ein paar andere.

Das Sonnenjahr

Beim Sonnenjahr, also die Kalenderrechnung an die Sonne angepasst, sodass man auch leicht die Jahreszeiten im Kalender berücksichtigen, gibt es hauptsächlich drei verschiedene Zählungen:

• Siderisches Jahr:
  Das siderische Jahr funktioniert analog zum Sterntag; das ist eine Umdrehung der Erde um die Sonne, genommen ist als fester Bezugsrahmen der Fixsternhimmel. Die durchschnittliche Dauer hier sind 365,256 363 004 Tage, oder 365_d06_h09_min09,764_sec. 365,256 360 416 7 Tage zur Epoche J2000,0. Das ist quasi die „vollständige Umkreisung“.
• Tropisches Jahr:
  Das tropische Jahr funktioniert analog zum Sonnentag; beim tropischen Jahr nimmt die mittlere Länge der mittleren Sonne um genau 360° zu. Als Ausgangspunkt wird der Frühlingspunkt genutzt, also ist die Definition die Differenz von zwei mittleren Durchgängen des Frühlingpunkts. Aufgrund der Präzession der Erde, das ist eine leichte Taumelbewegung der Erdachse über den Himmel, ist das tropische Jahr etwa 20 Minuten und 24½ Sekunden kürzer als das siderische Jahr. Dadurch, dass die Erdachse wandert, wandert auch der Frühlingspunkt langsam mit. Also respektiert diese Definition die Jahreszeiten. Seine Länge ist hier 365,242 190 53 Tage, oder 365_d05_h48_min45,262_sec.
• Anomalistisches Jahr:
  Das anomalistische Jahr ist eine Umdrehung der Erde um die Sonne, wobei die Zeit zwischen den Periheldurchgänge gezählt wird. Das Perihel oder Perihelion ist der nächste Punkt zur Sonne auf der Erdumlaufbahn. Da sich das Perihel langsam auf der Erdumlaufbahn sich ebenso mitbewegt, haben wir hier ein Jahr fünf Minuten länger als das siderische, also ist die Dauer durch diese Definition 365,259 635 864 Tage oder 365_d06_h13_min52,539_sec zur Epoche J 2000,0.

Weiterhin gibt es zwei große Solarkalender, die in der Welt existieren. Der julianische und der gregorianische. Beim julianischen Jahr ist es so, dass es 365 Tage im Jahr gibt, sowie 12 Monate mit jeweils 28 bis 31 Tage im Jahr. Alle vier Jahre kommt ein Tag dazu. Dass macht also ein mittleres Jahr von 365,25 Tagen. Das ist nicht allzu genau und bedeutet man braucht fast 900 Jahre, damit der Frühlingsanfang sich um eine Woche nach hinten verschiebt. Beim Gregorianischen Kalender (das ist auch übrigens der, den wir nutzen, orthodoxe Christen nutzen den Julianischen Kalender) gibt es zu den bereits getroffenen Regeln noch die Regel, dass das 00er-Jahr eines Jahrhunderts keinen Schalttag hat, es sei denn, es ist das vierte Jahrhundert. Das heißt im Klartext, 2000 ist zwar ein Schaltjahr, weil es durch 400 teilbar ist, 2100 jedoch nicht. Das macht dann ein mittleres Jahr von 365,2425 Tagen. Nach 22 619 Jahren wäre erst der Frühlingsanfang um eine Woche verschoben. Das Gregorianische Jahr geht also um 26,7 Sekunden pro mittleres Jahr falsch. Mittleres Jahr immer, weil man keine teilweisen Schalttage haben will. Das mittlere Jahr ist somit einfach ein Mittel aus allen Jahren in einem Abschnitt eines wiederholenden Segments. Weil ein Zyklus 400 Jahre dauert, das ist wegen der höchsten Regel, ist es in der Perspektive von ein paar Jahrzehnten ungenauer, was dazu führt, dass jedes Jahr die Tendenz sogar ist, dass das Datum des Frühlingsanfangs sogar geringfügig rückläufig ist.
Bei diesen Kalendern gibt es auch Wochen und Monate, aber eigentlich nur, um das Jahr nochmals aufzuteilen, bzw. sieben Tage in eine Art Bündel zu packen.

Der Julianische Kalender wird besonders in der Astronomie bei den Ephemeriden genutzt. Genannt ist dies das Julianische Datum (JD), welches mit Beginn auf den Mittag des 1. Januar 4713 v. Chr. gelegt wurde. Das System ist einfach eine simple Tageszählung, was bedeutet, dass der 01.01.2000 JD 2451545,0 ist. Die Uhrzeit für …,0 ist allerdings 13:00 Uhr MEZ, weil ab Mittag in der UTC-Zeitzone in der Rechnung ein neuer Tag beginnt (MEZ, Mitteleuropäische Zeit liegt eine Stunde nach UTC; UTC+1). 13 Tage sind es jedoch weniger, wenn man jetzt die Tage ausrechnen würde. Das lässt sich aber damit erklären, dass 10 Tage im Rahmen der Einführung des gregorianischen Kalenders gestrichen wurden, sowie auch drei Schalttage in den Jahren 1700, 1800 und 1900.
Es gibt auch das MJD, wie ihr euch schon vorstellen könnt, dass ist das Modifizierte Julianische Datum. Das MJD ist vom Konzept her das JD, bloß 2 400 000,5 Tage weiter. Das wäre dann der 17. November 1858 genau um Mitternacht nach UT natürlich. Niemand will wirklich das MJD verwenden, bis auf in der Raumfahrt, außerdem wäre es eigentlich nur extra Arbeit ein funktionierendes System nur in der Größenordnung der Zahlen etwas einzuschrumpfen.

Das Mondjahr

Genauso wie die Sonne ist auch der Mond ein geeignetes Medium, die Zeitmessung an ihm auszurichten. Physikalisch gesehen gibt es wieder verschiedene Definitionen, sowie eine Definition, die von den Kalendern am ehesten präferiert ist. Ein Mondjahr nennt man oft einfach Monat.

• Siderischer Monat:
  Wie man es schon gedacht hat, auch hier ist die Zeitspanne, wie lange der Mond braucht, um wieder zur selben Stelle zurückzukehren, gemeint ist hier dieselbe Stelle im Referenzrahmen der Fixsterne. Und ein siderischer Monat beträgt somit in der Epoche J2000.0: 27,321 661 547 203 Tage, das sind 27_d07_h43_min11,56_sec.
• Synodischer Monat:
  Der synodische Monat ist für uns bei der Zeitrechnung mit dem Mond am wichtigsten. Das synodische Jahr ist die zeitliche Differenz von einer Mondphase zur allerselben. Zum Beispiel von Neumond zu Neumond. Dabei ist die Winkel Erde – Mond – Sonne wichtig. Auch bei anderen Planeten ist diese Definition des Jahres nicht uninteressant, weil so auch z.B. die Oppositionen, also die besten Sichtbarkeiten, ermittelt werden. Der synodische Monat wird auch Lunation genannt.
  Ein synodisches Jahr dauert etwa 2,2 Tage länger als ein siderisches Jahr, da die Erde während eines Monats sich ja auch noch um die Sonne bewegt, und dadurch die Mondphasen etwas in die Länge zieht. Ein synodischer Monat beträgt zur Epoche etwa 29,530 588 853 1 Tage, das sind 29_d12_h44_min2,877_sec. Der synodische Monat variiert allerdings −0,259 d (6 h 12 min kürzer) bis +0,302 d (7 h 15 min länger) im aktuellen Intervall von 200 Jahren (genommen 1900 bis 2100) aufgrund von Bahnstörungen, welche Thema eines zukünftigen Eintrags werden.
• Drakonitischer Monat:
  Beim drakonitischen Monat wird die Zeit zwischen zwei Durchgängen des Mondes durch einer seiner Mondknoten gezählt, also zum Beispiel vom aufsteigenden Knoten zum nächsten. Aufsteigender Knoten und absteigender Knoten, das sind die Stellen, an die eine Umlaufbahn eine bestimmte Ebene durchkreuzt. Der Mond hat eine Inklination von 5,16 ° gegen die Ekliptik. Das bedeutet, dass die Mondbahn an zwei Stellen die Ebene der Ekliptik zu diesen 5,16 ° schneidet. Diese Schnittpunkte sind die beiden Knoten. Aufsteigend bedeutet, dass der Mond in den nördlichen Teil wechselt, absteigend andersherum. Auf 12 Monate gerechnet dauert die Periode etwa 326,546 64 Tage, also 27,212 220 Tage pro Monat, das sind 27_d05_h05_min35,8_sec.
• Tropischer Monat:
  Der tropische Monat hat in der Zeitrechnung mit dem Mond meist eine weniger wichtige Stellung. Im Bezug zum Mond ist das die Zeit, die er braucht, um vom Frühlingspunkt zum nächsten zu kreisen. Da durch die Präzession der Erde der Frühlingspunkt sich langsam leicht versetzt, ist diese Monatsdefinition fast gleichlang wie der siderische Monat. 27,321 582 Tage oder 27_d7_h43_min4,7_sec ist die Periode.
• Anomalistischer Monat:
  Analog zum Sonnenjahr ist der anomalistische Monat die Periode zwischen zwei Übergängen der Periapsis (nächster Punkt eines Himmelskörpers auf einer Umlaufbahn um ein Zentralobjekt), in dem Fall das Perigäum. Auch das Perigäum des Mondes wandert auf seiner Umlaufbahn entlang, was dazu führt, dass diese Periode sich auch etwas von dem siderischen Monat abhebt. Der anomalistische Monat dauert etwa 27,554 550 Tage oder 27_d13_h18_min33,1_sec.

Anders als beim Sonnenkalender ist der Mondkalender nur auf den Mond ausgerichtet. Ein Mondkalender muss demnach nicht zwingend den Sonnenlauf berücksichtigen. Der vermutlich bekannteste Mondkalender ist der islamische Kalender, oder auch Hidschri-Kalender genannt. Wie die meisten Mondkalender benutzt er die Mondphasen und eine komplette Lunation wird als Monat aufgefasst. Ein Monat hat wegen der Dauer des synodischen Monats (ca. 29,53059 Tage) in den allermeisten Fällen 29 oder 30 Tage. Der islamische Kalender bündelt zwölf Monate in ein Mondjahr zusammen, der allerdings 10 ⅞ Tage pro Sonnenjahr bereits ein neues Mondjahr beginnt. Der islamische Kalender nimmt dabei jedoch keine Rücksicht auf das Sonnenjahr.
In der Praxis ist der islamische Kalender uneinheitlich; verschiedene muslimische, islamische und arabische Gebiete oder Staaten benutzen ihre eigene Kalenderführung, wobei jedes Gebiet oder Staat ihre eigenen Astronomen haben, die vor einem Komitee jeden Monat von ihrer Sichtung des zunehmenden Mondes machen. Der neue Monat wird von den höchsten Stellen der jeweiligen Gebiete oder Staaten verkündet, und zwar nachdem der zunehmende Mond zum ersten Mal entdeckt wurde, also wenn er zum ersten Mal einer Lunation nach der Sonne untergeht.
Einige Staaten oder Gebiete nutzen dafür inzwischen Berechnungen oder einheitliche Regeln, allerdings ist die Gelehrtenwelt an dem Punkt verstritten. Alle Länder bis auf Iran und Afghanistan nutzen allerdings im Alltag auch den gregorianischen Kalender. In Iran und Afghanistan nutzen sie einen „islamischen“ gregorianischen Kalender: Auf den islamischen Kalender angepasst, aber im Grunde ein reiner Sonnenkalender mit ähnlichen Monaten wie unser gregorianischer Kalender. Der islamische Kalender wird in der islamischen Welt für gewöhnlich fast nur zu religiösen Anlässen verwendet.

Der Lunisolarkalender

Der Lunisolarkalender ist, wie der Name schon vermuten lässt, eine Mischung aus beidem. Die Monate sind ähnlich einem Mondkalender dem Mond angepasst, während die Jahre aber grundsätzlich nach der Sonne ausgerichtet sind. Das kann durchaus als Vorteil angesehen werden: Der Kalender, der nach der Sonne funktioniert erleichtert die Landwirtschaft und kann einfacher die Jahreszeiten und Wetterzusammenhänge aufzeigen, während die Monate nach dem Mond im selben Kalender für spirituelle Feste, Sonnen- und Mondfinsternisse und so Zeug erleichtern. Das hört sich gut an, kann jedoch gleich am ersten Punkt scheitern. Ein Mondmonat und ein Sonnenjahr haben zahlentechnisch kein Verhältnis zueinander. Wie will man einen funktionierenden Kalender erstellen, der die Sonne und den Mond zugleich berücksichtigt? Nun die erste Idee ist: Die beiden Zeitsysteme teilen sich zwar dasselbe Kalendersystem, sind aber unabhängig voneinander. Man hat im Grunde dann zwei Kalender, was wiederum schlecht funktioniert. Welchen Kalender benutzt man jetzt wann? Benutzt man beide gleichzeitig? Ist das dann aber nicht ein bisschen unnötig, weil es ein Kalender auch tun könnte? Die andere Idee ist, dass sie doch nicht unabhängig voneinander sind. Es gibt Mondmonate wie im Mondkalender, aber nicht immer 12 Monate sind zusammengefasst, sondern manchmal auch 13 Monate.

Das kann man gut demonstrieren. Ein synodischer Monat, solange dauert eine Lunation oder Mondmonat, dauert etwa 29,53059 Tage, während das tropische Jahr etwa 365,24219 Tage sind. Einige Lunisolarkalender nutzen das siderische Jahr, was aber bedeutet, dass diese Unterart nicht so gut die Jahreszeiten abbildet, sondern eher zu welchen Vollmonden der Mond in welches Sternbild eingetreten ist. 365,24219 Tage durch 29,53059 Tage sind etwa 12,368 266 Tage. Wobei 0,368 266 sehr arg an 7/19 erinnert, was 0,368 421 ist. Das bedeutet, dass man 7 Schaltmonate in 19 Jahr einbauen muss, welche sonst immer 12 Monate haben. Also 235 Monate in 19 Jahren. 235 Mondmonate minus 19 Sonnenjahre ist nur ein Unterschied von 2_h04_min56,1_sec, wobei die 235 Mondmonate um diese Zeit länger sind als die 19 Sonnenjahre. Nach 12 mal dieser Epoche sind 2820 Mondmonate ähnlich viel wie 228 Sonnenjahre, aber bloß 25 Stunden weniger, und zwar ziemlich genau 25 Stunden weniger, tatsächlich sind es 24h59min13,2sec weniger als die Mondmonate in dem Verhältnis.
Eine andere Idee würde wieder bei den 12,368 266 Tagen starten. Statt 7/19 zu nehmen. Nehmen wir nun 123/334, wobei 0,368 263 herauskommt. Diese Zahl liegt nun schon viel näher an den 0,368 266 von weiter oben. Natürlich sind auch die Zähler und Nenner höher als bei 7/19. Wegen den 12,368 263, wir müssen ja die 12 hinzunehmen, da ja ein Sonnenjahr mehr als 12 Monate hat. Um herauszufinden, wie viele Mondmonate wie vielen Sonnenjahren hier gegenüberstehen, müssen wir einfach 334 mit 12 multiplizieren und dann mit den 123 addieren. Und ein Verhältnis von 4131 Mondmonaten zu 334 Sonnenjahren kommt heraus. Nach 4131 Mondmonaten sind etwa 121 990,862 552 Tage und nach 334 Sonnenjahren sind 121 990,891 637 Tage vergangen. Das macht einen Unterschied von 0,029 085 Tage, oder 41min52,9sec. Diesen marginalen Unterschied kann man mithilfe von Schalttagen in einer der Monate realisieren.
Diese fast 42 Minuten weniger alle 334 Sonnenjahre stellt einen über 52-fach genaueren Kalender dar als diese bisschen mehr als 2 Stunden alle 19 Jahre vom oberen Beispiel.

Wie man sieht, kann man diese Perfektion zur Spitze treiben, aber wie sähe ein Lunisolarkalender im Beispiel aus? Nehmen wir den ersten Kalender, welcher 235 Monate für 19 Jahre rechnet. Wie wir schon weiter oben wissen, können 228 Monate davon auf 19 Jahre gleichmäßig verteilt werden. Das wären dann 12 Monate für jedes Jahr. 7 Monate bleiben übrig, also müsste je 19-Jahr-Epoche 7 Jahre dabei sein, die 13 Monate statt der 12 Monate aufweisen.

Der jüdische oder hebräische Kalender, der übrigens so ein Lunisolarkalender ist, teilt die 7 Extramonate zu den Jahren 3, 6, 8, 11, 14, 17 und 19 zu. Bei den Monaten gibt es ähnliche Regeln wie bei den Mondkalendern. Im jüdischen Kalender beginnt ein Tag mit dem Sonnenuntergang. Sobald an einem Ort die Sonne untergegangen ist, ist der Tag vorbei und ein neuer fängt an. Deshalb gibt es auch keine wirklichen Zeitzonen für den jüdischen Kalender. Die Monate beginnen mit der Sichtung des Neumonds, aber im jüdischen Kalender ist davon nicht das ganze System abhängig, wie im islamischen Kalender. Dieses Jahr zum Beispiel beginnen die meisten jüdischen Monate einen Tag nach Neumond, an 3 Monaten gleich zum Neumond, an einem Monat erst zwei Tage nach Neumond. Das jüdische Modell weicht vom reinen Sonnenkalender um etwa ± 2 Wochen. Um mit dem Mond synchron zu sein, wechseln sich die hohlen und die vollen Monaten mit jeweils 29 und 30 Tagen ab. Weil ein Monat bisschen mehr als 29,5 Tage lang andauert, bekommen 4 der 12 gewöhnlichen Jahre im Monat Marcheschwan, das ist der zweite Monat des jüdischen Jahrs, welcher zwischen Anfang Oktober und Anfang November für unsere Zeitrechnung steht, einen Tag mehr als sonst.
Die ganzen Regeln dahinter sind nochmal komplizierter, beim dritten Monat namens Kislew wird auch manchmal einen Tag abgezogen. Der Grund liegt im Grunde dabei, dass das jüdische Neujahrsfest Rosch ha-Schana nicht an manchen Wochentagen stattfinden kann.

Tatsächlich ist unser gregorianische Kalender gar nicht so unähnlich zu einem Lunisolarkalender. Allerdings ist der gregorianische Kalender definitiv ein Sonnenkalender, da die Monate, die wir zählen, sind in Wahrheit nur Abschnitte eines Jahres. Man kann in unserem Kalender nicht sagen, dass wir immer am Monatsersten jetzt Neumond haben. 12 gleich große Monate ergeben ein Jahr, also gibt es 30 Tage im Monat, aber einige Monate müssen 31 Tage haben.

Die Zeitzonen

Allerdings kamen auch hier Probleme auf, und zwar erst im 18ten Jahrhundert. Da die Erde kugelförmig ist, mehr oder weniger, kann zum Beispiel nur auf einer Hälfte der Erde Nacht sein und auf der anderen Hälfte Tag. Auch ist die Zeit bis zum Mittag, oder Sonnenuntergang unterschiedlich lang, sodass man hier nur noch 6 Stunden zum Sonnenuntergang hat, und 400 Kilometer weiter allerdings noch 7 Stunden. Das ist nur ein Beispiel und muss auch nicht so in Realität passieren. Was aber in der Realität passierte, dass jeder Ort besonders in Mitteleuropa seine eigene gültige Zeit hat. Das heißt Angelegenheiten innerhalb der Stadt und seinem Umfeld sind kein Problem, aber wenn du per Eisenbahn oder Postkutsche deine Freundin oder deinen Freund in der Stadt 100 Kilometer weiter treffen willst, sind die Uhrzeiten dort vor Ort um einige Minuten unterschiedlich. Das kann bereits zu Verwirrung führen. Ich komme um diese Uhrzeit an, allerdings dauert die Fahrt in Wahrheit länger oder kürzer, als man es denken würde. Oder die Ankunftszeit ist in Wahrheit anders.

Um diese Verwirrung zu umgehen, hat man dann auch die Zeitzonen aufgeteilt. Es gibt 24 Stunden an einem Tag, und im idealen Fall würden sie auf 360° / 24 Std = 15 Grad zu je einer Stunde aufgeteilt werden. In der Realität sind besonders die Landmassen wegen verschiedener nationaler Interessen verschiedene Zeitzonen verwendet, obwohl die eigentliche Ortszeit schon um mehr als eine halbe Stunde schon anders wäre. In Europa haben zum Beispiel die meisten Länder UTC+1 als Zeitzone, plus Sommerzeit (engl.: daylight saving time). Noch krasser ist China: Auf der ganzen Staatsfläche gibt es nur eine Zeitzone, und zwar UTC+8, obwohl China flächenmäßig das drittgrößte Land der Welt ist und eine Längsausdehnung von 61,27 Grad hat.

Die Einheiten

Wichtige Einheiten hier, der dicke Strich separiert die 7 Elementareinheiten von den anderen:

Interessant zu erwähnen ist, dass das Erg aus dem CGS-System kommt (Zentimeter-Gramm-Sekunde) und immer noch einigermaßen oft in der Astronomie gebraucht wird, und die astronomische Einheit nicht wirklich metrisch ist, aber dennoch gerne in den Populärwissenschaften erwähnt wird.

Die Zeit und der Raum

Die Zeit ist relativ. Ein kurzer Einblick hier, was das bedeutet.
Dieses Thema streife ich hier nur kurz an, da ich es noch ausführlicher in einigen Monaten im passenden Teil der Geschichte der Astronomie behandeln werde, und möglicherweise auch noch zu anderen Gegebenheiten.
Nach dem die Michelson-Morley-Experimenten, die herausfinden wollten, ob es ein Medium für das Licht gibt, welches man zu der Zeit sich hauptsächlich als eine Welle vorstellte. Eine Welle ist klassischerweise eine sich ausbreitende Druckveränderung im Medium, welche im Prinzip von einer Sinuskurve ausgeht, welche also eine Amplitude, Wellenlänge und so weiter hat, so wie zum Beispiel Schall. Dieses Lichtmedium nannte man den Äther. Die Experimente dessen Aufbauten erinnern an die Aufbauten für Gravitationswellenobservatorien; es gibt zwei Arme, die im rechten Winkel zueinander stehen und wenn es einen Äther gibt und die Erde um die Sonne kreist, müsste sich die Geschwindigkeit des Lichts sich im Laufe des Jahres verändern, wenn der Äther alles durchdringt und wir uns in Bewegung befinden.
Das Experiment ging nicht auf, es wurde wohl keine signifikante Veränderung gezeigt, den Äther gab es zumindest nicht in der Form.

Irgendwann kam dann, wer hätte es gedacht, der Herr Einstein und hat seine Theorien aufgestellt, welcher als Hintergrundinformation schon von Licht interessiert war. Damals war Licht auch noch nicht wirklich erforscht und Herr Einstein hat dazu durchaus auch beigetragen, wofür er auch seinen Nobelpreis 1921 (erhalten erst 1922) bekommen hat.

Herr Einstein formulierte tatsächlich zwei Theorien, die spezielle Relativitätstheorie 1905 und die allgemeine Relativitätstheorie 1914/15. Die spezielle Relativitätstheorie bespricht die Relativität der Zeit, Gleichzeitigkeit und der Länge (und damit des Raumes). Die allgemeine Relativitätstheorie behandelt die relativistischen Effekte, die der Raum und die Zeit als Raumzeit haben, auch ohne die Bedingung, dass die beiden Systeme, die aneinander verglichen werden, statische Bewegungen innehaben. So wird im Vorfeld Gravitation und gewöhnliche Beschleunigung gleichgesetzt, was zur Auswirkung die Folge hat, dass eine Masse, die Gravitation erzeugt, die Raumzeit ebenso krümmt wie zwei Inertialsysteme hoher statischer relativer Geschwindigkeiten. Jedoch ist die ART viel umfangreicher als die SRT und damit Thema eines zukünftigen Beitrags.
Einstein kommt somit zum Schluss, dass Zeit und Raum eigentlich nicht getrennt zu betrachten sind, weil sie besonders nach der SRT nur zusammen den ein und denselben Effekt im Grunde haben. Und das kann man auch schön und knapp demonstrieren:

Die Myonen, die Sekundärteilchen in der kosmischen Strahlung sind, entstehen rund 10 Kilometer über dem Erdboden im Durchschnitt. Deren Halbwertszeit beträgt etwa 1 522,8 ns (Nanosekunden), deren typische Geschwindigkeit in Richtung Erde beträgt 0,995 c (das 0,995fache der Lichtgeschwindigkeit c). Ein durchschnittliches Myon kann also 0,995 c × 1 522,8 ns ≈ 454 ¼ m in die Erdatmosphäre ab 10 km Höhe eintauchen. Mit der Geschwindigkeit 0,995 c bräuchte man 33,356 409 519 8 µs (Mikrosekunden) für 10 Kilometer. In dieser Zeit sind allerdings schon 33,356 409 519 8 µs / 1,522 8 µs = 21,904 655 581 7 Halbwertszeiten eines Myons vergangen. Demnach sollten nur 0,000 025 470 743 667 8 % aller Myonen auf der Erdoberfläche ankommen. Dennoch kommen auf Meereshöhe 100 kosmische Myonen je Quadratmeter und Sekunde zusammen. An dieser Stelle rechne ich nicht weiter, da die Prüfung, ob das Niveau auf 10 km Höhe in der Atmosphäre zu dem hier unten passt, komplizierter als ein Unterthema eines eh schon großen Beitrags wäre. Ich habe jetzt die Myonen berechnet, die direkt senkrecht zu Erde kommen, und nicht in einem schrägen Winkel zum Beobachter, das Ergebnis, wieviele Myonen auf einen Punkt der Erde landen, sollte also um einen Prozentsatz größer sein. Außerdem sehen wir auch schon so, dass die 100 Myonen und die 0,000 03 und so weiter Prozent vermutlich kaum zusammenpassen. Es wäre ja sonst so, dass in 10 km Höhe fast 400 Millionen Myonen sich bilden müssten. Da fehlt also was.

0,995 c ist sehr nah an der Lichtgeschwindigkeit, und wenn ein massebehaftetes Objekt mit keiner Energie exakt die Lichtgeschwindigkeit treffen kann, können massebehaftete Objekte die Geschwindigkeit ganz gut annähern. Man rechnet grob ab Geschwindigkeiten von 0,1 c bis 0,2 c mit relativistischen Effekten, wobei sie auch schon vorher zum Teil erhebliche Auswirkungen haben kann, wie z.B. der relativistische Anteil der Apsidendrehung.
Ein nicht minder genialer Physiker namens Hendrik Antoon Lorenz ist schon vorher auf die nach ihm benannte Lorenzkontraktion gestoßen, jedoch unter falscher Annahme. Erst Einstein kam im Rahmen seiner SRT auf die Lorenzkontraktion erneut, benutzte diese Formel aber für die Zeitdilatation. Es gibt die Zeitdilatation und die Längenkontraktion, die dafür sorgen, dass die Raumzeit zwar miteinanderhängt, aber auch, dass Licht allen Inertialsystemen hinweg (das ist ein System, welche keine oder zumindest eine marginale Beschleunigung als Ganzes erfährt, wie z.B. die ganze Erde oder ein Raumschiff) die gleiche Geschwindigkeit im Vakuum erreichen kann. Das Ergebnis der Lorenzkontraktion ist der Gamma-Faktor, welcher allein von der Geschwindigkeit relativ zum Beobachter abhängig ist. Es ist ein Faktor, der mit der Zeit, die am Beobachter vergangen ist, multipliziert wird. Und so sieht die Lorenzkontraktion aus: γ = 1 / √(1 – (v²/c²)), oder bisschen einladender in diesem bescheidenem Formelformat: γ = 1 / (1 – (v²/c²))^1/2 . Wenn wir unsere Werte einsetzen: γ = 1 / (1 – 0,995²)^1/2 ≈ 10,0125. Dieser Wert bedeutet, dass wenn das Myon eine Uhr bei seinem Flug in die Erdatmosphäre hätte und es mit einer Uhr vom Beobachter vergleichen würde, die Uhr des Myons um etwa den Faktor 10,0125 langsamer geht als die vom Beobachter und andersherum 10,0125-mal schneller. Großartig! Also hat ein Myon in Wahrheit eine Halbwertszeit von dem Gamma-Faktor mal der herkömmlichen Halbwertszeit, was zusammengerechnet 15 247 Nanosekunden ergibt, die die Myonen nun vom Stand des Beobachters haben. In dieser Zeit schafft das durchschnittliche Myon etwa 4 548,1 Meter.

Ein Effekt ist aber noch nicht berücksichtigt, nämlich die Längenkontraktion. Während der Effekt um die Veränderung oder die Stauchung/Streckung der Zeit durch die Lichtuhr relativ einfach erklärbar ist, weil sich ja das Myon bewegt, relativ zur stehenden Erde. Andererseits könnte genauso gut ein Beobachter auf diesem Myon sagen, dass sich die Erde auf das Myon zu bewegt, das ja beide Inertialsysteme immer noch gleichwertig sind. Für diesen Beobachter auf dem Myon sieht es aber auch so aus, als ob die Strecke sich um den Gammawert gestaucht hat, allerdings nimmt er die Zeit normal auf dem Myon wahr, denn es gibt ja auch kein Grund, warum für den Beobachter auf dem Myon die Zeit anders vergeht, weil für den Myonen-Beobachter bewegt sich das Myon ja auch selbst nicht. Dann müsste ja auch die Halbwertszeit anders als normal sein. Hier ist die Strecke von 10 km plötzlich auf ca. 987,7 Meter zusammengeschrumpft.

An dieser Stelle möchte ich die Verwirrung etwas lösen, denn in unserem Alltag sind für die meisten Handlungen relativistische Effekte irrelevant, da ein Kilometer ein Kilometer bleibt, und eine Sekunde eine Sekunde. Handelt sich aber stattdessen um Geschwindigkeiten, die mehrere Tausend Meter pro Sekunde, zum Beispiel, überschreiten, dann sollte man relativistische Effekte berücksichtigen.

Es gibt immer zwei Systeme: (keine Ahnung, ob diese Systeme echte Namen haben, ich habe sie hier jetzt mal einfach so genannt, im Zweifelsfall lieber nicht nutzen) das bewegte System und das Vergleichssystem. Das bewegte System bewegt sich relativ zum Vergleichssystem, wobei auch ein Beobachter im bewegten System weiß, dass er sich bewegt, weil das Vergleichssystem entweder viel größer ist, oder sich gar nicht bewegen kann, weil es dazu keine Technik hätte.

Innerhalb jedes Inertialsystems gelten die Naturgesetze ausnahmslos, daher ist in diesen Systemen jeweils eine Sekunde eine Sekunde und eine Kilometer ein Kilometer. Da wir aber aufgrund der Lichtuhr (siehe Grafik) aus der Ansicht des Vergleichssystems in das bewegte System wissen, dass vergleichsweise weniger Zeit im bewegten System vergeht, haben wir verschiedene Zeiten auf einmal, wenn man beide Uhren vergleichen würde. Aus dem Myonen-Beispiel von oben vergehen laut der Lorentzkontraktion 10,0125 Sekunden im bewegten System, während im Vergleichssystem (die Erde) nur eine Sekunde vergeht. Innerhalb des bewegten Systems vergeht aber, wie schon gesagt, deswegen die Zeit nicht anders, weswegen wir eine Erklärung brauchen, warum wir im bewegten System 10,0125-mal schneller an allem vorbeifliegen, da wir ja im Vergleich zum Vergleichssystem uns trotzdem 10,0125-mal schneller agieren können. Und die Erklärung ist quasi der relativistische Effekt nochmal, aber komplementär. Das bewegte System reist auf sein Ziel zu. Aber da das bewegte System ein gleichwertiges Inertialsystem ist, kann man auch genauso gut sagen, dass das Ziel auf das bewegte System zufliegt. Es ist eben nur eine Interpretationssache. Um es aufzulösen, verkleinert sich die Reiselänge um denselben Faktor von 10,0125, um den relativistischen Effekt komplementär wieder ins Reine zu bringen, da es im Grunde die einzige Lösung zum Fakt ist, dass sich das bewegte System 10,0125 schneller bewegen müsste.
Ich fürchte, dass das nicht viel einfacher nun war, vielleicht hat es aber geholfen. Ich empfehle auch gerne selbst im Taschenrechner das nachzurechnen. Ich packe noch eine Grafik dazu.

Hier mal eine gleiche Rechnung für die kinetische Energie am Rande: Ein Myon, welches mit 0,995 c fliegt, hat nach E_kin = m₀ × c² (1 / (1 – v²/c²)^0,5 – 1) = 1,883 531 627 × 10^–28 kg × (299 792 458)² m/s × (1 / (1 – 0,995²)^0,5 – 1) ≈ 1,525 670 441 8 × 10^–10 J ≈ 952 248 591 eV etwas mehr als 950 MeV kinetische Energie, ohne den relativistischen Effekt, würde es eine kinetische Energie von nur ca. 52,3 MeV aufweisen.

Was also ist die sphärische Astronomie?

Zum Abschluss können wir nun zusammenfassen, dass die sphärische Astronomie die benutzten Systeme aus der Astronomie thematisiert. Das sind die Systeme, die die Bedingungen der astronomischen Forschung vorgeben und uns aber auch von Nutzen sein sollen, um die Welt außerhalb der Erde systematisch und wissenschaftlich zu beschreiben und zu erkunden. Das ist zum Beispiel das Koordinatensystem, die z.B. die Ekliptik beinhaltet und man nicht nur für einfache Positionsangaben benutzen kann, sondern auch, dass man weiß, wo man überall auf der Erde den und den Stern zu welcher Uhrzeit und Datum sehen kann. Aber auch, um zu wissen, wie die Einheiten zusammen funktionieren, und was uns das in der Astronomie bringt. Aus diesem Grund ist es auch der Bereich der Astronomie, welcher am ehesten sich nicht verändert, da alles schon festgemacht ist.

Zu diesem Beitrag wird es ein Folgebeitrag geben – vermutlich noch dieses Jahr, es sei denn, es zieht sich weiterhin alles in die Länge 🙂

Quellen:

• https://en.wikipedia.org/wiki/Absolute_magnitude
• https://de.wikipedia.org/wiki/Absolute_Helligkeit, bzw. https://physik.cosmos-indirekt.de/Physik-Schule/Absolute_Helligkeithttps://de.wikipedia.org/wiki/Julianisches_Datum
• https://astronomy.stackexchange.com/questions/18391/why-is-jd-2451545-0-january-1-2000-noon-instead-of-jd-2451558-0
• https://en.wikipedia.org/wiki/Rotation_period
• https://de.wikipedia.org/wiki/Jahr#In_der_Astronomie
• https://en.wikipedia.org/wiki/Year
• https://en.wikipedia.org/wiki/Sidereal_year
• https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_month
• https://de.wikipedia.org/wiki/Mondbahn
• https://de.wikipedia.org/wiki/Lunation
• https://de.wikipedia.org/wiki/Islamischer_Kalender
• https://en.wikipedia.org/wiki/Islamic_calendar
• https://de.wikipedia.org/wiki/Lunisolarkalender
• https://de.wikipedia.org/wiki/J%C3%BCdischer_Kalender
• https://en.wikipedia.org/wiki/Hebrew_calendar
• https://de.wikipedia.org/wiki/Zeitzone
• https://en.wikipedia.org/wiki/Time_zone
• https://en.wikipedia.org/wiki/International_System_of_Units
• https://de.wikipedia.org/wiki/Internationales_Einheitensystem
• https://de.wikipedia.org/wiki/Erg_(Einheit)
• https://de.wikipedia.org/wiki/Parsec
• https://de.wikipedia.org/wiki/Spezielle_Relativit%C3%A4tstheorie
• Das Kompendium der Astronomie, Hans-Ulrich Keller, 2019, Kosmos, ISBN 978-3-440-16276-7