III. Der Mond

0. Vorbemerkung
Skripten zu schreiben ist schwierig, v.a. auf einem Gebiet mit einer solchen Fülle an Informationen wie
das der Astronomie und Astrophysik.
Immer wieder ist man versucht, die eine oder andere interessante Information noch aufzunehmen,
aber ein zu ausführliches Skript hat zwei Nachteile:
• Man verliert sich darin und findet nicht mehr die wesentlichen Punkte, die man unbedingt
behalten sollte.
• Der Reiz, sich selber Informationen aus Büchern oder dem Internet zu beschaffen, wird
vermindert
Dieses Skript versucht vor allem, grosse Linien heraus zu arbeiten. Zum Verständnis der Vorgänge in
Sternen und im All werden auch Kurzbesuche auf anderen Schauplätzen nötig sein, z.B. der Kern-
und Teilchenphysik.
Die fett gedruckten Stichworte sollen helfen, wichtige Aspekte hervor zu heben. Aber das entbindet
Sie nicht davon, selbst zu schauen, was wirklich wichtig für Sie ist.
Sie sollten auch regelmässig am Kurs teilnehmen, denn aus den oben genannten Gründen kann das
Skript nicht versuchen, vollständig zu sein und wesentliche Punkte werden in der Stunde behandelt.
Die Bibliotheken und Buchläden sind voll von interessanten Büchern zum Thema: blättern Sie einmal
darin! Zu kaum einem Thema findet man so ergiebige Internet-Sites: surfen Sie ausgiebig, es gibt
nicht nur viele Daten, sondern auch viele Bilder! (siehe auch Links unten)
Vor allem: Schauen Sie in klaren Nächten wirklich auch einmal intensiver und bewusster zum
Sternenhimmel hoch! Versuchen Sie, Sternbilder zu identifizieren und spüren Sie Planeten auf.
Vielleicht sehen Sie auch einmal die internationale Raumstation ISS vorbeifliegen.
Erstaunlich viele interessante Details erschliessen sich schon mit einem einfachen Fernglas
(Details der Mondoberfläche, Saturnringe, Sternhaufen ...).
Aber: man muss es wirklich tun!
Besorgen Sie sich eine Sternkarte (Buchladen, Internet, für die Ultra-Minimalisten: es hat auch eine
am Ende von Kapitel 1), starten Sie Ihre Beobachtung bei klarem Wetter, ohne störende Lichtquellen
in der Umgebung, möglichst schon gegen Ende der Dämmerung. Dann erscheinen gerade die
hellsten Sterne, das erleichtert die Orientierung (bei dunklen klaren Nächten ist das Gewimmel der
Lichtpunkte schon sehr gross und zu Beginn verwirrend).
Ich wünsche Ihnen eine anregende Begegnung mit der Astronomie und Astrophysik.
September 2010, Stefan Stankowski
Links:
www.astronomie.de (Daten zur Sternbeobachtung, ausführliche Daten zu Planeten u.a.)
www.astronomie.info
www.CalSky.de
www.nasa.org , www.hubblesite.org (Satellitenmissionen, Hubble-Observatorium, Bilder!)
www.astronomie-heute.de
www.skyandtelescope.com
www.friedrichonline.de
www.ephemeriden.com (Zeitangaben für Beobachtungen)

I. Orientierung am Sternenhimmel, Sternbilder
Seit alters her haben die Menschen versucht, die Orientierung am Sternenhimmel zu erleichtern,
indem man Sterngruppen zu Sternbildern zusammenfasst.
Die meisten Namen unserer Sternbilder am Nordhimmel stammen aus der griechischen Mythologie.
Namen einzelner heller Sterne stammen meist aus dem Arabischen.
In der offiziellen Namensgebung werden die Bereiche der Sternbilder genau definiert und die
verschiedenen Sterne werden mit einem griechischen Buchstaben - in der Regel der scheinbaren
Helligkeit nach geordnet - und dem lateinischen Sternbildnamen bezeichnet.
Zum Beispiel ist der Polarstern der hellste Stern im Kleinen Bären, α Ursae Minoris (das ist der Genitiv
von Ursa Minor = Kleiner Bär), abgekürzt α UMi.
Rigel, der rechte Fuss-Stern im Sternbild Orion, ist β Orionis.
Die Sterne innerhalb eines Sternbilds haben aber nichts mit einander zu tun: sie stehen nur zufällig
nahe der selben Sichtlinie, in ganz verschiedenen Entfernungen von uns. Sie bewegen sich mit der
Zeit am Fixsternhimmel und wenn die seitliche Bewegung gross genug ist, verändert sich die Form
eines Sternbilds innerhalb von einigen tausend Jahren deutlich.
Die Sonne bewegt sich entlang der Himmelskugel auf einem Kreis, der Ekliptik genannt wird, dies
entspricht der Bahnebene der Erde auf ihrem Weg um die Sonne. Die Sternzeichen entlang der
Ekliptik spielen in der Astrologie eine besondere Rolle, es sind die Tierkreiszeichen (Zodiak).
Allerdings hat sich die Sonne gegenüber der Anordnung dieser Sternzeichen seit der Festlegung
durch die Griechen, 150 v. Chr. Die Daten, die Sie in den Horoskopen den verschiedenen
Tierkreiszeichen zugeordnet finden, entsprechen den Daten, wo die Sonne zur Zeit der Griechen
diese Sternbilder durchwanderte. Heute ist ihr Gang um etwa 1 Monat dagegen verschoben. Wer
daran glaubt, sollte sein Horoskop daher vielleicht an einem anderen Ort suchen, als üblicherweise
angegeben wird....
Ausser Sonne und Mond bewegen sich auch die Planeten, von denen Venus, Mars, Jupiter und
Saturn leicht mit dem blossen Auge sichtbar sind, sie sind sogar heller als die meisten Fixsterne.
Venus erscheint nur am Abend oder am Morgen (da sie näher a der Sonne steht, als die Erde), daher
der Name Abend- bzw. Morgenstern.
Die Fixsterne sind so weit entfernt, dass sie still zu stehen scheinen (daher ihr Name), über lange
Zeiträume von Tausenden von Jahren ist ihre Bewegung aber auch erkennbar. Mit modernen
Methoden kann man nicht nur ihre Lateralbewegung messen, sondern auch ihre Radialbewegung
(von uns weg oder auf uns zu).
Leider ist es heute in unseren Gegenden nicht mehr sehr dunkel. In den Bergen bei klarem Himmel
sieht man aber deutlich das Band der Milchstrasse, die Häufung von Sternen, wenn man in Richtung
auf das Zentrum unserer Galaxis schaut (was ihr und anderen Sternsystemen den Namen gegeben
hat, denn "galaktos" heisst im Griechischen Milch).
Reist man gegen Süden, so verschieben sich die Sternbilder am südlichen Horizont gegen oben und
neue Sterne tauchen am Horizont auf. Südlich des Äquators findet man dann den Südhimmel vor (mit
weniger charakteristischen und weniger fantasievoll bezeichneten Sternbildern, am bekanntesten dem
Kreuz des Südens).

Sternbilder
Die markantesten Sternbilder finden sich am Winterhimmel, wo v.a. der Orion leicht zu erkennen ist.
Seine linke Schulter, der Stern Betelgeuze ist einer der grössten Sterne vom Typ der Roten Riesen,
dass er rötlich scheint, ist deutlich zu erkennen. Sein Durchmesser ist fast 1'000 mal so gross wie der
unserer Sonne und seine Leuchtkraft 13'000 mal grösser.
Der weisse rechte Fussstern Rigel ist sogar 60'000 mal heller als unsere Sonne.
Unter den Gürtelsternen befindet sich übrigens der berühmte Orionnebel - keine Galaxis, sondern ein
Gasnebel, eine Region, wo neue Sterne am Entstehen sind.
Links unten neben dem Orion leuchtet ganz weiss und hell der Stern Sirius im Grossen Hund, der
hellste Fixstern an unserem Himmel (zwar nur 23 mal so hell wie unsere Sonne, aber dafür besonders
nah).
Später im Jahr taucht noch weiter links der einsame helle Stern Prokyon im Kleinen Hund auf, weiter
im Zenit (Zenit = höchster Punkt am Himmel) das helle Sternenpaar der Zwillinge.
(Die zwei nahe bei einander stehenden Sterne heissen Kastor und Pollux, nach zwei Zwillingen der
griechischen Sage, von denen einer unsterblich war, der andere nicht. Sie entschlossen sich, beide
mit einander abwechselnd je einen Tag im Olymp und einen in der Unterwelt zu verbringen. Zur
Belohnung für diese Treue wurden sie an den Himmel versetzt).
Rechts oberhalb des Orion sieht man deutlich die Hörner des Stiers (mit dem hellen, rötlichen Stern
Aldebaran am unteren Horn). Etwas rechts von Aldebaran ist der Sternhaufen der Hyaden, weiter
oberhalb der Sternhaufen der Plejaden, des Siebengestirns (man sieht mit dem blossen Auge
allerdings nur 6 Sterne nahe beieinander, nach der Sage sind das 7 Nymphen, die an den
Sternhimmel versetzt worden sind und von denen sich eine scheu verhüllt). Diese Sternhaufen
enthalten Sterne, die wirklich räumlich zusammengehören.
Noch weiter oben sieht man den Bogen des Sternbilds Perseus und senkrecht dazu den längeren
Bogen des Sternbilds Andromeda - kein sehr charakteristisches Bild, aber berühmt, weil es die
einzige Galaxie enthält, die man mit blossem Auge sehen kann, den Andromedanebel (allerdings nur
bei wirklich guten Sichtbedingungen und indem man den Blick leicht daneben fixiert).
In der griechischen Sage befreite Perseus die Königstochter Andromeda, die einem Drachen geopfert
werden sollte. Der helle Stern im unteren Teil des Sternbilds Perseus (β Persei, Algol) ist ein
berühmter Stern aus der Klasse der "Bedeckungsveränderlichen": seine Helligkeit variiert, da er
regelmässig von einem Begleitstern teilweise verdeckt wird. Berühmt ist auch der Meteorschauer
("Sternschnuppen") der Perseïden in der ersten Augusthälfte: jeweils zu dieser Zeit durchquert die
Erde eine Zone mit zahlreichen Meteoriten in Richtung des Sternbilds Perseus.
Die Sommer-Sternbilder sind weniger charakteristisch, am deutlichsten sieht man die langgestreckte
Figur des Löwen, später nahe am Horizont die Zangen des Skorpions (mit dem stark rötlichen
Hauptstern Antares) und den Schützen mit dem gespannten Bogen.
Das ganze Jahr über sichtbar sind der Grosse und der Kleine Wagen (oder Bär- die Deichseln
werden bei dieser Interpretation als Bärenschwänze gedeutet, die so lang wurden, als Zeus die Bären
an den Schwänzen packte und an den Himmel beförderte). In der (fünffachen) Verlängerung des
hinteren Grossen Wagen-Kastens findet man den Polarstern, der gleichzeitig die Spitze der Deichsel
des kleinen Wagens bildet. Er steht im Nordpol des Sternenhimmels.
Der zweite Deichselstern im Grossen Wagen hat einen (gut im Fernglas, ev. sogar mit dem Auge
sichtbaren) kleinen Begleiter, das Reiterlein (beide sind selbst wieder Doppelsterne).
Mehrere Sterne im grossen Wagen bewegen sich in die selbe Richtung ("Bärenstrom").
Verlängert man die Deichsel des Grossen Wagens nach vorn, findet man den hellen Stern Arktur, am
unteren Rand des trapezförmigen Sternbilds Bootes. Unter den hellen Sternen am Himmel hat Arktur
eine besonders starke Eigenbewegung: 1' seitliche Verschiebung in nur 26 Jahren, gleichzeitig
bewegt er sich mit 5 km/s auf uns zu.
(Am schnellsten bewegt sich Barnards Pfeilstern, der nur knapp 6 Lichtjahre von uns entfernt ist und
sich in 180 Jahren um eine Strecke vom Durchmesser des Vollmonds seitlich verschiebt).
Charakteristisch sind auch das grosse W der Kassiopeia und das kleine W der Leier, mit dem hellen
Stern Wega (im Sommer hoch oben am Himmel, einer der ersten Sterne, die nach der Dämmerung
sichtbar werden).

Überhaupt ist es zweckmässig, einmal den Himmel beim allmählichen Eindunkeln zu beobachten.
Zunächst sind nur die hellsten Sterne sichtbar und das vereinfacht die Orientierung.
Ebenfalls (im Sommer) hoch oben gut erkennbar ist das asymmetrische Kreuz des Schwans, mit dem
langen Hals und dem kurzen Schwanz (wo der helle Stern Deneb leuchtet).
Wega, Deneb und der helle Stern Ataïr im Adler (etwas tiefer, fast senkrecht zur Verbindungslinie
Wega - Deneb) bilden das sogenannte Sommer-Dreieck: ein markantes Dreieck aus 3 hellen Sternen,
besonders beim Eindunkeln deutlich erkennbar. Ataïr ist nur 16 Lichtjahre entfernt.
Zwischen dem Dreieck aus Deneb, Kassiopeia und Polarstern befindet sich das Sternbild Cepheus.
Es ist von der Form her nicht sehr charakteristisch, enthält aber einen berühmten Stern (δ Cepheï),
dessen Helligkeit mit charakteristischer Periode von knapp 5.5 Tagen schwankt. Die nach ihm
benannte Klasse der δ-Cepheïden hat eine besondere Bedeutung für die Entfernungsmessung von
Galaxien (siehe später).
Um sich am Himmel ein bisschen orientieren zu können, ist es sehr zu empfehlen, sich, mit einer
Sternkarte bewaffnet, bei klarem Himmel anhand der sichtbaren Sternbilder zu orientieren.
Man wird dann selbst merken, wenn es helle Sterne gibt, die nicht auf der Sternkarte verzeichnet sind
- das müssen dann Planeten sein. Auch die internationale Raumstation ISS sieht wie ein Stern aus,
allerdings ein schnell beweglicher, ähnlich wie ein fernes Flugzeug.
Erstaunlich viele Details am Mond und den grossen Planeten lassen sich bereits mit einem guten
Fernglas erkennen. Allerdings merkt man dabei auch, wie schnell sich die Himmelssphäre
weiterbewegt und wie schwierig es sein kann, das beobachtete Objekt nicht aus dem Gesichtsfeld zu
verlieren, wenn man keine automatische Nachführung hat.

Zur Orientierung auf offiziellen Sternkarten kann es nützlich sein, die lateinische Bezeichnung der
erwähnten Sternbilder zu wissen:
Orion Orion Grosser Wagen (Bär) Ursa Maior
Grosser Hund Canis Maior Kleiner Wagen (Bär) Ursa Minor
Kleiner Hund Canis Minor Bootes (Bärenführer) Bootes
Zwillinge Gemini Kassiopeia Cassiopeia
Stier Taurus Leier Lyra
Perseus Perseus Schwan Cygnus
Andromeda Andromeda Adler Aquila
Löwe Leo Cepheus Cepheus
Skorpion Scorpio
Schütze Sagittarius
Helligkeit
Auf der Sternkarte sind die Sterne nach ihrer Helligkeit verzeichnet, wie sie uns am Himmel
erscheinen (offizielle Bezeichnung: magnitudo).
Mit der tatsächlichen (absoluten) Helligkeit der Sterne hat das wenig zu tun.
Relativ lichtschwache Sterne können hell erscheinen, weil sie in unserer Nähe stehen, relativ
lichtstarke Sterne sehen eventuell schwach aus, weil sie weit entfernt sind.
Über Methoden, die Entfernung der Sterne (und sogar von ganzen Galaxien) abzuschätzen, wird
später informiert. Wenn man Entfernung und scheinbare Helligkeit kennt, kann man die absolute
Helligkeit bestimmen.
Die Klassifizierung der scheinbaren Helligkeit geht auf die Einteilung nach Grössenklassen zurück,
die bereits die Griechen vorgenommen haben. Sie hatte 6 Stufen, von Stufe 1 = sehr hell (z.B. Wega)
bis Stufe 6 (gerade noch mit dem blossen Auge sichtbar).
Um daraus eine mathematische Definition zu machen, hat man eine logarithmische Skala festgelegt.
Die scheinbare Helligkeit eines Sterns wird mit m bezeichnet (magnitudo) und für den Vergleich zweier
Sterne gilt:
m1 - m2 = - 2.5 log (I1 / I2)
I ist die gemessene Lichtintensität (Lichtleistung pro m 2 ) des Sterns.
Der Vorfaktor ist negativ, weil hellere Sterne die kleinere Kennzahl haben (je grösser m, desto
lichtschwächer der Stern). Wenn also Stern 1 heller ist als Stern 2, so ist I1 > I2 und die Differenz der
m-Werte wird negativ. Sehr helle Sterne haben negative m-Werte.
Als Referenzwert wird die Helligkeit des Polarsterns gewählt, dessen magnitudo festgesetzt wird auf
m (polaris) = 2 m .12
Damit ergibt sich für Wega gerade die magnitudo 0.
Hellere Sterne haben dann einen negativen m-Wert:
Sonne: m = -26 m .8
Sirius: m = - 1 m .6
Venus: m max = - 4 m .3
Frage: Wie gross ist die magnitudo eines Sterns, dessen Intensität 100x kleiner ist als die von
Wega?
Um wie viel ist die Intensität eines Sterns mit 6 m kleiner als die von Wega?
Die absolute Helligkeit M erhält man unter Berücksichtigung des Abstands des Sterns.
Dies wird später behandelt (im Zusammenhang mit den physikalischen Eigenschaften der Sterne).

II. Koordinatensysteme und Zeitskalen der Astronomie
1. Lokales KS
Wir empfinden den Anblick des Himmels als Sicht auf die Innenseite einer grossen Halbkugel (die
untere Halbkugel wird durch den Horizont abgeschnitten).
Wir selbst befinden uns im Zentrum dieser Kugel.
Genau über uns ist der Zenit, unter uns der Nadir.
Der Horizont bildet die Randlinie der Halbkugel.
Der Südpunkt markiert die südliche Richtung auf dem Horizont.
Der Bogen vom Nordpol zum Südpunkt ist der Ortsmeridian.
Die Halbkugel mit den Sternen daran scheint sich langsam und gleichmässig zu drehen, von Osten
über Süden nach Westen. Dabei steigen die Sterne immer höher, bis sie im Süden ihren höchsten
Punkt über dem Horizont erreicht haben, den "oberen Kulminationspunkt" beim Kreuzen des
Ortsmeridians.
Dann sinken sie herab. Wenn Sie im Norden angelangt sind (und also den Grosskreis des
Ortsmeridans wieder schneiden), haben sie den tiefsten Punkt bezüglich des Horizonts erreicht, den
"unteren Kulminationspunkt".
Sternbahnen am Nordpol Sternbahnen am Äquator Sternbahnen bei 55° Breite
Je nachdem, wie hoch der Stern am Himmel steht, liegt der untere Kulminationspunkt noch über dem
Horizont, dann ist der Stern vom Beobachtungspunkt aus immer zu sehen, er ist "zirkumpolar". Das
Wort bedeutet "rund um den (Nord-)Pol herum", denn der Nordpol (wo der Polarstern steht), ist der
Drehpunkt der Bewegung und bleibt daher immer am gleichen Ort.
Tiefere Sterne verschwinden im Norden, ihre untere Kulmination liegt unter dem Horizont.
Später wird der Begriff "Deklination" eingeführt, eine Angabe, die man in Sternentabellen findet.
Sei ϕ die geographische Breite des Beobachters. Wenn die Deklination
δ > (90° - ϕ) , ist ein Stern zirkumpolar.

Die momentane Position eines Sterns im lokalen KS zu einer gegebenen Zeit t wird beschrieben
durch:
h = Höhe über dem Horizont
a = Azimut = sphärische Länge (Azimutwinkel),
positiv von Süd nach West (und weiter nach Nord) gemessen
(in der Navigation von Nord über Ost nach Süd).
Wegen der Drehung der Himmelssphäre ändern sich h und a
eines Fixsterns ständig.
Manchmal wird auch die Zenit-Distanz angegeben:
z = 90° - h
2. Äquator-Meridian-System
Statt im erdgebundenen System beschreibt man Sterne besser im Fixsternsystem.
Der Himmelsäquator in diesem System ist die Projektion des Erdäquators auf die Himmelssphäre.
Der Himmelsäquator ist ein Grosskreis, der senkrecht auf der Achse Himmels-Nordpol (Polarstern) -
Himmels-Südpol steht.
Nullpunkt entlang des Äquators ist der Schnittpunkt mit dem Ortsmeridian.
Koordinaten:
t = Stundenwinkel = sphärische Länge (im Uhrzeigersinn gemessen, in Zeiteinheiten angegeben):
24 h = 360°
1 h = 15°
4 m = 1°
1 m = 15'
4 s = 1'
δ = Deklination = sphärische Breite
Die obere Kulmination ist erreicht bei h max = δ + h = δ + (90° - ϕ) (ϕ = geogr. Breite)
die untere Kulmination bei h min = δ - h = δ - (90° - ϕ)
Daraus folgt sofort die oben erwähnte Bedingung für zirkumpolare Sterne!
Die Deklination ist auf den Himmelsäquator bezogen, also eine vom Beobachtungsort unabhängige
Grösse.
Dagegen hängt der Stundenwinkel noch vom Beobachtungsort ab (Lage des Ortsmeridians als Null-
Linie). Dies vermeidet man durch die Wahl des Frühlingspunkt-Systems.

3. Frühlingspunkt-System
Dieses System ist mit dem Äquator-Meridian-System identisch bis auf die Wahl des Nullpunkts für die
sphärische Länge. An Stelle des Ortsmeridians wählt man hier den "Frühlingspunkt", das ist der
Punkt, wo die Sonne den Äquator im Frühling überschreitet. (Gegenüber auf dem Äquator liegt der
Herbstpunkt, wo die Sonne den Äquator im Herbst kreuzt).
Die Sonne beschreibt im Lauf des Jahres einen Kreis, der den Himmelsäquator im Frühlings- und
Herbstpunkt schneidet.
Umgekehrt gesagt: die Bahn der Erde um die Sonne, die Ekliptik, die gegenüber der Himmels-
Äquator-Ebene um 23.5° geneigt ist, schneidet den Himmelsäquator in diesen beiden Punkten.
Im Frühlingspunkt-System wird die sphärische Länge gegen den Uhrzeigersinn (!), also in
umgekehrter Richtung wie in den beiden bisher behandelten Systemen, gemessen. Diese Koordinate
heisst
α α = Rektaszension (gemessen in Zeiteinheiten, wie der Stundenwinkel)
Für die geographische Breite gilt weiterhin die Deklination.
Mit α und δ hat man also zwei Koordinatenpunkte,
die die Position eines Sterns unabhängig vom
Beobachtungspunkt und in etwa unabhängig vom
Zeitpunkt beschreiben.
Für einfache Sternbeobachtungen genügt das.
Genau genommen, gibt es aber doch einen Haken,
denn die Bewegung der Erde um die Sonne ist nicht
ganz exakt gleichmässig, sondern ist Störungen
ausgesetzt. Dadurch verschieben sich der Frühlings-
punkt und der Äquator im Lauf der Zeit.
Für genauere Angaben gibt man daher
Rektaszension und Deklination für ein bestimmtes
"Äquinox" an, Äquinox 2000 heisst z.B.
die Angabe gilt im Jahr 2000.
Als Beispiel die Koordinaten des Polarsterns (α UMi):
Jahr α δ
1950 1 h 48 m .8 89° 02'
1994.5 2 h 25 m .8 89° 14'
2000 2 h 31 m .8 89° 16'

4. Umrechnungen
Der Stundenwinkel des Frühlingspunkts heisst Sternzeit Θ t = Θ - α α
α
Dies ist eine besonders wichtige Grösse, die in Tabellen immer zuoberst angegeben ist.
Die Umrechnung (t, δ) --> (a, h) ist komplizierter. Mittels sphärischer Geometrie findet man:
sin h = cos δ cos ϕ cos t + sin δ sin ϕ
sin a = cos δ sin t / sin z = cos δ sin t / cos h
Die Umrechnung benutzt das sogenannte "nautische Dreieck",
das ist das sphärische Dreieck, dessen Ecken gebildet werden
aus dem betrachteten Objekt P, dem Nordpol N und dem Zenit Z.
5. Zeit
Sternzeit = Stundenwinkel des Frühlingspunkts
0 h Sternzeit bedeutet, dass der Frühlingspunkt am Beobachtungspunkt kulminiert (den Ortsmeridian
kreuzt, im Süden steht, am höchsten steht).
Die Sternzeit hängt also vom Beobachtungsort ab.
Die Sternzeit auf dem Meridian von Greenwich wird mit Θ 0 bezeichnet.
Sterntag = Zeit von Kulmination bis Kulmination des Frühlingspunkts
Tagbogen = Zeit, in der ein Gestirn über dem Horizont steht
Nachtbogen = Zeit, wo es unter dem Horizont steht
(ausser der Sonne liegt der Tagbogen von Sternen also in der Nacht)
siehe Darstellung zu Beginn dieses Kapitels zum Thema "zirkumpolar".

Wahre Ortszeit = Stundenwinkel der Sonne + 12 h
(die 12 h - Korrektur sorgt dafür, dass es am Mittag 12 h ist und nicht 0 h).
Die wahre Ortszeit ist nicht gleichmässig! Dafür gibt es 2 Gründe:
1. es zählt nicht die Position der Sonne, sondern ihre Projektion auf den Himmelsäquator (für die
Bestimmung des Stundenwinkels), dies gibt eine Schwankung mit Halbjahresperiode
halbjährliche Schwankung
2. Die Winkelgeschwindigkeit der Sonne ist auf ihrer Bahn nicht konstant. Dies gibt einen Effekt mit
Jahresperiode.
Beide Effekte zusammen ergeben die Zeitgleichung:
jährliche Schwankung
Das Wort Zeitgleichung ist missverständlich. Es
handelt sich nicht um eine Gleichung, sondern um
einen Zeitvergleich.
Korrigiert man die wahre Sonne mit der Zeitgleichung, so erhält man die mittlere Sonne
und als deren Stundenwinkel + 12 h die mittlere Ortszeit
Mittlere Ortszeit = wahre Ortszeit - Zeitgleichung
Ist die Zeitgleichung positiv, so geht eine Sonnenuhr gegenüber der MOZ vor.
Im Januar sinkt die Zeitgleichung schnell gegen ihr Minimum am 12. Februar. Das ist der Grund,
warum die Morgendämmerung im Januar fast gleich bleibt und frühere Helligkeit erst gegen Mitte
Februar einsetzt.
Im September/Oktober hat die Zeitgleichung ihr Maximum von ca. 17 Minuten. Das ist der Grund,
warum der früheste Nachtbeginn schon im November stattfindet und nicht am kürzesten Tag, dem
21.12.

Dämmerung
Dämmerung ist die Zeit zwischen Sonnenuntergang und Finsternis. Das "Zwischenlicht" (Twilight)
entsteht dadurch, dass die Sonne, auch wenn sie die Erdoberfläche nicht mehr beleuchtet, doch noch
die Atmosphäre bescheint, von wo Licht durch Streuung zurück zur Erde kommt.
Wegen der schnelleren Lateralbewegung der Erde am Äquator ist die Dämmerung dort sehr kurz und
wird umso länger, je höher man nach Norden kommt.
Für genaue Zeitangaben unterscheidet man
• bürgerliche Dämmerung (Sonnenmitte 6° unter dem Horizont), Sterne 1. Grössenklasse
sichtbar, Lesen im Freien noch möglich
• nautische Dämmerung (Sonnenmitte 12° unter dem Horizont), Sterne 3. Grössenklasse
sichtbar, Sternbilder erkennbar (wichtig für Richtungsbestimmung auf See)
• astronomische Dämmerung (Sonne 18° unter dem Horizont), Himmel dunkel, Sterne generell
sichtbar, astronomische BEobachtungen möglich
Zonenzeiten
UT (Universal Time): mittlere Ortszeit am nullten Längengrad (Greenwich)
MEZ (Mitteleuropäische Zeit): mittlere Ortszeit am 15. östlichen Längengrad = UT + 1
(genauer: MEZ = UTC + 1, siehe unten)
Bei Sommerzeit: UT + 2
Für einen Beobachter bei geographischer Länge λ gilt:
mittlere Ortszeit MOZ = UT - λ
Bern: λ = 7° 28' Ost = - 29 m 48 s
d.h. die MOZ in Bern geht gegenüber der UT um 29 m 48 s vor, gegenüber der MEZ um 30 m 12 s nach.
Moderne Zeitskalen:
• TAI (International Atomic Time) basiert auf Cäsium-Atomuhr , SI-Einheit.
• UTC (Coordinated UNiversal Time) weicht von TAI um ganzzahliges Vielfaches einer
Sekunde ab, von Zeit zu Zeit wird eine Schaltsekunde aktiviert, um die Abweichung nicht zu
gross werden zu lassen
• TDT (Dynamical Time) berücksichtigt ausserdem relativistische Effekte
Weitere Zeiten:
ET (Ephemeridenzeit, fiel am 1.1.1900 mit der UT zusammen, inzwischen zugunsten der TAI
fallen gelassen)
Julianisches Datum JD zählt die Tage seit dem 1.1.4713 v.Chr. durch,
das modifizierte JD ist JD - 2'400'000.5
(beachte: es gibt kein Jahr 0: auf das Jahr 1 v.Chr. folgt sofort das Jahr 1 n.Chr.)

III. Der Mond
1. Die Mondbahn
Der Mond umrundet die Erde in knapp einem Monat (das Wort "Monat" kommt von Mond und alte
Kalender rechnen mit Mondzyklen).
Genauer unterscheidet man zwischen:
siderischer Monat = Zeit für eine Runde gegenüber den Fixsternen = 27 d 07 h 43 m 12 s
synodischer Monat = Zeit von Neumond bis Neumond = 29 d 12 h 44 m 03 s = 29 d .55
Warum dauert der synodische Monat länger?
Wenn der Mond wieder am gleichen Ort ist, hat sich die Erde in der Zwischenzeit um die Sonne weiter
bewegt, um wieder den gleichen Stand bezüglich der Linie Erde-Sonne zu haben, muss der Mond
noch etwas weiter drehen.
Gegenüber der Sonne bewegt sich der Mond täglich um (360 / 29.55) = 12°.18 nach Osten.
Bei seiner Drehung ändert sich die relative Position zu Sonne und Erde
Einmal sehen wir nur die unbeleuchtet Rückseite: Neumond
½ Monat später sehen wir den Mond voll von der Sonne beleuchtet: Vollmond
Dazwischen liegt der (zunehmende bzw. abnehmende) Halbmond.
Man spricht von den "Mondphasen"
(27.3 / 365)*360=27

Quantitativ bezeichnet man den Winkel γ zwischen den Linien Erde-Sonne und Erde-Mond als
"Elongation".
Elongation 0°: Neumond
Elongation 90°: Halbmond (zunehmend)
Man sagt auch "Sonne und Mond stehen in Quadratur"
Der Halbmond kulminiert bei Sonnenuntergang und geht um Mitternacht unter.
Elongation 180°: Vollmond, Sonne und Mond stehen in "Opposition" (gegenüber)
Elongation 270°: Halbmond (abnehmend), der Mond kulminiert bei Sonnenaufgang.
Erde
Sonne
Der Schattenteil des Monds ist nicht ganz dunkel.
Dies ist auf Reflektion von der Erde zurück zu führen.
Sonnen- und Mondfinsternis
Die Mondbahn ist gegenüber der Ekliptik (Bahnebene Erde/Sonne) um 5° geneigt.
Daher stehen Sonne, Erde und Mond normalerweise nicht in einer Linie.
Das tritt nur auf, wo die Mondbahn die Ekliptik kreuzt. Steht in diesem Augenblick der Mond zwischen
Erde und Sonne, so sieht man (auf der Tagseite der Erde) eine Sonnenfinsternis.
Steht die Erde zwischen Sonne und Mond, so sieht man (auf der Nachtseite der Erde) eine
Mondfinsternis.
Die Kreuzung zwischen Ekliptik und Mondbahn heisst "Knoten"
aufsteigender Knoten: die Mondbahn steigt über die Ekliptik
absteigender Knoten: die Mondbahn sinkt unter die Ekliptik
Die Zeit, die die Sonne braucht, um von einem Mondknoten zum nächsten zu gelangen, heisst
"Finsternisjahr" und dauert 346 d .62
Das "tropische Jahr" (Zeit von Frühlingspunkt zu Frühlingspunkt) dauert 365 d .2422
Die Mondknoten durchlaufen in 18.6 Jahren einmal die Ekliptik. Das war schon den Kulturen des alten
Orients bekannt. Die Tatsache, dass Sonnen- und Mondfinsternisse mit dieser Periode auf einander
folgen, wird als "Saros-Zyklus" bezeichnet.
In einem Jahr können maximal 3 Mond- und 5 Sonnenfinsternisse stattfinden.

Abstände
Die Mondbahn ist leicht elliptisch. Der mittlere Abstand Erde-Mond beträgt 384'400 km.
Solche Abstände konnte man schon früh durch Parallaxenmessung bestimmen:
Man misst den Sichtwinkel zum Mond von zwei verschiedenen Punkten auf der Erde aus.
Die zwei Winkel und der gerade Abstand zwischen den Beobachtern definieren ein Dreieck, aus dem
sich der Abstand des Monds bestimmen lässt.
Genauso kann man z.B. auch den wesentlich grösseren Abstand zur Sonne bestimmen
(150 Millionen km) und sogar Abstände zu Fixsternen. Dafür benutzt man Beobachtungspunkte an
entgegengesetzten Stellen der Erdumlaufbahn um die Sonne, sodass die Basis des Dreiecks gleich
dem Durchmesser der Erdbahn wird.
Die selbe Argumentation benutzten schon die Griechen, z.B. bestimmte Eratosthenes im
3. Jh. vor Chr. die Krümmung der Erde (und damit den Erdradius) aus dem Vergleich der
Schattenlängen gleicher Stäbe an 2 verschiedenen Orten zu gleicher Zeit (er nahm an, dass
diese Orte, Alexandria und Assuan in Ägypten, auf dem gleichen Längengrad liegen und dort
gleichzeitig Mittag ist).
Kennt man den Abstand des Monds, so kann man aus dem scheinbaren Durchmesser der
Mondscheibe von 31' dessen Radius bestimmen:
r = 1'733 km
Da die Mondbahn elliptisch ist, ist der Abstand des Monds nicht genau konstant und seine scheinbare
Grösse variiert etwas
Heute sind erheblich genauere Abstandsmessungen möglich, z.B. durch Messung der Laufzeit von
Radarechos, beim Mond auch optisch: Durch die Apollo-Mission wurde auf dem Mond ein Spiegel
installiert und mit Hochleistungslasern kann die Laufzeit des reflektierten Strahls sehr genau
gemessen werden. Der Abstand Erde-Mond ist seither auf wenige cm genau bekannt und man hat
auch ein theoretisch bekanntes Phänomen direkt nachweisen können: der Mond entfernt sich
allmählich von der Erde, im Jahr etwa 3 cm.

Störungen der Mondbahn
Störungen in der Mondbahn entstehen v.a. durch die Sonne, z.B.
• Evektion (Deformation der Bahnellipse durch den Sonnenstand)
• Variation (steht der Mond im 1. Viertel, läuft er von der Sonne weg und wird gebremst, steht er
im letzten Viertel, läuft er auf die Sonne zu und wird beschleunigt).
• Perigäumsdrehung (die Bahnellipse dreht sich allmählich, siehe Skizze)
2. Das "Gesicht" des Monds
Libration
Da der Mond sich während eines (siderischen) Umlaufs gerade einmal um sich selbst dreht, wendet er
uns immer die gleiche Seite zu.
Trotzdem können wir etwas mehr als die Hälfte (59%) seiner Oberfläche sehen, der Mond scheint hin
und her zu wackeln, was man als "Libration" bezeichnet.
Dafür verantwortlich sind verschiedene Gründe:
• Mondäquator und Bahnebene bilden einen Winkel von 6°,7, um so viel kipt der Mond gegen
oben und unten
• Die Geschwindigkeit des Monds auf seiner elliptischen Bahn ist ungleichmässig, dadurch kippt
der Mond etwas nach rechts und links
• Durch die tägliche Rotation der Erde sehen wir den Mond von verschiedenen
Beobachtungspunkten aus
• Der Durchmesser des Monds ist in Richtung zur Erde etwas vergrössert, dadurch entstehen
leichte Schwingungseffekte im Schwerefeld der Erde.

Gezeiten
Dass sich der Mond allmählich von uns entfernt ebenso wie die Tatsache, dass er uns immer die
selbe Seite zuwendet, hat mit dem Effekt der Gezeiten zu tun.
Manche Leute denken, der Mond zieht die Wassermassen der Erde an, also sollte die Flut auf der
Seite des Monds sein, die Ebbe auf der entgegengesetzten Seite der Erde.
Das stimmt aber nicht: Die Flut tritt in etwa (siehe unten) auf der Seite des Monds und ebenso auf der
Gegenseite auf, die Ebbe dazwischen. Daher hat die Flut eine Periode von 12 Stunden und nicht von
24 Stunden.
Wie erklärt sich das?
Genau genommen dreht nicht der Mond um die Erde, sondern Erde und Mond drehen sich um den
gemeinsamen Schwerpunkt. Dieser liegt noch in der Erde, aber nicht in der Erdmitte.
Wenn die Erde im monatlichen Rhythmus um diesen Punkt dreht, entsteht eine Zentrifugalkraft.
Wegen des grösseren Abstands zum Drehpunkt ist sie auf der mondabgewendeten Seite wesentlich
grösser als auf der mondzugewendeten.
Umgekehrt ist die Gravitationskraft (deren Stärke mit dem Quadrat des Abstands abnimmt) auf der
mondzugewandten Seite grösser.
Insgesamt ist die Differenz von Zentrifugal- und Gravitationskraft auf der mondabgewandten Seite von
ähnlicher Grösse wie die Summe der beiden Kräfte auf der mondzugewandten Seite. Auf beiden
Seiten werden so die Wassermassen von der Erdoberfläche hoch gezogen. Die Sonne moduliert den
Effekt: wenn sie etwa in der selben Linie steht wie Erde und Mond, verstärkt sie die Flut (Springflut),
wenn sie senkrecht dazu steht, kompensiert sie den Effekt (Nippflut).
Übrigens sind die Kräfte relativ klein, der starke Fluteffekt kommt dadurch zustande, das sich die
Wassermassen von Flut zu Flut aufschaukeln (bis zu einer Höhe, die v.a. durch Reibeffekte limitiert
wird). Das erklärt auch, warum es keine Gezeiten in Binnenmeeren gibt.
Wenn gesagt wurde, das die Flut dort hoch ist, wo gerade der Mond steht (und auf der Gegenseite),
so ist das nicht korrekt. Reibung (am Meeresgrund und an den Küsten) bewirkt ein Nachhinken der
Flut, die erst dann am Maximum ist, wenn der Mond schon wieder sinkt.
Mond
Die Flutwelle entspricht einer Ausbauchung der Erde, dort ist die Anziehung durch den Mond etwas
grösser und so gerichtet, dass die Bewegung gebremst wird. Man spricht von "Gezeitenreibung".
Durch diesen Effekt ist die Erde in ihrer Drehung nach und nach immer mehr verlangsamt worden.
Früher waren die Tage etwas kürzer.
(Aus feinen Streifen in Korallen lässt sich die Anzahl Tage pro Jahr rekonstruieren. Für die
Zeit des Devon vor 400 Mio Jahren findet man 400 Tage pro Jahr, für die Zeit des Karbon vor
300 Mio Jahren findet man 380 Tage/Jahr).
Heute beträgt die Verlangsamung der Erddrehung etwa 1 ms pro Jahr.
Ähnliche Gezeiteneffekte spielen nicht nur beim Wasser, sondern sogar beim Gestein. Es bewegt sich
zwar nicht um Meter, sondern nur um Zentimeter, aber der Effekt ist da und auch die Gezeitenreibung.
Für den Mond, der kein Wasser besitzt, ist die Gesteins-Gezeitenreibung ausschlaggebend. Sie hat
den Mond nach und nach immer mehr abgebremst, bis er unserer Erde immer die gleiche Seite
zudrehte, damit ist eine stabile Situation erreicht.
Die Gezeitenbauchung der Erde beschleunigt andererseits den Mond auf seiner Umlaufbahn und das
ist der Grund, weshalb sein Abstand von der Erde sich allmählich vergrössert.

3. Die Oberfläche des Monds
Der Mond hat keine Atmosphäre (Anziehung, 1/81 der Erdschwere, reicht nicht).
Dadurch gibt es dort Temperaturextreme: + 120°C / - 150 °C
Die dunklen "Meere" sind wahrscheinlich alte lavagefüllte Ebenen
Die helleren "Länder" sind kraterübersäte Bereiche, die aufgrund der rauheren Oberfläche stärker
reflektieren.
Die charakteristischen Strahlensysteme um einige Krater herum bestehen aus pulverisiertem Material,
das wahrscheinlich bei der Kraterbildung weggeschleudert worden ist (bis zu 100 km Länge beim
Krater Tycho !)
Einige Krater sind vulkanischen Ursprungs, die meisten aber durch Meteoriteneinschläge entstanden.
Die Rückseite des Monds zeigt wesentlich mehr Krater: da sie nicht von der Erde abgeschirmt wird,
können dort Meteorite leichter einschlagen.
Die charakteristischen Rillen werden als aufgesprungene ehemalige Lavakanäle interpretiert.
Helligkeit
Der Mond strahlt nur etwa 7% des Sonnelichts zurück (3% in den dunklen Bereichen, 24% in den
hellen). Seine Oberfläche besteht aus wenig reflektierendem Gestein und Staub.
Der dunkle Teil des Monds erscheint grau durch das von der Erde zurückgestrahlte Licht (Erde: 40%
Reflexion, jahreszeitlich verschieden wegen Schnee und Wolken).
Ausserdem strahlt der Mond selbst Wärmestrahlung aus (IR, v.a. in Kratern).
4. Die Entstehung des Monds
Ein Kollisionsszenario erklärt praktisch alle bekannten Fakten, z.B. die sehr ähnliche Dichte des
Mondgesteins und des Erdgesteins.
Offenbar ist der Mond bei einer mächtigen Kollision mit einem Himmelskörper aus der Erdoberfläche
herausgesprengt worden, und zwar in der Frühzeit der Erde.
Hypothesen, dass der Mond nachträglich von der Erde eingefangen worden oder gleichzeitig mit der
Erde als separater Körper in Erdnähe entstanden sei, hat man heute weitgehend entsorgt.

5. Die Apollo-Missionen
Nach langer Vorbereitung (unbemannte und bemannte Umrundungen des Mondes, unbemannte
Landungen durch Surveyor-Sonden, gründliches Kartographieren der Mondoberfläche durch Lunar
Orbiter) konnten die Apollo-11-Astronauten Armstrong und Aldwin am 20.7.1969 auf dem Mond
landen und ihn als erste Menschen betreten, während ihr Kollege Collins im Apollo-Mutterschiff den
Mond umrundete.
Insgesamt gab es 6 Mondlandungen (Apollo 11/12/14/15/16/17, Apollo 13 musste wegen einer
Sauerstofftankexplosion vorzeitig heimkehren), zuletzt im Dezember 1972.
Auf den Bildern der Astronauten sieht man ihre Hüpfschritte.
Dies kommt von der geringen Schwerkraft auf dem Mond, die nur 1/ 6 der Schwerkraft der Erde
beträgt.
Auf dem Mond wurden Sonden und ein Spiegel installiert, Gesteinsproben wurden zur Erde gebracht
und hier analysiert. U.a. wurde auch mit einer UV-Kamera fotografiert.
Insbesondere wurde ein Seismometer auf dem Mond deponiert, mit dem Erdbeben gemessen
werden können, ausserdem ein Spiegel, mit dem via Laserpuls-Laufzeit die Entfernung des Monds
auf besser als 10 cm genau bestimmt werden kann.
Die letzten 3 Mondlandungen erfolgten mit einem Mondauto, das mehr Bewegungsspielraum liess.
Im Zusammenhang mit diesen Missionen wurden auch 99% der Mondoberfläche kartographiert (Lunar
Orbiter 1966/67, 1994 durch den Satelliten Clementine und 1998 durch Lunar Prospector verbessert).

IV. Gravitation - der Motor der Himmelsbewegungen
Alle Massen ziehen sich gegenseitig an, eine Kraft, die Gravitation genannt wird und uns von der
Schwerkraft her bekannt ist. Allerdings ist diese Kraft vergleichsweise schwach und daher nur von
Bedeutung, wenn sehr grosser Massen im Spiel sind - dies ist aber gerade in der Astronomie der Fall.
Die Gravitation ist der Motor im Leben der Sterne (darüber in einem späteren Kapitel) und ihrer
Bewegungen umeinander.
Newton erkannte, dass Schwerkraft und die Kraft, mit der Sterne auf ihren Bahnen gehalten werden,
auf die selbe Ursache zurückzuführen sind. Das erlaubte ihm, das Gravitationsgesetz zu formulieren:
Die Gravitationskraft ist proportional zu den beteiligten Massen und umgekehrt proportional zum
Quadrat ihres Abstands:
m m
F = G
r
1 2
2
Die Konstante G = 6. 67 ⋅10 - 11 N m 2 kg - 2 ist die Gravitationskonstante.
Setzt man für m1 die Erdmasse von 6⋅10 24 kg ein und für r den Erdradius (6'380 km),
so erhält man einen vertrauten Faktor für die Masse m2 !
Die Mondmasse beträgt 1/ 81 der Erdmasse, der Mondradius beträgt 1733 km im Vergleich
zum Erdradius von 6380 km. Verifizieren Sie die Behauptung, dass die Schwerkraft auf dem
Mond 1/ 6 der Schwerkraft auf der Erde ist.
Fluchtgeschwindigkeiten
Die potentielle Energie erhält man durch Integrieren der radialen Kraft über r:
E pot
m1m
= −G
r
2
Ekreis
E
R
Epot
1
Das Diagramm zeigt die Energiesituation im Gravitationsfeld der Erde (Erdradius = R)
Punkt 1 entspricht einem Körper in Ruhe an der Erdoberfläche.
2
Punkt 2 entspricht einem Objekt (Satellit, Mond) auf einer Kreisbahn, es lässt sich
zeigen, dass die kinetische Energie dort gerade halb so gross ist wie (dem Betrag nach) die
potentielle, E kin = ½ G m1 m2 / r .
Um eine solche Kreisbahn erreichen zu können, muss die Differenz der potentiellen Energien
aufgebracht werden + die kinetische Energie. Am kleinsten ist das, wenn r nahe beim
Erdradius liegt, die Kreisbahn also erdnah ist. Mit r ≃ R folgt:
½ m v 2 = ½ G m Erde m / R und daraus v ≃ 7 900 m/s
Diese Mindestgeschwindigkeit zum Erreichen einer stabilen Kreisbahn um die Erde wird als
"1. kosmische Geschwindigkeit" bezeichnet.
3
r

Will man sich ganz aus dem Einflussbereich der Erde entfernen, so braucht es eine
Gesamtenergie E = 0 (Punkt 3), die benötigte kinetische Energie ist dann
½ m v 2 = G m Erde m / R und daraus v ≃ 11 200 m/s
Dies wird als "2. kosmische Geschwindigkeit" bezeichnet.
Solche Überlegungen sind fundamental in der Raketentechnik.
Um die hohen Fluchtgeschwindigkeiten zu erreichen, hilft es auch, wenn man die
Eigendrehung der Erde zur Hilfe nimmt.
Der Vergleich von Fluchtgeschwindigkeit und (temperaturabhängiger) statistischer
Molekülgeschwindigkeit in einem Gas entscheidet über die Zusammensetzung einer Atmosphäre
eines Planeten.
Die Gestirne im Sonnensystem (ebenso wie Satelliten um die Erde) bewegen sich zwar genau
genommen auf Ellipsen, die aber fast kreisförmig sind, sodass im Folgenden näherungsweise eine
Kreisbewegung angenommen wird.
zur Kreisbewegung:
Winkelgeschwindigkeit ω = dφ / dt = zeitliche Änderung des Winkels (in rad/s)
Die Periode der Kreisbewegung ist T = 2π/ω
Dreht sich ein Vektor, so ist seine zeitliche Änderung = Betrag mal ω
Also für die gleichförmige Kreisbewegung (Radius r):
v = ω r Geschwindigkeit
a = ω ( ω r) = ω 2 r (Normal-) Beschleunigung
Im Folgenden wird m1 = M gesetzt und m2 = m
Für die Bewegung von m:
Mm 2
F = G = mω
r
also
2
r
Diese Formeln sind äusserst nützlich.
GM
4π
T
2 3
= ω r =
2
2
3
r *)
Betrachten wir z.B.
1. das System Erde-Mond
mit T = 27 d und r = 384 400 km lässt sich sofort die Erdmasse ausrechnen!
2. das System Erde-Sonne
mit T = 365.25 d und r = 150 Mio km erhält man die Sonnenmasse.
3. einen Satelliten, der um die Erde kreist
Wenn T = 1 d , folgt r ≃ 42'300 km (mit Erdradius R = 6'380 km ist das 36'000 km über der
Erdoberfläche): das ist die Entfernung für einen geostationären Satelliten.
Solche Satellitenbahnen können nur über dem Äquator liegen.
4. GPS-Satelliten haben Bahnen 20'200 km über der Erdoberfläche.
Wie gross sind ihre Bahnperioden?
5. Hat man GM für die Sonne einmal bestimmt, so lässt sich aus der Umlaufzeit eines
Planeten sein Sonnenabstand berechnen.

Betrachten wir verschiedene Objekte, die um das selbe Gestirn kreisen, z.B. Planeten um die Sonne
(M = Sonnenmasse) oder Mond und Satelliten um die Erde (M = Erdmasse).
Für all diese Objekte ist die linke Seite der Gleichung *) immer gleich, also muss auch die rechte Seite
immer gleich sein, d.h. T 2 ist proportional zu r 3 .
Dies ist im wesentlichen das dritte Keplersche Gesetz.
Es sagt aus: je weiter ein Objekt vom Anziehungszentrum entfernt ist, desto langsamer bewegt es sich
auf seiner Kreisbahn.
Aus dem Vergleich der Umlaufzeiten der Planeten lassen sich ihre Abstände von der Sonne
bestimmen.
(Das Gesetz gilt auch für Ellipsenbahnen, dann gilt T 2 prop. a 3
wo a = grosser Halbmesser der Ellipse).
Keplers Gesetze waren bahnbrechend und ihre Formulierung nur möglich auf Grund der
Präzisionsmessungen seines Vorgängers Tycho Brahe.
1. Keplersches Gesetz:
Planeten bewegen sich auf
Ellipsenbahnen, die Sonne steht in
einem Brennpunkt
2. Keplersches Gesetz
Die Umlaufgeschwindigkeit ist auf der
Ellipsenbahn nicht konstant. Sie ist
höher, wenn der Planet näher an der
Sonne steht und geringer, wenn er
entfernter von ihr steht.
Es gilt der Flächensatz:
Der "Fahrstrahl" (Linie Planet-Sonne) überfährt in gleichen Zeiten immer gleiche Flächen.
Das 2. Keplersche Gesetz gilt grundsätzlich, wenn die Anziehungskraft immer auf das gleiche
Zentrum gerichtet ist. Es ist eine Folge der Drehimpulserhaltung
Drehimpuls: L = m r x v (Vektorprodukt, Vektoren sind fett gedruckt statt mit Pfeil)
Zentralkraft F // r (r zeigt vom Kraftzentrum zum bewegten Objekt=Planet)
dL / dt = m dr / dt x v + m r x dv / dt
= m v x v + r x ma
= m v x v + r x F = 0 denn das Kreuzprodukt von parallelen Vektoren ist null.
Also ist der Drehimpuls erhalten.
Andererseits zeigt die Zeichnung,
dass dL = |m r x v dt| = 2 dA / dt wo dA = eingeschlossene Fläche
d.h. die überstrichene Fläche pro Zeiteinheit
ist auch erhalten. Das ist der Flächensatz.
Das 1. Keplersche Gesetz ist erheblich mühsamer zu beweisen. Man kann zeigen:
Aus der 1/r 2 - Form des Gravitationsgesetzes folgt, dass alle möglichen Bahnen Kegelschnitte sind,
das sind die Schnittkurven, die sich ergeben, wenn man einen Kegel mit einer Ebene schneidet.
Wenn die Ebene die Basis des Kegels nicht berührt, sind das Ellipsen (Kreis als Spezialfall), wenn die
Basis einbezogen wird, Hyperbeln (offene Kurve, Parabel und Gerade sind Grenzfälle).
Hyperbelbahnen treten z.B. bei nicht-periodischen Kometen auf (die nie mehr zurückkehren).

Das Zweikörper- und das Mehrkörperproblem
Das Zweikörperproblem
In der einfachen Version des Keplerschen Gesetze bewegt sich ein Himmelskörpern um ein
Zentralgestirn, dessen Position als fest angenommen wird. Dies ist in der Realität nicht so. In
Wirklichkeit bewegen sich beide Körper um den gemeinsamen Schwerpunkt.
Was das für die Gezeiten bedeutet, wurde schon behandelt.
Der Schwerpunkt teilt die Verbindungslinie zweier Körper mit den Massen M und m
im Verhältnis m / (M+m) und M / (M+m).
Rechnen Sie daraus aus, wo der Schwerpunkt des Systems Erde / Mond liegt
und wo der Schwerpunkt des Systems Erde / Sonne.
Die Mondmasse beträgt 1/ 81 der Erdmasse (= 6⋅10 24 kg), Sonnemasse = 3⋅10 30 kg.
Sie sehen, dass das enorme Gewicht der Sonne die einfache Version als sehr gute Näherung
erscheinen lässt. Dies gilt auch für die anderen Planeten, sogar noch für den schwersten, Jupiter,
dessen Gewicht mehr als 300 x so gross ist wie das der Erde.
Das Mehrkörperproblem
Weiterhin sind die Planeten nicht der Sonne allein, sondern auch der Gravitationswirkung der anderen
Planeten ausgesetzt. Das führt zu kleinen Bahnstörungen. Auf Grund der Analyse solcher Störungen
sind die Existenz noch unbekannter Planeten und Kleinplaneten postuliert worden.
Z.B. berechneten Leverrier und Adams (unabhängig voneinander) aus den Bahnstörungen des
Uranus die Position eines neuen Planeten (Neptun), der nach nur halbstündiger Suche 1846 am
vorausberechneten Ort nachgewiesen werden konnte.
In ähnlicher Weise wurde 1930 Pluto gefunden.

V. Die Planeten unseres Sonnensystems
1. Allgemeines
In unserem Sonnensystem kennt man 8 Planeten:
• Merkur
• Venus
• Erde
• Mars
• Jupiter
• Saturn
• Uranus
• Neptun
(in der Reihenfolge ihres Abstands von der Sonne)
und diverse Kleinplaneten (Planetoiden).
Zu den letzteren gehört Pluto, auf der äussersten Bahn, der erst vor kurzem aus der Reihe der
Planeten eliminiert wurde, weil man die Mindestmasse neu definierte und er zu klein war.
2003 wurde noch viel weiter aussen der Kleinplanet Eris entdeckt (etwas grösser als Pluto).
Diese Himmelskörper bewegen sich im wesentlichen alle im selben Umlaufsinn und nahezu in der
selben Bahnebene (der Eklipitik), mit geringen Abweichungen (wenige Grad) - ausser bei Pluto,
dessen Bahn stärker gegen die Ekliptik geneigt ist (17°).
Es lässt sich daher annehmen, dass das ganze Planetensystem aus einer einzigen Gasmasse
entstanden ist, die um die Sonne kreiste.
(zuerst Bildung von kleineren "Planetesimalen", die dann zu Planeten fusionierten).
Alle Planeten (und Kleinplaneten) umkreisen die Sonne auf elliptischen Bahnen, in deren einem
Brennpunkt die Sonne steht.
Die Exzentrizität der Ellipsen ist in der Regel sehr klein (< 0.1 ausser Merkur: 0.206 ).
Diejenige von Mars (0.093) ist noch vergleichsweise gross: das war ein Glück für Kepler, der aus der
genauen Analyse der Bahndaten des Mars die Ellipsenhypothese formulieren konnte.
Exzentrizität ε der Bahn = Abstand Mittelpunkt/Brennpunkt dividiert durch grosse Halbachse,
ε = e/a = (a 2 - b 2 ) ½ / a (a, b = grosse bzw. kleine Halbachse).
Der Punkt, wo der Planet am nächsten an der Sonne steht,
heisst Perihel
(griechisch "bei der Sonne", Helios = Sonne),
der sonnenfernste Punkt heisst Aphel
("fern der Sonne", Ap-hel aussprechen).
Perihel Sonne
Aphel
Merkur und Venus sind näher an der Sonne als unsere Erde, daher bleiben sie immer in
Sonnennähe (Merkur entfernt sich maximal 28°, Venus maximal 48° von der Sonne).
Diese grösste seitliche Entfernung heisst "Elongation" (1)
Steht der Planet von der Erde aus gesehen in einer
Linie mit der Sonne, ist er in "Konjunktion";
untere Konjunktion: zwischen Erde und Sonne (2)
obere Konjunktion: hinter der Sonne (3)
In oberer Konjunktion ist ein Planet also grundsätzlich unsichtbar.
1
Sonne
Erde
1
3
2

Alle anderen Planeten sind weiter von der Sonne entfernt als unsere Erde.
Für sie gibt es nur eine Konjunktion: hinter der Sonne (2)
Stehen sie in der Linie Sonne - Erde - Planet hinter der Erde,
so sagt man, sie stehen in Opposition (3)
Natürlich sind sie dann besonders gut zu beobachten,
da sie auf der Nachtseite der Erde stehen.
Die Position senkrecht zur Sonne
heisst Quadratur (1).
1
2
Sonne
Erde
Beobachtet man den Lauf der Planeten über den Nachthimmel, so sieht man merkwürdige Schleifen:
von Zeit zu Zeit laufen die Planeten rückwärts und dann wieder vorwärts.
In der Antike, wo man annahm, dass alle Sterne, auch die Planeten an einem drehenden
kugelförmigen Himmelsgewölbe befestigt sind, verursachte das enorme
Interpretationsschwierigkeiten. Man benutzte die
Zykloiden-Hypothese: die Planeten bewegen sich auf Kreisen, die wiederum auf grösseren Kreisen
abrollen. Die entstehende Kurve ist eine Zykloide, die tatsächlich Schleifen zeigt.
Erst als sich die Vorstellung durchsetzte, dass man das Sonnensystem am einfachsten interpretieren
kann, indem man annimmt, dass Erde und Planeten um die Sonne kreisen, löste sich das Rätsel von
selbst. Alle Planeten, inklusive Erde, bewegen sich auf Kreisbahnen (genauer: Ellipsenbahnen) und
immer, wenn die Erde einen anderen Planeten in der Blickrichtung überholt (oder umgekehrt), entsteht
scheinbar eine Schleife.
Dies ist einer der Hauptvorteile des sonnenzentrierten Weltbilds.
Abbildung: Schleifenbildung, Grössenvergleich der Planeten und der Sonne, Grössenvergleich der
Planetenbahnen (inklusive Pluto).
3
1

Abstände im Sonnensystem werden meist durch "Astronomische Einheiten" angegeben:
1 AE = mittlerer Abstand Erde / Sonne = ca. 150 Mio km (genauer: 149'597'870 km)
In der folgenden Tabelle sind die Massen in Vielfachen der Erdmasse (5.98 ⋅10 24 kg) angegeben. r
mittel ist der mittlere Abstand zur Sonne
Daten der Planeten
Planet
Merkur
Venus
Erde
Mars
Jupiter
Saturn
Uranus
Neptun
Äquatordurch-
messer (km)
4 878
12 104
12 756
6 794
142 796
120 000
51 118
49 424
r mittel
(AE)
0.39
0.72
1.00
1.52
5.20
9.58
19.28
30.14
Masse /
m (Erde)
0.055
0.80
1.00
0.107
317.9
95.15
14.54
1.67
Umlaufzeit
um Sonne
87.55 d
224.7 d
365.25 d
687 d
11.87 y
29.46 y
84.67 y
165.49 y
Eigenrotations-
Periode (d)
58.6
243 (retro)
0.993
1.026
0.41
0.45
0.72 (retro)
Neigung zu
Ekliptik
Zwischen Mars und Jupiter liegt der Asteroiden-Gürtel.
Dort kreisen zahlreiche kleinere Körper. Man nimmt an, dass es sich um Bruchstücke eines früheren
Planeten in dieser Region handelt.
Ganz aussen liegt der Kuiper-Gürtel, wo der Kleinplanet Eris entdeckt wurde und wo noch mehr
Kleinplaneten zu finden sein könnten und noch weiter aussen die Oort'sche Wolke, aus der ein
Grossteil der Kometen stammt.
Die acht grossen Planeten teilen sich in zwei in ihrem Aufbau grundverschiedene Gruppen:
0.67
• die 4 sonnen-näheren Planeten (einschliesslich der Erde) bis zum Mars und
• die 4 grossen Gasplaneten von Jupiter bis Neptun.
Von den Planeten der ersten Gruppe haben nur Venus und Erde eine dichte Atmosphäre, während
die Gasplaneten der zweiten Gruppe zu einem grossen Teil ihrer Masse aus Gas bestehen.
Sie sollten aus dem bisher Gesagten in der Lage sein, diese Tatsache zu begründen !!
Im Folgenden werden die einzelnen Planeten behandelt.
Für weitere Daten dazu ist die Website www.astronomie.de empfohlen.
7.0°
3.4°
0°
1.9°
1.3°
2.5°
0.7°
1.8°

VI. Die Planeten unseres Sonnensystems im Detail
Merkur
Durchmesser 4878 km, wenig grösser als der Erdmond
Dichte 5,44 kg/dm 3 : Eisenkern (ähnlich wie Erde)
Hohe elliptische Exzentrizität, ε = 0.206
Grösse der Scheibe variiert stark, 4.8" bei 220 Mio km Erdabstand bis 13.3" bei 79 Mio km.
Phasenwechsel
Radarmessungen (Dopplereffekt am Rand!):
Rotationsperiode 58.65 Tage = 2/3 der Umlaufzeit um die Sonne (88 Tage),
1 Sonnentag = 176 Erdtage!
Periheldrehung 5.74" / Jahr, nach Newton nur 5.31", restliche 0.43" durch Allg. Relativität
erklärt
Praktisch keine Atmosphäre, Temperaturen 425°C / - 170°C
Ähnliche Oberfläche wie der Mond, Krater, mittlere Albedo (Reflektivität) 6%
mehr vulkanische Aktivität als beim Mond
Caloris-Becken: grosser Einschlag (Durchmesser etwa ¼ des Merkur-Durchmessers!),
Krustenaufbruch mit nachfolgender Lavaüberflutung
Venus
Scheibengrösse variiert von 10" bei 259 Mio km Erdabstand bis 64" bei 40 Mio km.
Ausgeprägte Phasen
Rotationszeit 243 Tage (retrograd!), Umlaufzeit 225 Tage, Sonnentag 117 Tage
Hohe Albedo (80%): Atmosphäre
96% Kohlendioxid: grosser Treibhauseffekt, Oberflächentemperatur 460°C, wenig variabel.
Oberflächendruck 90 bar; nur 2% des Sonnenlichts gelangt an die Planetenoberfläche.
Stark schwankende Radio-Emissionen durch elektrische Entladungen in der Atmosphäre.
Oberfläche: kaum kleine Krater (warum, sollten Sie selbst herausfinden können!), grosse
Lavaflüsse.
Spektakulär sind Venusdurchgänge vor der Sonnenscheibe (mit geeignetem Sonnenfilter mit
blossem Auge sichtbar); der nächste wird sich am 6.6.2012 ereignen.
Erde
Im Vergleich zu Merkur und Venus schnelle Eigenrotation (die sich mit der Zeit allmählich
verlangsamt).
Die Erdachse steht unter einem Winkel von 23.5° zur Bahnebene um die Sonne (Ekliptik), dabei dreht
sie sich ("Präzession") wie eine Kreiselachse in 26'000 Jahren einmal (Eiszeiten). Gleichzeitig führt sie
unter dem Einfluss von Sonne, Mond und Planeten jährlich kleinere Wackelbewegungen aus
("Nutation").
Schalenaufbau: fester Kern, flüssiger Kern, Mantel, Kruste.
Durch die Rotation des flüssigen Kerns entseht das Erdmagnetfeld. Es schirmt die Erde vom Einfluss
des "Sonnenwinds" und des Magnetfelds der Sonne ab. Es ist verantwortlich für die Nordlichter.
Unregelmässige Umpolungen (im Mittel einmal in 100'000 Jahren).
Plattentektonik: Bruchzonen, Erdbeben und Vulkanismus.
Die Erdatmosphäre ist geschichtet. Der Ozonanteil absorbiert die UV-Strahlung der Sonne sehr
weitgehend. CO2: Treibhauseffekt. Der Sauerstoff der Atmosphäre ist erst seit Entstehung der grünen
Pflanzen vorhanden.
Mars
rötlich (Magnetit-Staub)
Durchmesser 6794 km (ca. ½ Erde), m = 0.11 m(Erde)

Erdabstand zwischen 55 Mio km und 400 Mio km
Relativ grosse Ellipsenexzentrizität, ε = 0.0934
Nordhalbkugel lange Sommer, Südhalbkugel lange Winter
jahreszeitliche variable Polkappenbedeckung (CO2 = Trockeneis, Wasser-Schnee und -eis)
Mittlerer Sonnentag sehr ähnlich wie auf der Erde
schwache Atmosphäre mit Bodendruck von 8 mbar, Temperatur variiert an einer Stelle in
einem Tag von 20°C / - 100 °C
Mars hat die vielfältigste Oberflächenstruktur aller Planeten.
1/3 der Oberfläche Dunkelgebiete, Krater, v.a. ehemalige Vulkane
Mons Olympus: grösster Vulkan im Sonnensystem, Höhe 25 km, Basisdurchm. 600 km
Canyons (grösster: 2'700 km lang, 6 km tief {vgl. Grand Canyon: 35/1.8 km})
Strukturen, die wie ausgetrocknete Flussläufe oder Küsten aussehen, nähren Spekulation,
dass es früher auf dem Mars flüssiges Wasser gegeben haben könnte.
Marsmonde:
Phobos (länglich, Länge 27 km), Abstand 9'300 km, T = 7h 40 m
Umlauf schneller als Marsrotation, Phobos geht im W auf, im O unter
Deimos (Länge 15 km), Abstand 23'600 km, T = 30h18 m
Längsachse zeigt immer zum Mars
Jupiter
zweithellster Planet von der Erde aus nach Venus
grösster Planet, m = 318 m(Erde) = 0.001 m(Sonne)
Durchmesser 143'000 km
Jupiter ist rund zweimal so massiv wie alle anderen Planeten zusammen genommen.
"Gasplanet", dichte Wolken, Streifen parallel zum Äquator
Windgeschwindigkeiten von bis zu 550 km/h. Roter Fleck = stabiler Wirbel
rotiert schnell, T = 9h 50m, am Äquator schneller als an den Polen! (Wirbelbildung)
Polabplattung aber kleiner als für reinen Gasplaneten erwartet: fester Kern (Fe/Ni)
darum herum "metallischer" Wasserstoff (bei 4 Mio bar DRuck!), weiter aussen molekularer
Wasserstoff, dann Gasatmosphäre (ca. 1'000 km, Wolkenzone 140 km).
Starkes Magnetfeld (19'000x Dipolmoment der Erde)
Netto-Energieabgabe
mehr als 60 Monde
Die 4 grössten: Io, Europa, Ganymed, Kallisto von Galilei entdeckt (Galileische Monde).
Kallisto als äusserster Mond hat wesentlich mehr Einschlagkrater
ausserdem Ringsystem aus feinen Teilchen (von Pioneer-Sonde entdeckt), nur
30 km dick, starke Schichtung durch Resonanz mit Monden
Die kreisförmige Bahn des schweren Jupiter stabilisert die übrigen Planeten.

Saturn
Durchmesser wenig kleiner als bei Jupiter
m = 95 Erdmasse (weniger als 1/3 der Jupitermasse: geringe Dichte von 0.7 kg/dm 3 )
Zonen und Bänder ähnlich wie bei Jupiter
Rotationszeit am Äquator 10h 30m, nimmt zum Pol zu.
Starke Polabplattung (10%), im Fernrohr direkt sichtbar.
mindestens 60 Monde
der grösste davon: Titan (Masse 2x Erdmond),
einziger Mond im Sonnensystem mit einer Atmosphäre (aus Methan)
Ringsystem:
charakteristisches Ringsystem schon im Fernglas sichtbar
Ringe abwechselnd von oben und von unten sichtbar, max. Sehwinkel 27°
Entdeckung der Ringe durch Galilei, der sich sehr wunderte, dass sie später "verschwunden"
waren (Kantensicht). Durchmesser 250'000 km, Dicke nur 1.5 km.
aus Eispartikeln (die meisten im cm - bis m - Bereich) mit Verunreinigungen
Cassinische Teilung, Resonanzvorgänge mit Mond Mimas, Schäferhunde,
Monde, die auf + 60°-Position vor und hinter einem anderen Mond laufen
Monde, die alle 4 Jahre die Bahn austauschen
Voyager-Sonden haben Tausende von Teilungen und eine Art Speichensystem entdeckt
Erklärungen dafür sind noch unvollständig.
Uranus und Neptun, (Pluto)
ähnlicher Aufbau wie Jupiter, mehr Methan
Uranus: 1781 entdeckt (Herschel)
5 Monde, Ring
als einziger Planet (s. aber Pluto) Rotationsachse fast in der Bahnebene
Neptun 1846 entdeckt (Galle) auf Grund von Berechnungen (Leverrier, Adams)
165 Jahre Umlaufperiode
grünliche Farbe
Turbulenzen, Windgeschwindigkeiten bis 2'000 km/h.
8 Monde, davon Triton besonders gross (Durchm. > Erdmond)
(Pluto) 1930 nach Berechnungen entdeckt
klein (Durchm. 2'300 km, m = 2 Promille der Erdmasse), zählt nicht als Planet
stark elliptische Bahn mit grosser Ekliptikneigung (17°)
war 1989 im Perihel und wird erst 2113 im Aphel sein (T = ca. 250 Jahre)
besteht vermutlich aus Wassereis und Gestein.
Rotationsachse fats in der Bahnebene, ähnlich wie bei Uranus.
Mond Charon nur wenig kleiner als Pluto selbst.
Asteroiden
In der "Lücke" zwischen Mars und Jupiter. Quelle für Meteorite.
Durchmesser zwischen 1 - 1000 km (Ceres: 974 km).
Charakteristische Lücken im Abstandsdiagramm zur Sonne: Aufschaukeln von
Bahnstörungen durch Jupiter, wenn Umlaufzeiten in ganzzahligem Verhältnis stehen
(Ausnahmen: v.a. Trojaner, gleiche Umlaufzeit wie Jupiter, Lagrange-Punkte).
Leicht verschiedene Bahn-Exzentrizitäten können zu Kollisionen führen. Die Trümmer
können als Meteorite bis zur Erde gelangen.

Meteoride, Meteoriten
ca. 20-40 Mio kg fallen pro Jahr auf die Erde.
Die ursprünglichen Körper, vermutlich Asteroiden-Bruchstücke, heissen Meteoride, beim
Eindringen in die Erdatmosphäre werden sie zu Meteoriten.
Die meisten (mm-Grösse) verglühen in 80 - 100 km Höhe über dem Boden.
Meteoriten von bis zu mehreren Tonnen Gewicht gelangen bis zur Erdoberfläche: Krater.
Typische Aufprallgeschwindigkeit auf die Atmosphäre: 70 km/s, auf der Nachtseite addiert
sich die Erdgeschwindigkeit von 30 km/s, auf der Tagseite subtrahiert sie sich.
Kometen
stammen aus dem Sonnensystem, v.a. der Oortschen Wolke am äussersten Rand
(langperiodische Kometen). Es wird geschätzt, dass es dort einige Milliarden KOmeten gibt,
deren Gesamtmasse allerdings nicht sehr gross ist.
Langgestreckte Ellipsenbahnen. Langperiodisch: 10 5 - 10 6 J, kurzperiodisch: 2 - 200 Jahre.
Die kurzperiodischen Kometen kommen aus der Jupiter-Region (ursprünglich vermutlich aus
dem Kuiper-Gürtel).
Material: Wassereis, gefrorenes CO2, NH3 und kohlenstoff-oder siliziumhaltiges Material.
In Sonnennähe: Kern (wenige km), Halo oder Koma (bis 10 5 km), Schweif (bis 10 8 km, vom
Sonnenwind weggetrieben, sehr geringe Dichte).
Schweif Typ I: ionisierte Gasmoleküle (Plasmaschweif), Typ II: kleine Staubteilchen.

Einige Satellitenmissionen
Die grosse Zahl der Missionen schauen Sie besser im Internet nach (Wikipedia, Astrokram,
Nasa...). Hier werden nur ein paar besonders wichtige erwähnt:
Merkur
Mariner 9 und 10 (1971, 1973) Orbit
Messenger 2004 - 2012
geplant: das Programm Bepicolombo der europäischen und japanischen Raumfahrt-
Organisationen (Start 2013)
Venus
zahlreiche russische Venera-Sonden, Venera 5 - 16 mit Landemodulen (die aber den hohen
Druck der Atmosphäre nur kurze Zeit überlebten)
Mariner 5 und Pioneer-Venus
seit 2005 Orbiter des europäischen Venus-Express
Mars
Der Mars ist zur Zeit besonders gesucht als Satellitenziel.
Nach dem Mariner- und Viking-Programm (US) und dem Mars-Programm (russisch) sind vor allem zu
erwähnen:
der Mars Global Surveyor (1996 - 2006) zum Kartieren und der
Mars Pathfinder mit dem ersten Rover.
Weitere Rover: MER-A Spirit (2003) und MER-B Opportunity (2003), noch in Betrieb
Phoenix erreicht den Mars im Mai 2008. Mit dem 6 Monate aktiven Lander erstmals
Wassereis gefunden und Schneeflocken detektiert.
Verschiedene Mars-Missionen sind für 2011 bis 2020 in Vorbereitung (Mars Science Laboratory,
MAVEN, Exomars, Mars Sample Return)
Jupiter
1973 / 1974 fliegen die Sonden Pioneer 10 und Pioneer 11 an Jupiter vorbei,
1979 sind es Voyager 1 und 2.
Der Satellit Galileo startet 1989 und dreht ab 1995 in einem Orbit um Jupiter. Absetzen einer
Mess-Sonde. Noch auf der Hinreise gelangen ihm 1994 Aufnahmen vom Aufprall des
Kometen Shoemaker-Levy auf dem Jupiter. 2003 stürzte er gezielt in die Jupiteratmosphäre.
Für 2011 ist das neue Jupiter-Programm Juno geplant.
Saturn
1979 Vorbeiflug von Pioneer 10, 1981 von Voyager 2
Die Sone Cassini-Huygens (Start 1997, Orbit um Saturn ab 2004) erforschte gezielt die
Saturnringe und -monde. 2005 wurde eine Landekapsel auf dem Saturnmond Titan
abgesetzt. Das Programm wurde bis 2017 verlängert.
Uranus und Neptun
wurden 1986 bzw. 1989 von Voyager 2 besucht, der seither (wie auch Voyager 1 und die
Pioneer-Sonnen) sich gegen die Grenzen des Sonnensystems bewegt. Er könnte bis 2020
betriebsbereit bleiben.
Pluto
Die Sonde New Horizons wurde 2006 gestartet und soll 2015 Pluto erreichen und ihn und
seine Monde erforschen. 2007 flog sie an Jupiter vorbei.