Literaturverzeichnis - Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl

DIESSEITS UND JENSEITS DER 

MILCHSTRASSE 

Von Sternen, Planeten und Universum 

Max Camenzind 

http://www.lsw.uni-heidelberg.de/users/mcamenzi 

Senioren-Universität, Würzburg 

18. Juni 2010

Inhaltsverzeichnis 

Abbildungsverzeichnis v 

1 Einführung – Diesseits und Jenseits der Milchstraße 1 

2 400 Jahre Teleskopentwicklung – von Galilei zu EELT 5 

2.1 Die Beobachtungsfenster der Erdatmosphäre . . . . . . . . . . . . . 6 

2.2 Refraktoren . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7 

2.2.1 Erfindung der Refraktoren . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7 

2.2.2 Das Auflösungsvermögen und Seeing . . . . . . . . . . . . 8 

2.2.3 Neue Linsentechnologie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 

2.2.4 Die Großen Refraktoren des späten 19. Jahrhunderts . . . . 10 

2.2.5 Yerkes Refraktor – eine Epoche endet mit einem Meisterstück 14 

2.3 Teleskop-Montierungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14 

2.4 Spiegelteleskope des 20. Jahrhunderts . . . . . . . . . . . . . . . . 17 

2.4.1 Erste Reflektoren . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 

2.4.2 Die 4–Meter Klasse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 

2.5 Großteleskope der Gegenwart . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22 

2.5.1 Mauna Kea auf Hawaii . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23 

2.5.2 Das Paranal-Observatorium der ESO . . . . . . . . . . . . 26 

2.5.3 Gran Telescopio Canarias . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28 

2.5.4 Adaptive Optik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29 

2.6 Großteleskope der Zukunft . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30 

2.6.1 Das European Extremely Large Telescope (E-ELT) . . . . . 31 

2.6.2 Giant Magellan Telescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32 

2.6.3 Das 30-Meter-Telskop TMT . . . . . . . . . . . . . . . . . 33 

2.7 Weltraum–Teleskope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34 

2.7.1 Hubble Weltraumteleskop HST . . . . . . . . . . . . . . . 34 

2.7.2 Röntgenteleskope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37 

2.7.3 Der Weltraumbahnhof Lagrange L2 . . . . . . . . . . . . . 38 

2.7.4 eROSITA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38 

2.7.5 Der Fermi Satellit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40 

2.7.6 Herschel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40 

2.7.7 Das James Webb Space Telescope JWST . . . . . . . . . . 41 

2.8 Teleskope der Hochenergieastronomie . . . . . . . . . . . . . . . . 44

ii Inhaltsverzeichnis 

2.8.1 Das Pierre Auger-Projekt – die Höchsten Energien in der 

Pampas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44 

2.8.2 Das H.E.S.S. Projekt – Hochenergetische Gammas . . . . . 45 

2.8.3 Das MAGIC Projekt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48 

2.8.4 Cherenkov Telescope Array CTA . . . . . . . . . . . . . . 48 

2.9 Der Himmel am Computer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 

2.9.1 Stellarium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 

2.9.2 KStars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50 

2.10 Zusammenfassung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52 

2.11 Fragen zur Vertiefung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52 

Literaturverzeichnis 55 

3 100 Milliarden Sterne 57 

3.1 Unsere Sonne – ein normaler Stern? . . . . . . . . . . . . . . . . . 57 

3.1.1 Aufbau der Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58 

3.1.2 Sonnenflecken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60 

3.1.3 Das Magnetfeld . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63 

3.1.4 Die Korona . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65 

3.1.5 Der Sonnenwind . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65 

3.1.6 Die Entwicklung der Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . 66 

3.2 Das Hertzsprung–Russell Diagramm – Zustandsdiagramm der Sterne 66 

3.2.1 Vermessung der Sterne in der Galaxis mit GAIA . . . . . . 66 

3.2.2 Leuchtkraft . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68 

3.2.3 Temperatur und Farben . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68 

3.2.4 Farben–Helligkeitsdiagramme . . . . . . . . . . . . . . . . 69 

3.2.5 Spektralklassifikation der Sterne . . . . . . . . . . . . . . . 72 

3.2.6 Das HRD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77 

3.3 Sterne auf der Hauptreihe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79 

3.3.1 Brennphasen auf der Hauptreihe . . . . . . . . . . . . . . . 79 

3.3.2 Lebensdauer auf der Hauptreihe . . . . . . . . . . . . . . . 81 

3.4 Sterne jenseits der Hauptreihe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82 

3.4.1 Entwicklung der Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83 

3.4.2 Entwicklung massereicher Sterne . . . . . . . . . . . . . . 84 


4 Der Himmel hängt voller Planeten 87 

4.1 Das Sonnensystem – der Normalfall? . . . . . . . . . . . . . . . . . 87 

4.1.1 Die 8 Planeten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90 

4.2 Planeten bei unseren Nachbarn? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99 

4.2.1 Von Alpha Centauri bis Sirius . . . . . . . . . . . . . . . . 99 

4.2.2 Planeten bei unseren Nachbarn? . . . . . . . . . . . . . . . 100 

4.3 Die Suche nach Exoplaneten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101

Inhaltsverzeichnis iii 

4.3.1 Die ersten Entdeckungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102 

4.3.2 Die Radialgeschwindigkeitsmethode . . . . . . . . . . . . . 102 

4.3.3 Andere Methoden . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103 

4.3.4 COROT – Fahndung nach erdähnlichen Planeten . . . . . . 105 

4.3.5 Die Kepler–Mission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107 

4.4 Sterne bilden sich in Molekülwolken . . . . . . . . . . . . . . . . . 111 

4.5 Bildung terrestrischer Planeten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112 

4.5.1 1. Stufe: Akkretion von Molekülen zu Staub . . . . . . . . . 113 

4.5.2 2. Stufe: 1 - 10 km grosse Körper zu Planetesimalen . . . . 113 

4.5.3 3. Stufe: Planetesimale zu Planeten . . . . . . . . . . . . . 114 

4.6 Leben auf andern Planeten – Wirklichkeit oder Fiktion? . . . . . . . 114 

4.6.1 Anderes Leben im Sonnensystem? . . . . . . . . . . . . . . 114 

4.6.2 Bedingungen für Leben . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117 

4.6.3 Suchprogramme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119 


4.8 Fragen zur Vertiefung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120 


5 WeißeZwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher 125 

5.1 Wenn Sterne sterben ... . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125 

5.1.1 Sonnenartige Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127 

5.1.2 Massereiche Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127 

5.2 Weiße Zwerge – Diamanten der Milchstraße . . . . . . . . . . . . . 129 

5.2.1 Die lange Geschichte einer Entdeckung . . . . . . . . . . . 129 

5.2.2 Das Geheimnis von Sirius B . . . . . . . . . . . . . . . . . 130 

5.2.3 Die Entdeckung der Fermi–Dirac–Statistik bringt die Lösung 133 

5.2.4 Die Masse–Radius Relation Weißer Zwerge . . . . . . . . . 134 

5.2.5 Das Innere von Weißen Zwergen . . . . . . . . . . . . . . . 134 

5.3 Neutronensterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136 

5.3.1 Struktur von Neutronensternen . . . . . . . . . . . . . . . . 137 

5.3.2 Radiopulsare . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138 

5.4 Schwarze Löcher . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146 

5.4.1 Das Rotierendes Schwarzes Loch . . . . . . . . . . . . . . 148 

5.4.2 Arten von Schwarzen Löchern . . . . . . . . . . . . . . . . 149 

5.4.3 Nachweis von Schwarzen Löchern . . . . . . . . . . . . . . 151 

5.4.4 Schwarze Löcher am LHC? . . . . . . . . . . . . . . . . . 153 

5.5 Fragen zur Vertiefung: Kompakte Objekte . . . . . . . . . . . . . . 161 


6 Die Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB) 165 

6.1 Zur Geschichte: Wie entdeckt man etwas, wonach man nicht sucht . 166

iv Inhaltsverzeichnis 

6.1.1 Spektrum des CMB . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 168 

6.2 COBE - Cosmic Background Explorer . . . . . . . . . . . . . . . . 168 

6.3 WMAP und Analyse des CMB . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 168 

6.4 Parameter des kosmologischen Modells . . . . . . . . . . . . . . . 174 

6.4.1 Das expandierende Universum und die Fundamentalebene 

der Kosmologie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175 

6.4.2 Was ist Dunkle Energie? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 180 

6.5 Der Planck–Satellit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 180 


6.7 Fragen zur Vertiefung: CMB . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182 


7 Nachlese 187 

Das Universum in Zahlen 189 

Glossar: Diesseits und Jenseits der Milchstraße 191 

Index 215

Abbildungsverzeichnis 

1.1 Galaxis im Panorama . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 

1.2 Diesseits der Milchstraße . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 

1.3 Diesseits der Milchstraße . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 

2.1 Transparenz der Erdatmosphäre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6 

2.2 Linsenfernrohre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7 

2.3 Kepler Teleskop . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8 

2.4 Auflösungsvermögen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 

2.5 Schröder Refraktor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11 

2.6 Nizza Refraktor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11 

2.7 Universitätssternwarte Wien . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12 

2.8 Sternwarte Babelsberg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 

2.9 Yerkes Refraktor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15 

2.10 Parallaktische Montierung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 

2.11 Azimutale Montierung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 

2.12 Hooker Teleskop . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 

2.13 Das ESO 3,6 m Teleskop . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 

2.14 Teleskope auf dem Calar Alto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21 

2.15 Teleskope auf dem Kitt Peak in Arizona . . . . . . . . . . . . . . . 22 

2.16 Mauna Kea . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24 

2.17 Keck Teleskope auf mauna Kea . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 

2.18 Cerro Paranal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26 

2.19 Paranal-Observatorium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27 

2.20 VLT Teleskope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28 

2.21 Gran Telescopio Canarias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29 

2.22 Gran Telescopio Canarias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30 

2.23 E–ELT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31 

2.24 GMT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32 

2.25 TMT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33 

2.26 HST . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34 

2.27 Somrero HST . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35 

2.28 Wolter Optik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37 

2.29 Lagrange Punkte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39 

2.30 Lagrange Punkt L2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40

vi Abbildungsverzeichnis 

2.31 Fermi Satellit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41 

2.32 Herschel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42 

2.33 JWST . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43 

2.34 Astroteilchenphysik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44 

2.35 Protonshower . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45 

2.36 H.E.S.S. Schauer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46 

2.37 H.E.S.S. Telsokope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47 

2.38 MAGIC Teleskope auf La Palma. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48 

2.39 CTA Projekt. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 

2.40 Stellarium Projekt. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50 

2.41 kde Projekt KStars. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51 

3.1 Sonne im EUV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59 

3.2 pp Ketten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60 

3.3 Der Sonnenaufbau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61 

3.4 Granulen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62 

3.5 Sonnenflecken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63 

3.6 Sonnenfleckenzahl . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64 

3.7 Kugelsternhaufen M15 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70 

3.8 HRD von M55 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71 

3.9 Sonnenspektrum Prisma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72 

3.10 Sternspektren . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73 

3.11 Wega Spektrum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74 

3.12 Sternspektren . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74 

3.13 Sternkataloge . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76 

3.14 Effektivtemperatur der Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77 

3.15 HRD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78 

3.16 Konvektionszonen in Sternen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79 

3.17 CNO Zyklus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80 

3.18 Zwerge . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81 

3.19 Entwicklung Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82 

3.20 Entwicklung nach Hauptreihe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83 

4.1 Sternbildung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88 

4.2 Sonnensystem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89 

4.3 Sonnensystem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89 

4.4 Magnetfeld Erde . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92 

4.5 Sonnenwind . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93 

4.6 Planet Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94 

4.7 Planet Jupiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95 

4.8 Jupiter Magnetosphäre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95 

4.9 Cassini bei Saturn . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96 

4.10 Aufbau von uranus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97

Abbildungsverzeichnis vii 

4.11 Standort Sonnensystem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99 

4.12 Radialkurve von Gliese 436 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103 

4.13 Kepler Orbit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104 

4.14 CoRoT Raumteleskop . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106 

4.15 Kepler–Raumteleskop . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108 

4.16 Kepler Feld . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108 

4.17 Kepler Orbit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109 

4.18 Kepler Planet 7b . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110 

4.19 Planetenentstehung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113 

4.20 Leben im Wasser . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115 

4.21 Europa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116 

4.22 Habitable Zone . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117 

5.1 Entwicklung von der Hauptreihe zum kompakten Objekt . . . . . . 126 

5.2 Sternentwicklung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128 

5.3 Sirius A und B . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131 

5.4 Sirius A im Vergleich zur Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131 

5.5 Sirius A und B . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132 

5.6 Masse WZ vs Zentraldichte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134 

5.7 Weiße Zwerge als Diamanten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135 

5.8 Masse–Radius Relation WZ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136 

5.9 Neutronensterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137 

5.10 Neutronensternstruktur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139 

5.11 Neutronensterne in Astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140 

5.12 Neutronensternstruktur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141 

5.13 Krebs–Pulsar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142 

5.14 Der Doppelpulsar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143 

5.15 Arecibo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144 

5.16 Massendiagramm Doppelpulsare . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145 

5.17 Einstein und Schwarzschild . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146 

5.18 Schwarzes Loch . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 147 

5.19 Hydrostatisches Gleichgewicht . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148 

5.20 Schwarz–Loch Anatomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149 

5.21 SL in Astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150 

5.22 Wie findet man SL . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152 

5.23 Mikro-Kosmos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154 

5.24 LHC am CERN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 155 

5.25 Peter Higgs am LHC des CERN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 155 

5.26 Standardmodell der Teilchenphysik . . . . . . . . . . . . . . . . . 156 

5.27 Ungelöste Fragen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157 

5.28 Supersymmetrie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 158 

5.29 SL–Ereignisse am LHC am CERN . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159

viii Abbildungsverzeichnis 

6.1 CMB Fragen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165 

6.2 CMB Grundlagen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166 

6.3 Entdeckung des CMB . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 167 

6.4 Spektrum des CMB . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169 

6.5 CMB Experimente . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 170 

6.6 Himmelskarte von COBE und WMAP . . . . . . . . . . . . . . . . 171 

6.7 Fluktuationsspektrum von WMAP gemessen . . . . . . . . . . . . 172 

6.8 Winkelkorrelationen von WMAP gemessen . . . . . . . . . . . . . 173 

6.9 Parameter der Kosmologie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175 

6.10 Parameter der Kosmologie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 176 

6.11 Fundamentalebene der Kosmologie . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177 

6.12 Friedmann Modelle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 178 

6.13 Fundamentalebene . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 179 

6.14 Planck–Satellit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 181

1 Einführung – Diesseits und Jenseits der Milchstraße 

Die Astronomie untersucht mit naturwissenschaftlichen Mitteln die Eigenschaften 

der Objekte im Universum, also Himmelskörper (Planeten, Monde, Sterne einschliesslich 

der Sonne, Sternenhaufen, Galaxien und Galaxienhaufen), der interstellaren 

Materie und der im Weltall auftretenden Strahlung. Darüber hinaus strebt sie 

nach einem Verständnis des Universums als Ganzes, seiner Entstehung und seinem 

Aufbau. Naturwissenschaften wie die Astronomie und Kosmologie beschreiben das 

Universum um uns herum. Es geht in der Astronomie im Allgemeinen und in der 

Kosmologie im Besonderen nicht darum, den Sinn des Universums oder die Aufgabe 

des Menschen darin zu ergründen. 

Abbildung 1.1: Die Galaxis im Panorama. Edwin Hubble hat die Große Debatte von 1920 dahingehend 

entschieden, dass die Milchstraße nur eine von Milliarden von Galaxien ist. Auf dieser Aufnahme 

sind neben der Milchstraße in der Aitoff-Darstellung noch 1,5 Millionen Nachbar–Galaxien als Punkte 

dargestellt. 

Wesentliche Meilensteine für unser Wissen über das Weltall waren die Erfindung 

des Fernrohrs vor genau 400 Jahren, das die kopernikanische Wende vollendete, sowie 

später im 19. Jahrhundert die Einführung der Fotografie und Spektroskopie, die 

vor 20 Jahren durch den Einsatz der CCD Detektoren in der Astronomie vollständig 

verdrängt worden sind. Seit der Mitte des 20. Jahrhunderts haben Astronomen mit 

der unbemannten und bemannten Raumfahrt die Möglichkeit geschaffen, die Erdatmosphäre 

zu überwinden und ohne ihre Einschränkungen zu beobachten. Parallel

2 1 Einführung – Diesseits und Jenseits der Milchstraße 

dazu werden immer größere Teleskope für bodengebundene Beobachtungen gebaut. 

Diese Vorlesung vermittelt einen Überblick über aktuelle Probleme der astronomischen 

Forschung. Wir schaffen die Grundlagen dafür, dass astronomische Forschung 

besser verstanden werden kann. Wir diskutieren, wie Sterne und Planeten 

entstehen, wie Sterne sich entwickeln und wie sie enden. Wir kümmern uns um 

die großräumige Struktur des Universums, die kosmische Hintergrundstrahlung und 

was man daraus lernen kann. 

Abbildung 1.2: Ein Blick ins Diesseits der Milchstraße. Sterne, Gaswolken und Staub sind die wesentlichen 

sichtbaren Bestandteile der Galaktischen Scheibe. Objekte wie Weiße Zwerge, Neutronensterne 

und Schwarze Löcher sind ebenfalls wesentliche Bestandteile der Milchstraße. Die Position des Sonnensystems 

ist ebenfalls eingezeichnet. 

Diesseits und jenseits der Milchstraße bedeutet, dass wir Objekte der Milchstraße 

unter die Lupe nehmen (Sterne, Planeten, Neutronensterne und Schwarze 

Löcher), aber auch Objekte, die weit jenseits der Milchstraße liegen, wie etwa die 

Verteilung der Galaxien und die kosmische Hintergrundstrahlung. Die letzten beiden 

sind sehr aktuelle Forschungsgebiete, die Planck-Mission der ESA ist gera-

de dabei, die Struktur der Hintergrundstrahlung genauer zu erforschen. Moderne 

Computer-Simulationen versuchen heute die großräumige Struktur besser zu verstehen. 

Abbildung 1.3: Ein Blick ins Diesseits der Milchstraße. 

3

2 400 Jahre Teleskopentwicklung – von Galilei zu EELT 

Ein Fernrohr ist ein optisches Instrument, bei dessen Nutzung entfernte Objekte um 

ein Vielfaches näher bzw. größer erscheinen. Dies wird durch eine Vergrößerung des 

Sehwinkels erreicht. Die Optik kann aus Linsen, Prismen und Spiegeln bestehen. 

Ohne Teleskope und Detektoren wäre die Astronomie nicht in der Lage gewesen, 

das Universum und die darin enthaltenen Objekte zu verstehen. Worin liegt die 

Bedeutung der Teleskope und der Detektoren? Was bringen sie? 

Die ersten Hinweise auf Mikroskope und Fernrohre stammen aus den Niederlanden 

(ca. 1600 n. Chr.). Dem Mikroskop wurde anfangs wenig Bedeutung zugemessen, 

während der Nutzen des Fernrohres für Seefahrt und Astronomie schnell erkannt 

wurde. Im Jahre 1609 baute Galilei in Padua ein holländisches Fernrohr nach 

und machte eine Reihe astronomischer Beobachtungen, welche nahelegten, dass 

nicht die Erde sondern die Sonne im Zentrum unseres Systems steht. Diese neue 

Vorstellung des Aufbaues unserer Welt wurde vorher schon von anderen Gelehrten 

(z. B. Kopernikus) postuliert, Galilei lieferte jedoch mit seinen Beobachtungen ganz 

handfeste Hinweise. 

In seinem Werk Dioptrice zeigte Kepler 1611, dass ein Fernrohr auch durch 

die Kombination zweier Sammellinsen aufzubauen ist (langbrennweitiges Ojektiv; 

kurzbrennweitiges Okular). Die Kepler-Rohre haben gegenüber den Galilei-Rohren 

den Nachteil, dass die Bilder auf dem Kopf stehen (kein Nachteil in der Astronomie) 

und ihre Baulänge größer ist. Als Vorteile kann man die höhere Bildhelligkeit und 

das größere Gesichtsfeld nennen. 

Da die Vergrößerung der Fernrohre mit der Objektivbrennweite steigt, versuchte 

man durch den Bau immer längerer Rohre Vorteile zu gewinnen. Um 1670 konstruierte 

Johannes Hevelius ein über 40m langes Rohr. In der Praxis hat es sich jedoch 

nicht sonderlich bewährt, da schon der leiseste Windstoß die Justierung veränderte. 

Der Bau und die Entwicklung von Teleskopen, die in den nächsten 10 - 20 Jahren 

in Betrieb gehen, erreicht Dimensionen, die alles bisher Dagewesene weit übertreffen 

und umso mehr eine Demonstration der Ingenieurskunst sein werden. Optische 

Teleskope mit einem Durchmesser von 30 - 40 Metern, Gravitationswellendetektoren 

und Röntgenobservatorien, die den autonomen Formationsflug von Satelliten 

erfordern, sind hier ebenso zu nennen wie hunderte von großflächigen, erdgebundenen 

Radioantennen, deren Datenmengen heute noch eine große Herausforderung 

an die Datenverarbeitung darstellen.

6 2 400 Jahre Teleskopentwicklung – von Galilei zu EELT 

2.1 Die Beobachtungsfenster der Erdatmosphäre 

Die Eigenschaften der Erdatmosphäre bestimmen die natürlichen Beobachtungsfenster 

(Abb. 2.1). Mit Hilfe von Satelliten kann man jedoch unabhängig von 

Abbildung 2.1: Die Transparenz der Erdatmosphäre im elektromagnetischen Spektrum. Im interstellaren 

Medium absorbiert der neutrale Wasserstoff praktisch das gesamte UV–Licht. Röntgenstrahlen 

können jedoch das interstellare Medium durchdringen. 

der Erdatmosphäre beobachten. Beobachtungen im optischen Bereich werden aber 

immer noch vorwiegend mit erdgebundenen Instrumenten durchgeführt. Für die 

meisten Wellenlängenbereiche ist die Atmosphäre undurchsichtig. Der wichtigste 

transparente Bereich ist das optische Fenster von 300 nm – 800 nm. Für Wellenlängen 

kürzer als 300 nm absorbiert Ozon das Ultraviolette. Bei noch kürzeren 

Wellenlängen absorbieren O2, N2 und freie Atome (Abb. 2.1). Für Wellenlängen, 

die länger als das sichtbare Licht sind (im sog. Nahinfraroten, NIR), bleibt die Atmosphäre 

ziemlich transparent bis zuλ = 1.3µm. Jenseits dieser Wellenlänge wird 

die Atmosphäre zunehmend undurchlässig. Zwischen 20µm und 1 mm werden alle 

Wellenlängen absorbiert (sog. Ferninfrarote, FIR). Von hier reicht das Radiofenster 

bis zu Wellenlängen von 20 m. Dann absorbiert die Ionosphäre die gesamte Strahlung. 

Im optischen Bereich wird die Strahlung an Molekülen und Staub gestreut. Streuung 

und Absorption zusammen nennt man in der Astronomie Extinktion der Strahlung. 

Sie beeinträchtigt die Helligkeit der beobachteten Objekte.

2.2 Refraktoren 7 

2.2 Refraktoren 

Ein Linsenfernrohr, auch Refraktor genannt, ist ein Teleskop, bei dem das einfallende 

Licht durch ein aus einer oder mehreren Linsen bestehendes Objektiv gesammelt 

wird. Das dabei entstehende reelle Bild des Beobachtungsobjektes wird mittels eines 

Okulars betrachtet. Die jeweilige Vergrößerung ist abhängig vom Verhältnis der 

Brennweiten zueinander. 

Abbildung 2.2: Im Vergleich zum Galilei–Teleskop mit Sammel- und Zerstreuungslinse ist die Bauform 

des Kepler–Teleskops mit zwei Sammellinsen etwas länger. 

2.2.1 Erfindung der Refraktoren 

Galilei Fernrohr 

Das Galilei-Fernrohr (Galileisches Fernrohr, auch Holländisches Fernrohr) wurde 

vom holländischen Brillenmacher Hans Lipperhey um 1608 erfunden und in der 

Folgezeit von Galileo Galilei weiterentwickelt. Es hat als Objektiv eine Sammellinse 

und als Okular eine Zerstreuungslinse kleinerer Brennweite. Es besitzt ein 

kleines Gesichtsfeld, stellt die Objekte aber aufrecht und seitenrichtig dar. Es wird 

heute nur noch als Opernglas und Fernrohrbrille eingesetzt. Da das Okular eine negative 

Brennweite besitzt, muss es innerhalb der Brennweite des Objektivs liegen. 

Es entsteht kein Zwischenbild.


Das Kepler Fernrohr 

Als Kepler-Fernrohr (Keplersches Fernrohr, auch Astronomisches Fernrohr) bezeichnet 

man ein Linsenfernrohr, das einer von Johannes Kepler 1611 beschriebenen 

Bauweise folgt, die sowohl als Objektiv als auch als Okular konvexe Sammellinsen 

hat. Es werden zwei Sammellinsen verschiedener Brennweiten kombiniert: 

ein Objektiv (Objektlinse) von langer Brennweite mit einem Okular (Augenlinse) 

von kurzer Brennweite. Ob wirklich Johannes Kepler diesen Fernrohrtyp der außer 

in der Astronomie z. B. auch in geodätischen Theodoliten verwendet wird erfunden 

hat, ist ungewiss. Das erste überlieferte Fernrohr in Keplerbauweise wurde jedenfalls 

vom Jesuiten Christoph Scheiner um 1613 gebaut. 

Abbildung 2.3: Prinzipieller Strahlengang im Kepler Fernrohr. Das Objektiv (1) erzeugt vom Objekt 

(4) ein reelles, umgekehrtes Zwischenbild (5), das man mit einer Lupe (Okular 2) betrachtet. Das Auge 

(3) sieht ein winkelmäßig vergrößertes, virtuelles Bild (6) in scheinbar geringer Entfernung (gestrichelte 

Linien). 

Da sich der Strahlengang im Teleskop kreuzt, erzeugt das Objektiv ein reelles, 

aber auf dem Kopf stehendes (um 180 Grad gedrehtes) Bild des betrachteten Gegenstands, 

das man mittels des Okulars nach dem Prinzip der Lupe vergrößert 

betrachtet. 

Bei Linsenfernrohren für astronomische Beobachtungen wird das Verhältnis von 

Apertur zur Brennweite (das Öffnungsverhältnis) als Kenngröße für das Leistungsvermögen 

des Instruments verwendet. Die Vergrößerung ergibt sich je nach verwendetem 

Okular, das meist gewechselt werden kann. Ein Refraktor 100/1000 hat 

also eine Öffnung von 100 mm und eine Brennweite von 1000 mm und somit ein 

Öffnungsverhältnis von F/10. 

2.2.2 Das Auflösungsvermögen und Seeing 

Der Begriff Auflösungsvermögen bezeichnet die Unterscheidbarkeit feiner Strukturen, 

also den kleinsten noch wahrnehmbaren Abstand zweier Punkte. Durch die 

Angabe eines Winkelabstandes oder durch die Angabe des Abstandes gerade noch


trennbarer Strukturen lässt es sich quantifizieren. Das Auflösungsvermögen hängt 

von der Öffnung und der Wellenlänge ab. Die Auflösung optischer Instrumente ist 

durch Beugung begrenzt. Bei Fernrohren spricht man vom Rayleigh-Kriterium, bei 

Mikroskopen von der Abbeschen Auflösungsgrenze. 

Abbildung 2.4: Das Auflösungsvermögen astronomischer Fernrohre. Eine Punktquelle wird auf eine 

Lochblende abgebildet, die zu einer Ringstruktur in der Verteilung der Intensität führt. Die meisten 

Photonen sind im zentralen Peak enthalten, der jedoch eine endliche Ausdehnung hat. 

Aus der Beugungstheorie ergibt sich dann die Faustformel 

δ = 1,22 λ 

D 

= 1,25arcsec λ/500nm 

D/0,1m 

. (2.1) 

Ein Teleskop mit einer Öffnung D von 100 cm hat demnach im Optischen bereits 

ein Auflösungsvermögen von einer Bogensekunde. Das Hubble–Teleskop mit seinem 

2,4 m Spiegel erreicht demnach ein Auflösungsvermögen von 0,05 Bogensekunden. 

Dieses theoretische Auflösungsvermögen irdischer Teleskope wird jedoch 

durch atmosphärische Effekte begrenzt. 

In der Astronomie begrenzt meist das Seeing das Auflösungsvermögen (Winkelauflösung) 

erdgebundener Teleskope auf etwa 1 Bogensekunde. Größere Teleskope 

bewirken hier also nicht automatisch mehr Auflösung. Damit diese erdgebundenen 

Teleskope ihre maximale Auflösung erreichen, bedarf es besonderer 

Techniken, zum Beispiel der adaptiven Optik oder der Speckle-Interferometrie. Das


Hubble-Weltraumteleskop erreicht wegen des Wegfalls der störenden Atmosphäre 

eine Auflösung von etwa 0,05 Bogensekunden bei sichtbaren Wellenlängen. 

2.2.3 Neue Linsentechnologie 

Die ersten Linsenfernrohre verwendeten nur eine Linse als Objektiv, und wiesen 

deshalb eine starke chromatische Aberration auf. Bei den größten Teleskopen der 

damaligen Zeit verringerte man diesen Effekt durch längere Brennweiten, welche 

sich jedoch deshalb nur umständlich handhaben ließen, wie beispielsweise die Luftteleskope 

von Johannes Hevelius mit 46 Meter Brennweite, einer Öffnung von 12 

cm aus dem Jahr 1645 und von Christiaan Huygens mit 63 Meter Brennweite, einer 

Öffnung von 22 cm, 1686. 

Lange Zeit gelang es nicht, größere Flintglas-Rohlinge herzustellen. Erst rund 

ein halbes Jahrhundert später schafften es Guinand und Fraunhofer nach vielen Experimenten, 

die in einer speziellen Rührtechnik mündeten, größere Rohlinge und 

damit Linsen zu fertigen. Der 1824 an der Sternwarte Dorpat in Betrieb genommene 

Refraktor besaß mit 24,4 cm das größte Objektiv, das Fraunhofer je hergestellt 

hat. 1838 war der 38-cm-Refraktor der Sternwarte Pulkowa das größte Teleskop der 

Welt. 

Argelander war einer der großen Astronomen des 19. Jahrhunderts. In dieser 

Zeit wurden astronomische Beobachtungen visuell durchgeführt. Argelander entwickelte 

grundlegende Beobachtungstechniken und wendete sie auf verschiedene 

astronomische Probleme an: Mit der Bonner Durchmusterung entwickelte Argelander 

eine besonders effektive Methode, um den gesamten nördlichen Sternhimmel zu 

erfassen und schuf die erste systematische Erfassung des Sternhimmels der Neuzeit. 

Mit seiner Stufenschätzmethode legte er den Grundstein zur visuellen Messung der 

Helligkeitsveränderungen bei variablen Sternen. 

2.2.4 Die Großen Refraktoren des späten 19. Jahrhunderts 

Im letzten Viertel des 19. Jahrhunderts, als die Astrophysik und die Kleinplaneten- 

Forschung an Bedeutung gewann, verlagerte sich für einige Jahrzehnte die Beobachtung 

an neukonstruierte große Refraktoren (Linsenteleskope). Ein wesentlicher 

Grund dafür war, dass mit ihnen sowohl genaue Spektralanalysen als auch Positionsastronomie 

und die Beobachtung feinster Details auf Planeten möglich wurde. 

Den Anfang machte in Europa die Sternwarte Nizza und in Amerika das U.S. 

Naval Observatory in Washington mit einem rund 10 Meter langen Linsenfernrohr. 

Es hatte ein 26-zölliges Objektiv (etwa 65 cm Durchmesser) von ca. 100 kg Masse. 

Geleitet von Simon Newcomb arbeitete die Marinesternwarte vor allem an einer 

genauen Bestimmung der astronomischen Fundamentalkonstanten. 

Etwas größer war der Große Refraktor der neuen Universitätssternwarte Wien, 

die damals noch weit außerhalb des verbauten Gebietes lag, mit dem 27-Zöller (68


Abbildung 2.5: Das Schröder-Teleskop befindet sich nach Restaurierung im Observatorim Hoher List 

der Universität Bonn. 

Abbildung 2.6: Der Große Refraktor der Universitätssternwarte Wien. Öffnung: 27 Zoll (68 cm). 

cm Apertur), den 1875 der damalige Spitzenproduzent Grubbs in Irland konstruierte 

(Abb. 2.6). Das Teleskop, das nach einer Renovierung bis heute in Verwendung steht


und für 5 Jahre das weltweit größte war, hat eine Brennweite von über 10 Metern 

und wurde in einer Kuppel von 14 Metern Durchmesser montiert. Zur Bedienung 

waren zunächst 2 Gehilfen notwendig, später wurde der Betrieb teilautomatisiert. 

Abbildung 2.7: Die Universitätssternwarte Wien 1888. 

Die Universitätssternwarte Wien ist eine der beiden vom Institut für Astronomie 

der Universität Wien betriebenen Sternwarten. Sie befindet sich im Sternwartepark 

auf der Türkenschanze, einer breiten Anhöhe am westlichen Stadtrand von Wien. 

Bei ihrer Eröffnung 1883 verfügte das Observatorium über das damals größte je 

gebaute Linsenfernrohr (nach Renovierung heute wieder in Betrieb), und noch heute 

ist es das größte baulich geschlossene Sternwartengebäude der Welt. 

Fast gleichzeitig wurde auf dem Telegrafenberg unweit von Berlin das Astrophysikalische 

Institut Potsdam gegründet (Abb. 2.8). Es war das erste seiner Art 

und erhielt zunächst ein kleineres Teleskop als in Wien, war aber mit dem modernsten 

Spektroskop ausgestattet. Als Russland (in Pulkowo bei Petersburg) und die 

USA (Harvard, Washington) wesentlich lichtstärkere Refraktoren bauten, bestellte 

Potsdam seinen Großen Doppelrefraktor von 28 Zoll, mit dem gleichzeitig visuell, 

spektroskopisch und fotografisch beobachtet werden konnte. Er hatte 12 Meter 

Brennweite und wurde 1899 unter der Patronanz von Kaiser Wilhelm II. eingeweiht. 

Firmen aus ganz Deutschland hatten an dem 7 Tonnen schweren Fernrohr gearbeitet. 

Die zwei Objektive stammten aus München, die fahrbare Beobachterbühne (sog. 

astronomischer Stuhl) aus Berlin.


Abbildung 2.8: Oben: Die Sternwarte Babelsberg in Potsdam beherbergt den 28 Zoll Doppelrefraktor. 

[Foto: R. Arlt] 

Unten: Der Doppelrefraktor in Potsdam (rechts) und der Thaw–Refraktor (links).


2.2.5 Yerkes Refraktor – eine Epoche endet mit einem Meisterstück 

Im Jahre 1891 bot William Rainey Harper, damaliger Leiter der Universität Chicago, 

dem Astronomen George Ellery Hale eine Professur an. Hale willigte unter 

der Bedingung ein, dass die Universität ein komplett neues Observatorium errichten 

ließ. 

Hale hatte erfahren, dass zwei optische Glaslinsen mit einem Durchmesser von 

40 Zoll (102 cm) in Bearbeitung waren. Ihm schwebte vor, ein Teleskop mit einem 

derart riesigen Linsensystem zu errichten. 1892 suchten Harper und Hale den Industriellen 

Charles Tyson Yerkes auf. Yerkes musste dringend sein Image aufpolieren 

und erhoffte sich durch Sponsorentätigkeiten eine Aufbesserung seines angekratzten 

Rufes. 

Harper und Hale appellierten an Yerkes beträchtliches Ego das vorgesehene 

Teleskop würde schließlich das größte der Welt sein. Dabei verschwiegen sie allerdings 

geflissentlich die exorbitante Gesamtsumme des Projekts. Yerkes willigte ein, 

das Teleskop zu finanzieren. Harper und Hale gingen stillschweigend davon aus, 

dass er auch den Bau des gesamten Gebäudes bezahlen würde. Als Yerkes schließlich 

davon erfuhr, wollte er sich zunächst zurückziehen vom Bau eines kompletten 

Observatoriums sei nie die Rede gewesen. Dagegen startete Hale eine Pressekampagne, 

in der er Yerkes als großzügigen Sponsor und Wohltäter feiern ließ. Dieser 

wollte nun in der Öffentlichkeit keinen Rückzieher mehr machen und sicherte die 

Finanzierung zu. 

Am 21. Oktober 1897 wurde das Yerkes-Observatorium offiziell eingeweiht. Ein 

sichtlich nervöser Yerkes, der unter den zahlreichen akademischen Robenträgern 

deplaziert wirkte, hielt eine Rede, in der er darauf hinwies, dass die Astronomie keine 

kommerziellen Ziele verfolge. Die Belohnung ihrer Anhänger liege ausschließlich 

in ihrem Werk und den erzielten Ergebnissen. Die Rede brachte ihm donnernden 

Beifall ein. 

2.3 Teleskop-Montierungen 

Parallaktische Montierung 

Sie wird auch als äquatoriale Montierung bezeichnet. Wie auf der Grafik 2.10 zu 

erkennen ist, wird hier die sogenannte Stundenachse genau parallel zur Erdachse 

ausgerichtet und zeigt somit genau zum Himmelsnordpol, der in erster Näherung 

mit dem Polarstern identifiziert werden kann. Senkrecht zu dieser Achse steht die 

Deklinationsachse. Sie entspricht der Höhe des Objektes. Bei dieser Montierung 

entspricht die Nachführung dem alleinigen Drehen an der Stundenachse. Für Amateure 

gibt es bereits für 50 Euro Nachführungsmotoren, die auf diese Weise die 

Erdrotation kompensieren. Für richtiges Fotografieren mit langen Belichtungszeiten 

ist diese Montierung unerlässlich. Das Aufstellen dieser Montierung ist, je nachdem 

wie akurat man sein will und wie wenig man beim Beobachten korrigieren möchte,

2.3 Teleskop-Montierungen 15 

Abbildung 2.9: Der Yerkes Refraktor. 

recht aufwendig. Zuerst wird die Polhöhe an der Montierung eingestellt, die der 

geographischen Breite des Beobachtungsstandortes entspricht. Das Stativ möglichst 

waagerecht aufbauen. Das Ausrichten der Stundenachse kann mit dem Polarstern 

erfolgen. Teurere Montierungen besitzen einen Polsucher, der diesen Vorgang sehr 

erleichtert. Richtet man nun das Teleskop auf einen Stern, dessen Rektaszensionsund 

Deklinationswert bekannt sind, kann man die Skalen praktisch an diesem Stern 

eichen. 

Die Azimutale Montierung 

Sie wird auch als horizontale Montierung bezeichnet. Diese Montierungsart ist 

die günstigste Variante, um große Telekope preisgünstig zu befestigen. Für den 

Anfänger ist diese Montierungsart bestimmt am einfachsten zu bedienen. Die beiden 

Drehachsen liegen senkrecht und parallel zur Ebene des aktuellen Beobachtungsstandortes. 

Hierin liegt auch genau der Nachteil der Montierung: Eine Nachführung, 

die die Rotation der Erde kompensiert, ist mit dem Nachstellen beider 

Achsen verbunden, was eine elektrische Nachführung sehr stark verkompliziert. 

Erschwingliche Lösungen gibt es in diesem Bereich meines Wissens nicht. Wer 

gerne mit Koordinatenumrechnung und laptopgesteuerter Motorenregelung arbeiten 

will, sollte eine Menge handwerkliches Geschick und mathematische Kenntnisse 

mitbringen. Allerdings wird bei einer solchen Nachführung die Drehung des


Abbildung 2.10: Parallaktische Montierung eines Teleskops. 

Abbildung 2.11: Azimutale Montierung eines Teleskops. 

Teleskopbildfeldes ebenfalls nicht berücksichtigt.

2.4 Spiegelteleskope des 20. Jahrhunderts 17 

2.4 Spiegelteleskope des 20. Jahrhunderts 

Ein Spiegelteleskop ist ein Fernrohr, bei dem der wesentliche Teil der Optik aus 

spiegelnden Elementen besteht. Es wird deshalb auch als Reflektor bezeichnet. 

Abbildung 2.12: Mit dem 1917 installierten 2,5-Meter-Spiegel besaß der Mount Wilson 30 Jahre lang 

das größte Spiegelteleskop der Welt. Sein wichtigster Forschungsbeitrag war der Nachweis, dass die 

Galaxien Weltinseln wie unsere Milchstraße sind und dass das gesamte Weltall expandiert. 

Um die Jahrhundertwende verlagerte sich der Schwerpunkt der Teleskopentwicklung 

zunehmend in die USA, was zu einem Gutteil auf die großzügige Förderung 

durch private Sponsoren zurückzuführen ist. Wissenschaftlich ergab sich für 

die zunehmend vordringende Astrofotografie und Astrophysik die Notwendigkeit 

größerer Aperturen, was die Konstruktion außerordentlich großer Spiegelteleskope 

anregte. Technisch war nun auch die Möglichkeit gegeben, statt Metallspiegeln 

solche aus Glas herzustellen. 

2.4.1 Erste Reflektoren 

Der erste dieser großen Reflektoren war der 1,5-m-Spiegel für die neugegründete 

Sternwarte am Mount Wilson. Kaum 10 Jahre später folgte bereits der 1917 installierte 

2,5-Meter-Spiegel des Hooker-Teleskops, der für fast 30 Jahre das größte 

Spiegelteleskop der Welt darstellte. Mit ihm gelangen bahnbrechende Erkenntnisse 

über benachbarte Spiralnebel (damals als Welteninseln bezeichnet) und die Expansion 

des Weltalls. Europa hatte dieser technologischen Entwicklung wegen der 

Weltwirtschaftskrise lange nichts entgegenzusetzen.


Nachdem 30 Jahre das Mount-Palomar-Spiegelteleskop mit 5 Metern Öffnung 

das größte Fernrohr der Welt war, ging dieser Rang 1975 an das sowjetische 6-m- 

Teleskop des Selentschuk-Observatoriums im Kaukasus. Beide dieser Riesenspiegel 

stellten bei ihrer Herstellung eine technische Grenzwanderung dar; allein das 

Abkühlen der 80 m 2 und 110 m 2 großen Glasrohlinge dauerte viele Monate. 

Im Gegensatz zu großen Linsenfernrohren ist es bei Spiegelteleskopen möglich, 

die Durchbiegung auch sehr großer Spiegel durch Stützkonstruktionen weitestgehend 

zu verhindern. Die Größe der Hauptspiegel erreicht mittlerweile über acht 

Meter, während bei Glaslinsen auf Grund der Gewichtsverhältnisse (Durchbiegung) 

eine obere Grenze von etwa einem Meter besteht. Mit großen Spiegeln wird mehr 

Licht eingefangen und die erreichbare Grenzgröße dieser Spiegelteleskope liegt 

dann höher. Astronomen gewinnen dadurch einen noch tieferen Blick ins Weltall. 

Ein Spiegelteleskop besteht im wesentlichen aus einem Hauptspiegel und einem 

im selben Tubus montierten Fangspiegel (Ausnahme: Schiefspiegler), die auch 

Primär- und Sekundär–Spiegel genannt werden (Abb. 2.13). Im Gegensatz zum Objektiv 

eines Linsenfernrohrs wird das einfallende Licht nicht gebrochen, sondern 

vom Hauptspiegel reflektiert, dadurch werden Farbfehler vermieden. Da das Licht 

den Spiegel im Gegensatz zu einer Linse nicht durchdringt, kann man den Hauptspiegel 

mit geeigneten Mechaniken abstützen und daher in fast beliebiger Größe 

ausführen. In der wissenschaftlichen Astronomie nähern sich die aktuellen Hauptspiegeldurchmesser 

mittlerweile der 10-Meter-Marke (VLT und LBT). Bei Glaslinsen 

besteht auf Grund der Gewichtsverhältnisse und der daraus resultierenden 

Durchbiegung der Linse eine obere Grenze von 1,2 Metern. 

Der Hauptspiegel ist zumeist annähernd parabolisch geformt. Er bündelt das vom 

Himmelskörper einfallende Licht und spiegelt es in Richtung Fangspiegel zurück. 

Dieser lenkt das Licht zur Seite oder durch eine Bohrung im Primärspiegel in Richtung 

Okular bzw. Strahlungsdetektor. Der Detektor ist nur noch bei Hobbyastronomen 

das Auge. Im wissenschaftlichen Betrieb wird normalerweise ein digitaler 

Empfänger, eine Fotoplatte oder ein Fotofilm verwendet. Die digitalen Empfänger 

sind üblicherweise CCDs- oder CMOS-Sensoren. Das zu untersuchende, gebündelte 

Licht kann vor der Aufnahme durch Farbfilter gefiltert oder durch Spektrografen 

einer Spektralanalyse unterzogen werden. Bei großen Spiegelteleskopen besitzen 

die Strahlungsdetektoren bzw. Instrumente zur Lichtanalyse oftmals ein Gewicht 

bis über 1000 kg. Besonders massive Apparaturen werden bisweilen nicht mehr 

direkt hinter dem Teleskop (sog. Cassegrain–Fokus), sondern davon getrennt aufgestellt 

und mit dem Teleskop über eine spezielle Lichtfaseroptik verbunden. 

Zudem gibt es heute die Glaskeramik Zerodur, die einen sehr geringen Wärmeausdehnungskoeffizienten 

hat (im Unterschied zu Pyrex–Glas). Glaskeramik behält die 

Form während einer Nacht bei. Das optische Prinzip der Spiegelteleskope ist einfach. 

Das von einer Lichtquelle stammende parallele Lichtbündel trifft auf den Konkavspiegel 

und wird im Brennpunkt vereinigt. Es kann in diesem Primärfokus mit 

Detektoren aufgenommen werden. Es ergibt ein umgekehrtes reelles Bild des Ob-


jekts, wie bei Linsenteleskopen. Es gibt verschiedene Fokalsysteme, die die Bildebene 

dem Detektor gut zugänglich machen und auch die Brennweite vergrößern 

(Newton Fokus, Cassegrain Fokus, Coudé–Fokus, Abb. ??). 

2.4.2 Die 4–Meter Klasse 

Zu den weltweit größten und bedeutensten Sternwarten zählt die Europäische Südsternwarte 

(ESO) in La Silla, Chile. Am südlichen Rande der Atacama-Wüste in 2400m 

Höhe befindet sich die Anlage mit 15 Kuppeln, einer Reihe von Aufenthalts- und 

Schlafräumen, einem Hotel, einer Bibliothek, sowie verschiedenen Labors und Werkstätten. 

Neben einer 15m Parabolantenne zur Messung von Submillimeterwellen 

befinden sich auf dem Gelände 2 optische Teleskope der 3,5m Klasse. Der Rest der 

optischen Teleskope hat Durchmesser von 2,2m bis 0,5m. 

Abbildung 2.13: Das ESO 3,6m Teleskop auf La Silla. [Foto: USM] 

Das 3,6m Teleskop ist gemäß seiner Öffnung das größte Teleskop auf La Silla. 

Es wurde bereits 1977 in Betrieb genommen und hat daher noch eine klassische 

äquatoriale Montierung und einen Spiegel konventioneller Dicke. Selbstverständlich 

ist es schon voll computergesteuert und wie das 3,5m Teleskop auf dem Calar 

Alto ein multi-purpose Instrument, das für die unterschiedlichsten Aufgaben sowohl


Observatorium Öffnung Fokus Brennweite B’aufnahme 

Mt. Wilson (Hale) 2,54 m New 12,9 m 1917 

Cas 41 m 

Cou 76 m 

Mt. Palomar 5,08 m Pr 16,7 m 1948 

(Hale Obs.) Cas 81 m 

Cou 152 m 

Kitt Peak 4,0 m Pr 11,1 m 1973 

RC 30,8 m 

Cou 89,1 m 

La Silla (ESO) 3,6 m Pr 10,9 m 1976 

(Chile) RC 28,6 m 

Cou 114,6 m 

Zelenchuk 6,0 m Pr 24,0 m 1976 

Nasm 180 m 

MMT 4,46 m Cas 49,9 m 1979 

(Mt. Hopkins) (6 x 1,82 m) Cas 57,7 m 

Calar Alto 3,5 m Pr 12,2 m 1983 

(Spanien) RC 35 m 

MPIA Heidelberg Cou 122,5 m 

W. Herschel 4,2 m Pr 10,5 m 1987 

Roque de los Muchachos RC 46,2 m 

NTT La Silla 3,58 m Pr 7,88 m 1989 

(ESO) (d=24 cm) RC 39,4 m 

Großteleskope 

Mauna Kea (Hawaii) 9,82 m Pr 18,2 m 1991 

Keck I RC 147,3 m 

IR 245,5 m 

Keck II 9,82 m dito dito 1996 

VLT (ESO Cerro Paranal) 8,2 m Cas 1998 

4 Units: Yepun, Kueyen Nasmyth 2000 

Melipal, Antu Cou 

Gemini North & South 

LBT (Mount Graham) 2×10,0 m Interferom 2008 

Gran Telescopio Canarias 10,4 m alle 2009 

Tabelle 2.1: Einige wichtige Spiegel– und Großteleskope. Pr: Primärfokus; New: Newton–Fokus; Cas: 

Cassegrain–Fokus; Cou: Coudé–Fokus; RC: Ritchey–Chrétien System (Haupt– und Fangspiegel entsprechen 

einem Cassegrain System, beide Spiegel sind jedoch hyperbolisch deformiert, Gesichtsfeld 

etwa 0,5 Grad). Das Observatorium auf dem Calar Alto in Südspanien dient den deutschen Astronomen 

zur Beobachtung des Nordhimmels. Der Südhimmel ist mit den Teleskopen der ESO in Chile 

zugänglich.


im sichtbaren als auch im infraroten Wellenlängenbereich eingesetzt werden kann. 

Im Teleskop-Cassegrainfokus lassen sich wahlweise 4 Geräte installieren. 

Die Teleskope auf dem Calar Alto in Südspanien (Abb. 2.14) werden vom Max- 

Planck Institut für Astronomie in Heidelberg betrieben und erfüllen u.a. die Aufgaben 

eines nationalen Observatorium für alle deutschen Astronomen am Nordhimmel, 

was am Südhimmel die ESO leistet. Das Observatorium betreibt 4 Teleskope 

unterschiedlicher Größe und für unterschiedliche Aufgaben im Bereich der 

optischen Astronomie. Das Bild 2.14 zeigt von vorne nach hinten die Kuppeln des 

3,5m Teleskops, des 2,2m Teleskops (rechts), des 1,23m Teleskops, sowie des 80cm 

Schmidt Spiegels. Im Hintergrund ist noch ein 1,5m Teleskop der spanischen Partner 

dieser Einrichtung zu sehen. 

Abbildung 2.14: Teleskope auf dem Calar Alto in Südspanien. 

Das Kitt-Peak-Nationalobservatorium (Kitt Peak National Observatory, Abb. 2.15)) 

ist ein großes astronomisches Observatorium auf dem Gipfel des 2.095 m hohen Kitt 

Peak in der Sonora-Wüste, 65,4 km (Luftlinie) südwestlich von Tucson, Arizona. 

Der Kitt Peak wurde im Jahr 1958 als Standort für das US-amerikanische Nationalobservatorium 

ausgewählt. Heute beherbergt das Observatorium rund 20 optische 

Teleskope, von denen das Mayall Telescope und das WIYN Telescope mit 

Hauptspiegeln von 4 m bzw. 3,5 m Durchmesser die größten sind. Das Spacewatch- 

Projekt betreibt zwei Spiegelteleskope von 1,8 m bzw. 0,9 m Durchmesser zur Beobachtung 

von Asteroiden und Kometen, insbesondere zur Auffindung von erdnahen 

Objekten. Zur Beobachtung der Sonne stehen am Kitt Peak das McMath-Pierce 

Solar Telescope, das größte Sonnenteleskop der Welt, sowie das Kitt Peak Vacuum 

Telescope zur Verfügung. Schließlich beherbergt der Kitt Peak auch noch zwei Ra-


dioteleskope von 12 m und 25 m Durchmesser. Letzteres wird in Verbindung mit 

anderen Radioteleskopen im Very Long Baseline Array als radioastronomisches Interferometer 

verwendet. 

Abbildung 2.15: Teleskope auf dem Kitt Peak in Arizona. 

2.5 Großteleskope der Gegenwart 

Die Frage, welche Bauweise für die Astronomie günstiger ist, wurde jahrhundertelang 

kontrovers diskutiert. Seit der Erfindung des Spiegelteleskops (um 1650) 

wird für dieses die Farbreinheit und die Möglichkeit größerer Durchmesser ins Treffen 

geführt; Nachteile waren zunächst der Lichtverlust (Metallspiegel), generell die 

stärkere Beugung am Hilfsspiegel und die schwierigere Justierung. Für den Refraktor 

sprach (und spricht bis heute für Amateurastronomen) vor allem die bessere 

Auflösung feiner Details und der meist geringere Einfluss der Luftunruhe. 

Während um 1800 ein Teleskopspiegel von 50 cm Durchmesser bereits als außerordentlich 

groß galt – ebenso wie um 1850 ein 50-cm-Objektiv eines Refraktors 

– liegt diese Marke heute bei Spiegelgrößen von 8-10 m und wird bis mindestens 

40 m steigen. Demgegenüber endete die Größenentwicklung von Linsensystemen 

um die Jahrhundertwende bei 90-100 cm, weil sich der Glaskörper der Linse ab dieser 

Dimension bereits merklich unter seinem Eigengewicht verformt. Bei Spiegeln 

treten solche Probleme nicht auf, weil sie anders als die Linsen, die nur am Rand 

durch ihre Fassung gehalten werden, auf ihrer gesamten Fläche von hinten gestützt 

werden können. 

Spiegelteleskope mit 8 bis 10 Metern wurden seit Anfang der 1980er Jahre geplant. 

Unter europäischer Leitung entstand beispielsweise das Very Large Telescope 

(VLT). Es wird von der Europäischen Südsternwarte ESO auf dem Paranal in 

Chile (2.635 m) betrieben. Es besteht aus 4 Spiegelteleskopen mit je 8,2 m Öffnung, 

die elektronisch zu einem Verbund zusammengeschaltet werden können und 

auf dem Tafelberg Paranal im Hochland von Chile installiert sind. Das erste dieser 

Großteleskope wurde 1998/99 in Betrieb genommen. Alle vier Teleskope sind

2.5 Großteleskope der Gegenwart 23 

für Spektralbereiche vom sichtbaren Licht bis zu mittlerem Infrarot ausgelegt und 

können gemeinsam für feinste Winkelmessungen (Interferometrie) eingesetzt werden. 

Durch adaptive Optik ist eine merkliche Reduktion der Luftunruhe möglich, 

so dass das VLT fast das Auflösungsvermögen des Weltraumteleskops HST von 

etwa 0,1 Bogensekunden erreicht. Auch diese vier Teleskope sind als Altazimute 

montiert, ihre primäre Drehachse weist nicht zum Himmelspol, sondern zum Zenit. 

Dadurch ist eine merkliche Gewichtsreduktion möglich: die Nachführung der 

Erdrotation erfordert keine schrägen Achsen mehr wie bei den Großteleskopen des 

19. und 20. Jahrhunderts, sondern erfolgt durch digitale Steuerung wie bei einem 

modernen nur 100-mal kleineren Theodoliten. 

Die Liste der größten optischen Teleskope weist derzeit als in Betrieb befindliche 

Großteleskope mit einem rechnerischen Spiegeldurchmesser von mindestens 8 m 

folgende Instrumente aus: 

• Large Binocular Telescope mit 2 Einzelspiegelsegmenten von 8,4 m Durchmesser 

(entspricht 11,8 m gesamt); interferometrisch nutzbar; Mount Graham, 

Arizona/USA 

• Gran Telescopio Canarias mit einem segmentierten Hauptspiegel von 10,4 m; 

Roque de los Muchachos, La Palma/Spanien. 

• Keck I und Keck II mit je einem segmentierten Hauptspiegel von 10,4 m; interferometrisch 

nutzbar; Mauna-Kea-Observatorium, Hawaii/USA. 

• Southern African Large Telescope mit einem segmentierten Hauptspiegel von 

ca. 9,2 m Äquivalentdurchmesser, fester Höhenwinkel; Sutherland, Südafrika. 

• Hobby-Eberly-Teleskop mit einem segmentierten Hauptspiegel von ca. 9,2 m 

Äquivalentdurchmesser, fester Höhenwinkel; Mount Fowlkes, Texas/USA. 

• Subaru-Teleskop mit einem 8,2 m Einzelspiegel; Mauna-Kea-Observatorium, 

Hawaii/USA. 

• Very Large Telescopes, vier Einzelteleskope (Antu, Kueyen, Yepun, Melipal) 

mit je einem 8,2 m Einzelspiegel; interferometrisch nutzbar (Very Large Telescope 

Interferometer); Paranal-Observatorium, Cerro Paranal, Chile. 

• Gemini-Observatorium: zwei Einzelspiegel-Teleskope von 8,1 m Durchmesser; 

mit Gemini Northern Telescope (Mauna-Kea-Observatorium, Hawaii/USA) und 

Gemini Southern Telescope (Cerro Tololo Inter-American Observatory, Cerro 

Pachn, Chile). 

2.5.1 Mauna Kea auf Hawaii 

Der Vulkan Mauna Kea (hawaiianisch für Weißer Berg) ist mit etwa 4.214 m der 

höchste Berg auf Hawaii (Abb. 2.16). Auf dem Mauna Kea befindet sich das Mauna- 

Kea-Observatorium, eine Gruppe internationaler Observatorien, die zusammen die


größte Sternwarte der Welt bilden. Darunter befindet sich unter anderem das Keck- 

Observatorium mit seinen beiden 10m-Spiegeln – zwei der zurzeit leistungsfähigsten 

Teleskope weltweit. Da die Teleskope sehr empfindlich auf Lageveränderungen 

des Untergrunds reagieren (Sterne würden von der Teleskopsoftware nicht mehr gefunden, 

und auch langsame und stetige Veränderungen des so genannten ’Pointings’ 

werden genauestens überwacht) würde ein typisches Aufblähen des Berges als Zeichen 

wieder beginnender Aktivität sofort registriert. 

Abbildung 2.16: Der Vulkan Mauna Kea (hawaiianisch für Weißer Berg) ist mit etwa 4.214 m der 

höchste Berg auf Hawaii. Im Gegensatz zu seinem Nachbarn Mauna Loa ist der Mauna Kea zurzeit 

nicht aktiv und gilt als schlafender Vulkan. Sein Alter wird auf 1 Million Jahre geschätzt. 

Der Standort ist für den Betrieb eines Observatoriums ideal geeignet, da in dieser 

Höhe die Luft bereits sehr dünn und extrem trocken ist (eine Voraussetzung für 

die Infrarotastronomie). Der Gipfel liegt üblicherweise über der Wolkendecke (die 

Zahl der klaren Nächte ist daher sehr hoch) und die Luft ist weitgehend frei von 

Verwirbelungen, welche die Qualität astronomischer Aufnahmen beeinträchtigen 

würden. 

Zwischen 1968 und 1999 wurden insgesamt neun Spiegelteleskope für den op-


tischen und infraroten Spektralbereich in Betrieb genommen, darunter das Gemini 

North- und Subaru-Teleskop mit einem Hauptspiegel von jeweils acht Metern 

Durchmesser, sowie die beiden Teleskope des W.M. Keck Observatory, die einen 

(aus zahlreichen kleineren, sechseckigen Segmenten zusammengesetzten) Hauptspiegel 

von 10 Meter Durchmesser haben und bis Juli 2007 die größten optischen 

Teleskope der Welt darstellten. Abgelöst wurden sie durch das Gran Telescopio 

Canarias, dessen Spiegeldurchmesser 10,4 m beträgt. Die beiden Keck–Teleskope 

können auch gemeinsam als optisches Interferometer betrieben werden. 

Abbildung 2.17: Die beiden Keck Teleskope auf Mauna Kea haben jeweils einen Primärspiegel von 

10 m, bestehend aus 32 Segmenten. [Bild: Mauna Kea Archiv] 

Neben den optischen Teleskopen finden sich auch drei Instrumente für den Submillimeter-Bereich. 

Das Submillimeter Array, bestehend aus acht Antennen mit einem 

Durchmesser von jeweils sechs Metern, wurde erst 2002 fertiggestellt. Schließlich 

beherbergt das Mauna-Kea-Observatorium auch noch ein Radioteleskop von 25 

Meter Durchmesser, das zusammen mit anderen Radioteleskopen weltweit als radioastronomisches 

Interferometer zum Einsatz kommt (VLBI). 

Gegenwärtig laufen die Planungen und Vorbereitungen eines Projektes für eines 

der größten optischen Teleskope der Welt. Das Thirty Meter Telescope (TMT) 

soll mit einem Spiegeldurchmesser von 30 m (Keck 10 m) für einen veranschlagten 

Preis von 750 Mio. Dollar eines der empfindlichsten und höchstauflösenden 

irdischen Observatorien werden, vergleichbar dem geplanten European Extremely 

Large Telescope E-ELT. 

Daneben entsteht ein weiteres Hightech-Observatorium: Für 60 Mio. Dollar werden 

im Projekt Pan-STARRS vier 1,8-Meter-Teleskope erstellt; sie sollen alle gefähr-


lichen Asteroiden aufspüren. Das Projekt wird von der Air Force aus dem Verteidigungsetat 

finanziert. Durch die systematische Beobachtung entsprechender Himmelsregionen 

entsteht nebenbei eine einmalige Totalerfassung aller Gestirne. 

2.5.2 Das Paranal-Observatorium der ESO 

Das Paranal-Observatorium ist ein astronomisches Observatorium in der Atacamawüste 

im Norden Chiles, auf dem Berg Cerro Paranal (Abb. 2.20). Dieser liegt 

etwa 120 km südlich der Stadt Antofagasta und 12 km von der Pazifikküste entfernt. 

Abbildung 2.18: Der Cerro Paranal in Chile beherbergt das Paranal Observatorium der ESO. Es befindet 

sich 120 km südlich von Antofagasta. 

Das Observatorium wird von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betrieben und 

ist Standort des Very Large Telescope (VLT) und des Very Large Telescope Interferometer 

(VLTI). Zusätzlich werden die Surveyteleskope VISTA und VST gebaut. 

Die Atmosphäre über dem Gipfel zeichnet sich durch trockene und außergewöhnlich 

ruhige Luftströmung aus, was den Berg zu einem sehr attraktiven Standort für 

ein astronomisches Observatorium macht. Der Gipfel wurde in den frühen 1990ern 

von seiner ursprünglichen Höhe von 2660 m auf 2635 m heruntergesprengt, um ein


Plateau für das VLT zu schaffen. 

Abbildung 2.19: Das Paranal-Observatorium in Chile auf 2600 m Höhe mit den 4 VLT Teleskopen, 

Hilfsteleskopen für VLTI und dem Vista Teleskop im Hintergrund. [Bild: ESO Archiv] 

Das Very Large Telescope (VLT) ist ein aus vier Einzelteleskopen bestehendes 

astronomisches Großteleskop, dessen Spiegel zusammengeschaltet werden können. 

Das VLT ist für Beobachtungen im sichtbaren Licht bis hin zum mittleren Infrarot 

ausgerichtet. Die Teleskope können mit Hilfe des VLT Interferometer (VLTI) zur 

Interferometrie zusammengeschaltet werden. 

Die Investitionen des gesamten VLT-Projektes beliefen sich über einen Zeitraum 

von 15 Jahren auf etwa 500 Millionen Euro. Die Summe schließt Personal- und 

Sachkosten für Design und Bau des VLT, inklusive der ersten Instrumentengeneration, 

und des VLTI sowie die ersten drei Jahre des wissenschaftlichen Betriebs ein. 

Die weitaus komplexeren VLTI-Instrumente AMBER und MIDI kosteten jeweils 

etwa 6 Millionen Euro. Die Instrumente werden teilweise komplett von der ESO 

entwickelt und gebaut, häufiger aber in Zusammenarbeit mit auswärtigen Instituten. 

In diesem Fall werden die Sachkosten von der ESO getragen, die Personalkosten 

von den jeweiligen Instituten, die im Gegenzug garantierte Beobachtungszeit 

erhalten. Bei den Kosten ist zu berücksichtigen, dass die ESO als supranationale 

Organisation, wie andere internationale Forschungszentren auch, von den Steuern 

der Mitgliedsländer befreit ist. Sachkosten fallen daher ohne Mehrwertsteuer an, 

Personalkosten teilweise, außer die der lokalen Angestellten in Chile, ohne Lohnsteuer. 

Der laufende Betrieb aller Einrichtungen in Chile, also La Silla, Paranal, der Verwaltung 

in Santiago und des beginnenden ALMA-Projekts belief sich 2004 auf 30 

Millionen Euro, die etwa je zur Hälfte auf Personal- und Betriebskosten entfielen. 

Diese Summe entsprach einem Drittel des gesamten ESO-Jahresbudgets für 2004 

von etwa 100 Millionen Euro, das neben Chile noch den Betrieb des Hauptinstituts 

in Europa und Investitionen, hauptsächlich für ALMA, beinhaltet. 

Die Kosten des VLT-Projekts sind damit einer mittleren bis großen Weltraum-


Abbildung 2.20: Das Kueyen Teleskop des VLT hat einen monolithischen 8,2m Primäspiegel. [Bild: 

ESO Archiv] 

mission, zum Beispiel dem GAIA-Satelliten, vergleichbar. Bau und Start des Hubble- 

Weltraumteleskops (HST) haben dagegen 2 Milliarden US-Dollar gekostet, knapp 

das Vierfache des VLT. Der jährliche Betrieb des HST ist etwa achtmal so teuer 

wie der des VLT, hauptsächlich wegen der teuren Servicemissionen. Die beiden Teleskope 

des Keck-Observatoriums (Abb. 2.17) wurden durch eine private Stiftung 

von etwa 140 Millionen Dollar finanziert, die jährlichen Kosten betragen etwa 11 

Millionen Dollar. Da die Keck-Teleskope auf dem bereits bestehenden Mauna-Kea- 

Observatorium gebaut wurden, fielen dort allerdings geringere Infrastrukturkosten 

an. 

2.5.3 Gran Telescopio Canarias 

Das Gran Telescopio Canarias (GTC) ist ein astronomisches Großteleskop mit 10,4 

m Spiegeldurchmesser auf dem Roque de los Muchachos auf der Kanareninsel La 

Palma. Gebräuchlich ist auch die Bezeichnung GRANTECAN. 

Das GTC-Projekt ist eine spanische Initiative unter Führung des Instituto de


Abbildung 2.21: Der Kuppelbau des Gran Telescopio Canarias. 

Astrofisica de Canarias. Weitere Beteiligungen kommen aus Mexiko durch das Institut 

für Astronomie der Universidad Nacional Autonoma de Mexico sowie dem 

Instituto Nacional de Astrofsica, Optica y Electronica) und den USA durch die University 

of Florida. Der Bau der Anlage kostete rund 130 Millionen Euro. 

2.5.4 Adaptive Optik 

Adaptive Optik (kurz AO) ist eine Technik, die die Qualität optischer Systeme dadurch 

verbessert, dass sie vorhandene, sich schnell ändernde, optische Störungen – 

vor allem die Luftunruhe – bestmöglich reduziert bzw. kompensiert (Abb. 2.22). 

Mit einer AO lassen sich beispielsweise die beim Durchgang von Sternlicht 

durch turbulente Schichten der Atmosphäre erzeugten Wellenfrontstörungen (genauer 

Phasenstörungen) kompensieren. Ohne AO arbeiten alle erdgebundenen, astronomischen 

Großteleskope des optischen Bereichs weit unter ihren theoretischen 

Möglichkeiten. Dies bedeutet z.B. für ein Spiegelteleskop mit 10 m Öffnung, dass 

sein Auflösungsvermögen um einen Faktor 10 - 50 (je nach Wellenlänge) schlechter 

ist als von der Teleskop-Optik vorgegeben. Die Beschränkung der Bildqualität liegt 

somit nicht am Teleskop, sondern an den thermisch–optisch turbulenten Luftschichten.


Abbildung 2.22: Aufbau und die Funktionsweise heutiger adaptiver Optiken. Bei einer adaptiven Optik 

handelt es sich um einen geschlossenen Regelkreis: Die von der Atmosphäre gestörte Lichtwelle 

wird zunächst vom Hauptspiegel eines großen Spiegelteleskops aufgefangen und gebündelt und dann 

mit weiteren Spiegeln auf den deformierbaren Spiegel gelenkt, der diese Welle reflektiert und dabei 

zum Großteil korrigiert. Ein Strahlteiler leitet einen Teil des Lichts zu einer hochauflösenden Kamera, 

die das korrigierte Bild aufnimmt, der andere Teil des Strahls gelangt zum Wellenfrontsensor, der die 

verbleibenden und die neu hinzu gekommenen Störungen der Wellenfront misst und anschlieend dem 

Echtzeitcomputer übermittelt. Dieser wandelt die gesammelten Daten in Befehle zur Deformation des 

Spiegels um, so dass jener erneut in der Lage ist, die einfallende gestörte Lichtwelle soweit wie möglich 

von den Verzerrungen zu befreien. [Bild: MPIA Heidelberg] 

2.6 Großteleskope der Zukunft 

Das Wettrüsten um die nächste Generation von Bodenteleskopen hat mit voller 

Wucht begonnen. Die US-kanadische TMT Observatory Corporation will ihr geplantes 

30-Meter-Teleskop auf dem 4200 Meter hohen, ruhenden Vulkan Mauna 

Kea auf Hawaii errichten. Bis 2018 bekommen die bereits zahlreich dort vertretenen 

Teleskope einen großen Bruder. Die Astronomen der Ostküste Amerikas und 

die Europäer wollen in nichts zurückstehen. Die größte Konkurrenz wird das für

2.6 Großteleskope der Zukunft 31 

2017 geplante European Extremely Large Telescope (E-ELT) darstellen. 

2.6.1 Das European Extremely Large Telescope (E-ELT) 

Im Dezember 2006 beschloss die Leitung des European Southern Observatory (ESO) 

eine Studie für den Bau des European Extremely Large Telescope (E-ELT) anzufertigen. 

Bei dem Extremely Large Telescope handelt es sich um ein Teleskop mit 

einem 42 Meter großen Hauptspiegel. Vorrangig soll das Teleskop, dessen Fertigstellung 

im Jahr 2017 erwartet wird, für Beobachtungen im optischen und nahen 

infraroten Bereich ausgelegt sein. Die Leistung des neuen Teleskops wird voraussichtlich 

um den Faktor 100 besser als die bisheriger Großteleskope wie VLT sein. 

Das European Extremely Large Telescope (E-ELT), kurz Extremely Large Telescope 

(ELT), ist der Vorschlag der Europäischen Südsternwarte ESO für ein neues 

optisches Teleskop der nächsten Generation (Abb. 2.23). Es wird einen Hauptspiegel 

mit 42 Metern Durchmesser haben, der aus 906 sechseckigen Spiegelelementen 

zusammengesetzt sein soll. Voraussichtlich wird der Bau im Jahre 2017 abgeschlossen 

sein. Entsprechende Projekte sind auch in USA in Planung (wie das Giant Magellan 

Telescope GMT und das TMT). 

Abbildung 2.23: Studie des E–ELT der ESO. Spiegeldurchmesser: 42 m. 

Das European Extremely Large Telescope stellt einen technologischen Zwischenschritt 

zu dem ebenfalls geplanten Overwhelmingly Large Telescope (OWL) mit 

einem 100 Meter großen Hauptspiegel und dem Euro50 mit einem 50 Meter großen 

Hauptspiegel dar. Der Zwischenschritt ergab sich aus der Erkenntnis, dass ein Spiegelteleskop 

mit einem rund 100 Meter großen Hauptspiegel technologisch innerhalb 

der nächsten 10 Jahre nicht realisierbar erscheint. Das Extremely Large Telescope


muss sich jedoch weder hinter geplanten Großteleskopen wie dem Overwhelmingly 

Large Telescope (OWL) und dem Large Synoptic Survey Telescope (LSST) noch 

den bisher existierenden Teleskopen verstecken: Es wird mit einem Spiegeldurchmesser 

von rund 42 Metern das größte Teleskop der Welt sein. 

2.6.2 Giant Magellan Telescope 

Das Giant Magellan Telescope (GMT) ist ein geplantes Riesenteleskop im Hochland 

von Chile, das im Jahr 2019 fertiggestellt werden soll. Nach seiner genauen 

Kalibrierung soll es eine bis zu zehnfach bessere Auflösung als das Hubble- 

Weltraumteleskop haben. Sein Name lässt die Verwandtschaft mit den beiden Magellan- 

Teleskopen der chilenischen Las Campanas-Sternwarte anklingen. 

Abbildung 2.24: Studie des Giant Magellan Telescopes GMT, das wahrscheinlich in Chile gebaut 

werden wird. 

Es soll nach Fertigstellung aus 7 Primärspiegeln mit je 8,4 m Durchmesser bestehen 

(Abb. 2.24). Um einen zentralen Spiegel, mit einer Mittelöffnung für den 

Cassegrain-Fokus, sind die restlichen 6 eng peripher angebracht, wobei alle auf einer 

gemeinsamen azimutalen Montierung aufgebaut sind. So entsteht ein Teleskop 

mit einem effektiven Spiegeldurchmesser von 21,4 m, bzw. 24,5 m (Auflösung). 

Als Vorbild dieser Bauweise gilt das Large Binocular Telescope (mit zwei derartigen 

Spiegeln) auf dem Mt. Graham in dem US-Staat Arizona. Die Brennweite 

des Primärspiegels ist mit 18 m für ein solches Gerät extrem kurz (f/0,7), was eine 

sehr kompakte Bauweise ermöglicht. (Zum Vergleich: Der Primärspiegel des Hale- 

Teleskop des Palomar-Observatoriums hat mit seinem 5-m-Spiegel 17 m Brennwei-

2.6 Großteleskope der Zukunft 33 

te.) Die effektive Brennweite des Gesamtsystems soll 203 m betragen (f8,0). Bei der 

optischen Bauweise handelt es sich um ein aplanatisches Gregory-Teleskop. Die 

Größe des vignettierungsfreien Bildfeldes soll 26 Bogenminuten betragen. 

2.6.3 Das 30-Meter-Telskop TMT 

Am 23.7.2009 wurde die Entscheidung für den Bau des bisher größten Teleskops 

der Welt gefällt. Das Thirty Meter Telescope wird auf dem erloschenen Vulkan 

Mauna Kea auf der Insel Hawaii errichtet werden. Als letzter Konkurrent aus anfangs 

fünf Bauorten in der engeren Auswahl stand der Berg Cerro Armazones in 

der chilenischen Atacama-Wüste auf der Liste. Damit wird ein Großteleskop der 

nächsten Generation auch auf der Nordhalbkugel vertreten sein. 

Abbildung 2.25: Das 30-Meter-Telescope TMT entsteht bis 2018 auf dem Mauna Kea auf Hawaii. 

Das US-Kanadische Partnerprojekt besitzt einen 30-Meter-Hauptspiegel aus 492 Segmenten, die einzeln 

steuerbar sind, so dass die Oberfläche in jeder Lage ihre Form behält. Der Sekundärspiegel wird 

drei Meter Durchmesser besitzen. Die Kuppel ist nur in dieser Illustration durchsichtig und rotiert um 

eine schräge Achse, während sich das gesamte Gebäude um die Senkrechte drehen lässt, wodurch die 

Öffnung in jede Richtung zeigen kann. [Copywright: 2009 TMT Observatory Corporation] 

Gebaut wird das TMT unter anderem von der University of California und dem 

California Institute of Technology (CalTech), mit Beteiligung von kanadischen und 

japanischen Wissenschaftlern. Die Kosten für den Bau werden mit 750 Millionen 

US-Dollar veranschlagt, die hawaiischen Behörden müssen dem Vorhaben allerdings 

noch zustimmen. Läuft alles wie geplant, soll das Teleskop 2018 einsatzbereit 

sein. 

Wie alle modernen Großteleskope wird das TMT über eine adaptive Optik verfügen, 

damit Luftturbulenzen keine unscharfen Bilder verursachen. Sensoren verfolgen


das Flimmern mehrerer Fixsterne sowie künstlicher Laser-Leitsterne und regeln die 

Form von zwei flexiblen Spiegeln im Strahlengang mehrere hundert Mal pro Sekunde 

nach, um dies auszugleichen. 

2.7 Weltraum–Teleskope 

Viele Daten der Astronomie werden heute mit Weltraumteleskopen gewonnen. Die 

Weltraumastronomie beginnt 1970 mit dem Start des Röntgensatelliten UHURU. 

Neben Hubble sind heute vor allem drei Röntgenteleskope Chandra (NASA), XMM– 

Newton (ESA) und Suzaku (Japan) im Einsatz, sowie der Fermi–Satellit der NASA 

zur Erforschung der Gamma-Strahlung im Universum. 

2.7.1 Hubble Weltraumteleskop HST 

Seit 1990 arbeitet nun das Hubble Weltraumteleskop im Weltraum. Das Teleskop 

ist das größte Teleskop, das bis 2009 gestartet wurde. 

Abbildung 2.26: Das Weltraumteleskop Hubble im Orbit. 

Das Projekt, aus dem später das Hubble Space Telescope (HST) werden sollte, 

wurde 1977 vorgelegt. 450 Millionen Dollar wurden veranschlagt und der Start war 

für 1983 geplant. Allerdings erhielt die NASA die Auflage, einen Partner zu suchen, 

um die Kosten der Konstruktion zu verteilen. Die europäische Weltraumagentur 

ESA war bereit, sich zu 15 Prozent am Projekt zu beteiligen. Die Beteiligung wurde 

in Form von Entwicklung und Fertigung verschiedener Komponenten des Teleskops

2.7 Weltraum–Teleskope 35 

und durch die Bereitstellung von Personal erbracht. Im Gegenzug wurden der ESA 

15 Prozent Beobachtungszeit eingeräumt. Es traten gehäuft Probleme beim Bau des 

sehr großen Satelliten auf, die den Start immer weiter verzögerten. Er war für Ende 

1986 geplant, doch die Challenger-Katastrophe im Februar 1986 zwang die gesamte 

Shuttle-Flotte auf den Boden. Wieder wurde der Start des HST verschoben, diesmal 

auf 1990. Die Kosten für die Entwicklung und Fertigung hatten sich schon 1986 

verdreifacht und betrugen 1,6 Milliarden Dollar. 

Am 24. April 1990 war es dann endlich soweit: Die Raumfähre Discovery brachte 

das HST ins All (Mission STS-30). Einen Tag später wurde es ausgesetzt – in 

einer Höhe von 600 km. Dies ist die höchste von einem Space Shuttle erreichbare 

Umlaufbahn, absolut gesehen allerdings ein niedriger Orbit. Es wurden viele Tests 

durchgeführt, die die Funktionsfähigkeit aller Komponenten des HST überprüfen 

sollten. Am 20. Mai 1990 wurde der Hauptspiegel endlich für das first light auf 

das erste Objekt, den Sternenhaufen NGC 3532 in 1300 Lichtjahren Entfernung, 

ausgerichtet. Wie schon erwartet, war das Bild nicht ganz scharf, doch ging man 

davon aus, es könne mit verschiedenen Justierungen verbessert werden. So wurden 

der Presse ein Erfolg gemeldet. Hinter den Kulissen waren die Astronomen aber 

enttäuscht, denn die erhoffte Bildqualität war bei weitem nicht erreicht worden. 

Es hatte den Anschein, dass das Licht des Zentralsterns nicht vollständig in einem 

Punkt aufgelöst wurde, wie es eigentlich hätte sein sollen. 

Abbildung 2.27: Eine gestochen scharfe Aufnahme der Sombrero Galaxie durch HST. [HST Archiv] 

Es stellte sich heraus das der Schliff des Hauptspiegels nicht korrekt ausgeführt 

worden war: Er war um genau 2 Mikrometer zu flach. Außerdem litt das Lichtsammelvermögen 

des Teleskops: Statt den erhofften 80 Prozent wurden nur 10 bis 15 

Prozent im Brennpunkt gesammelt. Es wurden viele Lösungsmöglichkeiten diskutiert 

und wieder verworfen. Man wollte möglichst keine Verluste in der Bildqualität


zulassen. Erst am 2. Dezember 1993 startete die Endeavour (Mission STS-61) mit 

sieben Astronauten, die ein Jahr lang für die Mission trainiert hatten. Zuerst wurde 

das HST mit dem Roboterarm des Shuttles eingefangen und in der Ladebucht verstaut. 

Danach arbeiteten vier Astronauten mehr als 35 Stunden daran, Geräte auszutauschen 

und zu installieren. Schon beim Bau des HST wurde zum Glück eine 

mögliche Reparatur berücksichtigt. 

Als wichtigste Maßnahme der Mission wurde eine Korrekturoptik für den Hauptspiegel 

eingesetzt. Außerdem wurden die Sonnenpaddels und mehrere andere unzuverlässige 

Geräte ausgetauscht. Unklar war aber, ob die neuen Instrumente wirklich 

zu einer Verbesserung führen würden. Am 17. Dezember 1993 war es dann 

soweit: Das Wissenschaftlerteam machte die erste Aufnahme mit der neu eingesetzten 

Korrekturoptik und das Bild des Sternenhaufens erschien haarscharf – die 

Shuttle-Mission war erfolgreich gewesen, das HST hatte seine volle Leistungsfähigkeit 

erreicht. 

Das HST hat mit 13,1 m Länge, 4,3 m Durchmesser und 11,6 t im Gewicht etwa 

die Größe eines Busses. Es wurde unter der Vorgabe entwickelt, möglichst viele 

verschiedene astronomische Objekte ohne direkte menschliche Hilfe beobachten zu 

können. In der Erdumlaufbahn kann das HST Licht in allen Wellenlängen von infrarotem 

über sichtbares bis hin zu ultraviolettem Licht messen. Das Licht trifft in 

den Tubus und dann auf den Hauptspiegel mit 2,4 m Durchmesser. Danach wird 

das Licht, wie bei jedem Teleskop der sogenannten Cassegrain–Bauform, auf den 

Hilfsspiegel im Zentrum des Rohrs zurückgeworfen und von wissenschaftlichen Instrumenten 

gemessen. Das Lichtsammelvermögen des HST ist so hoch, dass es ein 

Glühwürmchen in 16000 km Entfernung noch abbilden kann. Über den Messinstrumenten 

ist die Wide Field and Planetary Camera (WF/PC) montiert. 

Während der Wartungsmission 4 im Mai 2009 wurden alle sechs Gyroskope 

(Einrichtungen zur Lageregelung des Teleskops) und alle sechs Batterien ausgewechselt. 

Durch neue Pointing-Software werden in Zukunft nur noch zwei Gyroskope 

(statt bisher drei) für die Lageregelung benötigt, so dass vier Gyroskope als 

Reserve bereitstehen. Des weiteren wurde ein neuer Sensor zum Anvisieren von 

Himmelsobjekten eingebaut, sowie eine neue Kamera und ein neues Spektrometer. 

Schließlich brachte man eine Andockvorrichtung an, um Hubble mittels einer 

automatischen Oberstufe entweder auf eine höhere Umlaufbahn oder aber gezielt 

zum Absturz bringen zu können. Nach dem Erfolg der Mission gilt der Betrieb des 

Hubble-Teleskops bis mindestens ins Jahr 2014 als gesichert. Ein Nachfolgeprojekt, 

das James Webb Space Telescope (JWST), wird frühestens 2015 seinen Betrieb 

aufnehmen. Es wird speziell für den Infrarot- und infarotnahen Bereich ausgelegt, 

damit das stark rotverschobene Licht erster Sterne und Galaxien nach dem Urknall 

und der häufig durch Staub verdeckte innere Bereich von Galaxien und Sternentstehungsgebieten 

besser untersucht werden kann. 

Im Jahr 2010 feiert das HST seinen zwanzigsten Geburtstag. Es hat sich mittlerweile 

zu einem der erfolgreichsten Projekte der Raumfahrt entwickelt, trotz anfäng-


licher Probleme. Die Forschungsergebnisse beweisen: die enormen internationalen 

Investitionen in das Weltraumteleskop haben sich gelohnt. 

2.7.2 Röntgenteleskope 

Röntgenteleskope ermöglichen astronomische Beobachtungen, d. h. die Aufnahme 

von Bildern oder die Messung von Spektren, im Wellenlängenbereich der Röntgenstrahlung 

(sog. Röntgenastronomie). Dies ist vom Erdboden aus normalerweise 

nicht möglich, weil die Atmosphäre in diesem Bereich des elektromagnetischen 

Spektrums nicht durchlässig ist. Deswegen werden Röntgenteleskope meist in Weltraumobservatorien 

eingesetzt. Frühe Messungen in den 1960er Jahren wurden auch 

mit Hilfe von ballistischen Raketenflügen durchgeführt. 

Der Bau eines Röntgenteleskops wird durch die Besonderheiten der Röntgenoptik 

erschwert. Hierzu zählt das Fehlen von Materialien, die Röntgenstrahlen wie 

sichtbares Licht reflektieren oder brechen. Nahezu alle Materialien absorbieren Photonen 

im Röntgenbereich bei senkrechten Aufprall und die Brechzahl ist sehr nahe 

bei 1, was eine optische Abbildung mit Linsen unmöglich macht. 

Das erste Röntgenteleskop des 1970 gestarteten Satelliten Uhuru war eine Bleiplatte, 

die von vielen parallelen Bohrungen durchzogen war, so dass nur Röntgenstrahlen, 

die aus einer bestimmten Richtung kamen, den Strahlungsdetektor erreichen 

konnten. Diese Apparatur war also kein Teleskop im Wortsinn, sondern nur 

ein Kollimator, der den verwendeten Detektor richtungsempfindlich machte. 

In späteren Röntgenteleskopen wurden und werden Spiegelanordnungen verwendet, 

die nach ihrem Erfinder Hans Wolter als Wolter-Teleskope bezeichnet werden. 

Hier wird der Effekt der Totalreflexion von Röntgenstrahlen bei streifendem 

Einfall an Metallspiegeln genutzt, um eine Vergrößerungswirkung wie bei Teleskopen 

für Licht zu erreichen. 

Abbildung 2.28: Prinzip der Wolter-Optik.


Ab 2000 dominieren das amerikanische Satellitenteleskop Chandra, benannt 

nach dem Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar, und das europäische 

XMM-Newton die Forschung. Chandra erreicht eine Winkel-Auflösung von weniger 

als 1 Bogensekunde. XMM-Newton hat zwar geringere Auflösung, jedoch 

eine größere empfindliche Fläche. Hinzugekommen ist 2005 der japanische Röntgensatellit 

Suzaku. 

2.7.3 Der Weltraumbahnhof Lagrange L2 

Die Librations- oder Lagrange-Punkte sind die nach Joseph-Louis Lagrange benannten 

Gleichgewichtspunkte des eingeschränkten Dreikörperproblems der Himmelsmechanik. 

An diesen Punkten im Weltraum heben sich die Gravitationskräfte 

benachbarter Himmelskörper und die Zentrifugalkraft der Bewegung gegenseitig 

auf, so dass jeder der drei Körper in seinem Bezugssystem kräftefrei ist und bezüglich 

der anderen beiden Körper immer denselben Ort einnimmt. 

Der innere Lagrange-Punkt L1 im System Erde-Sonne dient als Basis zur Sonnenbeobachtung 

(Abb. 2.29). Schon 1978 brach dorthin die Sonde ISEE-3 auf, um 

ihn bis 1982 zu umkreisen. Sie war die erste Sonde, die einen Lagrangepunkt umkreiste. 

Seit 1995 umkreist ihn der Sonnenbeobachtungssatellit SOHO mit einem 

Bündel von zwölf Messinstrumenten. Aus der Sicht des mit der Erdbewegung mitbewegten 

Bezugssystems umkreist SOHO den Lagrange-Punkt einmal innerhalb 

von sechs Monaten im Abstand von rund 600.000 km, um bei der Kommunikation 

nicht von der Sonne gestört zu werden und den Aufwand für Bahnkorrekturen nicht 

zu groß werden zu lassen. Auch die Raumsonde Genesis mit Instrumenten zur Erforschung 

des Sonnenwinds und zum Einfang seiner Partikel war dort von 2001 bis 

2004 positioniert. 

Der L2-Punkt des Systems Erde-Sonne wird seit 2000 gerne für Weltraumteleskope 

verwendet. Da ein Körper im L2 dieselbe Orientierung in Bezug auf 

Sonne und Erde beibehält, ist dort die Abschirmung (vor Sonnenstrahlung) und 

Kalibrierung des Satelliten wesentlich einfacher. Der WMAP-Satellit (Wilkinson 

Microwave Anisotropy Probe), welcher die kosmische Hintergrundstrahlung des 

Urknalls untersucht, befindet sich seit 2000 in einer Umlaufbahn um den L2-Punkt 

des Systems Erde-Sonne. Die ESA hat im Mai 2009 das bisher größte Infrarot- 

Weltraumteleskop Herschel und das Teleskop Planck zur Untersuchung der Hintergrundstrahlung 

gestartet. Beide haben ihren geplanten Orbit im September 2009 

erreicht. Von Ende 2012 an will die ESA dort den Astrometrie-Satelliten Gaia stationieren. 

Für 2015 planen NASA, ESA und CSA, den L2 für ihr James Webb Space 

Telescope zu benutzen. 

2.7.4 eROSITA 

eROSITA (extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array) ist ein 

wissenschaftliches Instrument, welches am Max-Planck-Institut für extraterrestri-


Abbildung 2.29: Die 5 Lagrange Punkte im Erde–Sonne System. Die Lagrange-Punkte L4 und L5 sind 

stabile Orbits. 

sche Physik entwickelt wird. Es soll das Weltall im mittleren Röntgenbereich bis 10 

keV in neuer spektraler und räumlicher Auflösung untersuchen. 

eRosita soll an Bord des russischen Satelliten Spectrum-X-Gamma, der voraussichtlich 

im Jahr 2012 mit einer Sojus-Fregat-Rakete starten soll, in den Weltraum 

gebracht werden und neue wissenschaftliche Erkenntnisse bezüglich der Dunklen 

Energie bringen. Diese Energie sorgt dafür, dass das Universum immer noch beschleunigt 

expandiert; sie hängt deshalb mit einigen der spannendsten Fragen der 

Astronomie und Physik zusammen. Dazu soll der Satellit in eine Bahn um den 

Lagrange-Punkt L2 gebracht werden und von dort sieben Jahre lang den gesamten 

Himmel beobachten. 

Die wissenschaftlichen Ziele sind der systematische Nachweis von schwarzen 

Löchern in nahen Galaxien und von über 170.000 entfernten neuen aktiven Galaxien 

sowie der Nachweis von heißem intergalaktischem Gas in 50-100 Tausend 

Galaxienhaufen und Gruppen, um damit die großräumige Struktur des Kosmos und 

dessen Entwicklung aufzuspüren. Des weiteren werden Detailuntersuchungen der 

physikalischen Natur galaktischer Röntgenquellen wie z. B. Supernova-Überresten 

oder Röntgendoppelsternen durchgeführt.


Abbildung 2.30: Die Lage des Lagrange Punktes L2 im Erde–Sonne System. 

2.7.5 Der Fermi Satellit 

Das Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST, vormals Gamma-ray Large Area 

Space Telescope, GLAST) ist ein Weltraumteleskop für die Gammaastronomie. 

FGST ist ein Gemeinschaftsprojekt der NASA und des US-Energieministeriums, 

mit weiteren Beteiligungen aus den USA, Frankreich, Deutschland, Japan, Italien 

und Schweden. 

2.7.6 Herschel 

Herschel Space Observatory, kurz Herschel, ist der Name eines von der ESA entwickelten 

3,4 t schweren Infrarotweltraumteleskops, das zusammen mit dem Planck- 

Weltraumteleskop mit einer Ariane-Rakete am 14. Mai 2009 gestartet wurde. Das 

Teleskop wird im Lagrangepunkt L2 des Erde-Sonne-Systems positioniert und wurde 

nach dem Entdecker der Infrarotstrahlung Wilhelm Herschel benannt. 

Das Projekt startete bereits 1984 unter dem Namen Far Infrared and Submillimetre 

Telescope (FIRST). Das Budget beträgt ca. 1,1 Milliarden Euro. Der Hauptspiegel 

hat einen Durchmesser von 3,5 Metern, der aus zwölf Segmenten Siliciumcarbid 

bei EADS-Astrium in Toulouse gesintert wurde. Herschel hat somit den größten 

aus einem Stück bestehenden Spiegel, der bisher für ein Weltraumteleskop gefertigt 

wurde. Herschel wird somit für einige Jahre das Weltraumteleskop mit dem 

größten Spiegel sein und in dieser Eigenschaft erst vom James Webb Space Telescope 

abgelöst werden (frühestens 2015), das jedoch einen aufklappbaren Spiegel


Abbildung 2.31: Aufbau des Fermi Satelliten. 

haben wird. 

Zu den Hauptzielen von Herschel gehören Untersuchungen zur 

• Entstehung und Entwicklung von Galaxien, insbesondere entfernter junger Galaxien, 

die aufgrund ihres Staubgehalts hauptsächlich im fernen Infrarot ausstrahlen; 

• Entstehung und Entwicklung von Sternen, zum Beispiel durch großflächige Suche 

nach den frühesten Entwicklungsphasen der Sterne; 

• Physik und Chemie der interstellaren Materie; 

• Objekten in unserem Sonnensystem (Kometen und Planetenatmosphären). 

2.7.7 Das James Webb Space Telescope JWST 

Das James Webb Space Telescope (abgekürzt JWST, 2002 nach dem verstorbenen 

Leiter der Luft- und Raumfahrtbehörde NASA James Edwin Webb umbenannt)


Abbildung 2.32: Der Infrarot–Satellit Herschel. [Bild: ESA Archiv] 

ist ein geplantes Weltrauminfrarotteleskop unter der Kooperation von NASA, ESA 

und der kanadischen Weltraumagentur. Der Primärspiegel des Teleskops hat einen 

Durchmesser von 6,5 m. Es wird voraussichtlich 2015 mit einer Ariane 5 gestartet 

werden. Die für Bau und zehnjährigen Betrieb notwendigen 3,3 Milliarden Euro 

sind auf amerikanischer Seite gesichert. Europa ist am JWST mit 0,3 Milliarden 

Euro beteiligt, darin ist der Start mit der Ariane-5 Rakete enthalten. 

Das JWST hat vier primäre wissenschaftliche Aufgaben: 

• Es soll nach Licht von den ersten Sternen und Galaxien nach dem Urknall suchen. 

• Es sollen allgemein Struktur und Evolution von Galaxien studiert werden. 

• Das Verständnis der Struktur von Sternen und planetaren Systemen soll erweitert 

werden; 

• weiter sollen die planetaren Systeme selbst und der Ursprung von Leben studiert 

werden.


Abbildung 2.33: Der Nachfolger vom HST: JWST. 

Aufgrund einer Kombination von Rotverschiebung, Verdunkelungen durch galaktische 

Staubnebel und faktisch niedriger Temperaturen vieler Studienobjekte muss 

das JWST auf den Wellenlängen 0,6 - 28 µm im Frequenzspektrum des infraroten 

Lichtes arbeiten. Das Gewicht beträgt etwa 6,2 Tonnen. Nach einer Übergangsperiode 

von sechs Monaten beginnen dann die wissenschaftlichen Projekte mit dem 

Teleskop, die es im derzeit geplanten Umfang für fünf Jahre in Beschlag nehmen. 

Eine Ausweitung der wissenschaftlichen Aufgaben auf zehn Jahre wird allerdings 

vorgesehen. 

JWST wird folgende 4 Instrumente aufweisen: 

• NIRCam (Near Infrared Camera) ist ein Projekt der NASA und detektiert Licht 

bzw. Infrarotstrahlung mit einer Wellenlänge zwischen 0,6 und 5 µm und wird 

vor allem zur Erforschung der ersten nach dem Urknall entstandenen Sterne 

eingesetzt werden. Ihr Sichtfeld besteht aus 2 Quadraten (jeweils 2,3 × 2,3 

Bogenminuten), wovon eines Strahlung mit einer Wellenlänge kleiner und das 

andere größer als 2,5µm detektiert. Die Winkelauflösung beträgt 0,034 Bogensekunden, 

bzw. 0,068 Bogensekunden. 

• MIRI (Mid Infrared Instrument) ist für Infrarotstrahlung mit Wellenlängen zwischen 

5 und 27 m empfindlich und besteht aus einer Kamera mit drei identi-


schen 1024 × 1024-Pixel-Detektoren und einem Spektrographen. Die Winkelauflösung 

beträgt ca. 0,19 Bogensekunden. 

• NIRSpec (Near Infrared Spectrograph) ist ein Spektrograph für den Wellenlängenbereich 

von 0,6 bis 5µm. Entwickelt und gefertigt wurde er im Auftrag der ESA 

von Astrium in Ottobrunn und Friedrichshafen 

• FGS (Fine Guidance Sensor) dient der Ausrichtung des Teleskops und wurde 

in Kanada entwickelt. 

2.8 Teleskope der Hochenergieastronomie 

Die Astroteilchenphysik ist ein noch junger Bereich der Astrophysik mit dem Ziel, 

den Kosmos durch teilchenphysikalische Betrachtungen zu verstehen. Die Experimente 

befinden sich zum Teil an entlegenen Plätzen wie dem Südpol oder der 

argentinischen Steppe. 

Abbildung 2.34: Astroteilchenphysik zerfällt in verschiedene Unterbereiche: Gamma-Astronomie, 

Kosmische Strahlung, Neutrinophysik und Dunkle Materie. 

Das Forschungsspektrum der Astroteilchenphysik ist aufgrund der Interdisziplinarität 

sehr weit gefasst: Die Erforschung der Physik der kosmischen Strahlung und 

deren Wechselwirkungen untereinander fällt ebenso darunter wie die gezielte Untersuchung 

von Neutrinos, der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, von Gammablitzen 

und der Strahlung sog. aktiver Galaxienkerne. 

2.8.1 Das Pierre Auger-Projekt – die Höchsten Energien in der Pampas 

Das Ziel des Pierre Auger-Projekts ist die Untersuchung der höchstenergetischen 

kosmischen Strahlung. Experimentelle Beobachtungen von kosmischen Teilchen

2.8 Teleskope der Hochenergieastronomie 45 

Abbildung 2.35: Ein kosmischer Luftschauer, ausgelöst von einem Proton mit einer Energie von 1 TeV 

in 20 km Höhe. Dies ist eine Schauer–Simulation. 

mit Energien von mehr als 10 20 eV stellen ein fundamentales Rätsel der modernen 

Physik dar. Mehr als 250 Wissenschaftler der Pierre Auger Kollaboration aus 

16 Ländern hoffen, dieses Rätsel mit zwei sehr großen Detektoranlagen in beiden 

Hemisphären zu lösen. 

In älteren Experimenten wurde bereits gezeigt, dass gelegentlich Teilchen mit 

extrem hohen Energien oberhalb von10 20 eV in der kosmischen Strahlung vorkommen. 

Die Häufigkeit dieser Teilchen ist allerdings so gering, dass man auf der Erde 

auf einem qkm nur etwa ein Teilchen in einem Jahrhundert erwartet. Entsprechend 

groß muss also eine Anlage sein, die diese Teilchen in größerer Zahl messen soll 

und entsprechend gering ist der bisherige Kenntnisstand über diese Teilchen. 

Ihre Art ist bislang noch unbekannt und ihre Quellen und Ausbreitung sind 

noch unverstanden. Der Nachweis dieser Teilchen erfolgt über die von ihnen in 

der Erdatmosphäre ausgelösten Kaskaden von Sekundärteilchen, den ausgedehnten 

Luftschauern. Deshalb können die kosmischen Primärteilchen entweder über 

ihre Sekundärprodukte indirekt am Erdboden mit Teilchendetektoren oder durch 

die Beobachtung der Fluoreszenz der durch die Sekundärteilchen angeregten Stickstoffmoleküle 

der Luft nachgewiesen werden. Werden beide Methoden gleichzeitig 

verwendet, spricht man von Hybrid-Messtechnik. 

2.8.2 Das H.E.S.S. Projekt – Hochenergetische Gammas 

Treffen Photonen der hochenergetischen kosmischen Gammastrahlung auf Moleküle 

der Erdatmosphäre, wird dadurch ein kaskadenartiger Prozess ausgelöst (Abb. 2.36. 

Zunächst entstehen aufgrund der enormen Energiemenge der Gammastrahlung eine 

Vielzahl von Teilchen, überwiegend Elektronen, Positronen und ihre Antiteilchen. 

Diese Teilchen dringen in Form so genannter Luftschauer sehr schnell in die unteren


Atmosphärenschichten ein und erzeugen dabei das sichtbare Tscherenkow-Licht, 

ultrakurze bläuliche Lichtblitze mit einer Dauer von nur wenigen Milliardstel-Sekunden. 

Die Teilchen des Luftschauers bewegen sich kurzfristig mit einer Geschwindigkeit, 

die die Lichtgeschwindigkeit in der Atmosphäre übersteigt, es entstehen Tscherenkow– 

Blitze. 

Abbildung 2.36: Detektion von Gammastrahlen mit H.E.S.S. mittels optischer Tscherenkow-Blitze. 

Die aus den auch so genannten Sekundärteilchen bestehenden Luftschauer erreichen 

in einer Höhe von etwa zehn Kilometern ihr Maximum und klingen in tieferen 

Atmosphärenschichten aus. Das von ihnen aufgrund der extrem schnellen Bewegung 

der Sekundärteilchen erzeugte Tscherenkow-Licht kann am Boden für einige 

Nanosekunden in einem kreisförmigen Gebiet von ungefähr 250 Metern Durchmesser 

registriert werden. Im Verhältnis zur Energie der kosmischen Gammastrahlung, 

die Verursacher des ganzen Phänomens ist, kann jedoch nur ein kleiner Bruchteil davon 

als sichtbares Licht wahrgenommen werden: Ein Photon der Gammastrahlung 

mit einer Energie von einer Billion Elektronenvolt erzeugt letzten Endes nur etwa 

100 Photonen sichtbaren Lichts pro Quadratmeter Bodenfläche, und genau diese 

winzige Lichtmenge wollen die Wissenschaftler mit den zunächst vier Teleskopen 

messen. 

Beim H.E.S.S.-Projekt handelt es sich um ein stereoskopisches Teleskopsystem, 

bei dem mehrere Teleskope denselben Luftschauer registrieren. Die zunächst vier 

Teleskope des Projekts sind in Form eines Quadrats mit 120 Metern Seitenlänge 

angeordnet, ein Kompromiss zwischen dem Wunsch nach großem Abstand zwischen 

den einzelnen Teleskopen zur möglichst genauen Ermittlung der Geometrie 

des Luftschauers (und damit der Herkunft der kosmischen Gammastrahlung) und

2.8 Teleskope der Hochenergieastronomie 47 

der Notwendigkeit, alle Teleskope innerhalb der etwa 250 Meter durchmessenden 

Fläche anzuordnen, die von dem Tscherenkow-Licht eines Luftschauers maximal 

ausgeleuchtet wird. 

Abbildung 2.37: Die vier H.E.S.S. Teleskope mit der geplanten Erweiterung in Namibia. 

Die Teleskope sind drehbar und in der Vertikalen beweglich angeordnet, um jeden 

Punkt des Himmels anvisieren zu können. Die Konstruktion besteht aus einem 

Stahlrahmen und einem 108 Quadratmeter großen Spiegel mit 13 Metern Durchmesser, 

der sich aus 382 einzelnen, kreisrunden Segmenten mit 60 cm Durchmesser 

zusammensetzt. Durch diese Bauweise konnten die Kosten für die Spiegel reduziert 

werden, deren einzelne Spiegelsegmente aus mit Aluminium beschichtetem Glas 

bestehen. Jedes der 382 Segmente reflektiert mindestens 80 Prozent des einfallenden 

Lichts und ist mit Hilfe zweier ferngesteuerter Motoren individuell ausrichtbar. 

Die Spiegelkonstruktion ist entsprechend der typischen Distanz der Lichtschauer- 

Maxima so entworfen, dass sie Objekte in einer Entfernung von rund 10 Kilometern 

optimal fokussiert. 

Im Fokus jedes Teleskopspiegels ist eine hochempfindliche elektronische Kamera 

montiert, deren Kern 960 lichtempfindliche Detektoren bilden. Jeder einzelne 

Detektor ist so empfindlich, dass schon das Auftreffen von nur fünf Photonen ausreicht, 

um registriert zu werden. Um nicht durch Hintergrundlicht des nächtlichen 

Himmels gestört zu werden, melden die Detektoren nur dann Photonen weiter, wenn 

eine Mindestanzahl von Detektoren zeitgleich (und das bedeutet hier: innerhalb von 

nur 1,5 Milliardstel-Sekunden) einen Lichteinfall registriert haben. Erst wenn mindestens 

zwei Teleskope zeitgleich einen Lichteinfall melden, werden die Daten zur 

späteren Auswertung aufgezeichnet. 

Für den Betrieb der Teleskope kommen aufgrund der lichtempfindlichen Kameras 

nur mondlose Nächte in Frage. Das relativ hoch gelegene Gelände, die klare 

Luft und die Abwesenheit von Streulicht menschlicher Siedlungen sind sehr gute 

Bedingungen für die Jagd nach dem Tscherenkow-Licht.


2.8.3 Das MAGIC Projekt 

Die beiden MAGIC-Teleskope (Major Atmospheric Gamma-Ray Imaging Cherenkov 

Telescopes) sind die weltgrößten Luft-Tscherenkov-Teleskope. Sie stehen auf 

dem Roque de los Muchachos in über 2200 m Höhe auf der Kanarischen Insel 

La Palma. Als Teil des Roque-de-los-Muchachos-Observatoriums befinden sich in 

seiner Umgebung eine ganze Reihe von weiteren Teleskopen, unter anderem das 

Vorgängerexperiment HEGRA. Das erste MAGIC-Teleskop (heute MAGIC I) wurde 

2004 in Betrieb genommen. Seit 2009 arbeitet in unmittelbarer Nachbarschaft 

das Schwesterteleskop MAGIC II. 

Abbildung 2.38: Die beiden MAGIC Teleskope auf La Palma. 

2.8.4 Cherenkov Telescope Array CTA 

Die derzeit betriebenen abbildenden Luft-Cherenkovdetektoren MAGIC, H.E.S.S., 

VERITAS und CANGAROO haben eindrucksvoll bewiesen, dass mit dieser Nachweistechnik 

eine ganze Reihe von Objekten als Quellen von TeV-Photonen identifiziert 

werden können. 

Das Cherenkov Telescope Array (CTA, Abb. 2.39)), ein System abbildender 

Cherenkov Teleskope, wurde auf der 5. Konferenz für Forschungsinfrastruktur der 

Europäischen Union auf die Roadmap des Europäischen Strategieforums für Forschungsinfrastruktur 

(ESFRI) gesetzt. Die Auswahl bedeutet einen entscheidenden 

Schritt auf dem Weg zum Bau des Teleskopsystems. Das ESFRI wählte CTA als 

eines von acht Projekten aus dem Bereich der Physik aus. Ursprünglich hatten sich 

240 Projekte für die Roadmap beworben. Neben CTA stehen weitere bekannte Projekte, 

wie das Europäische Extremly Large Telescope (EELT), das Square Kilometer 

Array (SKA) und das FAIR Projekt (GSI), auf der ESFRI Roadmap. 

Mit dem Projekt CTA planen Wissenschaftler aus dem Bereich der Astrophysik 

das Teleskopsystem der Zukunft. CTA ist als Observatorium geplant und ermöglicht 

somit Wissenschaftlern weltweit den Zugriff auf die Beobachtungsdaten. Die Sen-

2.9 Der Himmel am Computer 49 

Abbildung 2.39: Die geplante Farm von CTA Teleskopen. 

sitivität, die Winkelauflösung und der Energiebereich des Teleskopsystems werden 

im Vergleich zu den derzeitigen Experimenten deutlich verbessert. Nach den spektakulären 

Erfolgen der derzeitigen Experimente, wie zum Beispiel die Entdeckung 

einer Vielzahl neuer Gammastrahlungsquellen im TeV-Energiebereich durch den 

Scan der galaktischen Ebene mit H.E.S.S., verspricht CTA weitere bahnbrechende 

Erkenntnisse auf dem Weg zu einem tieferen Verständnis der grundlegenden astrophysikalischen 

Prozesse. 

2.9 Der Himmel am Computer 

Es ist oft nützlich, den Sternehimmel am Computer zu simulieren. Dazu gibt es 

heute sehr gute Software, die unentgeltich eingesetzt werden kann. 

2.9.1 Stellarium 

Stellarium ist ein freies Astronomieprogramm unter GNU General Public License 

zur Simulation eines Planetariums. Die Software läuft unter Microsoft Windows 

(NT, 2000, XP), Mac OS X und GNU/Linux. 

Mittels OpenGL wird ein fotorealistisches Himmelszelt mit über 600.000 Sternen 

in Echtzeit dargestellt, wobei Ort und Zeit frei gewählt werden können, sowie


der Raumwinkel. Gezeigt werden Sterne und weitere astronomische Objekte, die 

mit dem blossem Auge, einem Fernglas oder einem kleinen lichtoptischen Teleskop 

nicht sichtbar wären. Der Sternenkatalog kann mit Sternen bis zur 15. Grössenklasse 

ergänzt werden, wodurch Stellarium auch für lichtstärkere Optiken nutzbar wird. 

Abbildung 2.40: Der Himmel unter Stellarium. 

Einige herausragende Merkmale sind ein fast fotorealistischer Sonnenaufgang 

und -untergang, Meteore und Grafiken von Planeten, Nebeln und Galaxien. Auch 

zeigt Stellarium die Veränderung der Form der Sternbilder über Jahrtausende hinweg 

an. 

2.9.2 KStars 

KStars ist ein freies Astronomieprogramm für die grafische Oberfläche KDE unter 

Linux. Man kann damit für jeden Ort und jedes Datum den Nachthimmel vom 

Schreibtisch aus erkunden. Es zeichnet die Positionen von Sternen, Sternbildern, 

Sternhaufen, Nebeln, Galaxien und Planeten auf den Bildschirm und beinhaltet über 

100 Millionen Sterne, 13.000 Deep-Sky Objekte, unser komplettes Sonnensystem 

sowie Tausende von Kometen und Asteroiden. Dabei kann die Anzeige verschoben 

und vergrössert oder verkleinert werden, man kann auch Objekte identifizieren und 

verfolgen, wie sie über den Himmel ziehen.

2.9 Der Himmel am Computer 51 

Abbildung 2.41: Der Himmel unter KStars. 

KStars erlaubt umfangreiche Anpassungen. Man kann einstellen, welche Objekte 

mit welchen Farben angezeigt werden sollen und Bilder von jedem Teil des 

Himmels können aus Online-Datenbanken heruntergeladen werden. Man kann mit 

KStars geeignete Teleskope steuern und auch Aufnahmen mittels CCD-Kameras 

machen.


2.10 Zusammenfassung 

• In 400 Jahren hat die Teleskop–Technologie eine erstaunliche Entwicklung durchgemacht. 

• Refraktoren sind heute nur noch im Amateurbereich im Einsatz. Alle modernen 

Telekope beruhen auf der Spiegeltechnik und sind azimutal montiert. 

• Das 20. Jahrhundert war geprägt durch die ersten Spiegelteleskope, die den 

Erbauern mächtige Vorteile einbrachten (Hubble mit dem Hooker–Teleskop, 

der Mt. Palomar). 

• Die letzten 20 Jahre sahen eine neue Entwicklung zu den Großteleskopen im 

Bereich von 8 - 10 Metern. Die sind heute die gängigen Teleskope. 

• In den nächsten 6 - 8 Jahren wird eine neue Kategorie von Teleskopen gebaut 

werden, die Klasse der 30 - 40 Meter Teleskope. Der Bau des TMT auf Mauna 

Kea ist bereits beschlossen, E-ELT und GMT werden folgen. 

• Das Hubble Weltraumteleskop hat über 20 Jahre lang phantastische Ergebnisse 

geliefert in allen Bereichen der optischen Astronomie (von Planeten bis zum 

tiefen Universum). 

• 2015 wird HST vom neuen Weltraumteleskop JWST abgelöst werden. 

• Herschel konnte bislang seine Stärke im fernen Infraroten noch nicht richtig 

ausspielen. 

• Deutschland wird mit eROSITA ein mächtiges Instrument im Röntgenbereich 

zur Verfügugn gestellt, während der nächste große Röntgensatellit IXO frühestens 

2020 folgen wird. 

2.11 Fragen zur Vertiefung 

Auflösungsvermögen und Teleskope: 

• Welches räumliche Auflösungsvermögen besitzt das VLTI MIDI Interferometer 

bei einer Wellenlänge von 10µm ? 

Welcher Skala entspricht dies im Zentrum der Galaxie M 87 im Virgohaufen ? 

• Welches räumliche Auflösungsvermögen hat das Effelsberger Radioteleskop 

(100 m Durchmesser) bei einer Wellenlänge von 5 cm ? Welcher Skala entspricht 

dies im Abstand der Andromeda Galaxie ? 

• Was versteht man unter Seeing in der Astronomie? 

• Kennen Sie die Observatorien der 10m–Klasse Teleskope?

2.11 Fragen zur Vertiefung 53 

• Wie bildet man Röntgenstrahlen ab (z.B. bei Chandra)? 

• In welchem Wellenlängenbereich wird das JWST operieren? 

• Was versteht man unter SKA? 

Observatorien: 

• Wie ist ein VLT Teleskop aufgebaut? 

• Was versteht man unter einem Ritchey-Chretien System? 

• Wieviele Segmentspiegel soll das E-ELT aufweisen? Was ist der Vorteil dieser 

Bauweise?

Literaturverzeichnis 

[1] M. Camenzind 

[2] Govert Schilling und Lars Lindberg Christensen: Unser Fenster zum Weltraum. 

Verlag Wiley-VCH, Weinheim 2009. 132 S., zahlr. Abb., geb., Euro 

24,90 (inkl. DVD).

3 100 Milliarden Sterne 

Sterne sind neben Planeten die einfachsten Objekte des Kosmos. Sterne sind runde 

heisse Gaskugeln, die sich im hydrostatischen Gleichgewicht befinden und ihre 

Energie aus Fusionsprozessen im Innern beziehen. Sterne sind damit auch im Energiegleichgewicht: 

sie strahlen genauso viel Energie ab, wie sie im Innern produzieren. 

Das war lange nicht klar. Würden sie nämlich keine Energie produzieren, dann 

müssten sie langsam kontrahieren. 

Die Sterne haben die Menschen schon immer fasziniert. Aber noch in den 50er- 

Jahren des 19. Jahrhunderts rätselten die Forscher über die Natur dieser flackernden 

Lichter. 

Der uns nächste und besterforschte Stern ist die Sonne, das Zentrum unseres Planetensystems. 

Ohne die Wärmestrahlung der Sonne wäre auf der Erde kein Leben 

möglich. Noch im Mittelalter war unbekannt, dass die Sonne ein normaler Stern 

ist, doch ahnten bereits antike Naturphilosophen, dass sie heisser als ein glühender 

Stein sein müsse. Die Sonne ist praktisch der einzige Stern, auf dem von der Erde 

aus Strukturen zu erkennen sind. Nahezu alle anderen Sterne sind dafür zu weit 

entfernt. Sie erscheinen mit den zur Verfügung stehenden optischen Instrumenten 

als Punkte, genauer als Beugungsscheibchen. Lediglich relativ nahe Überriesen wie 

Beteigeuze oder Mira konnte man mit modernsten Teleskopen bereits als Scheibchen 

darstellen und sogar riesige Sonnenflecken nachweisen. 

Der nächste Fixstern im klassischen Sinn ist Proxima Centauri, er befindet sich 

in einer Entfernung von 4,22 Lichtjahren. Der nach der Sonne am hellsten erscheinende 

Stern ist Sirius A mit einer scheinbaren Helligkeit von -1,46 mag. Alle mit 

blossem Auge erkennbaren Sterne gehören unserer Galaxis an. Sie scheinen sich 

entlang eines Bandes am Himmel zu konzentrieren, der Milchstraße, die die Ebene 

der Galaxis markiert. 

3.1 Unsere Sonne – ein normaler Stern? 

Die Sonne ist das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der 

Erde ab. Diese überragende Bedeutung war den Menschen seit Alters her bewusst. 

Viele frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche 

Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels kultischer 

oder magischer Rituale beschworen. Besonders Sonnenfinsternisse lösten große 

Bestürzung und Furcht aus. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Son-

58 3 100 Milliarden Sterne 

ne verschlingen. Durch großen Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, 

die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen 

über die für alles Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester 

Zeit nutzbar. Die Sonne ist die natürliche Uhr der Menschen und die Abfolge der 

Jahreszeiten führte zur Entwicklung des Kalenders, der vor allem nach Erfindung 

des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war. 

Chinesische Astronomen erkannten um das Jahr 200 v. Chr. mit bloßem Auge 

einige Sonnenflecken. 1611 verwendete Galileo Galilei das kurz zuvor erfundene 

Teleskop, um diese Flecken systematisch zu beobachten. Diese Wiederentdeckung 

markiert den Beginn der wissenschaftlichen Sonnenforschung. 1814 untersuchte 

Joseph von Fraunhofer die Sonnenstrahlung mit Hilfe des Spektroskops. Das Spektrum 

des Sonnenlichtes war schon 1666 Gegenstand der Forschungen des englischen 

Mathematikers und Physikers Isaac Newton gewesen. Doch erst die Genauigkeit 

von Fraunhofers Arbeiten ermöglichte erste Ansätze zur Erklärung der Sonnenatmosphäre. 

Ein Teil der von der sichtbaren Sonnenoberfläche emittierten Strahlung 

wird durch Gas absorbiert, das sich direkt darüber befindet und etwas kühler 

ist. Dabei werden aber nur bestimmte Wellenlängen absorbiert, je nachdem welche 

Elemente in der Sonnenatmosphäre vorliegen. 1859 entdeckte Gustav Kirchhoff, 

dass einige schwarze Linien (fehlende Wellenlängen) im Fraunhoferschen Sonnenspektrum 

auf die Absorption von Strahlung durch die Atome bestimmter Elemente 

zurückzuführen sind. Damit war erkannt, dass man bestimmte Informationen ber 

Himmelskörper aus der Beschaffenheit des von ihnen emittierten Lichtes ableiten 

kann. Das war die Geburtsstunde der Astrophysik. Zu den Fortschritten der Sonnenphysik 

trug die Entwicklung des Spektroheliographen bei, mit dem die Sonnenoberfläche 

in einem ausgewählten, engen Spektralbereich photographisch aufgenommen 

werden kann. Der Koronograph erlaubt die Untersuchung der Sonnenkorona. Mit 

dem Magnetographen, 1948 von dem Astronomen Horace W. Babcock erfunden, 

wird die Magnetfeldstärke über der Sonnenoberfläche gemessen. Die Entwicklung 

von Raketen und Satelliten ermöglichte es, aus Umlaufbahnen um die Erde Strahlungen 

zu untersuchen, die aufgrund ihrer Wellenlänge in der Erdatmosphäre absorbiert 

werden, also die Observatorien auf der Erdoberfläche nicht erreichen. Zu den 

im Weltraum eingesetzten Geräten gehören heute Koronographen, Teleskope und 

Spektrographen, die in den Bereichen der Ultraviolettstrahlung und der Röntgenstrahlung 

arbeiten. 

3.1.1 Aufbau der Sonne 

Die pro Zeiteinheit von der Sonne abgestrahlte Energie ist fast konstant, sie ändert 

sich im Verlauf mehrerer Tage höchstens um einige Zehntel Prozent. Die Energie 

wird im Inneren der Sonne erzeugt. Wie die meisten Sterne besteht die Sonne vor 

allem aus Wasserstoff (71 Prozent Wasserstoff, 27 Prozent Helium und zwei Prozent 

schwerere Elemente). Nahe des Sonnenzentrums herrscht eine Temperatur von 

ungefähr 16 Millionen Kelvin. Die Dichte ist hier rund 150mal höher als die von

3.1 Unsere Sonne – ein normaler Stern? 59 

Abbildung 3.1: Die Sonne im EUV am 27.2.2010. 

Wasser. Die Protonen (Kerne des Wasserstoffatomes) reagieren im Sonneninneren 

miteinander: Sie gehen eine Kernfusion ein, d. h. sie verschmelzen miteinander. 

Das Ergebnis einer Kette mehrerer Einzelreaktionen ist das Verschmelzen von je 

vier Protonen zu einem Heliumkern, wobei Energie in Form von Gammastrahlung 

abgegeben wird. In jeder Sekunde reagieren 650 Millionen Tonnen Wasserstoffatome 

zu Helium. Die dabei freigesetzte Energie entspricht einer Energiemenge, wie 

sie bei der Explosion von hundert Milliarden 1-Megatonnen-Wasserstoffbomben 

entstünde. Das nukleare Brennen des Wasserstoffes im Sonnenkern erstreckt sich 

auf einen Bereich, der rund ein Viertel des Sonnenradius ausmacht. 

Die im Kern erzeugte Energie legt nun den größten Teil des Weges zur Oberfläche 

als Strahlung zurück. Die entsprechende Zone – sie nimmt etwa drei Viertel 

des Sonnendurchmessers ein – heisst Strahlungszone. In der anschließenden Konvektionszone, 

die etwa ein Zehntel des Durchmessers ausmacht, wird die Energie 

durch turbulente Mischung der Gase übertragen. Die sogenannte Photosphäre ist die 

oberste, mit 400 Kilometern Dicke relativ dünne Schicht der Konvektionszone. Anzeichen 

für die hier herrschende Turbulenz sind beim Beobachten der Photosphäre 

und der unmittelbar darüber liegenden Sonnenatmosphäre zu erkennen. 

Turbulenzzellen in der Photosphäre verleihen der Sonnenoberfläche ein gefleck-


Abbildung 3.2: pp Ketten und Neutrinoproduktion. 

tes Aussehen. Man spricht hier von der solaren Granulation (Körnung). Jede der 

Granulen hat einen Durchmesser von 200 bis 1800 Kilometer. Die Granulenstruktur 

ist ständig vorhanden, doch existieren die einzelnen Granulen maximal zehn Minuten 

lang. Es liegt auch ein viel größeres Konvektionsmuster vor; dieses wird durch 

die Turbulenzen hervorgerufen, die sich tiefer in die Konvektionszone erstrecken. 

Dieses Supergranulationsmuster enthält Zellen, die etwa einen Tag lang existieren 

und einen mittleren Durchmesser von 30.000 Kilometer haben. 

3.1.2 Sonnenflecken 

George Ellery Hale entdeckte 1908, dass Sonnenflecken starke Magnetfelder aufweisen. 

Ein typischer Sonnenfleck hat eine Magnetfeldstärke von rund 0,25 Tesla. 

Zum Vergleich: Das Erdmagnetfeld weist weniger als 0,0001 Tesla auf. Sonnenflecken 

treten oft gruppenweise auf, wobei ihre Magnetfelder am östlichen und


Abbildung 3.3: Der Aufbau der Sonne. 

westlichen Rand der Gruppe entgegengesetzte Richtungen haben, und zwar zum 

Sonneninneren hin bzw. von ihm weg. Zumindest seit dem frühen 18. Jahrhundert 

ist bekannt, dass die Anzahl der Sonnenflecken innerhalb von etwa elf Jahren, 

dem Sonnenfleckenzyklus, ab– und wieder zunimmt. Die mit den Sonnenflecken 

verknüpfte komplizierte magnetische Struktur wurde aber erst entdeckt, nachdem 

das Magnetfeld der Sonne nachgewiesen war. Die Sonnenflecken auf der nördlichen 

Sonnenhalbkugel sind magnetisch umgekehrt gepolt wie die entsprechenden 

Flecken auf der Südhalbkugel. Wenn ein neuer Elf-Jahres-Zyklus beginnt, kehren 

sich diese Magnetfeldrichtungen auf jeder Halbkugel um. Damit dauert ein kompletter 

Sonnenfleckenzyklus, unter Berücksichtigung der Magnetfeldpolarität, etwa 

22 Jahre. Die zu einem bestimmten Zeitpunkt vorhandenen Sonnenflecken treten 

übrigens auf jeder Halbkugel jeweils auf der gleichen Breite auf. Diese bewegt sich 

jeweils innerhalb einer Zone von etwa 45 Grad hin zu etwa 5 Grad Sonnenbreite. 

Jeder Sonnenfleck existiert höchstens einige Monate lang. Daher spiegelt der 22- 

Jahres-Zyklus Vorgänge wider, die tief im Inneren der Sonne ablaufen und relativ 

lange andauern. Man kennt die Zusammenhänge noch nicht sehr genau, vermutet 

aber, dass der Zyklus von der Wechselwirkung des Sonnenmagnetfeldes mit den


Abbildung 3.4: Granulen (oben) und Sonnenflecken (unten) auf der Sonne.


Abbildung 3.5: Die Sonnenflecken vom 22.6.2004. 

äußeren Schichten der Konvektionszone herrührt. Diese Wechselwirkungen werden 

außerdem durch die Sonnenrotation beeinflusst, die nicht in allen Breiten gleich 

schnell ist. Die Sonne dreht sich an ihrem Äquator in 27 Tagen einmal um ihre 

Achse, aber an den Polen in 31 Tagen. 

3.1.3 Das Magnetfeld 

Es sind vor allem starke, lokale Magnetfelder, die zu den Phänomenen in der äußeren 

Sonnenatmosphäre beitragen. Beispielsweise drückt die weiträumige Turbulenz 

in der Konvektionszone das Magnetfeld innerhalb und dicht oberhalb der Photosphäre 

an die Ränder der Supergranulationszellen. Die Strahlung aus dem Bereich 

oberhalb der Photosphäre, das ist die Chromosphäre, läßt deutlich verschiedene 

Strukturen erkennen. Innerhalb der Supergranulationszone schießt Gas in flammenähnlichen 

Spitzen mit Geschwindigkeiten von 20 bis 50 Kilometern in der Sekunde 

und innerhalb von zehn Minuten bis 10.000 Kilometer hoch in die Chromosphäre 

empor. Diese sogenannten Spikulen entstehen durch die gemeinsame Wirkung 

der Turbulenz und von Magnetfeldern an den Rändern der Supergranulationszellen. 

In der Nähe der Sonnenflecken ist die Strahlung der Chromosphäre einheitlicher. 

Man spricht hier von den aktiven Regionen. Die umliegenden Gebiete nennt man 

Plages (chromosphärische Fackeln); sie haben eine breite Verteilung der chromo-


Abbildung 3.6: Die Sonnenfleckenzählung seit 1600. 

sphärischen Emission. Die aktiven Regionen sind auch die Orte der chromosphärischen 

Eruptionen (sog. Flares), verursacht durch die sehr schnelle Freisetzung von 

Energie, die im Magnetfeld gespeichert ist. Den Ablauf konnte man noch nicht 

vollständig aufklären. Zu den Phänomenen, die in Begleitung der Flares auftreten, 

gehören Veränderungen des Magnetfeldes, eine intensive Strahlung (Röntgen- und 

Radiowellen) sowie der Auswurf hochenergetischer Teilchen, die teilweise auch die


Erde erreichen können. Hier führen sie zu Störungen des Funkverkehrs und auch zu 

atmosphärischen Erscheinungen wie dem Polarlicht. 

3.1.4 Die Korona 

Die Korona ist die äußere Sonnenatmosphäre, die sich einige Sonnenradien weit 

in den Raum erstreckt. Alle ihre Merkmale werden wesentlich vom Magnetfeld bestimmt. 

Der größte Teil der Korona enthält riesige heisse Gasbögen. Dabei befinden 

sich kleinere Bögen in den aktiven Regionen und größere zwischen diesen. 

In den vierziger Jahren stellte man fest, dass die Korona viel heisser als die Photosphäre 

ist. Die Photosphäre (die sichtbare Oberfläche der Sonne) hat eine Temperatur 

von 5800 Kelvin. In der Chromosphäre, die sich über einige tausend Kilometer 

oberhalb der Photosphäre erstreckt, beträgt die Temperatur knapp 30.000 Kelvin 

und steigt in ihren oberen Teilen sogar auf über 100.000 Kelvin an. In der Korona 

jedoch, die vom oberen Rand der Chromosphäre weit in den Raum hinausreicht, 

herrscht eine Temperatur von mehreren Millionen Grad Kelvin. Zur Aufrechterhaltung 

dieser hohen Temperatur muss der Korona Energie zugeführt werden. 

Den Mechanismus dieser Energiezufuhr aufzuklären, ist eines der klassischen 

Probleme der Astrophysik. Bisher konnte es nicht gelöst werden, sondern es wurden 

nur viele Möglichkeiten erwogen. In jüngster Zeit ergab sich aus Beobachtungen 

mit Hilfe von Raumsonden, dass die Korona eine Ansammlung magnetischer 

Schleifen darstellt. Wie diese aufgeheizt werden, bedarf noch der Klärung. Das Magnetfeld 

in der Korona kann auch kühleres Material über der Sonnenoberfläche festhalten, 

das aber höchstens einige Tage hier überdauern kann. Solche Phänomene 

sind während einer Sonnenfinsternis oder mit speziellen Instrumenten zu beobachten, 

und zwar in Form sogenannter Protuberanzen. Häufig sinken sie wieder in sich 

zusammen, zuweilen schleudern sie aber Gase in den Raum. 

3.1.5 Der Sonnenwind 

In einem Abstand von ein bis zwei Sonnenradien von der Oberfläche ist das Magnetfeld 

der Korona stark genug, um das heisse, gasförmige Material in Form grosser 

Bögen oder Ringe festzuhalten. In größerer Entfernung von der Sonne ist das 

Magnetfeld schwächer, und die Gase der Korona können das Magnetfeld gewissermassen 

in den Raum hinausdrücken. Dabei strömt das Gas über weite Strecken 

entlang der Feldlinien, und der gleichbleibende, aus der Korona austretende Strom 

seiner Teilchen bildet den sogenannten Sonnenwind. Er hat seinen Ursprung in den 

koronalen Löchern. Das sind Gebiete, in denen die Temperatur und die Dichte geringer 

als in den übrigen Teilen der Korona ist. Demnach ist hier die Strahlung 

schwächer. Der Sonnenwind aus grossen koronalen Löchern kann einige Monate 

lang anhalten und ist normalerweise stark. Wegen der Rotation der Sonne werden 

diese Regionen von der Erde aus alle 27 Tage erneut sichtbar. Zu den Auswirkungen 

des Sonnenwindes gehören Störungen des Erdmagnetfeldes und des Klimas.


3.1.6 Die Entwicklung der Sonne 

Informationen über die Vergangenheit und die Zukunft der Sonne kann man aus 

theoretischen Modellen des Aufbaus der Sterne ableiten. In ihren ersten 50 Millionen 

Jahren schrumpfte die Sonne auf ungefähr ihre derzeitige Größe zusammen. 

Durch die Kontraktion des Gases wurde Gravitations–Energie frei, die das Innere 

erhitzte. Sobald hier eine bestimmte Temperatur erreicht war, kam die Kontraktion 

zum Erliegen, und im Kern setzte das nukleare Brennen des Wasserstoffes zu Helium 

ein. Seit etwa 4,5 Milliarden Jahren befindet sich die Sonne in diesem Stadium 

ihrer Entwicklung auf der sog. Hauptreihe im Hertzsprung–Russell–Diagramm. 

Im Sonnenkern ist noch genug Wasserstoff vorhanden, um den gegenwärtigen 

Zustand für weitere 5,5 Milliarden Jahre aufrechtzuerhalten. Wenn der Wasserstoffvorrat 

einmal erschöpft ist, werden gravierende Veränderungen eintreten: Die äußeren 

Schichten werden sich ausdehnen, und zwar bis zur Umlaufbahn der Erde oder 

noch darüber hinaus. Die Sonne wird also zu einem Roten Riesen, der an der Oberfläche 

etwas kühler als jetzt ist, aber – wegen der enormen Größe – rund 10.000 

mal heller. Die Erde wird vermutlich nicht verschluckt, sondern vorher auf einer 

Spiralbahn nach außen geschleudert; der Grund hierfür wäre eine Abnahme der 

Sonnenmasse. Die Sonne wird danach nur etwa eine halbe Milliarde Jahre lang ein 

Roter Riese bleiben, in dessen Kern eine Folge von Kernreaktionen abläuft (das Heliumbrennen). 

Ihre Masse ist dabei nicht groß genug, um weitere Zyklen von Kernreaktionen 

zu durchlaufen, die zu einer kataklysmischen Explosion führen würden, 

wie sie bei manchen Sternen eintritt. Nach dem Stadium des Roten Riesen wird die 

Sonne zu einem Weißen Zwerg zusammenfallen, ungefähr so groß wie die Erde. 

Während der folgenden einigen Milliarden Jahre wird sie langsam auskühlen. 

3.2 Das Hertzsprung–Russell Diagramm – Zustandsdiagramm 

der Sterne 

3.2.1 Vermessung der Sterne in der Galaxis mit GAIA 

GAIA ist eine geplante astronomische Weltraummission der Europäischen Weltraumagentur 

ESA, mit der ungefähr 1 Prozent der Sterne unserer Milchstraße astrometrisch, 

photometrisch und spektroskopisch mit höchster Präzision vermessen werden 

soll. GAIA baut auf der Europäischen Tradition der Erstellung von präzisen 

Sternkarten auf, die mit der Hipparcos-Mission der ESA in den 1980er Jahren in exemplarischer 

Weise demonstriert wurde. Während jene Mission einhunderttausend 

Sterne mit hoher Präzision und über eine Million Sterne mit geringerer Genauigkeit 

katalogisierte, wird GAIA eine Milliarde Sterne mit bisher unerreichter Genauigkeit 

kartographisch erfassen. 

Der Name des Astrometrie-Satelliten GAIA leitet sich ab von dem Akronym für 

Globales Astrometrisches Interferometer für die Astrophysik. Das kennzeichnet 

die ursprünglich für dieses Teleskop geplante Technik der optischen Interfero-


metrie. Inzwischen hat sich jedoch das Messprinzip geändert, so dass das Akronym 

nicht mehr zutrifft. Trotzdem bleibt es bei dem Namen GAIA, um die Kontinuität 

in dem Projekt zu gewährleisten. 

Parameter Hipparcos GAIA 

untere Helligkeits–Grenze 12 mag 20 mag 

Vollständigkeit 7,3 - 9,0 mag 20 mag 

obere Helligkeitsgrenze 0 mag 6 mag 

Anzahl Messobjekte 120.000 26 Mio. bisV = 15 

250 Mio. bisV = 18 

1000 Mio. bisV = 20 

Effektive Reichweite 1 kpc 100 kpc 

Quasare – 1 Mio. 

Galaxien – 1 Mio. - 10 Mio. 

Genauigkeit 1 mas 7 µas bei V = 10 

10 - 25µas beiV = 15 

300µas bei V = 20 

Photometrie 2 Farben (B, V ) Spektrophotometrie bisV = 20 

Radialgeschwindigkeiten – 15 km/s bisV = 15 

Beobachtungsprogramm ausgewählte Sterne vollständig, ohne Vorauswahl 

Tabelle 3.1: Vollständigkeit, Empfindlichkeit und Genauigkeit: Ein Vergleich Hipparcos – GAIA. 

GAIA trägt drei wissenschaftliche Hauptinstrumente, die gemeinsam von einem 

Teleskop mit zwei weit voneinander getrennten Gesichtsfeldern am Himmel versorgt 

werden. Das Teleskop hat keinen kreisförmigen, sondern einen rechteckigen 

Primärspiegel der Größe 1,45m mal 0,5m. Alle Instrumente schauen auf die gleichen 

um 106,5 Grad getrennten Himmelsabschnitte. 

• Astrometrie: Ein Feld von 76 CCD Detektoren wird die Himmelsobjekte erfassen. 

Das Detektorfeld wird während der GAIA-Mission die Sternpositionen 

und die Sternbewegungen am Himmel mit hoher Präzision erfassen. 

• Photometrie: Vierzehn zusätzliche CCD-Detektoren werden Helligkeit und 

Farbe in einem breiten Wellenlängenbereich messen. 

• Spektroskopie: Das Radialgeschwindigkeits-Spektrometer (RVS) benutzt dasselbe 

kombinierte Gesichtsfeld wie das astrometrische und das photometrische 

Instrument. Es arbeitet mit 12 CCD-Detektoren, deren spektroskopische Informationen 

die Ableitung der Sternbewegungen entlang der Sichtlinie erlauben. 

Zusammen mit dem Photometer wird es auch eine genaue Klassifikation vieler 

der beobachteten Objekte erlauben.


Wissenschaftliche Zielsetzung 

GAIA wird Positionen (Koordinaten), Parallaxen (als Entfernungsindikatoren) und 

jährliche Eigenbewegungen von ungefähr 1 Milliarde Sternen bestimmen. Für die 

hellsten 100 Millionen Sterne wird die Messgenauigkeit 20 Mikrobogensekunden 

oder besser betragen. Für die schwächeren Sterne wird die Genauigkeit niedriger, 

aber immer noch unübertroffen sein. Sogar für die schwächsten Sterne wird die 

Genauigkeit besser als 1 Millibogensekunde sein. Außerdem werden für 1 Milliarde 

Sterne Helligkeit und Farbe mit hoher Genauigkeit gemessen werden. Für die 

hellsten 100-200 Millionen Sterne wird GAIA zusätzlich gut aufgelöste Spektren 

liefern, aus denen Radialgeschwindigkeit, Temperatur, Oberflächengravitation und 

chemische Zusammensetzung der Sterne bestimmt werden können. 

Darüber hinaus dürfte GAIA die größte Entdeckungsmaschine in der Astronomie 

werden. Abschätzungen lassen vermuten, dass GAIA folgende Anzahlen neuer 

Himmelsobjekte entdecken wird: 

• bis zu einer Million Asteroiden und Kometen innerhalb unseres Sonnensystems 

• dreißigtausend Planeten außerhalb unseres Sonnensystems 

• fünfzigtausend sogenannte Braune Zwerge 

• mehrere hunderttausend erloschene Sternüberreste, sogenannte Weiße Zwerge 

• zwanzigtausend explodierende Sterne, sogenannte Supernovae 

• hunderttausende weit entfernte aktive Galaxien, sogenannte Quasare 

3.2.2 Leuchtkraft 

Aus den gemssenen Helligkeiten lassen sich mittels der Parallaxe die Leuchtkraft 

der Sterne bestimmen. Als Einheit dient hier die Sonnenleuchtkraft L⊙ = 3,853× 

10 28 Watt, entsprechend einer bolometrischen Helligkeit vonMbol = 4,72. Leuchtkraft 

und bolometrische Helligkeit eines Sterns hängen deshalb wie folgt zusammen 

Mbol = 4,72−2,5log(L/L⊙). (3.1) 

3.2.3 Temperatur und Farben 

Das Spektrum der Sterne entspricht grob dem eines Schwarzen Körpers bei der 

absoluten Temperatur T , welche mit der Kirchhoff-Planck-Funktion gegeben ist. 

Ein Stern mit Radius R hat eine Oberfläche von 4πR 2 , seine Leuchtkraft wäre als 

exakter Schwarzer Körper 

L = 4πR 2 σSBT 4 . (3.2) 

Wegen der Abweichungen der stellaren Spektren von dem (idealisierten) Spektrum 

eines Schwarzen Körpers definiert man die Effektivtemperatur Teff des Sterns als


diejenige Temperatur eines Schwarzen Körpers, der bei gleichgroßer Oberfläche 

dieselbe Leuchtkraft hat wie der Stern (Abb. ??). Die Effektivtemperatur ist eine 

wichtige Richtgröße; sie ist repräsentativ für die Temperatur des Materials an der 

Sternoberfläche. Je höherTeff, zu desto kürzeren Wellenlängen ist das Maximum des 

Strahlungsstroms des Sterns verschoben. Die Effektivtemperatur der Sonne beträgt 

5770 Grad Kelvin. 

Der Zustand eines Sterns wird durch Angabe von Masse, Radius, Spektraltyp, 

Oberflächentemperatur, Leuchtkraft und chemische Zusammensetzung beschrieben. 

Diese Zustandsgrößen sind teilweise voneinander abhängig. Um Relationen zwischen 

Zustands–Größen aufzudecken, verwendet man Zustands–Diagramme, in die 

Sterne als Bildpunkte eingetragen werden; deren Koordinaten sind die beobachteten 

Werte der Zustandsgrößen. Ordnen sich die Bildpunkte auf Linien bzw. in schmalen 

Bändern, so bedeutet dies, dass zwischen den Zustandsgrößen ein funktionaler 

Zusammenhang besteht. 

3.2.4 Farben–Helligkeitsdiagramme 

Sterne weisen verschiedene Farben auf (Abb. 3.7). Aus historischen Gründen hat 

sich hier eine Klassifikation eingebürgert, die bis heute erhalten blieb. Dies sieht 

man sehr schön, wenn man die Helligkeiten der Sterne in einem Kugelsternhaufen 

(z.B. von M55) gegen den Farbindex aufträgt (Abb. 3.8). Kugelsternhaufen 

enthalten bis zu einigen hundert tausend Einzelsterne in einem Volumen, das nur 

wenige Lichtjahre Ausdehnung hat. Trägt man die Helligkeit dieser Sterne gegen 

ihre Farbe auf, z.B. B − V , so entsteht ein sog. Farben–Helligkeitsdiagramm. 

Da sich alle Sterne praktisch in derselben Entfernung befinden, ist die scheinbare 

Helligkeit zugleich ein Maß für die absolute Helligkeit. In Abb. 3.8 ist das Farben– 

Heligkeitsdiagramm des Kugelsternhaufens M 55 gezeigt. 

Der markanteste Vertreter der kugelförmigen Sternhaufen, kurz Kugelsternhaufen 

genannt, ist M 13 im Sternbild Herkules. Die Sternenkonzentration nimmt zur 

Mitte hin zu, wodurch man die einzelnen Sterne nicht mehr erkennen kann. Man 

sieht dort den gemeinsamen Lichtschein vieler Sterne. Dagegen kann man in den 

Randpartien Zehntausende von Sternen als einzelne Lichtpünktchen ausmachen. 

Kugelsternhaufen sind am Himmel nicht gleichmäßig verteilt, sondern befinden 

sich fast ausschließlich in einer Hälfte des Himmels. Sie sind die fernsten Objekte, 

die man in unserer Milchstraße beobachten kann und zigtausende Lichtjahre entfernt. 

M 13 ist 23.000 Lichtjahre und M 15 33.000 LJ. Kugelsternhaufen enthalten 

die ältesten bekannten Sterne, mindestens 10 Milliarden Jahre alt. Im Gegensatz 

zu den offenen Sternhaufen sind Kugelsternhaufen äußerst stabil. Auch nach Milliarden 

von Jahren haben sie sich noch nicht aufgelöst. Die Sterne in Kugelhaufen 

laufen auf rosettenförmigen Bahnen um das Zentrum. Die schnellsten Sterne verlassen 

dabei den Haufen. In unserer Milchstraße sind rund 150 Kugelsternhaufen 

bekannt. Die Gesamtzahl schätzt man auf etwa 800. In der Riesengalaxie M 87 hat 

man über 1000 Kugelsternhaufen identifiziert.


Abbildung 3.7: Der Kugelsternhaufen Messier 15 (M15) mit HST aufgenommen. Das Weltraumteleskop 

kann selbst das dichte Zentrum des Kugelsternhaufens in einzelne Sterne auflösen. Damit lassen 

sich die Farben der einzelnen Sterne messen (bis zu 100.000 !). 

Die Sterne eines Kugelsternhaufens füllen nicht das ganze Diagramm aus, sondern 

gruppieren sich vornehmlich in einzelnen Ästen. Im Farben–Helligkeitsdiagramm 

unterscheidet man folgende Äste (engl. ’Branches’) (s. Abb. ??): 

• Hauptreihe (’main sequence’) 

• Riesenast (’red giants’) 

• Horizontalast (’horizontal branch’) 

• Lücke (’gap’)


Abbildung 3.8: Oben: Lage der verschiedenen Äste im Farben–Helligkeitsdiagramm des Kugelsternhaufens 

M55. Von unten nach oben sind sichtbar: Hauptreihe, Riesenast (nach rechts), Horizontalast 

(bei konstanter Helligkeit MV ≃ 0,5) und der asymptotische Riesenast, der sich von links zum Riesenast 

hinzieht. In der Lücke (Gap) im Horizontalast sitzen die pulsierenden RR Lyrae Sterne. Mittels 

dieser Sterne kann die Distanz ermittelt werden, so dass die scheinbare Leuchtkraft gegen die abolsute 

MV ersetzt werden kann. Die rechte Skala gibt die Leuchtkraft in Einheiten der Sonnenleuchtkraft an. 

Am oberen Rand ist die Effektiv–Temperatur aufgetragen, wie sie der Farbe entspricht. Unten: Schematische 

Zuordnung der einzelnen Äste im FH–Diagramm.


• Asymptotische Riesenast (’AGB’) 

Wir werden später sehen, dass diese Äste bestimmten Entwicklungsstadien der Sterne 

zuzuschreiben sind. 

3.2.5 Spektralklassifikation der Sterne 

William Hyde Wollaston (1766-1828) bemerkte 1802 erstmals dunkle Linien im 

Sonnenspektrum. Leider jedoch nahm er an, dass es sich bei ihnen um die natürlichen 

Grenzen zwischen den einzelnen Farben handelt. Etwa zehn Jahre später katalogisierte 

Joseph Fraunhofer (1787-1826) dann 574 Absorptionslinien im Sonnenspektrum, 

um Linsenprüfungen durchzuführen. Die stärksten gefundenen Linien 

Abbildung 3.9: Das Sonnenspektrum. 

bezeichnete er auf der roten Seite beginnend mit den Buchstaben A, B, C und so 

weiter. Er stellte fest, dass seine D-Linie auch im Spektrum einer Kerzenflamme zu 

finden war. Er konnte weder abschätzen, ob dieses Zusammentreffen zufällig war 

oder nicht, noch konnte er den Umstand erklären, dass die D-Linie im Sonnenspektrum 

dunkel, im Spektrum der Flamme jedoch hell war. 

Mit einem Refraktor mit 10 cm Öffnung begann Fraunhofer, die Spektren vom 

Mond, einigen Planeten sowie hellen Sternen wie Sirius und Castor zu beobachten. 

Er stellte fest, dass die Häufigkeit der einzelnen Spektrallinien der Sonne und der 

Sterne sowie unter den Sternen unterschiedlich war. Leider wandte er sich daraufhin 

wieder dem Teleskopbau zu, und die Entwicklung der Spektroskopie kam vorläufig 

wieder zum Stillstand.


Abbildung 3.10: Das Spektrum der Sonne im Vergleich zu Wega. 

Es tauchten allmählich Theorien zur Spektrenentstehung auf, auch die Vermutung, 

dass ein chemisches Element oder eine Verbindung ein bestimmtes Spektrum 

hervorruft. Doch etwas verwirrte die Chemiker: Fraunhofers D-Linie trat in beinahe 

allen Spektren auf. Robert W. Bunsen (1811-1899) und Gustav Kirchhoff (1824- 

1887) fanden schliesslich die Lösung des Problems. Bunsen versuchte, Substanzen 

durch die bei der Verbrennung in der Flamme des nach ihm benannten Brenners 

entstehende Flammenfarbe zu identifizieren. Kirchhoff schlug vor, zur Analyse ein 

Prisma zu verwenden. So entwickelten sie ein hochpräzises Spektroskop. Sie fanden 

heraus, dass es ihre Vorgänger anscheinend mit Verunreinigungen ihrer Substanzen 

zu tun gehabt hatten, als diese Fraunhofers D-Linie in beinahe allen Spektren beobachteten. 

Salz (Natriumchlorid) war in die Substanzen gelangt und hatte so die 

D-Linie verursacht. Heute ist bekannt, dass die D-Linie (eigentlich eine Doppellinie) 

von Natrium stammt. 

Levis M. Rutherford gelang es 1864, ein Spektrum der Sonne bei hoher Dispersion 

zu fotografieren. Andreas J. ˚Angströms Vermessungen von Absorptionslinien 

der Sonne von 1868 umfassten schon 1200 Linien, viele konnten bereits bekannten 

Elementen zugeordnet werden. Gegen das Ende des 19. Jahrhunderts konnten 

schon etwa 50 Elemente im Sonnenspektrum identifiziert werden. Außerdem entdeckte 

man ein neues Element, das nach dem griechischen Wort für Sonne (helios) 

Helium genannt wurde.


Abbildung 3.11: Modernes digitales Spektrum der Wega. 

Das Harvard-Schema 

Im Laufe der Zeit wurde klar, dass die Einteilung in fünf Klassen viel zu grob war. 

Es wurden viele feinere Klassifikationsansätze vorgeschlagen, bis Pickering durch 

die Veröffentlichung eines erweiterten Secchi-Schemas den Durchbruch schaffte. 

Anstelle römischer Zahlen wurden Grossbuchstaben eingesetzt. 

Abbildung 3.12: Die Harvard Klassifikation. 

Die im optischen Spektralbereich aufgenommenen Sternspektren zeigen hin-


sichtlich ihres Aussehens eine bemerkenswerte Vielfalt. In diese versuchten bereits 

Ende des 19. Jahrhunderts E.C. PICKERING und Mrs. W.P. FLEMING eine gewisse 

Ordnung durch die Einführung der sogenannten Spektraltypen hineinzubringen. 

Als Klassifikationskriterien dienten das Auftreten und die Stärke von Absorptionslinien, 

die den kontinuierlichen Spektren überlagert sind. Die nach dem optischen 

Aussehen klassifizierten Spektren wurden entsprechend vorgegebener Kriterien mit 

Großbuchstaben bezeichnet. Als sich später herausstellte, dass das Aussehen eines 

Sternspektrums eine Widerspiegelung der in den Sternatmophären herrschenden 

Temperaturen darstellt, wurde die ursprünglich alphabetische Reihenfolge der 

Spektralklassen in die heute verwendete – und nur vor dem gerade erwähnten historischen 

Hintergrund verständliche – Buchstabenfolge verändert. Dabei wurde eine 

Anzahl von Spektralklassen gestrichen und die zunächst dort eingeordneten Sterne 

den verbliebenen Spektralklassen zugewiesen. Eine Verfeinerung des Klassifikationsschemas 

erfolgte durch die dezimale Unterteilung der einzelnen Spektralklassen. 

Praktisch bestand die Spektralklassifikation in einem visuellen Vergleich der vorwiegend 

mit einem Objektiv-Prismenspektrographen aufgenommenen Sternspektren 

mit einer Folge von Standardspektren. Auf diese Weise klassifizierte Miss A. 

CANNON Anfang dieses Jahrhunderts rund 360.000 Spektren. Die Ergebnisse sind 

in dem Henry-Draper-Katalog (abgekürzt HD) und seinen Erweiterungen (HDE) 

niedergelegt. 

Die physikalische Bedeutung der Spektralsequenz 

Wie erwähnt, stellt die Spektralsequenz einen Temperaturverlauf von ungefähr 800 

bis 50.000 K dar. Die unterschiedliche Temperatur der einzelnen Spektraltypen hat 

Auswirkungen auf die Zustände der Teilchen des Sterns. Die Ionisationsverhältnisse 

und Besetzungszustände der atomaren Energieniveaus hängen von der Temperatur 

ab. Je höher die Temperatur ist, d.h. je größer die Geschwindigkeit der Atome ist, 

desto mehr Elektronen werden durch Stösse entfernt. Die niedrigen Temperaturen 

in den sog. späten Spektralklassen ermöglichen das Vorkommen von neutralen Metallatomen 

wie Fe I oder Ca I, welche auch in den Spektren gut identifizierbar sind. 

Der Wasserstoff ist das häufigste Element in diesen Sterntypen, im visuellen Spektralbereich 

ist er jedoch weitgehend nicht erkennbar, da nur wenige Atome im zur 

Bildung von Balmerlinien erforderlichen zweiten Anregungszustand sind. Andererseits 

können Moleküle wie TiO, ZrO und CO existieren. 

Mit der Entdeckung von ultrakühlen Zwergsternen stand man vor einem weiteren 

Klassifikationsproblem. Durch die extrem niedrige Oberflächentemperatur unterscheiden 

sich die Spektren solcher Objekte stark von Spektren anderer Sterne. 

Um diese Objektklasse einordnen zu können, wurde 1999 vorgeschlagen, die Spektralklassen 

L und T am kühlen Ende der Spektralsequenz anzufügen. Der Typ L 

schliesst sich gleich an M an und besitzt Liniensysteme von Metallhydriden (z.B. 

CrH und FeH) und von neutralen Alkaliatomen (Na, K, Rb, Cs) im roten und nahin-


Abbildung 3.13: Sternkataloge. 

fraroten Bereich. Die Oberflächentemperatur der L-Zwerge beträgt zwischen 2100 

K und 1300 K. Die T-Zwerge weisen starke Banden von Wasser und vorwiegend 

Methan (CH4) im infraroten Spektralbereich auf. Diese Objekte sind nur noch 1300 

K bis 800 K warm. Momentan lautet die Spektralsequenz der Hauptklassen also 

OBAFGKMLT. 

Klassifikation am Beispiel eines O-Sterns 

Der Spektraltyp O unterscheidet sich vom Typ B durch das gleichzeitige Vorhandensein 

von neutralem und ionisiertem Helium. In früheren Unterklassen nimmt 

die Stärke der Linien von ionisiertem Helium zu, während die Breite der Linien von 

Wasserstoff und neutralem Helium abnimmt. Dieses Verhalten von He I und He II 

wird im MK-Schema zur Klassifikation benutzt. Fr die Unterklassen 3-9 wird das 

Verhältnis der Linien He II 454,1 nm / He I 447,1 nm herangezogen. Bei späteren 

O-Sternen wird das Verhältnis von C III 464,9 nm zu He II 468,6 nm verwendet. 

In Spektren von Überriesen ist die Linie von C III stärker, bei Zwergen ist He II 

stärker.


Abbildung 3.14: Die Definition der Effektivtemperatur der Sonne. Die Flächen unter den beiden Spektren 

sind identisch, entsprechend der Solarkonstante von 1367 W/m 2 . 

3.2.6 Das HRD 

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (kurz HRD) wurde von Ejnar Hertzsprung und 

Henry Norris Russell entwickelt und zeigt grob die Entwicklungsverteilung der 

Sterne. Dazu muss man die absolute Helligkeit gegen den Spektraltyp oder die Effektivtemperatur 

auftragen und erhält bei einer genügenden Anzahl von Eintragungen 

charakteristische linienartige Häufungen. Die Effektivtemperatur eines Sterns 

ist ein Mass für den Spektraltyp (s. Sonne, Abb. 3.14). 

Trägt man alle Sterne, die sich in der Nachbarschaft der Sonne befinden in das 

Diagramm ein, so ordnen sich fast alle Sterne in einem Band an, das von links 

oben nach rechts unten verläuft. Oben links stehen die bläulich–weißen Sterne hoher 

Leuchtkraft, in der Mitte die sonnenähnlichen gelben Sterne und rechts unten, 

dort ist das Band besonders dicht besetzt, die roten Zwergsterne. Dieses Band bezeichnet 

man als Hauptreihe und die Sterne als Hauptreihensterne. Sie stellen den 

größten Anteil der Sterne dar. 

In deutlichem Abstand unter der Hauptreihe befinden sich die etwa 100 Weißen 

Zwerge, die man in der Sonnenumgebung entdeckt hat. Andere Sterne befinden 

sich oberhalb der Hauptreihe. Zu ihnen gehören beispielsweise Arctur im Sternbild


Abbildung 3.15: Das Hertzsprung–Russell–Diagramm. 

Bootes oder der Polarstern. Es sind Riesensterne, die am Ende ihres Sternlebens die 

Hauptreihe verlassen und sich dabei gewaltig aufblähen. Während die Sterne auf 

der Hauptreihe höchstens den dreifachen Sonnenradius erreichen, hat Arctur einen 

Radius von 22 Sonnenradien. Sterne, deren Radius größer als der zehnfache Sonnenradius 

ist, heißen Riesensterne. Riesensterne, deren Leuchtkraft größer als 1000 

L⊙ ist, werden Überriesen genannt. Die Grenze liegt etwa bei 25 Sonnenradien, wobei 

die Temperatur noch eine Rolle spielt: Aldebaran ist mit 27 Sonnenradien und 

einer Oberflächentemperatur von 3500 K ein Roter Riese, während Deneb mit etwa 

gleichem Radius aber einer Temperatur von 11.000 K ein weißer Überriese ist.

3.3 Sterne auf der Hauptreihe 79 

3.3 Sterne auf der Hauptreihe 

Wir betrachten hier eine Reihe von chemisch homogenen Modellen mit zentralem 

Wasserstoffbrennen. Diese Modelle repräsentieren junge Sterne, die sich aus dem 

interstellaren Medium gebildet haben. Durch die Kontraktion ist die Temperatur 

soweit angestiegen, dass die Fusion gestartet ist. Diese Modelle definieren die sog. 

Alter–Null–Hauptreihe (ZAMS = zero–age main sequence). 

Abbildung 3.16: Energietransport und Konvektionszonen in Sternen als Funktion der Masse in Einehiten 

von Sonnemassen. 

3.3.1 Brennphasen auf der Hauptreihe 

Alle Hauptreihensterne haben eine Kernregion, in der Energie durch Kernfusion erzeugt 

wird. Die Temperatur und Dichte dieses Kerns sind in dieser Höhe notwendig, 

um eine Energieproduktion zu unterhalten. Eine Reduktion der Energieproduktion 

würde dazu führen, dass sich die darüberliegenden Massen zusammenziehen, und 

die Temperatur und Druck für die Kernfusion würde wieder erhöht. Ebenso würde 

eine Erhöhung der Energieproduktion dazu führen, dass der Stern expandiert und 

der Druck auf den Kern nachlässt. So bildet der Stern ein selbstregulierendes System 

im hydrostatischen und energetischen Gleichgewicht, welches während der 

gesamten Hauptreihenzeit stabil ist. 

Astronomen teilen die Hauptreihe in einen oberen und unteren Bereich ein, je 

nach Art des Fusionsprozesses im Kern. Sterne im oberen Teil der Hauptreihe haben 

genügend Masse für den CNO-Zyklus, um Wasserstoff in Helium umzuwandeln. 

Dieser Prozess benutzt Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren im 

Fusionsprozess. Im unteren Teil der Hauptreihe entsteht die Energie als Resultat des 

Proton-Proton-Prozesses, bei dem Wasserstoff direkt in Helium verschmolzen wird. 

Ab einer Kerntemperatur von 18 Millionen Kelvin sind beide Fusionsprozesse


Abbildung 3.17: Der CNO Zyklus in Sternen mit mehr als 1,5 Sonnenmassen. 

gleich effizient. Dies ist die Kerntemperatur eines Sterns mit 1,5facher Sonnenmasse. 

Deshalb besteht der obere Teil der Hauptreihe aus Sternen oberhalb dieser 

Masse. Die obere Massengrenze für Hauptreihensterne ist 120-150 Sonnenmassen 

in der Galaxis. Im frühen Universum können durchaus noch massereichere Sterne 

gebildet werden. Die untere Grenze für eine anhaltende Kernfusion liegt bei etwa 

0,08 Sonnenmassen. 

Braune Zwerge 

Sterne mit weniger Masse werden als Braune Zwerge bezeichnet, in ihrem Innern 

kann höchstens Deuteriumbrennen vorkommen. Die Grenze zu den gasförmigen 

Planeten liegt bei 12 - 15 Jupitermassen. Unterhalb dieser Masse kann auch Deuteriumbrennen 

nicht mehr auftreten. Das wenige Deuterium ist aber schnell verbraucht, 

und ohne innere Energiequelle kühlt der Stern langsam ab und verdunkelt 

sich immer mehr, bis er nur noch ein kalter dunkler Brocken ist. Gliese 229b ist 

zum Beispiel nur noch 700 Grad C warm. 

Braune Zwerge werden oft in jungen Sternhaufen, zum Beispiel den Plejaden, 

nachgewiesen, wo sie noch neu und leuchtkräftig sind. Man findet sie dort, indem 

man die gesichteten Objekte mit der Hauptreihenskala vergleicht. Wenn man ein 

kühles Objekt nur im Infraroten Teil des Spektrums findet, könnte es gut ein Brauner

3.3 Sterne auf der Hauptreihe 81 

Zwerg sein. 

Abbildung 3.18: Innere Struktur von Roten Zwergen, Braunen Zwergen und Jupiter. 

Ein internationales Team von Astronomen könnte das bislang kälteste substellare 

Objekt entdeckt haben. Der nahegelegene Braune Zwerg hat eine Temperatur 

von knapp über 200 Grad Celsius und wurde 20101 mit Hilfe des United Kingdom 

Infrared Telescope (UKIRT) auf Hawaii aufgespürt. Er bildet mit einem anderen 

Braunen Zwerg ein Doppelsystem. 

3.3.2 Lebensdauer auf der Hauptreihe 

Die Lebensdauer, die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt, wird bestimmt durch 

zwei Faktoren. Der Gesamtbetrag der Energie, der durch Kernfusion von Wasserstoff 

erzeugt werden kann, ist beschränkt durch die Menge an verfügbaren Wasserstoff, 

der im Kern verarbeitet werden kann. Für einen Stern im Gleichgewicht muss 

die im Kern erzeugte Energie mindestens gleich sein zu der Energie, die über die 

Oberfläche abgestrahlt wird. Da sich die Leuchtkraft aus der Menge an Energie, die 

pro Zeiteinheit ausgestrahlt wird, errechnet, kann die gesamte Lebensdauer in einer 

ersten Annäherung abgeschätzt werden durch die produzierte Gesamtenergie geteilt 

durch die Leuchtkraft des Sterns. 

Unsere Sonne ist seit ungefähr 4,6 Milliarden Jahren ein Hauptreihenstern und 

wird es für weitere 6,4 Milliarden Jahre bleiben. Dies ergibt eine gesamte Lebenszeit 

auf der Hauptreihe von 11 Mrd. Jahren. Nachdem der Wasserstoff im Kern 

aufgebraucht ist, wird sie expandieren, ein Roter Riese werden und dabei Heliumatome 

zu Kohlenstoff fusionieren. Weil der Energieausstoss bei der Heliumfusion 

pro Masseneinheit nur ein Zehntel des Energieausstoßes des Wasserstoff-Prozesses 

beträgt, wird dieses Stadium nur 10% der aktiven Lebenszeit des Sterns betragen. 

Deshalb sind im Durchschnitt etwa 90% der beobachteten Sterne auf der Hauptreihe.


Abbildung 3.19: Zeitliche Entwicklung der Sonne im Hertzsprung–Russell Diagramm. 

3.4 Sterne jenseits der Hauptreihe 

Im Laufe seiner Entwicklungsgeschichte durchläuft ein Stern sehr unterschiedliche 

Stadien. Er beginnt als kosmische Gaswolke, die sich verdichtet und dabei erhitzt, 

bis in ihrem Inneren die Wasserstoff-Fusion einsetzt. In dieser längsten stabilen 

Phase des Sternlebens, in der sich auch unsere Sonne gerade befindet, wird er als 

Hauptreihenstern bezeichnet. Geht schließlich der Wasserstoff in seinem Zentrum 

zu Ende, geht er über in das Stadium der sogenannten Roten Riesen. Es handelt sich 

dabei um die nächste Fusionsphase, bei der im Sternzentrum Helium fusioniert. 

Je nach Gesamtmasse des Sterns schließen sich daran weitere Fusionsphasen an, 

bevor der Stern sein Leben als Weißer Zwerg, Neutronenstern oder schwarzes Loch 

beendet.

3.4 Sterne jenseits der Hauptreihe 83 

3.4.1 Entwicklung der Sonne 

Sobald ein Hauptreihenstern in Kern seinen Wasserstoff verbrannt hat, wird durch 

den Verlust der Energieerzeugung der gravitative Kollaps wieder aufgenommen. 

Der den Kern umgebenden Wasserstoff erreicht die notwendige Temperatur und 

den Druck, um zu fusionieren. Dadurch bildet sich eine wasserstoffbrennende Schale 

um den Heliumkern. Als Folge dieser Änderungen dehnt sich die äußere Hülle 

aus, die Temperatur sinkt und der Stern verwandelt sich in einen Roten Riesen. Ab 

diesem Punkt verlässt der Stern die Hauptreihe und erreicht den Riesenast. Der Weg 

eines Stern innerhalb des HR-Diagramms wird Entwicklungsweg genannt. Der Heliumkern 

des Sterns zieht sich weiterhin zusammen, bis er durch den sogenannten 

degenerierten Elektronendruck aufgehalten wird – einem quantenmechanischen Effekt, 

welcher einschränkt, in wie weit Materie verdichtet werden kann. 

Für Sterne mit mehr als einer halben Sonnenmasse kann der Kern eine Temperatur 

erreichen, bei der es möglich wird, dass Kohlenstoff aus Helium über den 

Drei-Alpha-Prozess erzeugt wird. 

Abbildung 3.20: Zeitliche Entwicklung der Sterne im Hertzsprung–Russell Diagramm.


3.4.2 Entwicklung massereicher Sterne 

Unter Astronomen ist der Carinanebel, der sich am Südhimmel im Sternbild Kiel 

des Schiffs befindet und rund 8000 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, vor allem als 

Heimat des Sterns Eta Carinae bekannt – einem der aktivsten und massereichsten 

Sterne unserer Galaxis. Doch der Nebel hat noch mehr zu bieten, unter anderem 

eine Reihe massereicher Haufen von jungen Sternen. Der jüngste davon, mit der 

Bezeichnung Trumpler 14, ist weniger als eine Million Jahre alt – auf kosmischen 

Zeitskalen nicht mehr als ein Augenzwinkern. 

Der auffälligste Stern des Haufens ist der Superriese HD 93129A, einer der hellsten 

Sterne in unserer Heimatgalaxie. Dieser Stern besitzt rund 80 Mal soviel Masse 

wie unsere Sonne und leuchtet um den Faktor zweieinhalb Millionen heller! Zusammen 

mit einem weiteren hellen, massereichen Stern bildet HD 93129 A ein 

Doppelsternsystem. Astronomen wissen seit einiger Zeit, dass besonders massereiche 

Sterne häufig in Doppelsternsystemen anzutreffen sind, und zwar bevorzugt in 

Systemen, in denen gleich zwei massereiche Sterne einander umkreisen. 

Trumpler 14 bietet ein beeindruckendes Bild. Zu sehen sind gleich eine ganze 

Reihe bläulich–weißer, heißer, massereicher Sterne, deren intensives Ultraviolettlicht 

und starke Teilchenströme die umgebende Materie – Gas und Staub – aufheizen. 

Solche massereichen Sterne verbrennen binnen kurzer Zeit ihren Brennstoffvorrat 

an Wasserstoff, je massereicher der Stern, desto kürzer seine Lebenszeit. 

Einige dieser Riesen werden ihr Leben bereits in wenigen Millionen Jahren beenden 

– verglichen mit den rund 12 Milliarden Jahre Lebenszeit, die für unsere Sonne 

veranschlagt wird, eine sehr kurze Zeitspanne. Am Ende des Sternenlebens dieser 

Riesen stehen gewaltige, hell aufleuchtende Supernova–Explosionen. 

Massereiche Sterne entwickeln sich anfangs wie die Roten Riesen (Abb. 3.20). 

Zunächst wird im Sternzentrum der vorhandene Wasserstoff innerhalb einiger Millionen 

Jahre zu Helium fusioniert. Ist er verbraucht, kontrahiert die Kernregion, 

die jetzt nur noch aus Helium besteht. Denn ohne die im Innern freigesetzte Energie 

lässt der Gegendruck zur nach innen gerichteten Gravitation nach, die jetzt die 

Überhand behält und die Materie gnadenlos zusammen presst. Durch die Kontraktion 

wird das Zentrum aber sehr heiß (umgewandelte Gravitationsenergie), und diese 

Wärme wird nach außen abgestrahlt. Dadurch dehnt sich die äußere Hülle des Sterns 

aus, wodurch sich die Oberfläche wiederum durch ihre Vergrößerung abkühlt. Jedoch 

bleibt die Leuchtkraft durch die stark expandierte Oberfläche in etwa konstant 

(nahe der Eddington–Leuchtkraft). Während des Wasserstoffbrennens sehen 

wir den Stern als heißen, Blauen Überriesen, wie beispielsweise Rigel, mit einer 

Oberflächentemperatur von bis zu 40.000 K. 

Die Kernregion kontrahiert inzwischen weiter und irgendwann zündet das Helium, 

wobei durch den 3-Alpha- Prozess Kohlenstoff und Sauerstoff entstehen. Zu 

diesem Zeitpunkt ist ein Roter Überriese entstanden, denn die Oberflächentemperatur 

ist inzwischen von über 20.000 K auf Werte um die 3000 – 4000 K abgesackt. 

Von der Spektralklasse O gelangen sie hinunter bis zur Klasse K oder M. Unterhalb

3.5 Zusammenfassung 85 

von 12 Sonnenmassen entwickeln sich diese Sterne beim Übergang vom Blauen 

zum Roten Riesen zu einem Cepheiden, den leuchtkräftigsten Sternen überhaupt. 


• Die Entwicklung der Sterne gilt heute als ganz gut verstanden. 

• Entwicklungswege können am besten im Hertzsprung–Russell–Diagramm diskutiert 

werden. 

• Sterne auf der Hauptreihe verbrennen Wasserstoff zu Helium im zentralen Bereich. 

Die Position des Sterns auf der Hauptreihe ist eindeutig durch seine Masse 

bestimmt. 

• Im Roten Riesenstadium brennt Wasserstoff in der Hülle. 

• Auf dem Horizontalast wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusioniert. 

• Sonnenartige Sterne verlieren sehr viel Materie auf dem Asymptotischen Riesenast 

und entwickeln sich über Planetarische Nebel zu Weißen Zwergen. 

• Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen können Kohlenstoff zünden und enden 

in einer Supernova-Explosion. Sie hinterlassen einen Neutronenstern oder ein 

Schwarzes Loch.

4 Der Himmel hängt voller Planeten 

Noch heute entsteht etwa jedes Jahr eine Sonne irgendwo in der Milchstraße. Nicht 

wenige davon bilden auch ein Planetensystem aus. Deshalb entstehen auch heute 

noch Sonnensysteme. Unser Sonnensystem ist etwa 4’550 Millionen Jahre alt. In 

der Milchstraße gibt es Sonnen, die mehr als doppelt so alt sind wie unser Sonnensystem. 

Die Bildung der Sonne, Erde und der anderen Körper unseres Sonnensystems 

war somit ein sehr lokales Ereignis. Besonders die früheste Geschichte unseres Planeten 

hätte ohne die Erforschung der Sonne, Planeten und fernen Sonnensystemen 

nicht erkundet werden können. 

Das Leben eines Sterns beginnt gewöhnlich im Verborgenen, aber zusammen 

mit vielen Geschwistern. Durch Störungen bilden sich in einer dunklen Wolke aus 

Gas und Staub zunächst Verdichtungen aus, die sich unter dem Einfluss der Schwerkraft 

zu rotierenden Scheiben zusammenziehen (sog. Protosolare Nebel). Wenn die 

Scheibe genug Masse besitzt, dann kann sich im Zentrum ein Protostern bilden, 

der weiter kollabiert. Für Braune Zwerge ist die Geschichte hier bereits zu Ende, 

aber bei grösseren Sternen werden Druck und Hitze gross genug, um das nukleare 

Feuer zu entfachen. Von diesem Zeitpunkt an erzeugt der Stern eigene Energie 

aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Damit wird auch der Schrumpfungs- 

Prozess aufgehalten, denn die Kernfusion baut einen Gegendruck zur Schwerkraft 

auf und stabilisiert den jungen Stern. Außerdem bläst die Strahlung die letzten Reste 

von Gas und Staub aus der Umgebung des Sterns. Und mit etwas Glück sind in 

der ursprünglichen Scheibe noch ein paar Planeten entstanden, die den Stern weiter 

umkreisen. 

In diesem Kapitel sollen die grundlegenden Aspekte für die Bildung eines Planetensystems 

dargestellt werden. Die erste Theorie, formuliert durch Laplace (1796), 

deren Unstimmigkeiten mit realen Beobachtungen und die Revision in die so genannte 

SNT (Solar Nebula Theorie) in den sechziger Jahren des letzten Jahrhunderts 

wird ebenso angesprochen wie grundsätzliche Mechanismen zur Bildung des 

inneren Planetensystems. Der Zustand der Erde nach deren Bildung und die Entwicklung 

der Erdatmosphäre ist ein weiterer Teil dieses Aufsatzes. 

4.1 Das Sonnensystem – der Normalfall? 

Unser Sonnensystem besteht aus vielen Himmelskörpern, die auf einer Umlaufbahn 

um die Sonne kreisen. Neben den Inneren Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars)

88 4 Der Himmel hängt voller Planeten 

Abbildung 4.1: Im Herzen des monströsen Tarantelnebels in der LMC liegen riesige Blasen energetisierten 

Gases, lange Filamente dunklen Staubs und ungewöhnlich massereiche Sterne. Im Zentrum 

dieses Herzens befindet sich ein Knoten aus Sternen, der so dicht ist, dass er früher vermutlich ein einziger 

Stern war. Dieser Sternhaufen mit der Bezeichnung R136 oder NGC 2070 ist unmittelbar über der 

Mitte des obigen Bildes zu sehen und enthält eine große Anzahl heißer junger Sterne. Das energiereiche 

Licht dieser Sterne ionisiert ständig das Gas des Nebels, während ihr energiegeladener Teilchenwind 

Blasen aushöhlt und komplexe Filamente formt. Das obige Bild in charakteristischen Farben der Details 

dieses Nebels in der LMC zeigt Details des turbulenten Zentrums. Der Tarantelnebel, auch bekannt 

als der 30 Doradus-Nebel, ist eine der größten bekannten Sternbildungsregionen und erzeugt alle paar 

Millionen Jahre ungewöhnlich aktive Episoden von Sternbildung. 

und den Äußeren Planeten (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun), kreisen mehrere sogenannte 

Kleinplaneten (Planetoide), unter denen der bekannteste Pluto sein dürfte 

und eine große Anzahl von Asteroiden und Kometen um die Sonne. Um die meisten 

Planeten kreisen wiederum ein oder mehrere Monde (außer Merkur und Venus). 

Des weiteren besteht unser Sonnensystem aus interplanetarer Materie (Staubteilchen). 

Die äußere Grenze unseres Sonnensystems wird durch die Oortsche Wolke 

markiert. Sie beginnt in einer Distanz von ca. 1500 Milliarden km zur Sonne und 

besteht vermutlich aus mehreren Milliarden Kometen. 

Unser Sonnensystem (Abb. 4.3) ist nur eines von Milliarden im Universum. 

Denn die Sterne am nächtlichen Himmel sind nichts anderes als Sonnen. Das heißt 

trotzdem nicht, dass alle Sterne unserer Sonne gleichen oder dass um alle Sterne 

Planeten kreisen. Es gibt unter den Sternen vielmehr Familien wie die Hauptreihen-

4.1 Das Sonnensystem – der Normalfall? 89 

Abbildung 4.2: 8 Planeten umkreisen die Sonne. 

sterne, Roten Riesen, Weiße Zwerge, Neutronensterne usw. Unsere Sonne gehört zu 

den Hauptreihensternen. 

Abbildung 4.3: Das Sonnensystem mit den 4 inneren erdähnlichen und 4 äußeren gasförmigen Planeten, 

mit dem Asteroidengürtel zwischen Mars– und Jupiterbahn und Kometen wie Halley.


4.1.1 Die 8 Planeten 

Merkur 

Der Sonne am nächsten ist der Merkur. Er ist dem Erdenmond sehr ähnlich und 

weist eine alte, starre und von Kratern übersäte Oberfläche auf. Am Nordpol gibt es 

im Schatten einiger Krater Wassereis. Der Merkur hat die extremsten Temperaturunterschiede 

im ganzen Sonnensystem. Sie reichen von +450 GradC auf der Sonnenseite 

bis zu -180 Grad C auf der Nachtseite. Der kleine Planet hat eine dünne 

Atmosphäre. Sie entsteht durch den Sonnenwind, der Teilchen von der Oberfläche 

schleudert. Durch die hohe Temperatur entweichen sie aber relativ zügig in den 

Weltraum. 

Die Venus 

Die Venus umkreist die Sonne auf der kreisförmigsten Umlaufbahn von allen Planeten. 

Es ist der hellste Planet am Sternenhimmel und als Morgen- oder Abendstern 

bekannt. Sie dreht sich gegenläufig und sehr langsam um die eigene Achse. Die Venus 

ist der Erde in mancherlei Hinsicht ähnlich. Sie ist unwesentlich kleiner, hat eine 

relativ junge Oberfläche, ähnliche Dichten und chemische Zusammensetzungen. 

Andererseits gibt es radikale Unterschiede. Der Atmosphärendruck ist so hoch wie 

der Druck, der auf der Erde etwa in einem Kilometer unter der Meeresoberfläche 

herrscht. Die Atmosphäre setzt sich hauptsächlich aus Kohlendioxid zusammen. 

Außerdem gibt es mehrere Kilometer dicke Schichten aus Schwefelsäuredampf, die 

einen unkontrollierbaren Treibhauseffekt produzieren. In den oberen Schichten der 

Atmosphäre herrschen Windgeschwindigkeiten von 350 km/h, während über der 

Planetenoberfläche nur ein schwacher Wind weht. 

Die Oberfläche des Planeten besteht nahezu vollständig aus sanften Ebenen. Es 

gibt allerdings zwei herausragende Hochlandgebiete: Ishtar Terra in der nördlichen 

Halbkugel ist etwa so groß wie Australien, Aphrodite Terra liegt am Äquator und 

ist so groß wie Südamerika. Möglicherweise hatte die Venus wie die Erde große 

Mengen Wasser, das zu großen Teilen jedoch verdunstete. 

Die Erde 

Die Erde ist der einzige bewohnte Planet in diesem Sonnensystem und Heimat der 

Menschen. Fr diese war sie allerdings bis in das 16. Jahrhundert hinein (Kopernikus) 

kein Planet. Die Erde besteht aus mehreren Schichten, die sich chemisch und 

seismisch unterscheiden. Im Zentrum des Planeten befindet sich ein fester Eisenoder 

Eisen-Nickel-Kern. Mit 7500 Grad K ist er heißer als die Oberflächentemperatur 

der Sonne. Der darüber liegende äußere Kern, die sog. D–Schicht und die 

Mantelschichten sind halbflüssig und verformbar. Sie bestehen im wesentlichen aus 

Silizium, Magnesium, Sauerstoff, Aluminium, Kalzium, Eisen und deren Silikaten. 

Am äußeren Rand des Planeten befindet sich die feste Kruste. Auf den Kontinenten


ist sie wesentlich dicker, als auf den Boden der Ozeane. Hauptsächlich setzt sie sich 

aus Quarz zusammen. Die Schichten werden von Diskontinuitäten, klaren Abgrenzungen, 

getrennt. Der überwiegende Teil der Masse des Planeten befindet sich im 

Mantel und im Kerngebiet. 

Ein dynamisches Magnetfeld entsteht als Folge des sogenannten Dynmo-Effektes 

– durch bewegte Ladungen, die sich im rotierenden Kern befinden, kommt es zum 

Fluss von Strom, der seinerseits ein Magnetfeld aufbaut, dieses verstärkt sich durch 

Selbstinduktion so sehr, dass es planetare Ausmasse annimmt. Die Erde verfügt 

über ein (geo)dynamisches Magnetfeld, das in der Wechselwirkung zwischen dem 

flüssigen und dem festen Eisenkern erzeugt wird. Die Venus rotiert hingegen zu 

langsam, um einen Geodynamo zu betreiben, zudem macht ihr fester Kern wahrscheinlich 

einen grösseren Teil des Gesamtkerns aus – das Magnetfeld der Venus ist 

deshalb sehr klein. Mars, Erdmond und Merkur hingegen sind zu klein und deshalb 

zu kalt, um einen Geodynamo zu betreiben, das gleiche gilt für die Monde der Gasriesen. 

Die Gasriesen Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun verügen über Planetare 

Magnetfelder, wobei jenes von Jupiter mit Abstand das stärkste im Sonnensystem 

darstellt (es ist stärker als jenes der Sonne). Vermutlich wird dieses massive Feld 

durch den metallischen Wasserstoff im Jupiterkern gespeist. Danach folgt Neptun, 

an dritter Stelle bereits das Erdmagnetfeld. Erst danach folgen die schwächeren Planetaren 

Magnetfelder von Saturn und Uranus. 

Die Oberfläche des Planeten ist zu 71% mit flüssigem Wasser bedeckt. Es ist 

ein hervorragender Wärmespeicher und für die Wetterbildung über den Kontinenten 

verantwortlich. Das ist ein absolut einzigartiger Prozess in unserem Sonnensystem. 

Heutzutage besteht die Atmosphäre aus 77% Stickstoff und 21% Sauerstoff 

mit Spuren von Argon, Wasser und Kohlenstoffdioxid. Letzteres ist für den Treibhauseffekt 

verantwortlich und extrem wichtig für die Erhaltung der Oberflächentemperatur 

des Planeten. Dieser Effekt erhöht die durschnittliche Temperatur um 

35 Grad C von -21 Grad C auf +14 Grad C und machte damit die Entstehung des 

Lebens erst möglich. Zu den Zeiten der Dinosaurier war der Anteil dieses Gases wesentlich 

höher. Im Gegenzug dazu war viel weniger Sauerstoff in der Atmosphäre 

als heutzutage. Die Lunge eines Dinosauriers würde heutzutage nahezu verbrennen, 

während Menschen in der Welt der Dinosaurier wahrscheinlich unter Atemnot 

leiden würden. Für den ungebundenen Sauerstoff in der Atmosphäre ist die Vegetation 

des Planeten verantwortlich. Normalerweise ist dieses Gas recht aggressiv und 

verbindet sich sehr schnell mit anderen Elementen. 

Abbildung 4.5 zeigt nicht nur wie der Sonnenwind das Magnetfeld der Erde verformt, 

sondern man erkennt auch, wie die Magnetfeldlinien von Nord- zu Südpol 

verlaufen. An diesen Stellen verlaufen die Linien senkrecht zur Erde. Die geladenen 

Teilchen des Sonnenwindes werden hierhin abgelenkt und können der Erde 

näher kommen als an anderen Stellen. Das führt zu einer weiteren Auswirkung, 

die sogar sichtbar ist – die sog. Polarlichter. Die elektrisch geladenen Teilchen des 

Sonnenwindes regen die Luftmoleküle in der oberen Erdatmosphäre zum Leuchten


Abbildung 4.4: Die Magnetosphäre der Erde. Der äußere metallische und flüssige Erdkern baut eine 

dipolartiges Feld auf über ein Zusammenwirken von elektrischer Leitfähigkeit (sprich Induktion), 

Konvektion und Erdrotation (Corioliskraft). Magnetische Achse und Rotationsachse sind zur Zeit leicht 

gegeneinander verschoben. Im Laufe der Zeit wandern die Magnetpole jedoch beträchtlich. 

an, wodurch dann die sogenannten Polarlichter entstehen. Die Geschwindigkeit des 

Sonnenwinds beträgt nahe der Erde ca. 400 km/sec, und die Dichte der Protonen 

und Elektronen beträgt etwa 5 Teilchen pro ccm. Auch der Sonnenwind ist für unser 

Überleben wichtig. So wie das Magnetfeld der Erde uns vor dem Sonnenwind 

schützt, schirmt uns der Sonnenwind wiederum vor der kosmischen Strahlung ab. 

Polarlichter gibt es aber nicht nur auf der Erde. Jeder Planet, der eine eigene 

Magnetosphäre besitzt, kann Polarlichter aufweisen. Ganz ausgeprägt ist diese Erscheinung 

bei Jupiter. 

Der Mars 

Der Mars ist mit seinen Bergen, Tälern und seiner windigen Atmosphäre der erdähnlichste 

Planet in unserem Sonnensystem. Seine Oberfläche entspricht ziemlich genau 

der Landmasse der Erde. Im Gegensatz zur Erde findet auf dem Mars allerdings 

keine Plattentektonik mehr statt. Auf dem Planeten gibt es dauerhafte Eiskappen, 

die aus Wasser und Kohlendioxid bestehen. Das meiste Kohlendioxid ist in den 

Gesteinen gebunden und verhindert so einen effektiven Treibhauseffekt. Er ist des-


Abbildung 4.5: Der Sonnenwind in Wechselwirkung mit der Erdmagnetosphäre. 

wegen erheblich kühler als die Erde. 

Der Mars hat eine sehr dünne Atmosphäre, die fast ausschließlich aus dem nicht 

gebundenen Kohlendioxid besteht. Darüber hinaus verfügt sie noch über Stickstoff, 

Argon und Spuren von Sauerstoff und Wasser. Neueste Untersuchungen geben Anlass 

zur Vermutung, dass es sogar fließendes Wasser auf dem Mars gibt. Bisher 

konnte nur das Vorhandensein ehemaliger Gewässer anhand von Erosionsspuren 

nachgewiesen werden. Die Umlaufbahn des Mars ist stark elliptisch. Daraus ergeben 

sich Temperaturschwankungen (von -133 C an den Polen im Winter bis +27 C 

am Äquator auf der Tagseite im Sommer). 

Die Südhalbkugel des Mars ist stark verkratert und sieht dem Mond der Erde sehr 

ähnlich. Die Kruste auf der Nordhalbkugel ist dagegen relativ jung. Der Übergang 

zwischen diesen Bereichen ist sehr abrupt. Im Sommer gibt es auf der Südhalbkugel 

häufig Sandstürme, die manchmal den ganzen Planeten einhüllen. Ihre Stärke ist 

allerdings aufgrund der dünnen Atmosphäre nicht sehr stark. Die beiden Monde 

des Mars sind die kleinsten in unserem Sonnensystem. 

Der Jupiter – Prototyp eines Gasriesen 

Der größte Planet unseres Sonnensystems ist der Jupiter. Er besitzt mehr als doppelt 

soviel Masse wie alle anderen Planeten zusammen. Er ist das vierthellste Gestirn am 

Nachthimmel nach unserer Sonne, Mond und Venus. Der Jupiter ist ein Gasplanet 

und hat somit keine feste Oberfläche. Die Materie wird lediglich mit zunehmender


Tiefe immer dichter. Von außerhalb sieht man nur den Teil der Wolkenschicht, der 

sich knapp oberhalb der Oberfläche befindet. 

Abbildung 4.6: Der Planet Jupiter. 

Der Planet besteht aus 90% Wasserstoff und 10% Helium mit Spuren von Methan, 

Wasser, Ammoniak und Gestein. Das entspricht nahezu der Zusammensetzung 

des ursprünglichen Sonnennebels, aus dem unser Sonnensystem entstand. Der Kern 

des Planeten besteht aus einem felsigen Material und verfügt über 10 - 15 Massen 

mehr als die Erde. Um den Kern befindet sich eine Schicht, die wegen des ungeheuren 

Drucks aus flüssigem metallischen Wasserstoff besteht. Die Elektronen in 

diesem Wasserstoff verhalten sich ungefähr genauso wie die Elektronen in einem 

Metall. Aus diesem Grund resultiert das sehr starke Magnetfeld (es reicht bis hinter 

der Bahn des Saturns) des Jupiters von dieser Schicht. Mit zunehmender Höhe geht 

der Wasserstoff fließend in seine normale Form über. 

Die breiten Streifen des Jupiters sind verschiedene Windbereiche. Benachbarte 

Streifen haben entgegengesetzte Winde mit sehr hohen Windgeschwindigkeiten 

(mehr als 600 km/h) und reichen wahrscheinlich mehrere tausend Kilometer


Abbildung 4.7: Der innere Aufbau von Jupiter. 

Abbildung 4.8: Der Jupiter besitzt die stärkste und größte Magnetosphäre aller Planeten. Der Mond 

Io ist die wichtigste Plasmaquelle für Jupiters Magnetosphäre und verursacht die Radiostrahlung des 

Jupiters.


in das Innere des Planeten hinein. Die unterschiedlichen Farben entstehen durch 

geringfügige thermische und chemische Abweichungen, wobei die dunklen Bänder 

Gürtel und die hellen Zonen genannt werden. Hervorgerufen werden die turbulenten 

Stürme eher vom Jupiter selbst als von der Sonne. 

Die Farben der Wolken sind ein Indiz, in welcher Höhe sie sich befinden. Die 

niedrigsten sind stets bläulich, gefolgt von braunen, weißen und schließlich roten, 

die am höchsten liegen. An den Grenzbereichen der Zonen und Gürtel treten häufig 

Wirbel auf. Der größte unter ihnen ist ein gigantischer Wirbelsturm, in dem man 

mit Leichtigkeit zwei Erdbälle unterbringen kann. Seit über 300 Jahren ist er schon 

für die Menschen sichtbar und wird Großer Roter Fleck genannt. 

Der Saturn – Herr der Ringe 

Der Saturn ist vor allem wegen seiner hell leuchtenen Ringe bekannt. Er ist der 

am wenigsten dichte Planet unseres Sonnensystems. Sein spezifisches Gewicht ist 

sogar geringer als Wasser. Der Planet ist aufgrund der hohen Rotationsgeschwindigkeit 

und wegen der flüssigen Bewegung an den Polen stark abgeflacht. Er setzt 

sich wie der Jupiter aus dem ursprünglichen Sonnennebel zusammen und verfügt 

ebenfalls über einen Kern und verschiedenen Schichten. Die bei Gasplaneten charakteristischen 

Streifen sind beim Saturn sehr fein und zum Äquator hin weitaus 

breiter. 

Abbildung 4.9: Cassini besucht Saturn.


Die Ringe des Saturns bestehen aus unzähligen Partikeln, die einen Durchmesser 

bis zu einigen Metern, teilweise sogar Kilometern haben. Es handelt sich dabei um 

gefrorenes Wasser und Felsen, die von Eis überzogen sind. Aus diesem Grund sind 

die Ringe im Gegensatz zu anderen Planeten so deutlich sichtbar. Zur Stabilisierung 

der Ringe spielen die Monde eine wichtige Woche. Das ganze System ist sehr komplex 

und kaum verstanden. Im Unterschied zu seinem äußerlichen Erscheinungsbild 

hat der Saturn wie die Erde eine blaue Atmosphäre. Ursache für diese Färbung ist 

allerdings nicht der Sauerstoff, sondern der Wasserstoff. 

Der Uranus 

Uranus ist die altgriechische Gottheit der Himmel, der früheste Götterfürst. Uranus 

war Sohn und Geliebter von Gaia, Vater von Chronos (Saturn), der Zyklopen 

und der Titanen. Der Uranus wurde erst relativ spät in der Geschichte der Menschheit 

als Planet erkannt. Ab 1781 wurde er Georgium Sidus oder Herschel genannt. 

Später wurde sein Name der griechischen Mythologie angepasst. 1850 war der Name 

Uranus allerdings noch nicht gebräuchlich. Im Gegensatz zu den anderen Planeten 

unseres Sonnensystems zeigt ein Pol des Uranus stehts auf die Sonne. Das 

bedeutet, dass an dem Pol mehr Sonnenlicht einfällt, als am Äquator. Dennoch ist 

die Äquatorgegend wärmer als die Polregion. 

Abbildung 4.10: Innerer Aufbau von Uranus. 

Die blaue Farbe des Uranus entsteht durch die Absorbtion des roten Lichts in 

der äußeren Atmosphäre durch Methan. Diese Schicht verwehrt auch einen tieferen 

Blick in den Uranus. Dort gibt es wahrscheinlich ähnliche Streifenbildung wie bei


den anderen Gasplaneten. Auch dieser Gasplanet hat mehrere Ringe. Sie sind sehr 

dunkel wie beim Jupiter, aber beinhalten relativ große Gesteinsbrocken, wie beim 

Saturn. 

Unter der dichten, gasförmigen Wasserstoff-Methan-Hülle besteht Uranus aus 

teilweise verflüssigten Gasen, Eis und möglicherweise einem kleinen Gesteinskern 

(Abb. 4.10). Die Gashülle geht durch Kompression in eine Kruste aus Wasserstoff 

und Helium über, die etwa 30% des Planetenradius ausmacht. Die Masse dieser 

oberen Schicht macht etwa die 0,5- bis 1,5-fache Erdmasse aus. 

Der etwas dickere Mantel aus Wasser, Methan und Ammoniak hat vermutlich 

die Konsistenz von Eis und beinhaltet den Großteil von Uranus Masse. Diese dichte 

Flüssigkeit, die elektrisch sehr leitfähig ist, wird manchmal auch Wasser-Ammoniak 

Ozean genannt. Dieser Mantel umschließt einen kleinen, eventuell flüssigen Kern 

aus Silizium und Eisen mit einer der Erde vergleichbaren Masse. 

Dieser Aufbau ist mit dem des Neptun vergleichbar, unterscheidet sich aber deutlich 

von den Riesenplaneten Jupiter und Saturn. Diese haben prozentual mehr Wasserstoff 

und weniger Helium (ähnlich wie die Sonne), und ihre Mäntel bestehen 

großteils aus metallischem Wasserstoff. Die Kerne von Uranus und Neptun ähneln 

jenen von Jupiter und Saturn, jedoch fehlt die stark komprimierte Hülle aus Wasserstoff. 

Im Zentrum des Uranus dürfte ein Druck von rund acht Millionen bar bei 

einer Temperatur von etwa 5000 Grad C herrschen. 

Neptun – der Blaue Planet 

Erstmals wurde der Neptun 1846 gefunden. Wegen der exzentrischen Umlaufbahn 

des Plutos ist der Neptun zeitweise der am weitesten entfernte Planet unseres Sonnensystems. 

Zuletzt war dies 1979 bis 1999 der Fall. Die Zusammensetzung dieses 

Planeten ist dem des Uranus sehr ähnlich. Die Materie ist nicht geschichtet wie 

beim Jupiter oder Saturn, sondern ist gleichmäßig verteilt. Allerdings verfügt Neptun 

über einen erdgroßen Planetenkern aus felsigem Material. Auch Neptuns Farbe 

entsteht vorwiegend aus der Absorption roter Farbe durch Methan. Es müssen aber 

noch andere Stoffe für die intensive blaue Färbung verantwortlich sein. 

Typischerweise wehen auch bei diesem Gasplanet Winde in Streifen. Neptuns 

Winde sind allerdings mit bis zu 2000 km/h die stärksten aller Planeten. Zudem zieren 

Wirbelstürme die Atmosphäre des Planeten. Aufgrund unterschiedlicher Temperaturschichten 

verändert sich die Atmosphäre sehr schnell. Auch der Neptun verfügt 

über Ringe. Einer ist sogar bemerkenswert verdreht. Allerdings sind sie sehr dunkel 

und man weiß nicht, aus welchem Material sie bestehen. Das Magnetfeld des 

Planeten ist ungewöhnlich ausgerichtet und hat seinen Ursprung wie beim Uranus 

wahrscheinlich im Wasserstoff. Der Planet wird von 11 bekannten Trabanten umkreist.

4.2 Planeten bei unseren Nachbarn? 99 

4.2 Planeten bei unseren Nachbarn? 

4.2.1 Von Alpha Centauri bis Sirius 

Das erste Sonnensystem, das außerhalb unseres eignen nachgewisen werden konnte, 

war war 61 Cygni: es wurde 1838 von Bessel durch Parallaxenmessung entdeckt, 

obwohl es bei weitem nicht das nächste ist (mit der Entfernung von über 11 Lichtjahren 

ist es fast dreimal soweit entfernt von uns wie Proxima Centauri). Zur Vermessung 

von 61 Cygni war bereits eine Winkelmessungsgenauigkeit von weniger 

als 1/4 Bogensekunden notwendig (s. Teil I: Unser Kosmos). 

Abbildung 4.11: Standort des Sonnensystems und seine nächsten Nachbarn. 

1: Alpha Centauri; 2: Proxima Centauri; 3: Epsilon Indi; 4: Cordoba Vh. 243; 5: Lalande 8760; 6: 

Sirius; 7: Procyon; 8: Epsilon Eridani; 9: B.D.-51/658 10: Groombridge 34; 11: Ross 248; 12: Krüger 

60; 13: O.A.(N) 17415; 14: S 2398; 15: 61 Cygni; 16: B.D.-12/4523. 

In einem Abstand von 12 Lichtjahren findet man folgende Sterne: 

Proxima Centauri (4,22 Lj), Alpha Centauri A+B (4,39 Lj), Baranard’s Star (5,94 

Lj), Wolf 359 (7,8 Lj), Lalande 21185 (8,31 Lj), Sirius A,B (8,6 lj), Luyten 726-


8 A,B (8,73 Lj), Ross 154 (9,69 Lj), Ross 248 (10,33 Lj), Epsilon Eridani ( 10,5 

Lj), Lacaille 9352 (10,73 Lj), Ross 128 (10,89 Lj), Luytehn 789-6 A,B,C (11,1 

Lj) Procyon A,B (11,41 Lj), 61 Cygni A,B (11,41 Lj); Struve 2398 A,B (11,6 Lj), 

Groombridge 34 A,B (11,64 Lj), Giclas 51-15 (11,8 Lj), Epsilon Indi A,B, C (11,83 

Lj) und Tau Ceti (11,9 Lj). 

Sternname Stern Sternbild Entfernung 

Proxima Centauri Roter Zwerg Zentaur 4,23 Lj 

Alpha Centauri A+B Gelber Zwerg Zentaur 4,35 Lj 

Barnards Pfeilstern Roter Zwerg Schlangenträger 5,98 Lj 

Wolf 359 Roter Zwerg Löwe 7,80 Lj 

Lalande 21185 Roter Zwerg Großer Bär 8,23 Lj 

Luyten 726-8 A+B 2 Rote Zwerge Walfisch 8,57 Lj 

Sirius A+B Blauer Stern 

Weißer Zwerg Großer Hund 8,57 Lj 

Ross 154 Roter Zwerg Schütze 9,56 Lj 

Ross 248 Roter Zwerg Andromeda 10,33 Lj 

Epsilon Eridani Orangener Zwerg Eridanus 10,67 Lj 

Ross 128 Roter Zwerg Jungfrau 10,83 Lj 

Luyten 789-6 A-C 3 Rote Zwerge Wassermann 11,08 Lj 

Groombridge 34 A+B 2 Rote Zwerge Andromeda 11,28 Lj 

Epsilon Indi A-C Orangener Zwerg Indianer 11,29 Lj 

2 Braune Zwerge 

Tabelle 4.1: Die Sterne in Sonnenumgebung sind fast nur K– und M–Zwerge, sog. Rote Zwerge. Rote 

Zwerge kommen in der Galaxis am häufigsten vor und sind die unscheinbarsten Sterne der Galaxis. 

Rote Zwerge haben eine Masse zwische 8% und einer halben Sonnenmasse und weisen eine rötliche 

Farbe auf. Der Grund dafür liegt in ihrer niedrigen Oberflächentemperatur von 2500 - 4000 Kelvin. 

4.2.2 Planeten bei unseren Nachbarn? 

Alpha Centauri ist in mehrfacher Hinsicht ein ganz besonderes Sternensystem. Zum 

einen ist es das nächste Sternensystem im Weltall und hat schon deswegen immer 

wieder die Fantasie von Filmemachern und Science Fiction-Autoren angeregt. Zum 

anderen besteht es aus zwei Sternen, die der Sonne in mancherlei Hinsicht verblüffend 

ähnlich sind. Könnte es auch bei Alpha Centauri Planeten geben, vielleicht 

sogar erdähnliche? Und wären die Bedingungen dort für Lebewesen geeignet? 

Gerade wegen seiner Nähe ist uns heute viel über Alpha Centauri bekannt. Noch 

wurden dort keine Planeten gefunden, aber auch dieser Nachweis dürfte nicht mehr 

lange auf sich warten lassen. Auch ist Alpha Centauri einer der ganz wenigen Fixsterne, 

die in den nächsten Jahrhunderten von unbemannten Raumsonden mit besseren 

Raketenantrieben erreicht werden könnten. Hier wollen wir zusammenfassen,

4.3 Die Suche nach Exoplaneten 101 

was wir heute über unseren nächsten Nachbarn im All wissen und welche Aussichten 

bestehen, dort eines Tages erdähnliche Planeten zu finden. 

Der Hauptstern Alpha Centauri A könnte beinahe als Zwilling unserer Sonne 

durchgehen. Er ist genau wie die Sonne ein gelber G2-Stern in der Hauptreihe, nur 

um 10% massereicher und von sehr ähnlicher chemischer Zusammensetzung mit 

um 50% höherem Anteil schwerer Elemente. Allerdings leuchtet Alpha Centauri 

A um die Hälfte stärker als die Sonne. Sein Alter wird von Astronomen bisher 

unterschiedlich geschätzt, von 4,2 bis ca. 8 Milliarden Jahren. Die neueren Angaben 

gehen jedoch von ungefhr 5 - 6 Milliarden Jahren aus. 

Trotz der großen Ähnlichkeiten ist Alpha Centauri A aber ohne Zweifel älter und 

heller als die Sonne. Dies bedeutet, dass er in seiner stellaren Entwicklung weiter 

fortgeschritten ist, was für mögliche Planeten von größter Bedeutung ist. So gibt 

Alpha Centauri A deutlich mehr Licht ab als die Sonne. Würde man in Gedanken 

die Sonne durch Alpha Centauri A ersetzen, so würde die Erde bei gleichbleibender 

Entfernung durch Überhitzung unbewohnbar. Die Zone, in der ein Planet ungefähr 

erdähnliche Bedingungen aufweisen könnte, liegt heute ca. 1,1 - 2 mal weiter vom 

Stern entfernt als die Entfernung Erde-Sonne. 

Alpha Centauri B ist der kleine Bruder des Hauptsterns. Er ist ein orangener 

K4-Stern von gleichem Alter und ähnlicher chemischer Zusammensetzung. Man 

vermutet, dass Alpha Centauri A und B einen gemeinsamen Ursprung haben und 

zurselben Zeit entstanden sind. Alpha Centauri B leuchtet zwar nur halb so stark wie 

die Sonne, hat aber dennoch eine Zone, in der erdähnliche Bedingungen möglich 

wären. Sie liegt in diesem Fall näher am Stern, bei ca. 0,6 - 0,8 Astronomischen 

Einheiten. 

Alpha Centauri A und B bilden zusammen ein Doppelsternsystem, in dem beide 

Sterne ihren gemeinsamen Schwerpunkt umkreisen. Sie umrunden sich einmal in 

ca. 80 Jahren. Dabei sind sie bei ihrer größten Annäherung immer noch 11,4mal 

weiter voneinander entfernt als die Erde von der Sonne. Ihre größte Distanz ist 35,8 

Astronomische Einheiten, das entspricht etwa der mittleren Entfernung des Planeten 

Pluto von der Sonne. Jeder für sich genommen wären Alpha Centauri A und B 

gute Kandidaten für terrestrische Planeten und Leben. Sie haben das richtige Alter, 

die richtige chemische Zusammensetzung und Helligkeit und sind beide langfristig 

stabil. Ihre Verbindung in einem Doppelsystem macht die Sache jedoch kompliziert. 

Wie würde sich das nach heutigem Kenntnisstand auswirken? 

4.3 Die Suche nach Exoplaneten 

1995 war es soweit. Mit Pegasi 51b wurde der erste extrasolare Planet um einen 

sonnenähnlichen Stern entdeckt. Inzwischen wurden mehr als 400 extrasolare Planeten 

entdeckt. Zumeist handelt es sich bei diesen Planeten um Objekte, die so groß 

sind wie Jupiter oder Neptun. 

Viele dieser Riesenplaneten umkreisen ihren Zentralstern zudem auf extrem en-


gen Umlaufbahnen. Der Planet OGLE-TR-56b hält dabei den Rekord. Er umkreist 

in einer Entfernung von gerade einmal 0,0225 Astronomischen Einheiten seinen 

Stern. Selbst der Planet Merkur, der in unserem System der Sonne am nächsten ist, 

kommt mit einer Entfernung von 0,387 Astronomischen Einheiten seinem Heimatgestirn 

bei weitem nicht so nahe. 

4.3.1 Die ersten Entdeckungen 

Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb unseres Sonnensystems bestätigt wurden, 

umkreisen den Pulsar mit dem Namen PSR 1257+12. Der Pulsar wurde 1990 

vom polnischen Astronomen Aleksander Wolszczan entdeckt. Durch genaue Messungen 

der Wiederkehrzeit des Strahls, der die Erde vom Pulsar erreicht, konnten 

1992 zwei Planeten mit Massen von 4,3 und 3,9 Erdmassen und Umlaufzeiten von 

66,5419 und 98,2114 Tagen nachgewiesen werden. 1994 wurde ein dritter Planet 

mit nur 0,02 Erdmassen und einer Umlaufzeit von 25,262 Tagen entdeckt. Auf diesen 

Planeten ist Leben, wie wir es von der Erde kennen, sicher ausgeschlossen. 

Der erste Exoplanet in einem Orbit um einen sonnenähnlichen Stern wurde 1995 

von Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf und seinem 

Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. 

Der Planet 51 Pegasi b kreist im 4,2-Tage-Takt um den ca. 40 Lichtjahre von 

der Erde entfernten Stern 51 Pegasi (Sternbild: Pegasus) und hat 0,46 Jupitermassen. 

Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten lange nicht mit Teleskopen 

direkt beobachtet werden, da sie sehr lichtschwach sind. Sie werden von 

dem um ein Vielfaches helleren Stern, um den sie kreisen, überstrahlt. Das Auflösungsvermögen 

von erdgestützten Teleskopen reicht heute meist nicht dazu aus, um zwei 

so relativ nahe beieinander liegende Objekte mit so großem Helligkeitsunterschied 

wie einen Planeten und seinen Stern getrennt darzustellen. Daher war der erste Exoplanet, 

der direkt optisch abgebildet werden konnte (2M1207 b), ein Exoplanet um 

einen Braunen Zwerg. 

4.3.2 Die Radialgeschwindigkeitsmethode 

Die einfachste Methode, Exoplaneten zu finden, ist die Radialgeschwindigkeitsmethode. 

Stern und Planet(en) bewegen sich unter dem Einfluss der Gravitation 

um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Der Stern bewegt sich wegen seiner größeren 

Masse um wesentlich kleinere Wege als der Planet. Falls man von der Erde aus nicht 

genau senkrecht auf diese Bahn schaut, hat diese periodische Bewegung des Sterns 

eine Komponente in Sichtrichtung (Radialgeschwindigkeit), die durch Beobachtung 

der abwechselnden Blauverschiebung und Rotverschiebung (Doppler-Effekt) mit 

Hilfe eines Frequenzkammes in sehr genauen Spektren des Sterns nachgewiesen 

werden kann. Gleichwertige Information erhält man bei Pulsaren durch die Änderung 

der Zeitdauer zwischen den Strahlungspulsen. Da die Bahnneigung unbekannt


ist, kann man hier bei bekannter Sternmasse nicht die Planetenmasse selbst, sondern 

nur eine Untergrenze berechnen. Die meisten Exoplaneten wurden bisher mit dieser 

Methode nachgewiesen. 

Abbildung 4.12: Radialgeschwindigkeitskurve von Gliese 436. 

4.3.3 Andere Methoden 

Astrometrische Methode 

Die Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt hat auch Komponenten 

quer zur Sichtrichtung. Diese sollten durch genaue Vermessung seiner Sternörter 

relativ zu ferneren Sternen nachweisbar sein. Bei bekannter Sternmasse und Sternentfernung 

könnte man hier auch die Masse des Planeten angeben, da die Bahnneigung 

ermittelt werden kann. Schon Mitte des 20. Jahrhunderts wurde mit der astrometrischen 

Methode nach Exoplaneten gesucht, die Beobachtungen waren aber zu 

ungenau und behauptete Entdeckungen stellten sich später als unrichtig heraus. 

Auch der Astrometrie-Satellit Hipparcos hatte noch nicht die notwendige Genauigkeit, 

um neue Exoplaneten zu entdecken. Diese soll in Zukunft durch Interferometrie 

mit dem Very Large Telescope und Weltraumexperimenten wie Gaia und der 

Space Interferometry Mission erreicht werden.


Gravitative Microlensing-Methode 

Unter Microlensing versteht man die Verstärkung des Lichts eines Hintergrundobjekts 

durch Gravitationslinsenwirkung eines Vordergrundsterns. Die Verstärkung 

nimmt zu und wieder ab, während sich der Stern vor dem Hintergrundobjekt vorbeibewegt. 

Dieser Helligkeitsverlauf kann durch einen Planeten des Vordergrundsterns 

eine charakteristische Spitze erhalten. Ein erstes solches Ereignis wurde 2003 beobachtet. 

Direkte Beobachtung 

Am 10. September 2004 gab das ESO bekannt, dass möglicherweise erstmals eine 

direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg 

2M1207 gelungen ist. Nachfolgemessungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop 2006 

konnten dies bestätigen. 

Abbildung 4.13: System 2M1207 und der Exoplanet 2M1207b (ESO/VLT). Direkte Beobachtung eines 

exosolaren Planeten. 

Der klarste direkte Nachweis wurde am 14. November 2008 im Wissenschaftsmagazin 

Science bekanntgegeben: Auf zwei Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops 

aus den Jahren 2004 und 2006 im Bereich des sichtbaren Lichts ist ein sich bewe-


gender Lichtpunkt zu erkennen, der eine Keplerbahn beschreibt. Es handelt sich um 

den Planeten Fomalhaut b, der eine Masse von etwa drei Jupitermassen hat, und der 

den Stern Fomalhaut in einer Entfernung von 113 AE umkreist (dem Zwölffachen 

der Distanz zwischen Sonne und Saturn). Der Planet umkreist Fomalhaut am inneren 

Rand des Staubgürtels, der Fomalhaut umgibt. Nach Angaben der Entdecker ist 

der Planet das bisher kühlste und kleinste Objekt, das außerhalb unseres Sonnensystems 

abgebildet werden konnte. Fomalhaut ist 25 Lichtjahre von der Erde entfernt 

und besitzt die doppelte Masse unserer Sonne. 

Zahl der bekannten Exoplaneten 

Mit dem Stand vom 26. Januar 2010 sind 429 extrasolare Planeten in 363 Systemen 

bekannt, darunter 47 Systeme mit zwei bis fünf Planeten. Bis März 2003 wurden 

im Umkreis von ca. 330 Lichtjahren bei 7% der anvisierten Sterne bereits Planeten 

nachgewiesen, wobei der Nachweis bei später untersuchten Sternen durch die kontinuierlich 

verfeinerten Messmethoden wahrscheinlicher wurde als bei jenen Sternen, 

deren letzte Beobachtung schon länger zurück liegt. Planetensysteme gelten heute 

in der unmittelbaren Umgebung unserer Sonne als sicher nachgewiesenes, allgemein 

verbreitetes Phänomen. 

4.3.4 COROT – Fahndung nach erdähnlichen Planeten 

Mit der Satellitenmission COROT (Convection, Rotation an Planetary Transits) 

läutet Europa eine neue Ära der weltraumgestützten Planetensuche ein: Erstmals 

soll aus der Erdumlaufbahn heraus gezielt nach erdähnlichen Welten in fremden 

Sonnensystemen gesucht werden. Europas Wissenschaftler sind einer alten Menschheits- 

Frage auf der Spur: Gibt es weitere erdähnliche Planeten im unendlich großen Universum? 

1995 wurde der erste Planet entdeckt, der einen anderen Stern umkreist. 

Elf Jahre später waren schon 210 extrasolare Planeten in 180 Systemen bekannt 

und es vergeht kaum ein Monat, in dem nicht ein neuer Planet außerhalb unseres 

Sonnensystems – ausschließlich mit erdgebundenen Teleskopen – aufgespürt wird. 

Bei allen bisher bekannten Körpern handelt es sich jedoch um Riesenplaneten, ähnlich 

unserem Jupiter, die ihren jeweiligen Zentralstern auf einer sehr engen Bahn 

umkreisen. 

CoRoT startete am 27. Dezember 2006 vom Weltraumbahnhof Baikonur in Kasachstan 

und ist die erste Satellitenmission, die nach Gesteinsplaneten außerhalb 

des Sonnensystems sucht. CoRoT hat ein Teleskop mit nur 27 Zentimetern Öffnung 

an Bord und befindet sich auf einer polaren Umlaufbahn um die Erde in einer Höhe 

von rund 900 Kilometern. Die Messtechnik von CoRoT ist nicht nur für die Transitsuche 

von extrasolaren Planeten geeignet, sondern ebenso für den Nachweis und 

die Untersuchung von Sternvibrationen. 

Die Mission wird von der französischen Raumfahrtagentur CNES geleitet, beteiligt 

sind Forscher der ESA und anderen Forschungsinstituten aus Belgien, Brasili-


Abbildung 4.14: Das CoRoT Raumteleskop. 

en, Deutschland, Österreich und Spanien. Im Auftrag der Bundesregierung und mit 

finanzieller Förderung des DLR-Raumfahrtmanagements wurde am DLR-Institut 

für Planetenforschung in Berlin innerhalb von fünf Jahren die On-Board-Software 

entwickelt und erprobt. Neben der Steuerung der Instrumente und der präzisen Ausrichtung 

des Satelliten übernimmt diese Software auch einen Teil der Datenverarbeitung 

und Übertragung. 

Der gesamte deutsche Beitrag beträgt rund fünf Millionen Euro. Zum deutschen 

Team gehören auch die Thüringer Landessternwarte in Tautenburg sowie das Rheinische 

Institut für Umweltforschung an der Universität zu Köln, die sich mit der 

Datenanalyse, Simulationsrechnungen und Nachbeobachtungen maßgeblich an der 

Mission beteiligen. 

Das auf einer PROTEUS-Satellitenplattform montierte 27-Zentimeter-Teleskop 

mit 4 CCD-Detektoren misst im Spektralbereich von 370 bis 950 nm zum einen den 

Lichtkurvenverlauf heller Sterne, um daraus Rückschlüsse auf deren innere Struktur 

ziehen zu können und um Fragen der Astro-Seismologie zu beantworten. Zum anderen 

wird bei den 60.000 Sternen nach so genannten Transits, d.h. nach Durchgängen 

von Planeten vor dem Mutterstern, gesucht.


Anfang Februar 2009 wurde die Entdeckung eines Planeten, CoRoT-7b, mit nur 

knapp zwei Erddurchmessern Größe durch den CoRoT-Satelliten bekannt geben. 

Durch genaue und aufwändige Nachfolgemessungen der Europäischen Südsternwarte 

(ESO) konnte nun auch die Masse dieses extrasolaren Planeten ermittelt werden. 

CoRoT-7b ist fünfmal so schwer wie die Erde und besitzt eine ähnliche Dichte 

wie unser Heimatplanet. CoRoT-7b gehört damit eindeutig zu der Klasse der so 

genannten Super-Erden, von denen zwar schon ein Dutzend bekannt ist, aber bisher 

noch von keiner einzigen die Dichte bestimmt werden konnte. Wissenschaftler 

des Deutschen Zentrums für Luft– und Raumfahrt (DLR) sind an der Exoplaneten- 

Suche des Weltraumteleskops CoRoT maßgeblich beteiligt. 

Seit Februar 2009 ist bekannt, dass es einen erdähnlichen Planeten um den Stern 

Corot-7 im Sternbild Einhorn gibt. Weitere Beobachtungen des Sterns zeigten nun, 

dass diese Supererde dort nicht alleine ihre Kreise zieht. Ein zweiter Gesteinsplanet 

mit acht Erdmassen umkreist den Stern mit einem etwas größeren Abstand in 3 

Tagen und 17 Stunden. 

Whrend Corot-7b im Februar 2009 über seine Bedeckungen (Transits) entdeckt 

wurde, führten langwierige Beobachtungen der Gravitationswirkung des Planeten 

auf den Zentralstern zur genauen Bestimmung der Masse von Corot-7b und Entdeckung 

des neuen Planeten Corot-7c. CoRoT-7b ist außerdem der Sprintweltmeister 

unter den Planeten. Er benötigt weniger als 21 Stunden für einen vollen Umlauf, 

bzw. rast mit einer Geschwindigkeit von über 700.000 km/h um seinen Zentralstern. 

Durch Messung der charakteristischen Helligkeitsabfalls während eines 

Transits konnte mit dem Weltraumteleskop CoRoT, der Radius zu 1,75 Erdradien 

des Planeten bestimmt werden. Die neuen Massenwerte liefern für CoRoT-7b eine 

eindeutig erdähnliche Zusammensetzung. 

4.3.5 Die Kepler–Mission 

Kepler ist ein Weltraumteleskop der NASA, das im März 2009 gestartet wurde, um 

nach extrasolaren Planeten zu suchen. Benannt ist das Projekt nach dem deutschen 

Astronomen Johannes Kepler, der als erster die Gesetzmäßigkeiten der Planetenumlaufbahnen 

erkannte. 

Das Teleskop beobachtet einen festen Ausschnitt des Sternenhimmels mit ca. 

100.000 Sternen im Sternbild Schwan, um extrasolare Planeten zu entdecken. Besondere 

Zielsetzung des Projekts ist, vergleichsweise kleine Planeten (wie unsere 

Erde oder kleiner) und damit auch potenziell bewohnbare extrasolare Planeten zu 

entdecken. Gleichzeitig liefert es Basisdaten zu anderen veränderlichen Sternen, um 

daraus Rückschlüsse über die im Inneren von Sternen ablaufenden Prozesse ziehen 

zu können. Die Mission von Kepler soll mehrere Jahre dauern. 

Um die Beobachtungen möglichst ungestört durchführen zu können, wurde das 

Teleskop nicht in eine Umlaufbahn um die Erde gebracht, sondern in einen Sonnenorbit, 

deren Umlaufzeit und Exzentrizität etwas von der Erdbahn abweicht. Die 

Sonde läuft damit der Erde hinterher und entfernt sich im Laufe der Jahre. Kep-


Abbildung 4.15: Das Kepler Raumteleskop. 

Abbildung 4.16: Das Kepler Weltraumteleskop ist auf ein festes Sternenfeld im Sternbild Schwan 

ausgerichtet. 

ler kann so die Beobachtungsregion ohne periodische Verdeckung durch die Erde 

überwachen.


Abbildung 4.17: Die Bahn des Kepler–Satelliten. 

Mit einem Fotometer misst das 1039 Kilogramm schwere und knapp fünf Meter 

hohe Teleskop die Helligkeit von Sternen, um Helligkeitsschwankungen festzustellen, 

die auf den Durchgang eines Planeten zwischen dem Stern und dem Weltraumteleskop 

hinweisen. Die Optik des Kepler-Fotometers ist als Schmidt-Teleskop 

ausgeführt. Der Durchmesser der Schmidt-Platte beträgt 0,95 m und der des Hauptspiegels 

1,4 m. Im Fokus befindet sich eine Anordnung aus 42 CCD-Sensoren, die 

ein Feld von 105 Quadratgrad, das entspricht in etwa einer Handfläche bei ausgestrecktem 

Arm, überwachen können. Jeder CCD-Sensor hat eine Größe von 50 mm 

× 25 mm, was 2200×1024 Pixeln entspricht, so dass die Kamera insgesamt über 

95 Megapixel verfügt. Zur Erhöhung der fotometrischen Genauigkeit wird die Optik 

leicht defokussiert, zusätzlich ist ein Bandpass für Wellenlängen von 430 - 890 

nm verbaut. 

Bei einem Durchgang eines extrasolaren Planeten in Erdgröße wird am Weltraumteleskop 

eine Abdunkelung in der Größenordnung von einem zehntel Promille 

erwartet (für Erde und Sonne 0,084 Promille). Das erfolgt bei zentralem Durchgang 

vor dem Bild des Sternes für einen Zeitraum von rund einem halben Tag (für Erde 

und Sonne 13 Stunden). Ist der Durchgang nicht zentral, dann ist die Zeit der 

Abdunkelung kürzer. Wenn sich die gleiche Helligkeitsänderung bei diesem Stern 

noch zweimal wiederholt, und dabei die beiden Intervalle gleich sind, wird ein Planet 

auf einer festen Umlaufbahn als Ursache angenommen und gilt als entdeckt.


Abbildung 4.18: Bei einem Durchgang eines extrasolaren Planeten in Erdgröße wird am Weltraumteleskop 

eine Abdunkelung in der Größenordnung von einigen Promillen erwartet. Hier die Lichtkurven 

von Kepler 7b. [Grafik: Kepler Projekt] 

Aus der so ermittelten Umlaufzeit und der Helligkeitsänderung lassen sich nach 

den Keplerschen Gesetzen die Umlaufbahn und Größe des erdähnlichen Planeten 

ermitteln. Durch die entsprechend ermittelte Entfernung des entdeckten Exoplaneten 

zu seinem Mutterstern und durch die Temperatur dieser Sonne (ermittelt nach 

Leuchtkraftklasse und Spektralklasse) kann die Temperatur auf dem Planeten und 

damit seine mögliche Bewohnbarkeit annähernd berechnet werden. Aufgrund der 

unterschiedlichen Bahnneigungen der Planeten gegen unsere Sichtlinie tritt allerdings 

nur bei rund einem halben Prozent etwaiger erdähnlicher Planeten eine aus 

unserer Richtung beobachtbare Bedeckung auf (für Erde und Sonne 0,465 %). 

Im Januar 2010 wurden die ersten fünf von Kepler entdeckten Planeten bekanntgegeben 

(Kepler 4 bis 8; Kepler-6, Kepler-7; Kepler 1 bis 3 waren bereits vor dem 

Start der Sonde mit terrestrischen Beobachtungsmethoden entdeckt worden). Bei allen 

handelt es sich um Planeten, die ihre Sterne in Entfernungen von weniger als 0,1

4.4 Sterne bilden sich in Molekülwolken 111 

Astronomischen Einheiten umkreisen und die eine deutliche höhere Oberflächentemperatur 

aufweisen als jeder Planet unseres Sonnensystems. Die Entdeckung von 

Transits kühlerer, potentiell erdähnlicherer Planeten nimmt wegen ihrer längeren 

Umlaufperiode eine längere Beobachtungsphase in Anspruch und wird erst für eine 

spätere Phase der Kepler-Mission erwartet. 

4.4 Sterne bilden sich in Molekülwolken 

1796 hat Pierre Laplace die so genannte Nebelhypothese postuliert, die erste wirklich 

brauchbare Theorie zur Entstehung des Sonnensystems. Laplace startet mit einem 

langsam rotierenden, kugelförmigen Nebel, mit geringer Dichte, der langsam 

unter seinem eigenen Gewicht zu kollabieren beginnt. Beim Kollaps des Nebels ist 

die Erhaltung des Drehimpulses ein wichtiger physikalischer Grundsatz. Diese Erhaltung 

geschieht, indem der Nebel immer schneller (je kleiner er wird) zu rotieren 

beginnt. Dies resultiert wiederum in einer Abplattung des Nebels und das Material 

weit draussen befindet sich in einem freien Orbit um die Zentralmasse. 

Die Theorie von Laplace hatte allerdings einen grossen Schwachpunkt: Die Verteilung 

des Drehimpulses innerhalb der kollabierten Wolke stimmt nicht mit den 

realen Beobachtungen berein. Die Sonne besitzt 99.86% der Masse aber nur 0.5% 

des Drehimpulses. Die Laplacetheorie kann nicht erklären, wie man den Drehimpuls 

in die Planeten abführen kann (was in unserem Sonnensystem real beobachtet 

wird). Nach der Laplaceschen Theorie sollte die Sonne den grössten Teil der Masse, 

wie auch den grössten Teil des Drehimpulses besitzen. 

Ein weiterer Kritikpunkt wurde von Maxwell eingebracht: aufgrund der differentiellen 

Rotation zwischen den inneren und äusseren Teilen des kollabierten und 

in Scheibenform rotierenden Nebels würde Material im äusseren Teil davon abgehalten, 

zu kondensieren. Um dieses von Maxwell aufgezeigte Problem zu umgehen, 

hätte es eine protoplanetare Scheibe um einen Zentralstern gebraucht, die hunderte 

Male mehr Masse hätte beinhalten müssen, als die Planeten, die sie schlussendlich 

hervorgebracht hat. 

Da die Probleme mit der Laplaceschen Nebelhypothese vorerst nicht gelöst werden 

konnten, arbeitete die Wissenschaft in den folgenden Jahrzehnten daran, andere 

Theorien zu entwickeln. Zum Beispiel versuchte James Jeans 1917 die Entstehung 

des Sonnensystems so zu erklären, dass die Planeten aus der noch jungen Sonne 

im Frühstadium des Planetensystems herausgeschleudert wurden. Aber auch diese 

Theorie führte zu modellierten Sonnensystemen, die wenig mit den realen Beobachtungen 

gemeinsam hatten. Erst 1960 wurde die Theorie von Laplace wieder 

aufgegriffen. Man nannte sie nun SNT (Solar Nebula Theory). Die eigentliche SNT 

besagt, dass Körper aus einem heissen Nebel auskondensieren können. 

Wie aber wird nun mit dem Drehimpuls umgegangen? 1974 propagierten die 

Wissenschafter folgenden Mechanismus: falls der kollabierende Nebel starke Turbulenzen 

aufweist, wird Wärme generiert und abgestrahlt. So kann der Nebel sich


zu einer Scheibe entwickeln (Drehimpulserhaltung), Energie an seine Umgebung 

abgeben und der Drehimpuls bleibe dennoch konstant. Dies passiert indem Material 

im inneren Teil des Nebels nach aussen driftet und äusseres Material nach innen. 

Das Material im Nebel dreht sich nun spiralförmig um die Zentralmasse und wird 

durch diese gravitativ angezogen. Dies wiederum resultiert in einer immer massereicheren 

Zentralmasse. Folgendes Problem tut sich auf: der Zentralstern wird massereicher 

und dreht sich immer schneller. Dies wird aber nicht beobachtet, die Sonne 

dreht sich heute nur sehr langsam. Dieses Dilemma kann gelöst werden, wenn man 

den jungen, soeben entstandenen Stern, nicht einfach als Glühbirne betrachtet, sondern 

ihn mit starken Magnetfeldern ausstattet, die mit dem Staub der noch in der 

Scheibe ist, interagieren. 

Dieser Prozess koppelt nun ionisiertes Material, das von der frühen Sonne ausgestossen 

wird, mit dem Magnetfeld des Zentralsterns. Geladene Teilchen, die die 

Sonne in Form des Sonnenwindes verlassen, fliegen entlang der Feldlinien und 

bremsen die Rotation des Zentralgestirns ab, da sie Drehimpuls mitnehmen. Ob 

dies der EINZIGE Prozess ist, der für die Abbremsung verantwortlich ist, ist nicht 

bekannt. 

4.5 Bildung terrestrischer Planeten 

Mit dem Fachbegriff terrestrische Planeten bezeichnet man Planeten, die erdähnlich 

sind, d.h. eine feste Oberfläche haben und nicht eine gasförmige wei bei Jupiter. 

In unserem Sonnensystem handelt es sich dabei um die Planeten Merkur, Venus, 

Erde und Mars. Eine postulierte Theorie für die Planetenbildung muss mit realen 

Beobachtungen bereinstimmen: 

• Die Planetenbahnen sind mehr oder weniger identisch mit der Äquatorebene 

der Sonne; 

• Die Planeten (und Asteroiden) drehen sich im selben Sinn um die Sonne; 

• Fast alle Planeten drehen sich im prograden Sinn um ihre eigene Achse (ausser 

Venus und Uranus); 

• Die Planetenorbits sind fast kreisförmig; 

• Die Planeten haben mehr Drehimpuls als die Sonne; 

• Satellitensysteme entsprechen dem Sonnensystem (z.B. Jupitermonde). 

Das Modell zur Bildung der terrestrischen Planeten basiert auf Arbeiten von 

Safronov, das Modell wurde später modifiziert zum drei Stufen–Modell.

4.5 Bildung terrestrischer Planeten 113 

4.5.1 1. Stufe: Akkretion von Molekülen zu Staub 

Diese Stufe war lange schlecht verstanden, da bei derart kleinen Strukturen die 

Schwerkraft praktisch vernachlässigbar ist. Dieses Problem kann mittels Koagulation 

(Kleben der Körper aneinander) gelöst werden. Allerdings bedingt dies eine 

Phase mit kleinen Relativgeschwindigkeiten (ca. 3 m/s) in der Staubscheibe um 

den Zentralstern. Im Labor können bereits Einzelmoleküle zu Staub verklebt werden. 

Elektromagnetische Effekte (im Umfeld einer jungen, heissen Sonne) spielen 

ebenfalls eine Rolle. Im Computer kann bereits der Aufbau von ca. 1 km grossen 

Körpern simuliert werden. 

Abbildung 4.19: Planetenentstehung. 

4.5.2 2. Stufe: 1 - 10 km grosse Körper zu Planetesimalen 

Ab 1 km Grsse beginnen sich die einzelnen Krper aufgrund ihrer Gravitation gegenseitig 

in ihrer Bahn zu beeinflussen. Das Problem hierbei ist, dass die Gravitationskraft 

immer noch so klein ist, dass es nicht klar ist, wie bei Relativgeschwindigkeiten 

von 10 m/s Kollisionen konstruktiv sein sollen. Dilemma: erst bei ca. 10 

km grossen Krpern wird die Entweichgeschwindigkeit so gross wie die Relativgeschwindigkeiten. 

Die grosse Frage lautet also wie Krper von ca. 10 km Grsse gebaut 

werden knnen. Sind die Krper sehr pors? Hoch viskos? Gibt es viele inelastische 

Stsse? Es muss daher vorausgesetzt werden, dass 10 km grosse Krper (irgendwie) 

entstehen knnen. Planetenembryos (ca. 1000 km gross) entstehen aufgrund eines 

lawinenartigen Wachstums. Die relative Grsse eines Krpers hngt in grossem Masse


von statistischen Fluktuationen ab. 

4.5.3 3. Stufe: Planetesimale zu Planeten 

Dieser Prozess ist der zur Zeit am besten verstandene, da er direkt im Computer 

mit mathematisch – physikalischen Modellen zu simulieren ist. Die Zeitspanne des 

Prozesses liegt etwa bei 100 Millionen Jahre. Aus grossen Embryos entstehen durch 

Rieseneinschläge Körper mit den typischen Eigenschaften irdischer Planeten. Die 

Gasplaneten entstanden jenseits der Frostgrenze: hier kondensiert Eis aus. 

4.6 Leben auf andern Planeten – Wirklichkeit oder Fiktion? 

Die Frage, ob außerhalb unseres Planeten Erde auch noch Leben existiert, hat sich 

jeder schon einmal gestellt. Jede Menge Bücher, Filme usw. beschäftigen sich sehr 

intensiv mit diesem Thema. Die meisten dieser Vorstellungen gehen davon aus, dass 

Leben, und besonders intelligentes, auf anderen Planeten existiert; sei es nun in unserem 

Sonnensystem, in anderen Systemen oder sogar in weit entfernten Galaxien. 

Dabei werden große Entfernungen ganz einfach mit Warpantrieben, die ein vielfaches 

der Lichtgeschwindigkeit erreichen, zurückgelegt, die Kommunikation zwischen 

den verschiedenen Planetenbewohnern funktioniert meist ohne nennenswerte 

Probleme, es werden Kriege geführt, Freundschaften geschlossen usw. Es gibt wohl 

nur wenige Themen, mit denen sich so intensiv beschäftigt wurde, wie mit diesem. 

Doch wie sieht die Wirklichkeit aus? Gibt es wirklich außerirdisches Leben? Wie 

sieht es aus und wären die fremden Lebensformen überhaupt daran interessiert, mit 

uns Kontakt aufzunehmen? 

4.6.1 Anderes Leben im Sonnensystem? 

Der wohl interessanteste Planet in dieser Diskussion um fremdes Leben im Universum 

ist schon seit einigen Jahren der Planet Mars. Schon lange wird darüber gestritten, 

ob es dort Leben gibt bzw. gab und wenn, ob es denn intelligent gewesen wäre. 

Anlässe für solche Spekulationen waren oder sind z.B. die Felsformation auf dem 

Mars, die wie ein Gesicht aussieht, jedoch nichts weiter als ein Tafelberg ist und die 

hellen Polarkappen mit ihrem gefrorenen Wasser und Kohlendioxid, sowie jene Gebilde, 

die große Ähnlichkeit mit ausgetrockneten Wasserläufen haben. Mars hat eine 

Anziehungskraft von 1/3 g (ein Drittel der Erdanziehungskraft) und Temperaturen 

von 20 Grad C (Tagseite am Äquator) bis zu -100 Grad C (Nachtseite). Er ist ein 

karger Wüstenplanet, der seine rötliche Färbung dem hohen Eisenanteil in seinem 

Boden verdankt. Er besitzt eine sehr dünne CO 2-Atmosphäre, aber man vermutet, 

er habe vor ca. drei Milliarden Jahren eine dichtere Atmosphäre gehabt, die von 

starken vulkanischen Aktivitäten herrührte. Als die Vulkane erloschen, war kein 

Nachschub mehr von Gasen für die Atmosphäre vorhanden und Dank der geringen

4.6 Leben auf andern Planeten – Wirklichkeit oder Fiktion? 115 

Schwerkraft entwich diese dann nach und nach ins All. Man glaubt auf Grund der 

Oberflächenstukturen, Mars habe einmal riesige Meere gehabt, ähnlich der Urmeere 

auf der jungen Erde; doch ob die kurze Zeit, die Mars zur Entwicklung von Leben 

gehabt hat, gereicht hat, ist fraglich. Der vor wenigen Jahren auf der Erde entdeckte 

Meteorit vom Mars spricht dafür, da in ihm Mikroorganismen ähnlich der, wie sie 

auf der Erde vorkommen, entdeckt wurden. Aber man ist sich noch nicht sicher, ob 

diese Organismen wirklich vom Mars stammen oder der Meteorit erst auf der Erde 

mit ihnen in Berührung gekommen ist. Sicher in Bezug darauf können wir erst sein, 

wenn wir Gesteinsproben direkt vom Mars hierher bringen, um sie untersuchen zu 

können. Die Proben nimmt man am besten von den Polarkappen des Planeten, da 

dort mögliches früheres Leben im Eis konserviert sein könnte. Bis dahin können 

wir über Leben auf dem Mars nur weiter spekulieren. 

Die vier äußeren Planeten sind Gasriesen, auf denen nach unseren Maßstäben 

kein Leben möglich ist. Sie besitzen keine feste Oberfläche und sind sehr weit von 

der Sonne entfernt. So wäre die Energiezufuhr für unsere Vorstellung von Leben zu 

gering. Interessant sind jedoch einige ihrer Monde, wie z.B. der Jupitermond Europa. 

Europa besitzt eine kilometerdicke Eisdecke, die die Oberfläche des Mondes 

bildet. Darunter vermutet man einen riesigen salzigen Ozean, der vielleicht Leben 

beherbergt. Auch hier auf der Erde sind in großer Meerestiefe Lebewesen entdeckt 

worden, von denen man annahm, sie könnten überhaupt nicht existieren. Europa 

Abbildung 4.20: Leben im Wasser. Auch auf der Erde sind in großer Meerestiefe Lebewesen entdeckt 

worden, von denen man annahm, sie könnten überhaupt nicht existieren. 

bekommt nur wenige Prozent der Sonneneinstrahlung der Erde und dieser keine 

Anteil kann nicht durch die dicke Eisdecke dringen. Allerdings könnte der Ozean


des Mondes trotzdem eine gewisse Temperatur haben. Seine Erwärmung stellt man 

sich folgendermaßen vor: Durch die große Anziehungskraft Jupiters entstehen eine 

Art Gezeitenkräfte wie auf der Erde, nur sehr viel stärker, denn Jupiter ist sehr viel 

massereicher als unser Mond (das 317,9fache der Erdmasse) und Europa besitzt 

nicht einmal die Größe eines Planeten. Da Europa den Vermutungen zufolge zum 

größten Teil aus Wasser besteht, hat Jupiters Anziehungskraft enorme Auswirkungen 

auf seinen Mond. Dieser wird bei seinem Umlauf um den Gasriesen geradezu 

durchgewalkt, d.h. in Jupiternähe wird Europa etwas langgezogen und eiförmiger, 

in Jupiterferne wieder kugelförmiger. Durch diese Bewegungen heizt sich das Innere 

des Mondes auf. Die ständigen Formänderungen erklären auch die rissige Eisoberfläche 

Europas: Sie bricht auf und friert dann wieder fest. Gibt es auf diesem 

Jupitermond wirklich Leben, so ist es für uns in nächster Zeit unauffindbar. 

Abbildung 4.21: Der Mond Europa. 

Auch Saturn hat einen Mond, der für Leben in Betracht gezogen werden könnte: 

Titan. Titan ist größer als der Planet Merkur und hat als einziger Mond in unserem 

System eine nennenswerte Atmosphäre, die der Uratmosphäre der Erde ähnelt. Allerdings 

ist Titan so weit von der Sonne entfernt (über 9 Astronomische Einheiten), 

dass die Oberflächentemperatur ungefähr -180 Grad C beträgt. Nach unseren Vor-


stellungen ist das viel zu kalt, um Leben zu ermöglichen oder entstehen zu lassen. 

4.6.2 Bedingungen für Leben 

Wenn wir aber nach Leben ähnlich dem unseren suchen, so sollten wir unsere Erde 

näher betrachten, damit wir wissen, welche Voraussetzungen für unser Leben 

wichtig sind. 

Zunächst einmal muss die Materie für ein Sonnensystem mit Planeten vorhanden 

sein. Wenn eine Sonne ab einer bestimmten Masse stirbt, entwickelt sie sich zur 

Supernova und schleudert Materie, wie Sauerstoff, Kohlenstoff und Wasserstoff ins 

All. Aus den Resten einer solchen Supernova hat sich auch unser System gebildet. 

Bis sich aber Leben entwickeln kann, müssen noch einige andere Voraussetzungen 

erfüllt sein. 

Zum Beispiel muss der Standpunkt des Sonnensystems innerhalb der Galaxis der 

richtige sein. Durch die Rotation der Galaxie gibt es in ihr nur bestimmte Stellen in 

einem gewissen Abstand zu ihrem Zentrum, an denen sich Sterne nicht gegenseitig 

einholen, überholen oder sogar zusammenstossen. So etwas braucht natürlich eine 

lange Zeit, aber um Leben zu entwickeln benötigt es schließlich auch einer gewissen 

Zeitspanne. Unsere Sonne liegt in diesem sicheren Bereich, der nicht zu nah 

am Zentrum unserer Milchstraße liegt und auch nicht zu weit davon entfernt ist. 

Auch müssen die Eigenschaften der Sonne stimmen. Sie darf weder zu heiß noch 

zu kalt sein und muss recht massearm, also langlebig sein (massereiche Sterne sind 

sehr kurzlebig). Aus solchen Sonnen wie der unseren bestehen nur ca. 4% unserer 

Galaxis. Das ist, gemessen an der absoluten Zahl der Sterne in der Milchstraße, 

scheinbar ziemlich viel, doch wie viele von ihnen liegen in der sicheren Zone? 

Abbildung 4.22: Die habitable Zone oder Ökosphäre in einem Planetensystem.


Betrachten wir nun unser Sonnensystem selbst: Jede Sonne hat eine sogenannte 

Ökosphäre um sich herum, d.h., dass in diesem Bereich Wasser in flüssigem Zustand 

existieren kann; denn flüssiges Wasser ist die Voraussetzung für unser Leben. 

Diese Ökosphäre umfasst in unserem System die drei Planeten Venus, Erde und 

Mars, wobei Venus und Mars schon am äußersten Rand dieser Zone liegen. 

Der Planet selber muss eine gewisse Masse haben. Er darf nicht zu massearm 

sein, so dass er die Atmosphäre halten kann und nicht zu groß, da sonst die Schwerkraft 

zu hoch wäre. Ein weiterer sehr wichtiger Faktor ist der Mond unserer Erde. 

Der Mond ist eigentlich zu groß für den Planeten (schon fast ein Doppelplanet). 

Doch gerade wegen dieser Tatsache ist das Leben, wie wir es heute kennen, 

möglich. Unser Mond stabilisiert die Erdachse und verhindert damit extreme Klimaschwankungen. 

Außerdem verlangsamt er die Erdrotation; ohne Mond würde 

sich die Erde sehr viel schneller drehen und durch die daraus entstehenden heftigen 

Stürme die Entwicklung von Leben erschweren oder ganz unmöglich machen. Ein 

gutes Beispiel dafür ist Jupiter. Obwohl er um so vieles größer ist als die Erde (fast 

318 mal massereicher), dreht er sich in nur gut 10 Stunden einmal um seine eigene 

Achse; die Erde braucht dafür bekanntlich 24 Stunden. Diese enorm schnelle Drehung 

ist für das gestreifte Bild des Gasriesen verantwortlich und die Auswirkungen 

eines solchen Rotationsverhaltens lassen sich am einfachsten an dem berühmten 

Großen Roten Fleck veranschaulichen. Der Große Rote Fleck ist ein gigantischer, 

sich nie auflösender Wirbelsturm, der solche Ausmaße hat, dass die Erde fast zweimal 

hineinpassen würde! 

Jupiter ist übrigens auch eine wichtige Voraussetzung für unser Leben. Der Gasriese 

ist der größte Planet im Sonnensystem und wirkt wie ein Riesenstaubsauger. Er 

fängt einen großen Teil der Asteroiden ein, die der Erde gefährlich werden könnten. 

Gäbe es ihn nicht, hätte unser Planet vielleicht nicht einmal so viel Zeit zwischen 

diversen Einschlägen gehabt, um Leben zu entwickeln, geschweige denn eine so 

große Artenvielfalt, wie sie heute der Fall ist. Stimmt die These, dass die Dinosaurier 

durch einen solchen Einschlag ausgestorben sind, dann können wir an diesem 

Beispiel gut erkennen, welch verheerende Auswirkungen so ein Asteroid haben 

kann. 

Desweiteren muss sich der Planet, auf dem Leben entstehen soll, möglichst 

kreisförmig um seinen Stern bewegen, wie es die Erde tut. Durch langgestreckte 

Ellipsenbahnen entstehen auf dem Planeten zu starke Temperaturschwankungen. 

Die heutigen Methoden zum Aufspüren fremder Intelligenzen sind im Vergleich 

zur Größe des Universums oder sogar nur unserer Milchstraße fast hoffnungslos 

nutzlos. Wir sind gerade mal in der Lage, bei einigen wenigen Sternen Riesenplaneten 

ausfindig zu machen, da die gravimetrischen Wechselwirkungen zwischen 

Sonne und Planet als ein Wackeln des Sterns sichtbar werden. Eine andere Möglichkeit 

ist die, das leichte Nachlassen der Strahlungsintensität des Sterns zu messen, 

wenn ein Riesenplanet an ihm vorüberzieht (Transitmethode). Leider liefern diese 

Daten nur Aufschluss über die Masse des Planeten, nicht aber über seinen Aufbau.


Gefunden hat man unter anderem auch Riesenplaneten, die innerhalb der Ökosphäre 

ihrer Sonne liegen. Vielleicht haben einige von ihnen Monde in der Größe der Erde, 

die Leben ermöglichen. Man hat aber auch schon eine Vorstellung, wie man 

in Zukunft erdgroße Planeten erkennen kann. Möglicherweise mit einer Art Interferometer, 

das im All stationiert wird und vier miteinander verbundene Teleskope 

auf ein und denselben Stern richtet. Die Daten der Lichtstrahlen werden zusammen 

ausgewertet und so die massearmen Planeten sichtbar gemacht. Doch etwas dieser 

Art lässt sich frühestens in einigen Jahrzehnten realisieren. Allerdings haben sich 

bis dahin vielleicht ganz neue Möglichkeiten in der Technik aufgetan, die Projekte 

dieser Art ermöglichen könnten. 

4.6.3 Suchprogramme 

Die Suche nach außerirdischem Leben beschränkt sich aber nicht nur auf die Suche 

nach deren Heimatplaneten oder Kolonien. Das Suchprogramm SETI, Search for 

Extraterrestrial Intelligence, wurde 1992 auf den Weltraum losgelassen. Es ist das 

bisher ehrgeizigste Projekt seiner Art und arbeitet mit Radioteleskopen in Nordamerika 

und Australien. Beobachtet werden Sterne im Umkreis von 100 Lichtjahren auf 

eine Milliarde verschiedener Frequenzen. Doch die Milchstraße hat eine Ausdehnung 

von 100.000 Lichtjahren. Der Bereich, den wir absuchen können, ist also im 

Vergleich relativ klein und damit auch die Chancen, ein Signal zu empfangen, entsprechend 

gering. Aber dies ist nur eine von vielen Unsicherheiten bei diesem Programm. 

Signale von anderen Welten könnten die Erde erreicht haben, bevor wir die 

Technik dazu hatten, sie zu empfangen. Vielleicht werden wir die Suche kurz zuvor 

aufgegeben haben, wenn ein Signal eintrifft (solcher Möglichkeiten gibt es viele). 

Es ist zwar eine im Moment fast aussichtslose Suche, jedoch die einzige Möglichkeit. 

Sie sollte auf keinen Fall aufgegeben werden. Wir selbst haben schon im Jahr 

1974 eine codierte Nachricht ins All geschickt, die uns und unseren Standpunkt in 

der Milchstraße beschreibt. Außerdem haben die Raumsonden Voyager 1 und 2 und 

Pioneer 10 und 11 unser Sonnensystem schon verlassen. An ihnen wurden Bildbotschaften 

für intelligente Lebewesen angebracht, die die Raumsonden vielleicht 

einmal finden werden. Des weiteren haben sie Langspielplatten mit Geräuschen wie 

z.B. Lachen, Feuergeknister und Vogelgezwitscher an Bord(!). 

Doch nehmen wir nun einmal an, wir empfangen ein Signal von einem fernen 

Planeten. Es taucht plötzlich ein neues Problem auf: wie entschlüsselt man eine 

solche Botschaft? Kommt es zu einem ersten Austausch, kann man sich noch auf 

die überall gleichbleibenden Grundlagen der Mathematik und der Physik stützen. 

Aber wie entschlüsselt man eine vollkommen andere Sprache? Es wurden teilweise 

schon bis zu hundert Jahren gebraucht, um die Sprache der Ägypter und besonders 

die der Inkas zu entschlüsseln; und sie stammen vom selben Planeten wie wir, haben 

das gleiche Licht und die gleichen Pflanzen und Tiere gesehen. Was also, wenn 

die Fremden von einem z.B. sehr dunklen Planeten kommen und eine ganz andere 

Denk- und Vorstellungsweise als wir entwickelt haben?



• die meisten entdeckten Planeten sind heiße Jupiter (erster: 51 Peg b); 

• heiße Jupiter: große Gasplaneten mit sehr kurzen Umlaufzeiten; 

• Mehrfachsysteme bestehen aus jupitergroßen Planeten (gravitative WW); 

• Auswahleffekt der Beobachtungsmethoden; 

• Es gibt noch sehr viele ungeklärte Phänomene (z.B. Planetenentstehung, Planetenatmosphären, 

...); 

• mit einer Methode allein können nicht alle Parameter von Exoplaneten bestimmt 

werden; 

• erfolgreichste Kombination: Radialgeschwindigkeiten + Transit; 

• direkte Beobachtung ist sehr schwer (Interferometrie). 

• durch das Auftreffen des Sonnenwindes (Plasmakonvektion) auf die Magnetosphäre 

entstehen eine Reihe von Phänomenen: Schockwellen, Ströme, Mangetopause, 

Rekonnektion, Plasmasphäre, ... 

• Jupiter besitzt das stärkste und größte Magnetfeld im Sonnensystem; 

• der Mond Io ist die wichtigste Plasmaquelle für Jupiters Magnetosphäre und 

verursacht die Radiostrahlung des Jupiters; 

• Jupiter-Io-Szenario beschreibt die magnetische Wechselwirkung zwischen Jupiter 

und Io und dient als Modell für die Radiostrahlung extrasolarer sternnaher 

Planeten. 

4.8 Fragen zur Vertiefung 

Keplersche Gesetze: 

• Wie lauten die drei Kepler-Getze fürs Sonnensystem? 

Sind die Kepler-Gesetze immer richtig? 

• Wie lauten die drei Kepler-Getze für Doppelsternsysteme? 

• Die Bahnperiode von Io (ein von 4 Galileischen Monden des Jupiters) beträgt 

1.77 Tage und die Halbachse der Bahn 422’000 km. Bestimmen Sie die Masse 

des Jupiters unter der Annahme, dass die Masse von Io wesentlich geringer als 

die von Jupiter ist.

4.8 Fragen zur Vertiefung 121 

• Der Komet Halley hat eine Bahnperiode von 76 Jahren und eine Bahnexzentrizität 

e = 0.9673. Wie groß ist die Halbachse der Kometenbahn ? Bestimmen 

Sie den Perihelabstand, sowie die Geschwindigkeit des Kometen im Perihel und 

Aphel. 

• Was bedeutet die Massenfunktion für ein Doppelsternsystem? 

• Wie berechnet man die Masse eines Planeten aus der Doppleramplitude des 

Sterns?

Literaturverzeichnis 

[1] C.P. Dullemond, J.D. Monnier 2010: The inner regions of protoplanetary 

disks, arXiv:1006.3485 

[2] R. Heller 2010: Auf der Suche nach extrasolaren Transitplaneten, Sterne 

und Weltraum, Juni 2010, S. 30 – 37. 

[3] Rudolf Dvorak: Extrasolar planets – formation, detection and dynamics. 

WILEY-VCH, Weinheim 2008. ISBN 3-527-40671-9 

[4] John W. Mason: Exoplanets – detection, formation, properties, habitability. 

Springer–Verlag, Berlin 2008. ISBN 3-540-74007-4

Index 

Astronomische Konstanten, 189 

Auflösungsvermögen, 9 

CMB 

akustische Schwingungen, 173 

Anisotropien, 172 

COBE, 168 

Multipolentwicklung, 170 

Penzias und Wilson, 166 

Sachs–Wolfe Effekt, 173 

Silk–Dämpfung, 174 

Spektrum, 168 

WMAP, 168 

Montierung 

Azimutal, 15 

Parallaktisch, 14 

Neutronensterne, 137 

Doppelpulsar, 140 

Millisekundenpulsare, 138 

Radiopulsar, 138 

Struktur, 138 

Schwarze Löcher, 146 

Rotation, 148 

Schwarzschild, 147 

Stellare, 150 

Supermassereiche, 150 

Seeing, 9 

Sonne 

Sonnenflecken, 61 

Sonnenwind, 65 

Sterne 

pp–Ketten, 59 

Teleskope 

30-Meter- Teleskop, 33 

Adaptive Optik, 29 

Calar Alto, 21 

E-ELT, 31 

ESO La Silla, 19 

Galilei, 7 

Giant Magellan, 32 

Gran Telescopio Canarias, 28 

Hooker, 17 

Kepler, 8 

Kitt Peak, 21 

Paranal, 27 

Refraktoren, 7 

Schröder Refraktor, 10 

Sternwarte Potsdam, 12 

Sternwarte Wien, 10 

Tabelle Spiegelteleskope, 19 

Thaw Refraktor, 12 

TMT, 31 

VLT, 27 

Yerkes Refraktor, 14 

Weisse Zwerge, 125 

Chandrasekhar Masse, 133 

Diamanten, 129 

Endzustand, 127 

Fermi-Dirac Statistik, 133 

Geschichte, 129 

Masse–Radius Relation, 134 

Sirius B, 130 

Weltraumteleskope 

eROSITA, 39 

Fermi–Satellit, 40 

Herschel, 40 

Hubble, 34 

James Webb Space Telescope, 42 

Röntgenteleskope, 37

Literaturverzeichnis - Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl

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