Leseprobe aus "Astronomie" - Scinexx

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2 38 2 Gravitation und Planetenbewegung Wegbereiter der modernen Astronomie Im 16. und 17. Jahrhundert erfuhr die Astronomie enorme Fortschritte und geradezu Umwälzungen, die sich aus den neuen Erkenntnissen ergaben. Die Bewegungen der Himmelskörper konnten jetzt nämlich durch das Wirken der Gravitationskraft erklärt werden, und die Erde verlor endgültig ihre besondere Stellung als Zentrum des Kosmos. Die maßgebenden Theorien wurden von glänzenden Denkern aufgestellt; sie widerlegten das heliozentrische Modell des Sonnensystems und klärten die Bedeutung der Schwerkraft. (E. Lessing/ Art Resource) Nikolaus Kopernikus (1473–1543) Kopernikus wurde als jüngstes von vier Kindern einer deutschen Familie in Thorn an der Weichsel geboren, das zwei Jahrzehnte zuvor an Polen gefallen war. Er studierte in Krakau Mathematik und Astronomie sowie in Bologna und Padua Medizin und Rechtswissenschaften. Er konzipierte eine heliozentrische Theorie des seinerzeit bekannten Universums und veröffentlichte 1543, kurz vor seinem Tode, sein Hauptwerk De Revolutionibus Orbium Coelestium (Über die Kreisbewegungen der Himmelssphären). Seine revolutionäre Theorie hatte allerdings noch den Nachteil, dass die Umlaufbahnen der Planeten um die Sonne als Kreise angenommen wurden. Dies wurde später von Johannes Kepler korrigiert. (Gemälde von Jean- Leon Huens, mit freundlicher Genehmigung der National Geographic Society) Tycho Brahe (1546–1601) und Johannes Kepler (1571–1630) Tycho Brahe (in diesem Porträt Keplers im Hintergrund dargestellt) wurde als Sohn einer adligen Familie in der dänischen Stadt Knudstrup geboren, die heute zu Schweden gehört. Im Alter von 20 Jahren verlor er bei einem Duell einen Teil seiner Nase und trug seitdem eine Prothese bzw. Maske aus Metall. Im Jahre 1576 gewährte ihm der dänische König Frederik II. die Mittel für den Bau einer Sternwarte. Brahe nannte sie Uraniborg (nach Urania, der griechischen Muse der Astronomie). Brahe lehnte sowohl die heliozentrische Theo- rie des Kopernikus als auch die geozentrische Theorie des Ptolemäus aus dem 2. Jahrhundert n. Chr. ab. Er kombinierte beide Ansätze miteinander und hielt die Erde für ruhend, die von Sonne und Mond umlaufen wird, während sich alle anderen Planeten um die Sonne drehen. Der nahe Stuttgart geborene Johannes Kepler studierte drei Jahre lang in Deutschland Mathematik, Philosophie und Theologie. Im Jahre 1596 publizierte er mathematische Formeln zum Berechnen der Umlaufbahnen der Planeten. Obwohl diese Theorie unzutreffend war, erregten sein Mut und seine Originalität die Aufmerksamkeit von Tycho Brahe, dessen Mitarbeiter Kepler im Jahre 1600 wurde. Dieser leitete später seine drei Gesetze aus den Ergebnissen von Brahes Beobachtungen ab. Galileo Galilei (1564–1642) Galilei, der in Pisa geboren wurde, studierte hier Medizin und Philosophie. Bald wandte er sich aber der Mathematik und der Physik zu. Er erhielt an der Universität Padua den Lehrstuhl für Mathematik und kehrte später in gleicher Funktion an die Universität Pisa zurück. Hier stellte er sein berühmtes Fallge- (Art Resource) setz auf, nach dem alle Objekte mit der gleichen Beschleunigung zur Erde fallen, gleichgültig wie schwer sie sind. Im Jahre 1609 verbesserte er die Konstruktion des Teleskops. Hiermit gelangen ihm zahlreiche bahnbrechende Entdeckungen, die den von der römisch-katholischen Kirche als einzig wahr anerkannten Lehren des Aristoteles widersprachen. Seine Arbeiten zur Astronomie sowie zu den Begriffen Bewegung, Beschleunigung und Scherkraft fasste er 1632 in seinem Werk Dialogo sopra le due massimi systemi (Dialog über die zwei hauptsächlichsten Weltsysteme) zusammen. (National Portrait Gallery, London) Isaac Newton (1643–1727) Newton beschäftige sich gern mit der Konstruktion mechanischer Vorrichtungen wie beispielsweise Sonnenuhren oder Windmühlenmodellen; er konzipierte auch eine Wasseruhr und eine mechanische Kutsche. Sein Studium in London und Cambridge schloss er 1665 ab. Als Professor für Mathematik in Cambridge entwickelte er danach (unabhängig vom Gottfried Wilhelm Leibniz) die Infinitesimalrechnung. Bei seinen Experimenten zur Optik konstruierte Newton ein Spiegelteleskop und entdeckte, dass weißes Licht eine Mischung von Licht aller Farben ist. Seine bahnbrechenden Erkenntnisse über Kräfte allgemein und über die Gravitationskraft im Besonderen publizierte er 1687 in dem umfangreichen Werk Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (Mathematische Prinzipien der Naturlehre). Im Jahre 1704 legte Newton seine zweite große Abhandlung Opticks (Optik) vor, in der er seine Experimente und Theorien über Licht und Farben beschrieb. Newton starb 1727 und wurde in der Westminster Abbey beigesetzt – eine Ehre, die zuvor noch keinem Wissenschaftler zuteil geworden war.
erscheinen bei recht kleinen Winkeln zur Sonne. Das gilt vor allem für den Merkur, weil er ja die innerste Umlaufbahn hat. Er ist daher von der Erde aus oft nur schwer zu sehen. Im Gegensatz dazu ist die Venus (der nach Sonne und Mond hellste Himmelskörper) während des größten Teils ihrer Umlaufbahn zu sehen. Bei Sonnenaufgang bzw. bei Sonnenuntergang steht sie oft in mäßiger Höhe über dem Horizont. Wegen ihrer großen Helligkeit und weil sie aufgrund von Fluktuationen in der Erdatmosphäre zuweilen ihre Farbe zu ändern scheinen, werden Merkur und Venus manchmal sogar für UFOs gehalten. Planeten, die von der Sonne weiter entfernt sind als die Erde, zeigen unterschiedliche Konstellationen. Bei Konjunktion steht ein Planet, von der Erde aus gesehen, vor oder hinter der Sonne, und bei Opposition steht er am Himmel der Sonne gegenüber (Abb. 2.4). Wenn sich Mars beispielsweise in Opposition befindet, erscheint er um Mitternacht als heller „Stern“ hoch oben am Himmel. Ein Planet kann relativ leicht verfolgt werden, wenn er sich von einer Konstellation zu einer anderen bewegt. Aber aus solchen Beobachtungen allein können wir seine tatsächliche Umlaufbahn nicht erschließen, weil sich auch die Erde bewegt (von der aus wir ihn ja beobachten). Daher unterschied Kopernikus bei jedem Planeten sorgfältig zwischen zwei charakteristischen Zeitintervallen oder Perioden. Wie wir in Kapitel 1 am Beispiel des Monds gesehen haben, ist die wahre Umlaufdauer eines astronomischen Objekts dessen siderische Periode. Dies ist die Zeitspanne, in der ein Himmelskörper relativ zu den Hintergrundsternen einen vollständigen Umlauf (beispielsweise um die Sonne) vollendet. Die siderische Periode eines Planeten ist dessen Jahreslänge. Das andere nützliche Zeitintervall, das Kopernikus ansetzte, ist die synodische Periode. Dies ist die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden, von der Erde aus gesehen gleichen Konstellationen eines Himmelskörpers. Das kann also der Zeitraum von einer Opposition bis zur nächsten oder von einer Konjunktion bis zur nächsten sein (Abb. 2.5). Bei Kenntnis seiner synodischen Periode können wir berechnen, wann ein Planet das nächste Mal der Erde am nächsten kommt und daher am besten zu beobachten ist. Vor rund 500 Jahren konnte Kopernikus also die Werte ermitteln, die den ersten sechs Zeilen in Tab. 2.1 entsprechen (die anderen Werte sind Ergebnisse aus unserer Zeit, die der Vollständigkeit halber angegeben sind). Kopernikus konzipierte nun eine einfache geometrische Methode, um die Abstände der Planeten von der Sonne zu bestimmen. Seine Ergebnisse kamen den heutigen Werten schon recht nahe, wie aus Die Abkehr vom geozentrischen Weltbild 39 2 Untere Konjunktion 1 Umlaufbahn der Erde Umlaufbahn des Merkur Tab. 2.2 deutlich wird. Aus ihr und aus Tab. 2.1 geht hervor, dass die Umlaufdauer eines Planeten umso länger ist, je weiter er von der Sonne entfernt ist. Kopernikus präsentierte seinen heliozentrischen Ansatz zusammen mit Beobachtungsergebnissen und Berechnungen, die ihn unermauerten, unter dem Titel De Revolutionibus Orbium Coelestium (Über die Kreisbewegungen der Himmelssphären). Diese Schrift erschien 1543 kurz vor seinem Tode. Kopernikus’ Erkenntnisse zeichneten sich durch die begriffliche Einfachheit des heliozentrischen Planetensystems gegenüber dem geozentrischen aus. Das zeigte sich vor allem bei der Erklärung der zeitweise rückläufigen Pla- Einblicke in die Wissenschaft Untere Konjunktion 2 Abb. 2.5 Die synodische Periode. Die Zeitspanne zwischen aufeinanderfolgenden Konjunktionen von Erde und Merkur beträgt 116 Tage. Für alle synodischen Perioden von Planeten ist es typisch, dass sich die Erde am Anfang und am Ende der Periode an unterschiedlichen Positionen befindet. Diese Abbildung zeigt auch die Konstellationen eines äußeren Planeten; dazu muss man hier nur die Erde an die Stelle des Merkur und den äußeren Planeten an die Stelle der Erde setzen. Auch eine andere Perspektive einnehmen Zuweilen ist eine wissenschaftliche Theorie oder Hypothese schwer nachzuvollziehen. Dann sollte man sie einmal aus einer anderen Perspektive betrachten. Beispielsweise würde die siderische Umlaufdauer eines Planeten um die Sonne viel anschaulicher, wenn man seine Bewegung auf der Umlaufbahn von der Sonne anstatt von der Erde aus betrachten würde. Andererseits ist die synodische Umlaufdauer eines Planeten von der Erde aus leichter zu erklären. Eine entscheidende Rolle spielt also der Standort des Beobachters. Man kann hierbei auch von einem Bezugssystem sprechen; hierauf werden wir im Zusammenhang mit Einsteins Relativitätstheorien (der speziellen und der allgemeinen) noch zurückkommen.
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Seite 13 und 14: oder Theorie aufstellen, Vorhersage
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