:: wikimiki.org ::

Orbiter (Raumfahrt)

Orbiter (Raumfahrt)

Orbiter ist die Bezeichnung einer Raumsonde, die einen Himmelskörper, wie z.B. einen Planeten, einen Mond oder auch die Sonne umkreist. Der Begriff Orbiter kommt aus dem Englischen und wird von Orbit abgeleitet. Erdsatelliten, die sich im Orbit um die Erde befinden, werden nicht als Orbiter bezeichnet. Beim amerikanischen Space Shuttle wird die Raumfähre selbst oft auch als „Orbiter“ bezeichnet. Bislang wurden Orbiter beim Mond (viele Missionen), Mars (Marsmissionen der Sowjetunion, Mariner, MGS, Mars Express u. a.), Venus (einige Venera-Sonden, Pioneer-Venus, Magellan), Jupiter (Galileo), Saturn (Cassini-Huygens) sowie Asteroiden (NEAR) eingesetzt. Gestartet, aber noch nicht am Ziel angelangt, sind Merkur-Orbiter (MESSENGER) und Kometenorbiter (Rosetta). In den nächsten Jahren sind weitere Orbiter zum Mond (SELENE, LRO u.a.), zum Mars (MRO, MTO), zur Venus (Venus Express), zum Jupiter (Juno), zu Asteroiden (Dawn) und zum Merkur (BepiColombo) geplant. Langfristig wird für die Jahre nach 2015 über Orbiter um Europa, Titan und Neptun nachgedacht. Ein anderes Konzept der Raumsonde verfolgt den Vorbeiflug an einem Himmelskörper, der technisch und energetisch günstiger ist (z. B. sind keine Bremstriebwerke nötig) und bei dem kein Orbit erreicht wird (vom Sonnenorbit abgesehen) und somit die wissenschaftliche Ausbeute geringer ausfällt. Ein weiteres und technisch wohl das schwierigste Konzept ist der Lander, bei dem die Raumsonde auf dem Himmelskörper landet. Kategorie:Raumsonde

Raumsonde

] Eine Raumsonde ist ein unbemannter Flugkörper, der zu Erkundungszwecken ins Weltall geschickt wird. Im Gegensatz zu einem (Erd)Satelliten verlässt sie die Umlaufbahn (Orbit) der Erde und fliegt ein entferntes Ziel im Weltraum an, um dieses zu untersuchen (z. B. Mars, Asteroiden, Kometen, Jupitermonde). Wegen der oft jahrelangen Dauer von Raumsondenmissionen werden an die technischen Einrichtungen von Raumsonden höchste Anforderungen gestellt. Die Komponenten von Raumsonden werden aufwändigst getestet und im Reinraum zusammengebaut, was die hohen Kosten von Raumsonden erklärt. Ein großes Problem bei Raumsonden gegenüber erdumkreisenden Satelliten ist der große Erdabstand, der lange Laufzeiten der von der Bodenstation ausgesandten Steuerbefehle bewirkt. Aus diesen Grund müssen Raumsonden über Systeme verfügen, die sie in gewissem Umfang von Bodenstationen unabhängig machen. Für Raumsondenmissionen muss der Einschusswinkel mit einer Genauigkeit von unter 1 Bogensekunde festgelegt werden. Die Navigation von Raumsonden muss mit höchster Genauigkeit erfolgen. Sie erfolgt mit Hilfe des Dopplereffekts und der Signallaufzeiten. Auf diese Weise wird ihre Position mit einer Genauigkeit von unter 1 Meter - unabhängig von ihrer Entfernung zur Erde - ermittelt. Die Energieversorgung erfolgt bei Raumsonden zum Mond und zu den inneren Planeten Merkur bis Mars meist mit Solarzellen, die über einen Akkumulator gepuffert sind. Für Raumsonden mit kurzer Lebensdauer werden auch Akkumulatoren verwendet. Raumsonden für den Flug zu äußeren Planeten verwenden für die Stromversorgung stets Isotopenbatterien, da mit wachsenden Abstand von der Sonne Solarzellenflächen immer ineffizienter werden. Je nach Aufgabenstellung unterteilt man Raumsonden in:
- Vorbeiflugsonden - Sonden, die nur einen Vorbeiflug an einem Himmelskörper durchführen
- Orbiter - Sonden, die eine Umlaufbahn um einen Himmelskörper einschlagen
- Lander - Sonden, die auf einem Himmelskörper landen, hier ist weitere Unterteilung sinnvoll:
- Hydrobot - eine Sonde, die selbständig die Tiefen unbekannter Gewässer erkunden kann
- Kryobot - eine Sonde, die sich durch Eis hindurchschmilzt um dieses und darunterliegende Medien zu erkunden
- Penetrator - eine Raumsonde, die sich bei einer ungebremsten Landung bis zu einigen Metern in den zu untersuchenden Himmelskörper bohrt
- Rover - ein mobiles Landegerät, mit dem größere Regionen erkundet werden können
- Probenrückführung (engl. Sample Return) - Sonden, die Proben eines Himmelskörpers oder im Weltraum eingesammelte Partikel zur Erde zurückführen. Zuvor könnte ggf. eine Landung auf dem Himmelskörper nötig sein Eine vollständige Liste aller Raumsonden mit Missionsbeschreibungen ist unter Liste der unbemannten Raumfahrtmissionen verfügbar. Kategorie:Raumsonde

Planet

Ein Planet ist ein Himmelskörper, der nicht selbst leuchtet und sich in einer keplerschen Umlaufbahn um einen Stern bewegt. Der Name stammt vom griechischen „plánetes“ und bedeutet „die Umherschweifenden“ bzw. „der Wanderer“ (altgriechisch). Früher wurden Planeten auch als Wandelsterne bezeichnet. Die meisten Planeten des Sonnensystems werden von Monden umkreist. Die erste weiche Landung auf einem anderen Planeten gelang der Menschheit am 15. Dezember 1970 mit der sowjetischen Sonde Venera-7. Mit Venera-3 und Venera-4 gelangen zuvor erste harte und fast-weiche Planeten-Landungen am 1. März 1966 und am 18. Oktober 1967, wobei Venera-4 über die gesamte Betriebszeit von 96 Minuten aus der Venus-Atmosphäre erfolgreich Daten übertrug. Ende des 20. Jahrhunderts wurde der erste Planet außerhalb des Sonnensystems (Exoplaneten) entdeckt, der den Stern 51 Pegasi umkreist. Die Zahl der bekannten Exoplaneten stieg seither stark an.

Planeten unseres Sonnensystems

Hauptartikel: Sonnensystem
- Erdähnliche (felsige) Planeten (inneres Planetensystem):
- 1 Merkur
- 2 Venus
- 3 Erde
- 4 Mars
- Iovianische Planeten / Gasriesen (äußeres Planetensystem):
- 5 Jupiter
- 6 Saturn
- 7 Uranus
- 8 Neptun
- Transneptunische Objekte (TNOs):
- 9 Pluto Zusätzlich könnte das Objekt 2003UB₃₁₃ als zehnter Planet in diese Liste aufgenommen werden. Jedoch ist der Status des Objekts bislang noch nicht von der AIU endgültig geklärt. Die mittleren Abstände der Planeten zur Sonne lassen sich recht genau mit der Titius-Bodeschen Reihe angeben. Zwischen Mars und Jupiter klafft hier eine Lücke, die durch den Asteroidengürtel gefüllt wird; allerdings tritt der Abstand des Neptuns nicht in der Reihe auf.

Gruppierung

Der Asteroidengürtel trennt das innere vom äußeren Planetensystem. Der große Bereich der TNOs wird mitunter auch als eine dritte Zone angesehen. Damit zählen Merkur, Venus, Erde und Mars zu den inneren Planeten, und Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto zu den äußeren Planeten, wobei der Status von Pluto als Planet allerdings umstritten ist. Diese Unterscheidung ist nicht zu verwechseln mit der Gruppierung in die unteren Planeten, welche die Sonne innerhalb der Erdbahn umlaufen – also Merkur und Venus – und in die oberen Planeten, die sich außerhalb der Erdbahn bewegen.

Merkregeln

Um sich die Planeten und ihre Reihenfolge zu merken gibt es auch einige Merksprüche.

Definition

Es gibt bis heute kein klar definiertes Unterscheidungsmerkmal zwischen Planeten und Asteroiden. So ist der Planeten-Status von Pluto aufgrund seiner geringen Größe und seiner stark elliptischen sowie gegen die Ekliptik geneigten Bahn umstritten. Viele Astronomen rechnen ihn dem Kuipergürtel zu, einem Reservoir von Kometen und Asteroiden, das im Inneren bis an die Neptun-Bahn heranreicht. Kürzlich entdeckte ähnlich große Himmelskörper im Kuipergürtel, insbesondere 2003UB₃₁₃, haben die Diskussion um Plutos Status neu entfacht.

Die zwei häufigsten Definitionsversuche

1. Eine plausible Erklärung zur Definition eines Planeten gibt das California Institute of Technology, das eng mit der NASA zusammen arbeitet: :Ein Objekt im Sonnensystem wird als Planet bezeichnet, wenn es eine größere Masse hat als alle anderen Objekte zusammen, die sich im selben Orbit befinden. Somit ist die Erde ein Planet, da sie schwerer ist als alle Asteroiden, die dieselbe Umlaufbahn wie die Erde haben. :Problem: Pluto ist zwar das größte Objekt in seiner Umgebung, jedoch nicht schwerer als die Summe seiner Nachbarobjekte, weshalb er laut dieser Definition nicht als Planet eingestuft werden kann. Zählt man Pluto zu Neptuns Umlaufbahn, dann wird dies noch deutlicher. Danach hätte unser Sonnensystem anstatt neun also nur acht Planeten. 2. Andere definieren Planeten als :Gesteinskugel, die sich auf Grund der eigenen Gravitation zu einer solchen geformt hat. :Problem hierbei: Diese Definition würde zwar die meisten Asteroiden und Kometen ausschließen, doch würden alle großen Monde, auch der Erdenmond, dazu zählen und unser Sonnensystem hätte hunderte von Planeten. Die für die Namensgebung von Himmelskörpern zuständige Internationale Astronomische Union (IAU), hat im Jahr 2004 ein Komitee eingesetzt, das verbindliche Kriterien für die Definition eines Planeten erarbeiten soll. Im Sommer 2006 sollen die Ergebnisse dieser Arbeiten veröffentlicht werden. Die wichtigsten bekannten Eigenschaften der Planeten des Sonnensystems sind unter Planet (Tabelle) tabellarisch erfasst.

Geschichte der Entdeckung

Planeten des Sonnensystems

Die Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn sind mit bloßem Auge am Nachthimmel erkennbar und erscheinen heller als die meisten Fixsterne. Sie waren bereits in der Antike bekannt und wurden von vielen Kulturen mit ihren Hauptgöttern identifiziert. Die noch heute verwendeten Namen stammen aus der römischen Mythologie. Obwohl es bereits in der Antike Vertreter des Heliozentrischen Weltbilds gab (zum Beispiel Aristarchos von Samos), wurde bis Mitte des 16. Jahrhunderts allgemein angenommen, dass sich die Planeten mitsamt der Sonne um die Erde bewegen (Geozentrisches Weltbild). 1543 veröffentlichte Nikolaus Kopernikus, angeregt durch Aristarchos, sein Werk „Von den Umdrehungen der Himmelssphären“, in dem er die Sonne in den Mittelpunkt stellte und die Erde als weiteren Planet erkannte. Unter günstigen Bedingungen ist Uranus auch mit bloßem Auge zu erkennen, und er wurde bereits 1690 fälschlicherweise als Stern katalogisiert. Er wurde erst 1781 von Sir Friedrich Wilhelm Herschel als Planet erkannt. Mit Hilfe der älteren Beobachtungen gelang es Johann Elert Bode die Umlaufbahn genau zu bestimmen. Anhand von Bahnstörungen des Uranus berechneten Urbain Jean Joseph Leverrier und John Couch Adams unabhängig die Bahn eines weiteren Planeten, dies führte am 23. September 1846 zur Entdeckung Neptuns durch Johann Gottfried Galle. Durch den neu entdeckten Planeten konnten jedoch nicht sämtliche Unregelmäßigkeiten in der Uranus-Bahn erklärt werden. Schließlich wurde 1930 von Clyde W. Tombaugh ein weiteres Objekt entdeckt und später Pluto genannt, der bislang als neunter Planet gilt. Die Existenz eines weiteren Planeten (Transpluto oder Planet X) im Sonnensystem galt lange als unwahrscheinlich. Seit Ende der 1990er Jahre werden zusehends Objekte jenseits der Neptun- beziehungsweise der Plutobahn entdeckt. Diese transneptunischen Objekte werden gelegentlich von der Presse ebenfalls als Planet bezeichnet. So zum Beispiel Quaoar (2002), Orcus (2004) Sedna (2004) oder 2003UB₃₁₃ (2005).

Exoplaneten

Hauptartikel: Exoplanet Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt wurden, umkreisen den Pulsar mit dem Namen PSR 1257+12. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der uns vom Pulsar erreicht, konnten 1994 drei Planeten mit Massen von 0,02, 4,3 und 3,9 Erdmassen nachgewiesen werden. Auf diesen Planeten ist Leben, wie wir es von der Erde kennen, praktisch ausgeschlossen. Der erste Exoplanet in einem Orbit um einen sonnenähnlichen Stern wurde 1995 von Professor Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf und seinem Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Der Planet rotiert im 4,2-Tagestakt um den ca. 40 Lichtjahre entfernten Stern Pegasus 51 und hat 0,46 Jupitermassen. Im Mai 2005 waren 156 extrasolare Planeten in 136 Systemen bekannt, darunter 13 Systeme mit zwei, zwei Systeme mit 3 und 1 System mit 4 Planeten (keine mit mehr). Im Umkreis von ca. 100 Parsec wurden bis jetzt um 7% der Sterne Planeten gefunden. Die meisten der bis jetzt entdeckten Systeme sind aber nicht mit unserem Sonnensystem vergleichbar, es handelt sich meist um Gasriesen, die ihren Zentralstern in einer sehr engen Umlaufbahn umkreisen. Solche Planeten werden von Astronomen hot Jupiters genannt. Nach einer Theorie sind sie, wie Jupiter, in relativ großem Abstand von ihrem Zentralstern in der Akkretionsscheibe entstanden, dann aber nach innen gewandert. Nach einer anderen Theorie sind sie jedoch wie Sterne aus einer Gaswolke kondensiert. Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten bis 2005 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 noch nicht dazu aus, um zwei so relativ nahe beieinander liegende Objekte mit so großem Helligkeitsunterschied wie einem Planet und seinem Stern getrennt darzustellen. Man nutzt daher verschiedene indirekte Methoden wie die Transitmethode, bei der durch die Bedeckungen des Sterns durch den Planeten periodische Helligkeitsabsenkungen des Sterns verursacht werden, falls die Umlaufbahn so liegt, dass der Planet von uns aus gesehen genau vor dem Stern vorbeizieht. Eine andere Methode ist die Radialgeschwindigkeitsmethode, bei der der Planet durch seinen Schwerkrafteinfluss am Stern zieht (beide kreisen um den gemeinsamen Schwerpunkt) und somit von der Erde aus diese periodische Bewegung eine abwechselnden Blauverschiebung und Rotverschiebung (Doppler-Effekt) des Spektrums des Sterns bewirkt. Am 10. September 2004 gab das European Southern Observatory bekannt, dass möglicherweise erstmals eine direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg 2M1207 gelungen ist. Am 30. April 2005 berichtete das ESO, im Februar und März 2005 mit dem Very Large Telescope aufgenommene Fotos zeigten zusammen mit den älteren Aufnahmen, dass sich 2M1207 und sein Begleiter, durch die Schwerkraft aneinander gebunden, tatsächlich gemeinsam bewegten. Dies könne als Beleg dafür gewertet werden, dass tatsächlich der erste fotografische Nachweis eines Exoplaneten gelungen sei.

Charakteristische Formeln

- mittlere Materiendichte:

\bar=\frac

, wobei m = Planetenmasse, R = Radius; (

\bar \geq 3\frac

gesteinig,

\bar \leq 2\frac

gasartig)
- Kreisbahngeschwindigkeit v_k um den Planeten herum:

v_k=\sqrt

, wobei G = Gravitationskonstante, m, R wie oben
- Fluchtgeschwindigkeit v_e:

v_e=\sqrt \cdot v_k = \sqrt

, wobei G, m, R wie oben

Sonstiges

Im Gegensatz zur Astronomie betrachtet die Astrologie auch die Sonne als einen „Planeten“, die Erde dagegen nicht. Der englische Komponist Gustav Holst, selbst Hobby-Astronom, schrieb die symphonische Suite „Die Planeten“. Sie gehört zu den bekanntesten Programmmusiken. Die einzelnen Titel orientieren sich an astrologischen Planeten-Symbolen, beispielsweise „Mars, der Mittler des Krieges“ oder „Neptun, der Mystische“. Das Projekt Aerovita.net wagte sich noch einen Schritt weiter und verwendete unter anderem die Planeten wie auch die Sonne und deren jeweiligen Klang, um einen neuen Weg in der Musik einzuschlagen.

Siehe auch

- Tabelle der Eigenschaften der Planeten
- Titius-Bode-Reihe
- Astronomische Objekte
- Astronomie
- Kosmologie
- Universum
- Galaxie

Literatur

- Die Zeit: Ausgabe vom 01.08.2005: Transpluto will in den exklusiven Sonnensystem-Planetenklub: Jan Osterkamp: Artikel im Onlineangebot der Zeitung erhältlich: http://apollo.zeit.de/wo/article.php?id=784848

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html Die Neun Planeten – Multimedia-Tour durch das Sonnensystem]
- [http://solarsystem.dlr.de/RPIF/ RPIF-Bildbibliothek]
- [http://www.planeten.ch/ Informationen zu allen Planeten des Sonnensystems, sowie ihren Monden und über alle extrasolaren Planeten]
- [http://www.wissenschaft24.info/planeten-forschung.php4 Aktueller und allgemeinverständlicher Newsletter zur Planetenforschung]
- [http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/ Informationen über Sedna, 2004 DW, Quaoar und 2003 UB₃₁₃– California Institute of Technology]
- [http://exoplanets.org 'Planet Search Project' (University of California) – lokalisierte die meisten Exoplaneten]
- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/257763.html wissenschaft.de: „Es waren einmal neun Planeten…“] Artikel vom 22.09.2005 der sich auf Nature-Veröffentlichung bezieht

Videos

- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031210.rm Wie entstehen Gasplaneten?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010121.rm&g2=1 Gibt es einen 10. Planeten?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000326.rm&e=14:25.00 Sind die Planetenbahnen stabil?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990117.rm Gibt es extrasolare Planeten?] Kategorie:Planetologie als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Sonne

Die Sonne (lat. Sol ) ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch synonym zu Stern verwendet. Das Zeichen der Sonne: Stern Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,998 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück. Schwerkraft __TOC__

Allgemeines

Schwerkraft Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt 1,3925 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt. Sie ist ein Stern der so genannten Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2, und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“ ist, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Ihr Alter wird auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt. Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Strahlungsleistung von etwa 3,8·10²⁶ Watt. Diese Strahlung wird zum Großteil im sichtbaren Licht abgegeben mit einem Maximum in den Spektralfarben Gelb und Grün. Die Farbe der Sonne, die wir als gelb wahrnehmen, erklärt sich aus ihrer Oberflächentemperatur von etwa 5.700 °C (siehe auch Schwarzkörperstrahlung). Die zentrale Bedeutung der Sonne für die Lebensprozesse auf der Erde zeigt sich auch hier: jener Bereich des elektromagnetischen Spektrums, in dem die Sonne am stärksten strahlt, ist genau der für uns Menschen und die meisten anderen Lebewesen sichtbare Teil dieses Spektrums. Dieses Faktum kann teleologisch oder durch Evolution gedeutet werden. Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse aller Sterne unserer Milchstraße. Zählt man nur die Sterne mit Kernfusion (schließt also die „Braunen Zwerge“ aus), liegt die Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff.
Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen. Die Sonne rotiert in rund 4 Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27-28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar.

Kulturgeschichte

Hydrodynamik] 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 das Auftreten einer Sonnenfinsternis löste große Bestürzung und Furcht hervor. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch die Veranstaltung von großem 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. Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der jeden Tag den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra (auch Re oder Atum) als Sonnengott verehrt. Der „Ketzer“-Pharao Echnaton ließ später nur noch Aton, die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte alle anderen ägyptischen Götter ab. Im antiken Griechenland verehrte man den Sonnengott Helios, der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Firmament fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die ersten Überlegungen überliefert, in denen die Sonne als physikalisches Objekt betrachtet wird. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von Xenophanes, der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Beschreibung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt widerspricht fundamental der vorherigen – und auch der oft noch in späteren Jahrhunderten vertretenen – Auffassung der Sonne als Teil einer göttlichen Entität. Es ist daher auch wenig verwunderlich, dass aus eben diesen Gedanken auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands hervor gingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus. Interessant ist dabei sicherlich auch der Vergleich mit dem bereits oben erwähnten ägyptischen Monotheismus des Echnaton, der ja gerade die Vergötterung der Sonne als Ausgangspunkt nahm. Man kann also sagen, dass mit Xenophanes die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auftauchte, oder – etwas schmissiger –, dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, z.B. beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzte sich allerdings im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Kenntnis von all diesen Überlegungen. Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der unbesiegbare römische Gott Sol invictus, dessen Kult in der Kaiserzeit weit verbreitet war. Aus der Antike übernommen ist die Sonne als Symbol der Vitalität in der Astrologie. In der nordischen Mythologie formten die Götter die Sonne aus einem Funken und legten sie in einen Wagen. Die Göttin Sol fährt mit dem Wagen über den Himmel, gezogen von den Rössern Alsvidr und Arwakr. Das Gespann wird beständig von dem Wolf Skalli (Skoll) verfolgt. Am Tag des Weltunterganges (Ragnarök) wird der Wolf die Sonne verschlingen. Im frühen Mexiko wurde der Sonnengott Tonatiuh von den Azteken verehrt. Bei den Maya und den Inka waren Itzamná bzw. Inti die Hauptgottheiten. Die Beobachtung der Sonne (und anderer Sterne) und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Tagundnachtgleiche, Sommer- und Wintersonnenwende) war eine Voraussetzung für die Erstellung von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein“) aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen. Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u.a. als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei der die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird. Das antike Weltbild ging allgemein davon aus, dass die Erde den Mittelpunkt des Universums bildete. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich auf exakten Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung, zusammengefasst von Ptolemäus, hielt sich fast 2.000 Jahre lang. Insbesondere die Kirche verteidigte dieses Weltbild, zumal auch in der Bibel dargelegt wird, dass sich die Sonne bewegt. Allerdings zeigte das Modell Schwächen. So konnte die Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen erklärt werden. Bereits Aristarch von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und Regiomontanus griffen diesen Gedanken mehr als 1.500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm letztendlich nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an und bereitete das Fundament für das „Kopernikanische Weltbild“. Kopernikus' Werk wurde von der Kirche zunächst nicht als Ketzerei betrachtet, da es ein rein mathematisches Modell darstellte. In späteren Jahren, als Gelehrte daran gingen, Kopernikus' Vorstellung in ein reales Weltbild umzusetzen, wandte sich die Kirche jedoch entschieden gegen solche „umstürzlerischen“ Gedanken. Gelehrte, wie Galilei, die ebenfalls zur Erkenntnis einer zentralen Sonne gelangt waren, wurden von der Inquisition verfolgt. Durch weitere Beobachtungen, exakte Bestimmungen der Planetenbahnen, die Einführung des Teleskops und die Entdeckung der Gesetze der Himmelsmechanik, setzte sich das heliozentrische Weltbild allmählich durch. Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben schließlich, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt, sondern ein Stern unter Abermilliarden Sternen ist. heliozentrische Weltbild

Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Durch die Proton-Proton-Reaktion verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m c² in Energie umgewandelt (pro Proton-Proton-Fusion ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von ca. 4 · 10²⁶ W = 400 Quadrillionen Watt freigesetzt wird. Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Teilchen reicht rechnerisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Proton wie eine ausgebreitete Welle ohne genau definierten Ort, seine Energie schwankt um einen Mittelwert. Es besteht dabei eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Verschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden. Die „gebremste“ Kernfusion hat für das Sonnensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitraum konstante Energiemengen abstrahlt.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte „Strahlungszone“, die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein Photon etwa 170.000 Jahre, um die Strahlungszone zu passieren. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Mrd. Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch ca. 2 Mio. Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) der Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Granulation Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine „Kugelschale aus Licht“ als die für uns sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300-400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 6.000 Kelvin (5.700 °C) beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obwohl unser Zentralgestirn - wie auch die meisten anderen Sterne - keine scharfe äußere Grenze besitzt. Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung ab – großteils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. φoς = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO, TRACE oder CHANDRA kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heißen Sonnenmaterie entscheidend. Leitfähigkeit Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von jener zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10^-4 auf 10^-15 g/cm³ abnimmt. Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10^-4 auf 10^-19 g/cm³ abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um 1-2 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronen-Materie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind freilich noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares - kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators. Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft.

Magnetfeld

äquator äquator Die Sonne besitzt außerordentlich starke Magnetfelder, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 10¹² Ampere. Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist. Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die Protuberanzen. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3.700 und 4.500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand der Linien proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla (3.000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern. Gauß Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegen gesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet. Zwischen den Flecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das in Form von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird (Protuberanzen sind Erscheinungen am Rand, Filamente auf der „Sonnenscheibe“). Gauß Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa 5,5 Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol. Die genauen Ursachen für den elfjährigen Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus: :Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen geradlinig über den Äquator von Pol zu Pol. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen. Sie schwingt gleichsam wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die Schallwellen auf der Erde nicht „hören“, da das Vakuum des Weltraums diese nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen jedoch sichtbar machen. Schwingungen aus dem Sonneninnern bewegen die Photosphäre auf und ab. Aufgrund des Dopplereffekts werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 ± 3 Sekunden). Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt. Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Daten zur Sonne

Erforschung der Sonne

Frühe Beobachtungen

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse wurden von den unterschiedlichen Kulturen sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert” wird.

Beobachtungen mit Teleskopen

China Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahre 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Erster in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist. Komet 1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien (Absorptionslinien) im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1843 publizierte Samuel Heinrich Schwabe seine Entdeckung des Zyklus der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seither werden die Flecken regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliographen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufspaltung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis. Lange Zeit unklar war allerdings, woher die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Brennstoff nur für einige tausend Jahre gereicht. William Thomson, der spätere Lord Kelvin, ging davon aus, dass die Sonne durch die eigene Schwerkraftwirkung schrumpfe und die Bewegungsenergie der Sonnenteilchen in Wärme umgewandelt würde. So könnte die Sonne für etwa hundert Millionen Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen Radioaktivität stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste mehrere Milliarden Jahre alt sein müssen. Erst die Entschlüsselung der atomaren Vorgänge brachte eine Lösung. Ernest Rutherford beschrieb einen Zusammenhang zwischen Radioaktivität und Kernumwandlung. Arthur Stanley Eddington folgerte, dass im Innern der Sterne Elemente verschmelzen und in andere umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Wasserstoff festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse Proton-Proton-Reaktion, die im Innern der Sonne ablaufen. 1942 wurde festgestellt, dass die Sonne Radiowellen ausstrahlt. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach. Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen. 1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet. Zur Messung der Sonnenneutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970ern zum so genannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa 1/3 der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine andere „Art“ umwandeln (Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt.

Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

Super-Kamiokande Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden (Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die sonst von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte z.B. die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem ein Röntgenteleskop an Bord. Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man unter anderem der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern. Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die sowohl von der Erde, als auch von Satelliten und Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, nicht sichtbar sind. Dies war nur mit einer Änderung der Bahnebene der Raumsonde um 90° erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-By-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seitdem bereits zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission nicht möglich gewesen. Swing-By 1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde SOHO in Richtung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt wesentlich der Vorhersage der Sonneneruptionen und Stürme bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO. 2001 startete die Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang Proben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue Isotopenzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Kapsel mit den Proben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch aufgrund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Proben haben den Aufprall dennoch überstanden und werden derzeit von Wissenschaftlern studiert. Für 2013 plant die europäische Raumfahrtbehörde ESA eine Raumsonde namens Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 45 Sonnenradien (etwa 30 Millionen Kilometer) nähern und dabei Strukturen von 100 km Größe auflösen können soll.

Sichtbare Erscheinungen und Beobachtung der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind. Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen! Flare Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (z.B. eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Die Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, dies sind Folien oder beschichtete Gläser, die vor das Auge gehalten oder vor dem Objektiv angebracht werden. Eine detaillierte Beobachtung ist außerdem mit einem Herschelprisma oder Pentaprisma möglich. Bei allen beschriebenen Beobachtungsverfahren wird das gesamte Spektrum des Sonnenlichts gedämpft, die Sonne wird im „Weißlicht“ beobachtet. Dabei werden Sonnenflecken, Flares und die Granulation sichtbar. Um Protuberanzen zu beobachten, bedarf es besonderer Bauteile oder Teleskope. Bei einem Protuberanzenansatz wird die Sonne mittels eines Scheibchens abgedeckt – es wird sozusagen eine künstliche totale Sonnenfinsternis erzeugt. Die am Sonnenrand aufsteigenden Protuberanzen werden durch einen sog. H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Licht des ionisierten Wasserstoffes durchlässt. Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sog. H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden von Amateurastronomen zunehmend eingesetzt. Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronographen, beobachtet werden. Mit freiem Auge kann die Sonne lediglich bei dunstigem Himmel kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang betrachtet werden. Die Erdatmosphäre schluckt den größten Teil des Lichts, insbesondere auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Stauchung des Sonnenbildes als Folge der Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist hingegen nicht, wie oft vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Millionen Jahren abgeschlossen. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem Planetarischen Nebel umgeben ist. Dieser Ablauf lässt sich heute anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten, recht genau im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben . Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, d. h. im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

Protostern

Vor ca. 4,6 Mrd. Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter der eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammen gepresst, wobei Druck und Temperatur immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden bereits große Energiemengen in Form von Strahlung abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.

Hauptreihenstern

Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen so weit an, bis die Kernfusionsprozesse einsetzten. Dadurch wurde ein Strahlungsdruck wirksam, der der Schwerkraft entgegenwirkte. Die weitere Kontraktion wurde aufgehalten, der Stern stabilisierte sich. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten Hauptreihensterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie 11 Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft um das Dreifache von 0,7 L₀ auf 2,2 L₀ und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R₀ auf 1,6 R₀ an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, d. h. in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C . Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Spätestens in Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Vorgang führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter. Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten Kernzone aus Helium. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R₀ an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im so genannten Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Hertzsprung-Russell-Diagramm Im Zeitraum von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Durch die Zunahme der Oberfläche strahlt die Sonne noch rötlicher. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2.300 L₀ und einen Radius von 166 R₀. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus. Venus und Merkur werden vernichtet. Von der Erde aus gesehen nimmt die Sonne nun einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch die geringe Gravitation an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse durch Sonnenwind. Gegen Ende dieser Phase strömt ein Anteil von bis zu 1,3·10^-7 M₀ pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum, wobei M₀ die Masse der heutigen Sonne bezeichnet. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen. Da die Kernzone der Sonne keine Energie mehr produziert, gibt sie der Gravitation weiter nach und kontrahiert, bis schließlich die Dichte ungefähr auf das 10.000fache des heutigen Wertes angestiegen ist.

Helium-Blitz und -Brennphase

Durch die Kontraktion der Zentralregion steigt dort die Temperatur schließlich auf 10⁸ K. Bei diesem Wert setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte von der Größenordung 10⁶ g/cm³ im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung, zündet die Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 10¹⁰ L₀. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft ab und zwar um fast einen Faktor 100. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig brennt auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter außen weiter. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L₀ und der Radius bei 10 R₀.

Heliumschalen-Brennen

Danach ist auch das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Millionen Jahre andauert. Damit existieren nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Im Zentrum sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2.000 L₀ und eine Zunahme des Radius auf 130 R₀ verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M₀. In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 10⁶ L₀ eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenarium wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L₀ und 5.000 L₀ erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R₀ und 200 R₀. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur durch die Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M₀ ab.

Weißer Zwerg und Planetarischer Nebel

Durch die erwähnten Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz wird daher der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R₀, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3.500 L₀. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ständig zunimmt, werden die früher ausgestoßenen Gase durch die späteren eingeholt und oft zu einer kugelförmigen Gasschale komprimiert. Für einen außen stehenden Beobachter erscheinen die leuchtenden Gase in diesem Fall als Ring, der als Planetarischer Nebel bezeichnet wird. Durch das Verflüchtigen des Gases erlischt diese Erscheinung nach einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet. Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M₀. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.

Siehe auch

- Astronomie
- Kosmologie
- Sonnenforschung

Literatur

- Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde, Springer- Verlag Berlin, Heidelberg, New York, 1996, ISBN 3-540-59437
- Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben, DVA, 1990, ISBN 3-421-02755-2
- Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
- I.-J. Sackmann et al: Our Sun. III. Present and Future, Astrophysical Journal, 418, S. 457–468, Nov. 1993 [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S Online-Version]
- C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde, Spektrum der Wissenschaft, Oktober 2004, S. 52–59
- Wolfgang Mattig, Die Sonne, Beck'sche Reihe Bd.2001, ISBN 3-406-39001-3
- Wolfgang Mattig, Artikel in [http://www.sonneonline.org SONNE 103]

Weblinks

- [http://www.extrasolar-planets.com/astronomie/sonne.php extrasolar-planets.com - Sonne] (dt.)
- [http://www.raumfahrer.net/astronomie/sonnensystem/sonne.shtml Raumfahrer.net: Die Sonne]
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Sun Bilder von der Sonne]
- [http://www.baschelden-network.de/ass/Sol/ „Cinema del Sol“: animierte Protuberanzen und Sonnenflecken]
- [http://www.sonnenbeobachtung.de Informationen zur Sonnenbeobachtung mit Bildergalerie]

Videos

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990704.rm Woher hat die Sonne ihre Energie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040929.rm Ist die Sonne etwas Besonderes?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031112.rm Steuert die Sonne unser Wetter?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030709.rm Krümmt die Sonne den Raum?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990718.rm Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?] Kategorie:Sonne Kategorie:Individueller Stern erster Größe und heller ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Space Shuttle

Der Space Shuttle ist ein von der NASA in den USA entwickelter Raumfährentyp. Er ging aus dem Versuch hervor, ein wiederverwendbares Raumfahrzeug zu entwickeln. Damit sollten vor allem Kosten gegenüber den bis dahin üblichen Raketen eingespart werden, bei denen alle Raketenstufen nur einmal verwendet werden konnten. Weil ein einstufiger Raumgleiter in den 1960er Jahren außerhalb der technischen Möglichkeiten lag, kam nur ein mehrstufiges System in Frage. Aus dieser Zeit stammt auch die Abkürzung STS für Space Transportation System, mit denen bis heute die NASA-Missionsnummern beginnen. Die STS-Nummern ergeben aber keine chronologische Reihenfolge, wie untenstehende Tabelle zeigt, sondern werden oft Jahre vor dem Start vergeben. Als Space Shuttle wird das gesamte System aus Raumfähre (engl.: Orbiter Vehicle, 'OV'), externem Tank (ET) und Feststoffraketen (Solid Rocket Booster, 'SRB') bezeichnet. Die einzelnen Raumfähren sind nach historischen Forschungsschiffen benannt. __TOC__

Prinzip

Der Space Shuttle startet im Kennedy Space Center (KSC) bei Cape Canaveral (Florida) senkrecht mit Hilfe seiner drei SSME-Haupttriebwerke, die aus einem großen, abwerfbaren Tank mit flüssigem Wasserstoff und Sauerstoff gespeist werden und zweier großer Feststoffraketen (engl. solid-fuel rocket boosters, SRB). Diese Booster haben eine Brennzeit von ca. 2 Minuten. Anschließend werden sie in einer Höhe von rund 50 km abgeworfen und steigen noch durch ihre hohe Geschwindigkeit auf ca. 66 km Höhe, bevor sie zurückfallen. Sie gehen an Fallschirmen im Atlantischen Ozean nieder und können nach einer Bergung wiederverwendet werden. Da die Bergung und anschließende Überholung der Booster jedoch teurer als eine Neuherstellung ist, wird das nicht (mehr) praktiziert. Die Booster werden trotzdem in regelmäßigen Abständen geborgen und auf eventuelle Schäden und Fehlerquellen untersucht. Nach der Abtrennung der Booster fliegt der Space Shuttle mit Hilfe seiner SSME-Triebwerke weiter. Nach ungefähr achteinhalb Minuten Brenndauer wird kurz vor Erreichen der Orbitalgeschwindigkeit der Außentank in ca. 109 km Höhe abgeworfen. Er verglüht, nachdem er die Erde fast vollständig umrundet hat, größtenteils in der Atmosphäre, die Reste fallen in den Pazifischen Ozean. Nach einer Minute hat das Shuttle eine Geschwindigkeit von 1.609 km/h und 680 Tonnen Treibstoff verbraucht. Nach zwei Minuten hat das Shuttle eine Höhe von 45 Kilometern erreicht und eine Geschwindigkeit von 4.828 km/h. Anschließend wird die Raumfähre von ihren kleinen Manövriertriebwerken in eine elliptische Umlaufbahn mit einem tiefsten Punkt von etwa 109 Kilometer und einem höchsten Punkt von 185 km über Normalnull beschleunigt. Wenn der Orbiter nach einem halben Erdumlauf den bahnhöchsten Punkt erreicht, zünden die Manöviertriebwerke erneut um die Umlaufbahn in eine Elipse mit einem bahntiefsten Punkt in 185 km und einem bahnhöchsten Punkt auf der Zielhöhe (zum Erreichen der ISS etwa 400 km über NN) zu Verwandeln. Wenn der Orbiter wieder den bahnhöchsten Punkt erreicht zündet er die Manövriertriebwerke erneut und zirkularisiert die Bahn in dieser Höhe. Dabei wird eine Orbitalgeschwindigkeit von bis zu 28.067 km/h erreicht. Nach erfolgtem Raumflug von bis zu 17 Tagen Dauer kehrt die Raumfähre auf die Erde zurück. Beim Wiedereintritt in die Erdatmosphäre wird sie durch spezielle Hitzeschutzkacheln an der Front- und Unterseite vor den extremen Wärmeeinwirkungen der Reibungshitze geschützt. Bereits kurz nach dem Wiedereintritt, noch mehrere hundert Kilometer entfernt, erhält sie von der vorgesehenen Landebahn Leitsignale. Die Besonderheit bei der Rückkehr ist, dass der Space Shuttle im Gleitflug antriebslos zur Landung fliegt und somit nur einen Landeversuch hat. Schlechte Wetterbedingungen an den Hauptlandeplätzen machen mitunter die Auswahl eines anderen Zielgebietes notwendig. Space Shuttles landen hauptsächlich im Kennedy Space Center (Florida). Die Alternativen erster Wahl sind die Luftwaffenbasen Edwards (Kalifornien) sowie White Sands (New Mexico), wo übrigens auch die Erprobung der damals neu entwickelten Raumfähre stattgefunden hat. Es gibt aber rund um die Welt Notlandeplätze, wie etwa der Flughafen in Manching bei Ingolstadt, der eine der längsten Landebahnen in Europa hat, der Köln/Bonner Flughafen und jener von Riad (Saudi-Arabien). Sollte es erforderlich sein, dass der Shuttle an einem anderen Ort landet als in Florida, wird es huckepack auf einer modifizierten Boeing 747 (dem sogenannten Shuttle Carrier Aircraft, SCA) zurück dorthin transportiert. Um die Aerodynamik bei diesem Manöver zu verbessern, wird am Heck des zu transportierenden Shuttles eine nach hinten spitz zulaufende Abdeckung angebracht, die die Triebwerke des Shuttles verdeckt. Im Gegensatz zu früheren Raumschiffkonzepten (Apollo-Projekt, Sojus) sind sowohl die Fähre selber, als auch Teile der Raketen für etwa 100 weitere Starts wiederverwendbar.

Entwicklung

Sojus Sojus Die ersten Schritte zur Entwicklung des Space Shuttle begannen Ende der 1960er Jahre. Die NASA war zu der Zeit voll mit den Vorbereitungen des Apollo-Projekts beschäftigt. Die Firmen North American Rockwell und McDonell Douglas wurden beauftragt, Definitionsstudien für ein zweistufiges, in beiden Stufen bemanntes und wiederverwertbares System auszuarbeiten. Beide Stufen sollten gemeinsam von der Startrampe starten und sich in ca. 40 km Höhe trennen. Die erste Stufe sollte wie ein Flugzeug wieder auf der Landebahn landen und die zweite Stufe in den Orbit gelangen. Nach Abschluss der Mission würde auch der Orbiter wieder im Gleitflug zur Erde schweben. Nach eingehenden Studien hätten die Entwicklungskosten für ein komplett wiederverwertbares System ca. 10-12 Milliarden Dollar betragen. Deswegen entschied sich die NASA für ein nur teilweise wiederverwertbares System, das mit Entwicklungskosten von ca. 6 Milliarden Dollar, zu dem heutigen Space Shuttle führte. Da die Kosten auch von der Air Force und dem CIA mitgetragen wurden, musste auch deren Forderungen Rechnung getragen werden. Das war hauptsächlich eine möglichst hohe Nutzlast, um auch große Spionagesatelliten in den Orbit transportieren zu können. So entwickelte sich aus dem vorher geplanten relativ kleinen Shuttle mit kleinen Tragflächen die heutige Version mit großer Ladebucht und den charakteristischen dreieckigen Deltaflügeln am Heck. Das erste Space Shuttle mit dem Namen „Enterprise“, Kennzeichnung „OV-101“, kam zum ersten Mal am 17. September 1976 für Testzwecke zum Einsatz. Es war nur für System- und Landetests und nicht für Flüge in den Orbit ausgestattet. Zuerst sollte das Space Shuttle „Constitution“ heißen, nach einer Briefkampagne von Fans der Serie „Star Trek“ (dt. Raumschiff Enterprise) wurde die Raumfähre jedoch umbenannt. Die „Enterprise“ steht heute im „National Air and Space Museum“. Der zweite Orbiter „Columbia“, Kennzeichnung „OV-102“, hatte sein Roll-Out am 8. März 1979. Am 12. April 1981 startete Columbia zum ersten Flug (STS-01) eines Space Shuttles in den Orbit und landete zwei Tage später erfolgreich auf der Edwards Airforce Base. Am 1. Februar 2003 verglühte der Orbiter beim Landeanflug. Alle 7 Astronauten fanden dabei den Tod.

Liste der Space Shuttles

Siehe Liste der Space-Shuttle-Missionen für eine chronologische Auflistung aller Space Shuttle-Missionen.

Statistiken

Stand 25. August 2005
- STS-80 STS-80

Weitere Entwicklung

Nach dem Verlust der Columbia wurde den verbleibenden Shuttles ein 2,5-jähriges Startverbot erteilt. Die Raumfähren haben mit dem Start der Discovery am 26. Juli 2005 ihren Dienst in verbesserter Version wieder aufgenommen. Da jedoch bei dem Start mehrere, mitunter auch größere, Stücke der Isolierschaumabdeckung des externen Tanks sich gelöst haben und somit den Hitzeschild der Discovery beschädigen könnten, setzte die NASA alle weiteren Shuttle-Start bis zur Behebung der Problematik aus. Wie der NASA-Administrator Michael Griffin am 29. Juli erklärte, sollte das Startverbot nicht lange dauern, so dass ab dem Frühjahr 2006 mit dem Start des nächsten Shuttles zu rechnen ist. Auch wurden bei den Untersuchungen im Orbit bisher nur geringfügige Beschädigungen am Hitzeschild der Discovery gefunden, die keine Gefahr bei dem Atmosphärenwiedereintritt darstellen. Nach der Bekanntgabe des neuen Weltraumprogramms von US-Präsident George W. Bush am 14. Januar 2004 wird das Space Shuttle-Programm jedoch nur noch bis zum Jahr 2010 weiterbetrieben. Ob die USA somit ihre Transportaufgaben zur Fertigstellung der ISS überhaupt leisten werden, ist unklar. Der Nachfolger der Space Shuttles sollte der Venture Star werden. Da die Kosten jedoch bereits beim Bau des Prototypen X-33 weit über dem Plan lagen, wurde das Projekt im Jahre 2001 gestoppt. 2001 Im oben erwähnten Weltraumprogramm Vision for Space Exploration wird ein Crew Exploration Vehicle (CEV) angekündigt, dessen Entwicklung derzeit angegangen wird. Bis zum 2. Mai 2005 lief die Bewerbungsphase, seitdem liegen vermutlich zwei Konzepte vor: ein Kapsel-basiertes von Northrop Grumman/Boeing und ein Lifting Body-basiertes von Lockheed Martin, wobei NASA ein Kapsel-basiertes Design bevorzugt. Zudem gibt es Pläne für das Shuttle Derived Launch Vehicle (SDLV) - eine Trägerfamilie, die Elemente des heutigen Shuttles, wie den Außentank, die Feststoffbooster und die Haupttriebwerke SSME verwendet. Ein „leichter“ Träger (etwa in der Größenordnung einer Delta IV Heavy) soll für den Transport des CEV verwendet werden, ein schwerer soll Schwerlasttransporte für das bemannte Mond- und Marsprogramm übernehmen.

Kritik

Die Untersuchung des Columbia-Unglücks hat innerhalb der NASA schwere technische und organisatorische Mängel aufgezeigt, ähnlich wie früher bei der Challenger-Katastrophe. Allgemein ist das gesamte Space Shuttle-Programm durch den niederschmetternden Untersuchungsbericht bei der Öffentlichkeit als veraltet und anfällig in Misskredit geraten. In einer BBC-Dokumentation über die Entwicklung des Space Shuttles (dt.: „Der Traum, der vom Himmel fiel“) wurde dieses System mit einem „Ritt auf einer Dynamitstange, begleitet von zwei Feuerwerkskörpern“, verglichen, um Mängel bei der Konzeption darzustellen. Mit zwei Totalverlusten (14 Tote) bei 114 Flügen ist der Shuttle im Vergleich zu anderen Trägersystemen dennoch sehr zuverlässig, allerdings verfügt es nicht, wie z.B. die Apollo- oder Sojusmissionen, über ein nennenswertes Rettungssystem für die Mannschaft. Ein weiterer Kritikpunkt ist, dass die erhofften Transportpreise für „Weltraumgüter“ nie die angestrebten 200 US-$ pro Kilogramm erreicht haben - der Preis liegt bei rund 16.000 US-$. Die heutige Raumfähre sei technisch überzüchtet, anstelle sich in erster Linie auf den Materialtransport in den Weltraum zu konzentrieren. Als immer größeres Manko stellte sich der Hitzeschild heraus, welcher aus vielen kleinen Keramikkacheln besteht. Immer wieder fanden NASA-Ingenieure nach der Landung beschädigte Kacheln, jedoch betrafen die Schäden bis zum Verlust der Columbia 2003 nie einen lebenswichtigen Teil des Raumschiffes. Hitzeschild Einige Kritiker bemängeln auch, der Space Shuttle sei im Vergleich zur russischen Buran von minderem Wert. Der auffälligste Unterschied: Die Buran wird von einer separaten Rakete (Energija) hochgetragen, während das Space Shuttle mit seinen SSME-Haupttriebwerken selbst die Rakete darstellt, aber dafür den externen Treibstofftank mitschleppt. Das Space Shuttle besitzt also aufwändige bordinterne Treibstoffpumpen und zusätzliche Technik, auf die die Buran verzichtet. Zudem muss das Space Shuttle das Gewicht der drei Haupttriebwerke, die nur beim Aufstieg verwendet werden, mit in den Orbit und zurück zur Erde tragen. Da die Triebwerke des Shuttles mehrfach einsetzbar sind, sind sie sehr aufwändig und teuer, damit aber auch sehr leistungsfähig und effizient. Auch die „RD-0120“ Haupttriebwerke der Energija-Rakete sollten wiederverwendbar sein (Rückkehr des Triebwerkblocks zur Erde), doch wurde dies niemals umgesetzt. Die Buran hat eine etwa um fünf Tonnen höhere Nutzlastkapazität als der Space Shuttle und sie besitzt eine optimierte Anordnung der Hitzeschutzkacheln - die Fugen zwischen den Kacheln verlaufen fast immer rechtwinklig zur Strömungsrichtung der Luft. Insgesamt kann man sagen, dass das Energija-Buran-System flexibler als der Shuttle im Einsatz ist, so kann Buran z. B. auch unbemannt fliegen oder die Energija ohne Buran als ein Schwerlasttransporter verwendet werden. Ein weiteres kleines Übel ist, dass die Wartungsarbeiten und die Herstellung von Ersatzteilen fast völlig von einer Firma bzw. deren Tochterfirmen übernommen wird - nämlich Boeing. Da deshalb Zehntausende von Menschen vom Space Shuttle-Programm abhängen, so die Kritiker, erscheine es in politischer Hinsicht als nicht opportun, das Programm zugunsten einer besseren Technologie ganz einzustellen. Des Weiteren kann das Space Shuttle teilweise als Fehlplanung erachtet werden: Der Kongress beschloss, sowohl für die Air Force als auch für die NASA ein gemeinsames Trägersystem zu entwickeln, welches alle bisherigen Trägerraketen ersetzen sollte. Weil das Space Shuttle jedem Partner genügen sollte, stelle die Raumfähre für den heute einzigen Betreiber, die NASA, ein suboptimales Produkt dar.

Siehe auch

- X-38
- Raumfahrt, Geschichte der Raumfahrt
- Crew Exploration Vehicle
- Liste der Space-Shuttle-Missionen, Shuttle-Mir-Programm, PNEO
- Space Shuttle Pathfinder

Weblinks

- [http://spaceflight.nasa.gov/shuttle/index.html NASA Space Shuttle Homepage] (englisch)
- [http://www.nasa-statistik.de NASA-Statistik: Informationen über alle bemannten NASA-Missionen] (dt.)
- [http://www.extrasolar-planets.com/raumfahrt/space_shuttle.php Informationen zum Space Shuttle (extrasolar-planets.com)]
- [http://www.raumfahrer.net/raumfahrt/spaceshuttle/home.shtml Informationen zum Space Shuttle (raumfahrer.net)]
- [http://www.geocities.com/CapeCanaveral/4411/faq-e.htm Infos zu den Shuttles einschließlich Prototypen] (englisch)
- [http://bernd-leitenberger.de/space-shuttle.html Space Shuttle bei Bernd Leitenberger] (dt.)
- Photos der NASA zum Space Shuttle [http://spaceflight1.nasa.gov/gallery/images/shuttle/index.html] (bemerkenswert: sehr hohe Auflösung)

! ja:スペースシャトル th:กระสวยอวกาศ

Raumfähre

]] Eine Raumfähre (als Anglizismus auch Spaceshuttle) ist ein wiederverwendbares Transportfahrtzeug für die Raumfahrt, das nach einer Weltraummission wie ein Flugzeug landend zum Erdboden zurückkehrt. Raumfähren sind durch ihre Wiederverwendbarkeit deutlich zu unterscheiden von Raumkapseln, z. B. der Kapsel des Apollo-Projekts oder der Sojus-Kapsel, die nur einmal eingesetzt werden können. Siehe auch: Raumschiff, Raumflugzeug, Geschichte der Raumfahrt

Space Shuttle

Das US-amerikanische Space Shuttle ist der einzige Raumfährentypus, der tatsächlich zu bemannten Missionen im Weltraum eingesetzt wird. Es wurden seit den 70er Jahren fünf raumflugtaugliche Modelle gebaut, die es zusammen auf über hundert Starts brachten, und von denen mittlerweile zwei verunglückt sind.

Shuttle Buran

Das russische Shuttle Buran ("Schneesturm") wurde 1976 genehmigt und ab 1980 entwickelt. Der Buran wurde am 15. November 1988 von einer Energija-Rakete zu seinem ersten und einzigen Flug in den Orbit gebracht. Da der Buran über keine Lebenserhaltungssysteme verfügte, war der Flug unbemannt. Er dauerte etwa 3,5 Stunden. Mit dem zweiten Russischen Shuttle Ptichka ("kleiner Vogel") sollte ab 1991 der reguläre Flugbetrieb aufgenommen werden. Nach dem Zerfall der Sowjetunion im Herbst 1989 wurde das Projekt jedoch zu teuer. Das russische Shuttle-Programm wurde 1993 offiziell eingestellt.

Raumgleiter Hermes

Die ESA plante mit dem Raumgleiter Hermes ein ähnliches System, für das die Ariane 5 als Trägerrakete vorgesehen war. Anders als beim amerikanischen Spaceshuttle-System STS, sitzt der Hermes nicht huckepack auf der Trägerrakete, sondern an der Spitze. Mit dieser Konfiguration wäre das gesamte Trägersystem fehlerunanfälliger gewesen, da beim Start abfliegende Teile die Außenwand des Shuttles nicht beschädigen können (welches der Auslöser für die Columbia-Katastrophe im Jahre 2003 war). Aufgrund der hohen Kosten (ca. 6 Mrd. €) wurde die Entwicklung 1992 eingestellt.

HOPE-X

Auch die japanische Raumfahrtbehörde NASDA entwickelt mit dem Projekt HOPE-X eine Raumfähre. Geplagt von finanziellen und technischen Problemen, ist bisher allerdings kein Erfolg abzusehen.

Sänger II

Der Sänger II ist ein durch den Deutschen Eugen Sänger konzipierter Raumgleiter/Raumflugzeug, der jedoch niemals gebaut wurde.

Hopper

Der Hopper ist ein unbemanntes Raumtransportsystem, an dem zurzeit bei der ESA Konzeptstudien und vorbereitende Entwicklungen laufen.

Kliper

Der Kliper (je nach Übersetzung auch Klipper oder Clipper) ist ein, von der russischen Weltraumagentur Roskosmos entwicklelter Raumgleiter. Über eine Kooperation mit der ESA wird derzeit diskutiert. Er soll 700 kg Nutzlast und sechs Astronauten beherbergen können. Der Jungfernflug ist für ca. 2012 geplant.

Weblinks

- [http://www.raumfahrer.net/raumfahrt/spaceshuttle/home.shtml Space Shuttle]
- [http://www.raumfahrer.net/raumfahrt/raketen/buran.shtml Buran und Energija]
- [http://www.space-to-go.de Informationen zu Raumfähren] Kategorie:Raumfahrt

Mond

Der Erdmond (lateinisch Luna), der meist nur Mond genannt wird, ist der einzige natürliche Trabant der Erde. Von ihr abgesehen ist er der einzige Himmelskörper, der bisher von Menschen betreten wurde, und damit auch der am besten erforschte. Trotzdem birgt er noch viele Geheimnisse, etwa zu seiner Entstehung und manchen Geländeformen. Die spätere Entwicklung und sein innerer Aufbau sind jedoch seit einigen Jahren weitgehend geklärt. Das Zeichen des Mondes ist eine Mondsichel: Gelände

Bahn und Rotation des Mondes

Scheinbare Bewegung von der Erde aus gesehen

Von der (rotierenden) Erdoberfläche aus betrachtet, umkreist der Mond die Erde von Osten nach Westen auf einer Bahn, die um 5,1 Grad gegen die Sonnenbahn geneigt ist. Seine scheinbare Bewegung ähnelt damit der der Sonne; sie dauert etwa 24 Stunden und 50 Minuten. Der Zeitpunkt des Mondauf- und -untergangs ist damit jeden Tag etwa 50 Minuten später. In 29 Tagen geht der Mond 28 Mal auf. Für einen Beobachter auf der Nordhalbkugel steht der Mond (wie auch die Sonne) an seinem höchsten Bahnpunkt im Süden, für einen Beobachter auf der Südhalbkugel im Norden (und die sichtbaren Oberflächenstrukturen erscheinen im Vergleich zur Nordhalbkugel auf den Kopf gestellt, wie man beispielsweise bei den in Neuseeland gedrehten „Der Herr der Ringe“-Filmen in einigen Szenen gut sehen kann). In Äquatornähe kann man den Mond an seinem höchsten Punkt im Zenit sehen.

Mondbahn

Die Bahn des Mondes um die Erde ist eine Ellipse der numerischen Exzentrizität 0,055; das heißt, die größte und die kleinste Entfernung vom Zentrum weicht jeweils um 5,5 Prozent von einer wirklichen Kreisbahn ab. Der mittlere Bahnradius – die große Halbachse – misst 384.400 Kilometer. Den erdnächsten Punkt der Bahn nennt man Perigäum. Er befindet sich 356.410 km vom Erdmittelpunkt entfernt. Der erdfernste Punkt heißt Apogäum und ist 406.740 km vom Erdmittelpunkt entfernt. Die Durchgänge des Mondes durch die Bahnebene der Erde (die Ekliptik) nennt man Mondknoten, wobei der aufsteigende Knoten den Eintritt in die Nord-, der absteigende den in die Südhemisphäre beschreibt. Der Mond umläuft zusammen mit der Erde die Sonne, durch die Bewegung um die Erde pendelt der Mond jedoch um eine gemeinsame Ellipsenbahn. Die Variation der Gravitation während dieser Pendelbewegung führt zusammen mit geringeren Störungen durch die anderen Planeten zu Abweichungen von einer exakten Keplerellipse um die Erde.
- Das Perigäum umläuft die Erde direkt mit einer Periode von 8,85 Jahren.
- Die Mondknoten umlaufen die Erde aufgrund einer Präzessionsbewegung retrograd, also gegen die Umlaufrichtung des Mondes, mit einer Periode von 18,61 Jahren. Sie bewirken daher eine schwache Modulation der Erdpräzession mit eben dieser Periode, die als Nutation bezeichnet wird.

Bahnperiode

Die Dauer eines Bahnumlaufs des Mondes (Monat) kann man nach verschiedenen Kriterien festlegen, die jeweils unterschiedliche Aspekte abdecken.
- Nach einem siderischen Monat (27,32 d) nimmt der Mond wieder die gleiche Stellung zu den Fixsternen ein (von der Erde aus beobachtet).
- Nach einem synodischen Monat (29,53 d; Periode der Mondphasen) erreicht der Mond wieder die gleiche Stellung zur Sonne (von der Erde aus beobachtet).
- Einen drakonitischen Monat (27,2122 d) benötigt er, um wieder durch den gleichen Knoten seiner Bahn zu laufen; er ist wichtig für die Sonnen- und Mondfinsternisse.
- Einen anomalistischen Monat (27,555 d) benötigt der Mond von einem Perigäumdurchgang zum nächsten.

Mondphasen

Das Aussehen des Mondes variiert im Laufe seines Bahnumlaufs und durchläuft die Mondphasen Mondphase
- Neumond – der Mond steht zwischen der Sonne und der Erde
- zunehmender Mond (abends sichtbar)
- Vollmond – die Erde steht zwischen der Sonne und dem Mond
- abnehmender Mond (morgens sichtbar) right Die nicht von der Sonne beleuchteten Teile der erdzugewandten Mondseite sind dabei nie völlig dunkel, sondern werden durch das Erdlicht – den Widerschein der Erdoberfläche und der Erdatmosphäre – indirekt ein wenig aufgehellt. Diese Aufhellung wird auch als aschgraues Mondlicht bezeichnet und ist am besten bei schmaler Mondsichel zu sehen. Seine Ursache wurde schon von Leonardo da Vinci richtig erkannt. Mit einem Fernglas selbst geringer Vergrößerung sind in dem Erdschein sogar Einzelheiten erkennbar, denn aufgrund des größeren Durchmessers und des höheren Rückstrahlungsvermögens der Erde ist die „Vollerde“ rund 50 mal so hell wie der Vollmond. Messungen des aschgrauen Mondlichts erlauben Rückschlüsse auf Veränderungen der Erdalbedo.

Mondrotation

Durch die Gezeitenwirkung, die durch die Gravitation der Erde entsteht, hat der Mond seine Rotation der Umlaufzeit (siderischer Monat) angepasst (