Astronomie ganz einfach Bauen und Beobachten

Percy Seym our

Astronom ie ganz einfach Bauen und Beobachten -Von der Sonnenuhr zum Spiegelfernrohr

Kosm os G esellschaft der Naturfreunde Franckh'sche Verlagshandlung Stuttgart

Inhalt

A stronom ie - die älteste W issenschaft

5

E inleitende H inw eise

9

P rojekt 1: S onnenstand und S chattenw urf P rojekt 2: D ie Länge des kürzesten S chattenw urfes im

10

Verlauf eines Jahres P rojekt 3: D ie geographische B reite näher betrachtet P rojekt 4: S onnenuhren

12 14 16

P rojekt 5: O rientierung nach dem S onnenstand P rojekt 6: W ie bew egen sich die S terne über den H im m el? P rojekt 7: D ie zirkum polaren S ternbilder der nördlichen

19 20

H em isphäre P rojekt 8: E ine S ternuhr P rojekt 9: D ie S ternbilder der verschiedenen Jahreszeiten P rojekt 1 0 : E ine einfache drehbare S ternkarte P rojekt 11: B ew egung und P hasen des M ondes P rojekt 1 2 : D ie B ew egung der P laneten P rojekt 1 3 : E inführung in die O ptik der Linsen und Teleskope P rojekt 14: B au eines einfachen astronom ischen Fernrohrs P rojekt 1 5 : D er E insatz des Fernrohrs bei der S onnenbeobachtung P rojekt 16: D ie B eobachtung des M ondes P rojekt 1 7 : B eobachtungen m it dem F ernglas P rojekt 1 8 : D er H ohlspiegel P rojekt 1 9 : B au eines D obson-Teleskops P rojekt 20: D er E insatz des D obson-Teleskops P rojekt 21: A strofotografie P rojekt 22: E in M odell des E rde-M ond-S onne-S ystem s

23 26 28 30 32 34 36 39

Anhang 1: G lossar

68

A nhang 2: B ezugsquellen

69

A nhang 3: N ützliche A nschriften A nhang 4: B ücher und Zeitschriften A nhang 5: D ie B ew egung der P laneten

69 70 71

R egister

73

41 44 46 48 49 55 57 64

A stronom ie - die älteste W issenschaft

Lange bevor irgendeine andere N aturw issenschaft w ie P hysik, C hem ie oder M edizin betrieben w urde, in vorgeschichtlicher Z eit, studierte m an den S ternenhim m el. W arum w aren die M enschen so sehr an der B eobachtung der S terne interessiert, w enn es doch viel dringlichere D inge hier auf der E rde zu tun gab? S icher w ar es doch w ichtiger, nicht zu frieren, ausreichend ernährt und vor w ilden Tieren geschützt zu sein. In jenen längst vergangenen Tagen lebten die M enschen von der Jagd und von Pflanzen. M an w ußte, daß diese „lebendige N ahrung" nicht zu jeder Zeit zur V erfügung stand; unsere V orfahren hatten indessen keinen K alender, so w ie w ir ihn heutzutage kennen, m it dem sie ihre Jagd- und S am m eltätigkeit nach den Zeiten organisieren konnten, zu denen es bestim m te Tiere und P flanzen gab. S ie erkannten jedoch schon bald, daß sich der N achthim m el im W echsel der Jahreszeiten beständig veränderte. D ie vorgeschichtlichen Jäger und S am m ler m üssen zum B eispiel bem erkt haben, daß zu der Z eit, in der gew isse S terngruppen unm ittelbar nach S onnenuntergang am O sthorizont zu sehen w aren, im m er bestim m te B eeren zum E ssen reif w aren. S ie dürften ebenso festgestellt haben, daß einige V ögel und andere Tiere für eine W eile aus der G eg end verschw anden, um erst dann w ieder zu erscheinen, w enn andere S terngruppen sich nach S onnenuntergang im O sten zeigten. A uf diese W eise entw ickelten sie die Fähigkeit, den H im m el als K alender zu benutzen; und als sich schließlich diese urzeitlichen M enschen als B auern niederließen, gebrauchten sie den H im m elskalender als E ntscheidungshilfe, w ann die S aat auszubringen w ar und um sich auf die kom m enden Jahreszeiten einzustellen. D ieser K alender gilt für uns noch heute, die S terngruppen verändern ihre Sichtbarkeitszeiten das ganze Jahr hindurch langsam von N acht zu N acht, w ie sie es schon jahrtausendelang getan haben. A m S tand der S onne lasen die antiken A stronom en die Zeit w ährend des Tages ab, die S terne nahm en sie zur Zeitbestim m ung w ährend der N acht. A n ihren Tem peln und P yram iden ist zu erkennen, daß sie sich nach dem S tand von S onne und S ternen orientieren konnten. D ie E rstellung des K alenders, die A ngabe der Tageszeit und die O rientierung w aren vorrangige A ufgaben der frühen A stronom en. Zu unserem W issen über E rde, Fixsterne und P laneten haben diese früher H im m elsbeobachter sehr viel beigetragen. A lle diese frühen B eobachtungen w urden m it bloßem A uge gem acht. O hne technische Instrum ente jedoch konnten kaum Inform ationen über die E ntfernung von S onne, M ond und S ternen gew onnen w erden, und so gab es über die

A nordnung dieser K örper im R aum viele verschiedene V orstellungen. E ine von ihnen w ar, daß alle S terne an der Innenseite einer großen K ugel angebracht sind, in deren M ittelpunkt sich unsere E rde befindet. D ie vorgeschichtlichen A stronom en entdeckten aber auch einige m erkw ürdige G estirne, die zw ischen den anderen S ternen um herw anderten. D iese „W anderer" nennen w ir heute P laneten, nach dem griechischen W ort für „um herirren". M an dachte, daß jeder der fünf P laneten, die m it freiem A uge zu sehen sind, an einer eigenen durchsichtigen S phäre befestigt ist. M an stellte sich also das W eltall als eine Folge von durchsichtigen K ugeln vor, w obei die E rde im Zentrum steht, jede w eitere K ugel m it jew eils einem G estirn besetzt ist und die äußerste S phäre schließlich die sogenannten „Fixsterne" -das heißt jene G estirne, die sich gegeneinander nicht zu bew egen scheinen - trägt. D ieses W eltbild w urde über Jahrhunderte hinw eg als zutreffend angesehen; es lieferte im m erhin ein brauchbares M odell, m it dem vielerlei E ntdek-kungen gem acht w erden konnten.

A bb. 1

E inealteV orstellungvom A ufbaudesU niversum s

Abb. 2 Nikolaus Kopernikus (1473-1543) gilt als der Begründer des modernen Weltbilds

Abb. 4 Verschiedene Typen von Galaxien. a. Normale Spiralgalaxien

Das Werk von Männern wie Kopernikus, Brahe, Galilei und Newton und die Erfindung des Fernrohrs führten zu unserem modernen Bild vom Sonnensystem. Dieses Sonnensystem ist ganz einfach eine kleine Gruppe von Himmelskörpern einschließlich der Erde, die ein Zentralgestirn, unsere Sonne, umkreisen. Wir kennen heute neun größere Planeten, die sich nicht auf exakten Kreisen, sondern auf sogenannten Ellipsen um die Sonne bewegen. Einige dieser Planeten zeigen Phasen wie unser Erdmond, und mehrere andere Planeten haben ebenfalls Monde. Des weiteren kreisen um unsere Sonne eine große Anzahl wesentlich kleinerer Planeten, die sogenannten Asteroiden, sowie Schwärme von festen Partikeln und Gesteinsmaterial, die Meteoritenströme; dazu kommen noch gewaltige „Schneebälle" mit langen Gasschweifen, die als Kometen bekannt sind. Unsere Sonne ist ein ganz normaler Stern wie zahllose andere Sterne auch, doch ist sie der Erde so nahe, daß sie nicht als kleiner Lichtpunkt, sondern als heißer Feuerball am Himmel steht. Die meisten Fixsterne sind sehr große, heiße Gaskugeln, von denen viele bedeutend größer sind als unsere Sonne. Die einen stehen für sich, andere bilden Gruppen von zwei oder mehr Sternen, und wieder andere sind Bestandteil gewaltiger Sternhaufen. Die Entfernungen zu den Sternen sind so groß, daß sie in Lichtjahren gemessen werden; Ein Lichtjahr stellt die Strecke dar, die ein Lichtstrahl in einem Jahr zurücklegt - das sind knapp 10 Millionen Millionen (9,4605 Billionen) Kilometer.

Abb. 3 Unsere heutige Vorstellung vom Aufbau des Sonnensystems Blickt man in einer klaren Nacht fernab von den störenden Lichtern einer Stadt nach oben, sieht man ein etwas verschwommenes, sich über den ganzen Himmel erstreckendes, prachtvoll leuchtendes Band: die Milchstraße. Langjährige Beobachtungen mit Teleskopen ergaben, daß sie aus etwa 100 Milliarden einzelnen Sternen besteht. Einige dieser Sterne können innerhalb ausgedehnter Gaswolken gefunden werden, doch gibt es auch Gas- und Staubwolken

b. Balkenspiralen

z wischen den Sternen. Unsere Milchstraße gleicht einer Stadt mit einem „Zentrum", dem galaktischen Zentrum, und spiralig gewundenen „Straßen", die vom Zentrum wegführen. Unsere Sonne ist eine der vielen Sterne an einer solchen Straße, ungefähr bei zwei Drittel des Weges vom Zentrum in Richtung „Stadtrand". Vor allem in den ersten Jahrzehnten unseres Jahrhunderts entdeckte man neben unserer Milchstraße noch viele

andere G alaxien. M ilchstraß ensystem e oder G alaxien besitzen die verschiedensten F orm en und G röß en, und sie sind größ tenteils in H aufen gruppiert. D ie E ntfernungen zw ischen den G alaxien innerhalb eines H aufens sind ungeheuer groß ; sie betragen annähernd das Z ehnfache eines G alaxiendurchm essers, d. h. ungefähr 7 B illionen (7 x 1 0 1 8 ) K ilom eter, doch sind sie im m er noch gering im V ergleich m it den D istanzen zw ischen den G alaxienhaufen. S o kann das U niversum als eine A nsam m lung einer gew al-

tigen Z ahl von G alaxienhaufen angesehen w erden, w obei jeder H aufen zw ischen 20 und 1 0 0 G alaxien und jede G alaxie w iederum eine unübersehbare Z ahl von S ternen enthält. Innerhalb unserer M ilchstraß e sind w ir besonders m it einem S tern vertraut, der ein P lanetensystem besitzt (also unsere S onne). W ir w issen auch eine ganze M enge über unseren eigenen P laneten, und w ir sind im B egriff, die anderen P laneten im S onnensystem m it H ilfe von R aum son den genauer kennenzulernen.

A bb. 5 D er A ndrom edanebel, eine G alaxie ähnlich unserem M ilchstraß ensystem

Einleitende H inw eise

D ie P rojekte in diesem B uch sind be w uß t in einer bestim m ten R eihenfolge angeordnet, aber es ist nicht unbedingt notw endig, sich an diese R eihenfolge zu halten. M an nehm e ruhig die A ufgaben in Angriff, die besonders interessieren. E inige spätere P rojekte hängen von Inform ationen oder A usrüstungsteilen ab, die schon w eiter vorne angesprochen w urden. In diesem F all m üß te m an dort nachschlagen. E tliche Inform ationen sind auch auf anderem W eg zu erhalten. S o ist beispielsw eise die geographische B reite des B eobachtungsorts einem A tlas oder einer Landkarte zu entnehm en. E ine V orstellung von den H im m elsrich tun gen erhält m a n d urch de n U m ga ng m it eine m Kom paß. Es tauchen einige technische Fachausdrücke auf, die größtenteils im Lauf des T exts erklärt w erden. A m E nde des B uch es steht ab er a uch no ch eine kurze Liste von B e griffserklärungen, auf die, w enn nötig, zurückgegriffen w erden kann (A nhang 1 ) . D ie m eisten B aum aterialien können preisw ert in E isenw arengeschäften, in S chreibw arenhandlungen und H eim w erkerläden erw orben w erden, doch für F ernrohre und F eldS techer ben ötigt m a n F ach gesch äfte. E in kurzes V erzeichnis entsprechender F irm en ist im A nhang 2 zu finden. D as H obby A stronom ie kann sehr viel F reude m achen, doch n och m ehr V ergnü gen m acht es, w en n m an sich ein er örtlichen G ruppe von A m ateurastronom en anschließ t- dort läß t sich eine ganze M enge lernen. A nhang 3 enthält nähere A ngaben über astronom ische V ereinigungen, die in

der Lage sind, die A nschrift der in der U m gebung tätigen G ruppe m itzuteilen. V ielleicht hat die A rbeit m it diesem B uch den E ffekt, daß ein bestim m ter B ereich der A stronom ie besonders interessiert: A nhang 4 inform iert über B ücher, die dabei behilflich sein können. N ur w enige S chriften geben H ilfestellung dabei, auf dem W eg des S elbstbaus der A usrüstung und der eigenen B eobachtung sich in die A strono m ie einzuarbeiten. D aher ist zu hoffen, daß dieses B uch viele A nregungen für interessan te astronom ische T ätigkeiten enthält. Z u erinnern ist hier an eine aufregende T atsache: O bw ohl B erufsastronom en kom plizierte Instrum ente und eine groß e V ielfalt spezieller T eleskope einsetzen, kann der A m ateur m it einfachen Instrum enten im m er noch w ichtige B eiträge liefern. N ovae und S upernovae etw a sind besondere S terne, die unverm ittelt - innerhalb w eniger T age - ihre H elligkeit gew altig steigern, und einige dieser E rscheinungen w urden zuerst von A m ateuren beobachtet. A uch zahlreiche K om eten w urden von A m ateurastronom en entdeckt. D eshalb kan n m an m it den einfach en M e thod en, die in diese m B uch beschrieben w erden, nicht nur eine ganze M enge über A stronom ie lernen, sondern sich unter U m ständen auch auf den W eg zu einer bedeutenden astronom ischen E ntdek-kung m achen. V iele glückliche S tunden m it B asteln, B auen und B eobachten, und viel G lück für die eigene E ntdeckung!

Projekt 1

S onnenstand und S chattenw urf

Jahrhundertelang verw endeten die M enschen den vom S onnenlicht verursachten S chatten, um die Zeit anzugeben . E inige verw endeten S onnenuhren, andere konnten die Z eit m it der Länge ihres eigenen S chattens bestim m en. Bei dieser Aufgabe w erden w ir sehen, w ie sich im Laufe des T ages R ichtung und Länge des S chattens eines senkrecht stehenden S tabes verändern.

4 W ir w issen, w o ungefähr die S onne auf- und untergeht; auch ein B lick auf eine Landkarte der U m gebung dürfte eine grobe V orstellung der O st-W est- u nd N ord-S üd R ichtung verm itteln können. M an m arkiert ein Q uadrat m it 2 m S eitenlänge auf der ebenen F läche oder richtet die S perrholzplatte so aus, daß die K anten annähernd in N ord-S üd- bzw . O st-W est-R ichtung verlaufen. D ie

Was wird gebraucht? E ine ebene F läche an einer sonnigen S telle im F reien (vorzugsw eise gepflastert oder betoniert), auf der ein Q uadra t m it 2 m S eitenlänge m arkiert w erden kann, Ist dies nicht verfügbar, nehm e m an eine quadratische S p errholzplatte (5 m m stark) m it 2 m K antenlänge. D azu brauchen w ir ein en dünnen, geraden, ca. 50 cm langen H olzstab; einen kleinen B lum entopf, m it E rde gefüllt; Lot, W asserw aage, M aß band, M illim eterpapier, U hr, W inkelm esser, K reide ode r B leistift, ein S tück B indfaden.

Was ist zu tun? Erster Schritt: W ie verändert sich die S chattenlänge im Lauf eines T ages? 1 M an m iß t den R adius des B lum entopfbodens und notiert den W ert. 2 D ie w aagrechte Lage der P rojektionsfläche w ird m it H ilfe einer W asserw aage geprüft. W enn sie nicht gew ährleistet ist, benutzt m an die S p errholzplatte, die m it H olzstückchen o. ä. w aagrecht ausgerichtet w ird. 3 D er S tab w ird in die M itte des B lum entopfs gesteckt und m it dem Lot genau senkrecht ausgerichtet (A bb. 1 . 1 ) .

Fläche m uß dabei w aagrecht bleiben. D ann stellt m an den B lum entopf auf die M itte der S üdkante der P rojektionsfläche (Abb. 1.2). Abb. 1.2

5 W ir beginnen gegen 9 U hr m it der M essung der S chattenlänge in stündlichen Intervallen. U nsere Z eit ist die M itteleuropäische Z eit (M E Z ); nicht vergessen, eine S tunde abzuziehen, w enn S om m erzeit gilt (M E S Z )! W ir m essen die Schattenlänge ab dem Boden des B lum entopfs (A bb. 1.2) und addieren jedesm al den R adius des B lum entopfbodens zu dem M eß w ert. 6 D ie E rgebnisse tragen w ir auf M illim eterpapier ein (1 m m entspricht 1 cm S chattenlänge; A bb. 1.3). A us der Z eichnung w ird m an entnehm en können, daß die S chattenlänge zunächst bis gegen 12 U hr M ittag abnim m t und w ährend des N achm ittags w ieder w ächst.

Zw eiter Schritt: Jetzt läßt sich die N ord-S üd-Linie exakt festlegen. 7 W ir halten den B lum entopf fest und ziehen auf der P rojektionsfläche einen K reis um seinen B oden. D ann nehm en w ir den B lum entopf w eg und m arkieren den M ittelpunkt des K reises. D iesen P unkt bezeichnen w ir m it C . D ann kom m t der B lum entopf w ieder an seinen Platz. 8 G e g e n 1 1 U hr m essen w ir den S chatten des S tabes und m arkieren sein E nde auf der P rojektionsfläche. D iesen P unkt bezeichnen w ir m it A (siehe A bb. 1.4a}. 9 W ir nehm en den B lum entopf w eg und binden ein S tück K reide oder einen B leistift an das E nde eines B indfadens. D er Faden w ird am M ittelpunkt des B lum entopfkreises festgehalten und ein H albkreis auf der P rojektionsfläche gezogen, w obei der Faden straff gespannt bleiben soll (A bb. 1.4b). B lum entopf w ieder zurückstellen. 10 E s ist festzustellen, daß der Schatten zu M ittag hin im m er kürzer w ird und dann w ieder länger. Beobachten wir den Schatten, bis er m it seinem Ende den Halbkreis, den w ir vorhin gezogen haben, berührt. M arkieren w ir diesen P unkt und bezeichnen ihn m it B . 11 W enn w ir jetzt den W inkel A C B halbieren und seine M ittelachse m it einer Linie m arkieren, w ird die Linie genau in N ord-S üd-R ichtung verlaufen.

Abb. 1.3

12 W enn m an den S chattenverlauf an anderen Tagen beobachtet, wird m an bem erken, daß er im m er dann am kürzesten ist, w enn er diese N ord-S üd-Linie überquert. D er kürzeste S chatten w ird aber nicht notw endig im m er genau zu M ittag erreicht. W arum w ohl? Es w äre gut, diese N ord-S üd-Linie dauerhaft zu m arkieren, denn w ir w erden sie noch für einige A ufgaben brauchen.

P rojekt 2

Die Länge des kürzesten Schattenwurfs im Verlauf eines Jahres

D ie Länge des (jew eils innerhalb eines Tages) kürzesten S chattens w ird im Lauf des Jahres verschieden ausfallen. D ies ist seit Jahrtausenden bekannt, und w ahrscheinlich w urde diese veränderliche S chattenlänge vor langer Z eit als eine A rt K alender gebraucht. In diesem P rojekt w erden w ir verfolgen, w ie sich die Länge des S chattens m it den Jahreszeiten verändert. Es w ird bis zu seinem A bschluß ein ganzes Jahr erfordern.

Was wird gebraucht?

Was ist zu tun? 1 W ir bauen das E xperim ent genauso auf w ie in P rojekt 1 die N ord-S üd-Linie ist schon m arkiert. 2 Jetzt m essen w ir die Länge des S chattens beim Ü berqueren der N ord-S üd-Linie auf dieselbe W eise w ie in Projekt 1. D iese M essung m indestens einm al im M onat, m öglichst am 21. Tag, durchführen. 3 D ie E rgebnisse tragen w ir in die T abelle ein. 4 A uf M illim eterpapier die S chattenlänge eintragen (A bbildung 2 . 1 ; 1 m m entspricht 1 cm S chattenlänge). W ann ist nun der S chatten am kürzesten, w ann am längsten?

M aterial vom vorhergehenden P rojekt.

Abb. 2.1

Die Bestimmung der geographischen Breite Sieht m an sich einen E rdglobus an, w ird m an Linier bem erken, die sich vom N ordpol zum S üdpol hinziehen. S ie w erden Längenkreise oder M eridiane genannt. A ußerdem gibt es K reise, die „quer", d. h. parallel zum Ä quator, um den G lobus herum laufen, die sogenannten B reitenkreise. D ie B reite gibt den A bstand vom Ä quator nach N orden oder S üden in W inkelgraden an {A bbildung 2.2). D ie B reite beträgt am Ä quator 0°, am N ordpol 90° N , am S üdpol 90° S , D ie Länge w ird ebenfalls in W inkelgraden gem essen und zw ar östlich oder w estlich der Linie, die durch G reenw ich läuft, im sogenannten M eridian von G reenw ich oder N ullm eridian W ir können die geographische B reite unseres S tandorts recht einfach herausbekom m en. M essen w ir die Länge des Schattens, den der Stab am 21. M ärz oder am 23. Septem ber auf der N ord-S üd-Linie w irft, sow ie die Länge des S chattenstabes ganz genau. Zeichnen w ir nun m it den erhaltenen D aten ein rechtw inkliges D reieck, w ie es A bb. 2.3 zeigt {1 m m soll 1 cm in der W irklichkeit entsprechen). W ie groß ist der W inkel an der oberen E cke? S ein B etrag entspricht genau der A nzahl von W inkelgraden, die w ir

nördlich oder südlich des Ä quators stehen - der geographischen B reite. D er größte Teil M itteleuropas liegt zw ischen 40° und 70° nördlich des Ä quators; die geographische B reite von M ainz etw a beträgt genau 50° N ord. V eranschaulichen w ir uns das P rinzip unserer B erechnung m it der A bb. 2.4. A m 21. M ärz und am 23. S eptem ber steht die S onne zur M ittagszeit genau senkrecht über dem Äquator. D ie Abbildung zeigt die Situation zu einem solchen Zeitpunkt. D a der A bstand S onne - E rde im V ergleich zum Erddurchm esser sehr groß ist, können wir die Sonnenstrahlen ohne w eiteres als parallel verlaufend ansehen, gleichgültig, w o sie auf die Erde treffen. Zu sehen ist nun, daß der W inkel zw ischen dem S tand der S onne und dem höchsten P unkt am H im m el (dem Zenit, dem P unkt senkrecht über dem B eobachter) identisch ist m it dem W inkel zw ischen dem Ä quator und dem S tandort des B eobachters, gem essen vom E rdm ittelpunkt aus, also der geographischen Breite.

Projekt 3

D ie geographische B reite näher betrachtet

E in einfaches E xperim ent soll dabei helfen, die M ethode der B reitenbestim m ung, w ie sie in der vorangegangenen A ufgabe verw endet und beschrieben w urde, besser zu verstehen. E in D iaprojektor soll die S onne darstellen; w eiterhin braucht m an einen groß en R aum oder Flur, um einen A bstand von ca. 4 m zw ischen G lobus und P rojektor zu erm öglichen, dam it die Lichtstrahlen vom P rojektor einigerm aß en parallel laufen. B ei dieser A ufgabe verw enden w ir den auf dem G lobus m arkierten N ullm eridian, doch m an kann ohne w eiteres auch einen anderen Längenkreis nehm en.

Was wird gebraucht? E in G lobus, ca. 30 cm 0; ein D iaprojektor; eine P lexiglasscheibe, 10 cm 0 (z.B . ein kreisrunder W inkelm esser); M illim eterpapier; doppelseitiges Klebeband.

Was ist zu tun? 1 D ie Z eichnung A bb. 3.1 m it den angegebenen M aß en auf M illim eterpapier übertragen und ausschneiden; auch die Linie D C einschneiden. Nun wird das Papier an den gestrichelten Linien in der R eihenfolge 1, 2, 3 gefaltet. 2 D as Q uadrat D E FC w ird um gefalzt und auf das D reieck A C B geklebt; dadurch erhalten w ir ein G ebilde, w ie es Abb. 3.2 zeigt. Achten w ir darauf, daß die Flächen BC G und C FG genau senkrecht zu der Fläche A C B , die einen Q uadranten (einen V iertelkreis) bildet, stehen. 3 D en Q uadranten A C B kleben w ir auf die P lexiglasscheibe, w ie aus A bb. 3.3 zu ersehen. P unkt C soll genau in der M itte der S cheibe zu liegen kom m en. 4 W ir stellen nun in dem groß en R aum oder F lur G lobus und P rojektor auf, verdunkeln den R aum und schalten den P rojektor ein.

5 Den Globus richten wir genau so aus, daß die Grenzlinie zwischen Licht und Schatten über die Pole sowie über die 90°-Ost- und 90°-West-Längenkreise (also jeweils im A bstand von 90° zum N ullm eridian) verläuft. D er S chnittpunkt des N ullm eridians m it dem E rdäquator m üß te nun dem P rojektor exakt gegenüberstehen. D iesen P un kt bezeichnen w ir m it A . 6 D ie P lexiglasscheibe w ird m it K lebefilm am G lobus befestigt, und zw ar dort, w o der 1 5 . G rad nördlicher B reite den N ullm eridian kreuzt. N ord, S üd, O st und W est auf der P lexiglasscheibe sollten m it den entsprechenden Him m elsrichtungen auf dem G lobus übereinstim m en (Abb. 3.5). Bei genügender Sorgfalt dürfte das kleine D reieck C F G nun keinen S chatten w erfen. 7 W ir m essen die Länge des S chattens, der von der K ante G C des größ eren D reiecks C G B (siehe A bb. 3.5) gew orfen w ird, und notieren den M eß w ert. 8 B efestigen w ir die P lexiglasscheibe jetzt an der S telle auf dem G lobus, an der die B reitenlinie 23,5° N (das ist der nördliche W endekreis) den N ullm eridian kreuzt. W ieder die Länge des S chattens m essen und notieren, de r von der K ante G C verursacht w ird . 9 Dies wiederholt man für die Breitengrade 30° N, 40° N und 60 ° N. 10 Zeichnen wir nun für jeden verwendeten B reitengrad ein rechtwinkliges D reieck, wobei als M aße die von G C verursachte Schattenlänge zusam m en m it der tatsächlich en Kantenlänge GC dienen. W ir bestim m en in jedem Dreieck den W inkel an der oberen Ecke, w ie in Abb. 3.6 dargestellt. Jedesm al sollte dieser W inkel der geographischen B reite, an der die Messung durchgeführt w urde, sehr nahe kom m en. Verw endet m an einen Globus m it 30 cm 0 und einen Abstand von etw a 4 m zw ischen G lo bus un d Projektor, sollte der aus den Schattenm essungen ermittelte Breitengrad nicht m ehr als 2 C vom tatsächlichen Breitengrad abweichen.

Projekt 4

S onnenuhren

Länge und R ichtung der S chatten, die das S onnenlicht verursacht, verändern sich im Laufe eines T ages, w ie w ir schon gesehen haben. M an kann daher den S chattenw urf zur B estim m ung der T ageszeit heranziehen, und genau das ist die A ufgabe der S onnenuhr. D ieses P rojekt soll B au und Verw endung zw eier verschiedener Typen von Sonnenuhren vor A ugen führen.

Was wird gebraucht? Ein H olzbrett 1 5 x 1 5 cm , ca. 1 cm stark; ein H olzklotz, 7,6 x 7,6 x 7,6 cm ; P appe, W inkelm esser, P lastiktrinkhalm , H andsäge, Klebstoff.

Was ist zu tun? Sonnenuhr 1: M an überträgt das Z ifferblatt von A bb. 4.2 auf P appe. D arauf achten, daß die A bstände der S tundenm arkierungen genau den abgebildeten entsprechen. D ie P appe w ird auf die H olzplatte geklebt. E ntlang der N ord-S üdLinie w ird nun eine R ille durch die P appe hindurch in das H olzbrett gesägt; sie soll ca. 3 m m über das Zentrum der S cheibe hinausgehen. A us starker P appe schneidet m an ein D reieck aus, dessen G röße und Form in A bb. 4.3 angegeben ist; achten w ir aber darauf, daß der W inkel bei A der geographischen B reite unseres S tandorts entspricht. M an klebt das P appdreieck in den S chlitz, so daß sich die E cke A genau im Zentrum des Zifferblatts befindet (A bb. 4.4). D ieses D reieck, das den S chatten auf das Zifferblatt w irft, nennt m an G nom on. Z ur Z eitbestim m ung stellt m an die S onnenuhr auf eine ebene, w aagrechte U nterlage und richtet sie so aus, daß ihre N ord-S üd-Liniegenau parallel zu der N ord-Süd-Linie läuft, die w ir in Projekt 1 erm ittelt haben. D er S chatten der G nom on-K ante zeigt dann auf dem Zifferblatt die U hrzeit, und zw ar die O rtszeit, die im deutschen S prachraum bis etw a eine halbe S tunde von der M itteleuropäischen Zeit abw eichen kann. Sonnenuhr 2: W ir übertragen die Zeichnung 4.5 auf einen dünnen K arton und schneiden sie entlang der durchgezogenen Linien aus. Auch entlang der Linien zw ischen den m it x bezeichneten Laschen einschneiden. A n den K reism ittelpunkten bohren w ir jew eils ein so w eites Loch, daß ein P lastiktrinkhalm gerade hindurchpaß t. D ie Laschen und dann die K reise entlang der gestrichelten Linien nach oben biegen. S odann biegt m an die freien E nden des R echtecks W , E , W ', E ' nach oben, so daß ein H albzylinder entsteht; die Laschen w erden an den R ändern des H albzylinders festgeklebt, w ie in A bb. 4.6 zu sehen ist.

W ir schneiden den H olzklotz so zu, daß der W inkel B unserer geographischen B reite entspricht (A bb. 4.7). M arkieren w ir einen K reis m it einem dem des H albzylinders entsprechenden D urchm esser; in die M itte des K reises bohren w ir ein Loch, das groß genug ist, daß der Trinkhalm hineingesteckt w erden kann. O st und W est w ird auf einer horizontalen Linie, die genau durch diese B ohrung läuft, verm erkt, Jetzt kleben w ir die G rundfläche des H albzylinders auf den H olzklotz, so daß die O st- und W estm arkierungen sow ie die B ohrungen an der Zylinderbasis und dem H olzklotz übereinstim m en. E in E nde des Trinkhalm s erhält ein Tröpfchen K lebstoff und w ird durch beide B ohrungen des H albzylinders in das Loch im H olzklotz geführt (A bb. 4.8). D am it die S onnenuhr richtig funktioniert, m uß sie auf eine w aa grechte, ebene U nterlage gestellt w erden; die O st-W est-Linie m u ß rechtw inklig zu ihrer N ord-S üd-Linie verlaufen. D er H albzylinder öffnet sich dann genau in R ichtung Süden. D er Schatten des R öhrchens w ird auf der gekrüm m ten Innenfläche des H albzylinders die O rtszeit anzeigen. D er scheinbare W eg der S onne am H im m el verläuft in einem B ogen; in einer S tunde w andert die S onne um 15° w eiter. W enn w ir einen G nom on (w ie hier das Trinkröhr-chen) senkrecht zum Lauf der S onne ausrichten und der S chatten des G nom ons auf eine gleichm äßig gekrüm m te Fläche fällt, dann w ird sich der S chatten in einer S tunde ebenfalls um 15° w eiterbew egen. D eshalb sind die A bstände zw ischen den S tundenlinien bei der halbzylindrischen S onnenuhr gleich groß (A bb. 4.1); w enn das Zifferblatt der S onnenuhr eben ist und horizontal liegt, sind die A bstände zw ischen den S tundenm arkierungen unterschiedlich groß (Abb. 4.2).

Projekt 5

O rientierung nach dem S onnenstand

D ie S onne verändert im Laufe des Tages nicht nur ihre H öhe über dem H orizont, sondern auch ihre P osition in bezug auf die H im m elsrichtungen. D a die E rde sich ja um ihre eigene A chse dreht, scheinen die H im m elskörper aus unserer S icht ihre P osition zu verändern, D iese A ufgabe w ird zeigen, daß die S onne zur O rientierung dienen kann, vorausgesetzt, m an besitzt eine M öglichkeit, die Zeit zu bestim m en. D ie Zeiten beziehen sich im m er auf M E Z; vergessen w ir also nicht, daß w ir w ährend der S om m erzeit der M E Z um eine S tunde voraus sind.

Was wird gebraucht? A rm banduhr, S onnenuhr 1 (aus P rojekt 4), W asserw aage, Streichholz.

W as ist zu tun? M ethode 1: D iese M ethode setzt eine „gew öhnliche" A naloguhr m it Zifferblatt voraus. W ir legen die U hr auf eine w aagrechte Fläche und halten ein Streichholz senkrecht zu dieser Fläche an den R and der U hr. O hne das S treichholz •

zu bew egen, drehen w ir die U hr so lange, bis der S chatten des S treichholzes genau auf dem S tundenzeiger der U hr liegt. D ie S pitze des S tundenzeigers deutet nun auf die S telle, w o das S treichholz den R and der U hr berührt. Im Z entrum des Zifferblatts ergibt sich ein W inkel zw ischen dem S chatten des S treichholzes und der V erbindungslinie zw ischen der 12 und der M itte (oder der 1, w enn S om m erzeit gilt). D ie Linie, die diesen W inkel halbiert, verläuft in N ordS üd-R ichtung. Zu M ittag ist S üden genau in R ichtung der Ziffer 1 2 , vorm ittags in R ichtungen vor der 1 2 , nachm ittags und abends in R ichtungen hinter der 12 {A bb. 5.1). M ethode 2: D ieses V erfahren ist w esentlich genauer, und m an kann auch eine D igitaluhr verw enden. S tellen w ir die Sonnenuhr auf eine ebene Fläche und richten den Schatten den G nom ons auf die U hrzeit aus, die w ir auf unserer U hr ablesen, D ie M arkierung N auf der S onnenuhr w ird dann genau nach N orden deuten. B eide M ethoden können zur Ü berprüfung einer R ichtung dienen, die m an m it einem Kom paß festgestellt hat, oder als E rsatz für einen K om paß .

Projekt 6

W ie bew egen sich die S terne über den H im m el?

W ie die S onne, so verändern auch die S terne (im Laufe der N acht) ihre H öhe über dem H orizont und ihren O rt in O stW est-R ichtung. N atürlich sind sie zu lichtschw ach, um S chatten zu w erfen; doch auch hier können w ir m it einem sehr einfachen Instrum ent feststellen, w ie sie sich über den H im m el bew egen. W ir bauen zunächst das Instrum ent und untersuchen dann die B ew egung der S terne.

Was wird gebraucht? E in runder W inkelm esser, 10 W inkelm esser, 10 cm 0; eine 1 2 c m ; ein B rett, 15 cm x 15 K arton; vier S chrauben, ca. kräftiger Faden; ein kleines Stahlstift; Klebestreifen.

cm 0; ein halbkreisförm iger H olzleiste, 2 cm x 2 cm x crn x 1 cm ; B ohrer; steifer 5 m m 0; 2 R eißzw ecken; G ew icht; M illim eterpapier;

Was ist zu tun? 1 W ir stellen aus dem K arton ein 10 cm langes R öhrchen her, indem w ir ihn um einen B leistift w ickeln und m it K lebestreifen zusam m enkleben. 2 In den halbkreisförm igen W inkelm esser bohren w ir am Zentrum der W inkel ein kleines Loch, durch das der

„S tift" einer R eißzw ecke gerade noch hindurchpassen sollte. 3 D as P appröhrchen befestigen w ir am geraden R and des W inkelm essers (A bb. 6.1 a). 4 M it einer R eißzw ecke den W inkelm esser am oberen Ende der H olzleiste befestigen, und zw ar so, daß er sich noch leicht bew egen läß t, sich aber nicht von allein verstellen kann. 5 W ir bringen das P appröhrchen in exakt horizontale S tellung und m arkieren auf der H olzleiste die S telle m it einem Pfeil, die genau unter dem 0°-Punkt des W inkelm essers liegt. 6 A us K arton schneiden w ir einen ca. 5 cm langen R ichtungspfeil und kleben ihn am Fuß der H olzleiste fest. 7 A us dem Faden und einem kleinen G ew icht fertigen w ir nun ein Lot und befestigen es m it dem S tahlstift auf der dem W inkelm esser gegenüberliegenden S eite der Leiste (A bb. 6.1 b). 8 In den runden W inkelm esser fünf Löcher bohren, w ie in A bb. 6.2 a gezeigt. D ie B ohrung in der M itte sollte so groß sein, daß der S tift einer R eißzw ecke gerade noch hindurchpaßt, und der D urchm esser der anderen B ohrungen sollte für die vier Schrauben ausreichen.

9 D ie H olzleiste senkrecht auf der M itte des kreisförm igen W inkelm essers stehend befestigen; die Leiste sollte sich nicht zu schw ergängig bew egen lassen. 10 D en runden W inkelm esser schrauben w ir auf das H olzbrett; dabei verw enden w ir K artonstückchen als D istanzscheiben zw ischen W inkelm esser und H olzbrett, dam it die R eißzw ecke sich nicht verklem m en kann. 11 P rüfen, ob die H olzleiste senkrecht steht, d. h. das Lot m uß genau senkrecht nach unten hängen (A bb. 6.1 b). D ieses Instrum ent ist ein A ltazim ut. M it ihm kann m an einerseits die H öhe (lat.: altitudo) eines S ternes, d. h. seine H öhe über dem H orizont, und andererseits seinen A zim ut m essen, d. h. den horizontalen W inkel, der zw ischen ihm und dem N ord- bzw . S üdpunkt liegt.

Wie arbeitet man mit dem Altazimut? S tellen w ir das A ltazim ut auf eine w aagrechte Fläche, und lassen w ir die O ° -M arke auf dem runden W inkelm esser nach N orden, die 180°-M arke nach S üden w eisen. Für den ersten V ersuch w ählen w ir einen S tern, der am frühen A bend w eit im O sten steht, und verfolgen ihn die N acht hindurch, w obei w ir alle halbe S tunde seinen O rt folgenderm aßen feststellen: W ir drehen die H olzleiste und schw enken den halbkreisförm igen W inkelm esser sow eit nach oben, bis w ir den gew ählten S tern durch das P appröhrchen hindurch sehen können. D ie H öhe w ird auf dem oberen W inkelm esser abgelesen, der A zim ut auf dem w aagrecht liegenden unteren W inkel-

m esser (A bb. 6.3). D er A zim ut ist der W inkel zw ischen dem M arkierungspfeil und dem N ordpunkt und auf dem W inkelm esser direkt abzulesen. Z ur V eranschaulichung können w ir unsere E rgebnisse auf M illim eterpapier eintragen. T eilen w ir unseren B ogen in zw ei H älften; die M itte m arkieren w ir als S üden, auf der linken H älfte zeichnen w ir die östlichen, auf der rechten H älfte die w estlichen R ichtungen ein (A bb. 6.4}. S enkrecht dazu tragen w ir die W inkel ein, unter denen der S tern zu einer bestim m ten Z eit über dem H orizont stand. W enn w ir nun die P unkte, die die verschiedenen S tern P ositionen darstellen, m iteinander verbinden, erhalten w ir eine Kurve, die bis zum Ü berqueren der S üdlinie ansteigt, um danach w ieder in R ichtung W esten-abzufallen. D iese K urve führt uns vor A ugen, daß die S terne irgendw o in östlicher R ichtung aufgehen, über den H orizont steigen bis zum E rreichen der S üdrichtung, und danach ihre H öhe w ieder verm indern, bis sie irgendw o im W esten untergehen.

W iederholen w ir nun die B eobachtungen m it einem S tern, der am frühen A bend tief am N ordhorizont steht, und halten w ir unsere E rgebnisse w ieder auf einem B ogen M illim eterpapier zeichnerisch fest (Abb. 6.5). M an sollte nun feststellen, daß dieser S tern im Laufe der N acht einen Teil eines K reises beschreibt. W enn w ir diesen S tern 24 S tunden beobachten könnten, w äre zu sehen, daß er einen K reis vollendet, dessen M ittelpunkt als H im m elspol bezeichnet wird. W ie wir in Projekt 7 sehen werden, steht der Polarstern diesem M ittelpunkt äußerst nahe. A lle S terne am H im m el scheinen um diesen P unkt herum zuw andern, w enn w ir sie die ganze N acht hindurch beobachten. E ine G ruppe von S ternen, die dem H im m elspol benachbart sind, geht also niem als unter: S ie um läuft den P ol auf K reisen, deren tiefster P unkt im N orden zw ischen dem H im m elspol und dem N ordpunkt unseres H orizontes liegt. S terne, die niem als untergehen, w erden zirkum polar genannt, w eil sie um den H im m elspol herum laufen.

Projekt 7

D ie zirkum polaren S ternbilder D er nördlichen H em isphäre

Lange bevor die M enschen Landkarten anfertigten, zeichneten sie bereits K arten vom H im m el (S ternkarten). Tatsächlich w ußten schon die G riechen, daß sie auf eine S ternkarte als O rientierungshilfe angew iesen w aren, um überhaupt eine Landkarte anfertigen zu können. D ie frühen A stronom en verbanden hellere S terne zu phantasievollen G estalten und G ruppierungen, die sie nach Tieren ihres Landes oder nach S agenhelden und G öttern benannten. D ie S terne, aus denen diese G ruppierungen bestehen, bew egen sich zw ar infolge der E rdrotation über den H im m el. Ihre A bstände voneinander aber scheinen sie, von der E rde aus gesehen, über lange Zeiträum e hinw eg nicht zu verändern. D aher heißen diese S terne Fixsterne, und die S terngruppierungen nennt m an S ternbilder. Sterne leuchten am H im m el verschieden hell. D ie Astronom en gaben den hellsten Fixsternen die G röß enklasse 0, den schw ächsten m it freiem A uge gerade noch sichtbaren Sternen die G rößenklasse 6. In unsere S ternkarten (auf den ersten und letzten S eiten dieses B uches sow ie auf den S eiten 2 1 , 24 und 25) haben w ir nur S terne der G rößenklasse 0 bis 5 aufgenom m en. D abei verw enden w ir diese Sym bole:

W ir beginnen dam it, den P olarstern zu suchen. M it seiner H ilfe können w ir den G roßen W agen finden, zu jeder Jahreszeit, zu jeder N achtstunde. D er P olarstern heiß t so, w eil er fast genau am H im m elspol steht, an der S telle, um die sich die Zirkum polarsterne bew egen. D er P olarstern (oder P olaris) w ird auch N ordstern genannt, w eil er stets über dem N ordpunkt des H orizonts steht. D ieser Tatsache w erden w ir uns bei der S uche nach ihm bedienen. R ichten w ir das Altazim ut aus Projekt 6 auf einer w aagrechten Fläche nach N orden aus (A bb. 7.1) und schw enken das V isierrohr so w eit, bis sein N eigungsw inkel der geographischen B reite des B eobachtungsorts entspricht. D urch das R öhrchen m üßte jetzt der P olarstern zu sehen sein. Ist das nicht der Fall, peilen w ir außen am R öhrchen entlang; w enn unser Instrum ent m it ausreichender S orgfalt gebaut ist, m üß te der P olarstern zu entdecken sein. W enn w ir uns nun ein Zifferblatt am N ordhim m el vorstellen, in dessen M itte der P olarstern steht, ist m it H ilfe der A bb. 7.2 der G roße W agen leicht zu finden. D iese Zeichnungen skizzieren die

P osition des G roßen W agens relativ zum P olarstern jew eils für eine Jahreszeit, und zw ar jew eils zu B eginn, in der M itte und zu E nde einer N acht. Häufig wird der G roße W agen auch als G roßer Bär bezeichnet. G enaugenom m en ist der G roße B är aber ein größeres S ternbild (m it dem w issenschaftlichen N am en U rsa M aior); die sieben hellsten S terne dieses S ternbilds bilden den G roßen W agen. D er P olarstern ist auch leicht zu finden, w enn m an die Linie zw ischen den beiden hinteren K astensternen nach „oben" hin etw a fünfm al verlängert. V om G roßen W agen ausgehend, können w ir nun m it H ilfe

der S ternkarte rechts (A bb. 7.3) w eitere w ichtige zirkum polare S ternbilder identifizieren. B esonders einfach zu finden ist die K assiopeia m it ihrer W -förm igen G estalt; sie liegt, bezogen auf den P olarstern, dem G roßen W agen genau gegenüber. R echt leicht zu finden ist auch der K leine W agen oder K leine B är (U rsa M inor), dessen „S chw anzspitze" der Polarstern bildet. D ie m eisten anderen Sternbilder dieser R egion sind etw as schw ieriger zu identifizieren; aber die S ternkarte dürfte bei der S uche helfen, und m it einiger Ü bung w ird m an m it den S terngruppierungen am N achthim m el bald vertraut sein.

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Projekt 8

Eine Sternuhr

In derselben W eise, w ie w ir die S onne tagsüber zur Zeitbestim m ung heranziehen können, läßt sich nachts anhand der S terne die Zeit feststellen. In knapp 24 S tunden läuft der G roße W agen einm al um den P olarstern; pro Tag befindet er sich etw a vier M inuten früher an derselben S telle. D er „S tartpunkt" seiner nächtlichen R unde um den P olarstern verschiebt sich also im Laufe des Jahres. D er B au eines N okturnals, einer S ternuhr, m uß diese T atsache berücksichtigen.

Was wird gebraucht? G lasklare K unststoffolie, ca. 1 m m stark; eine V ersandtaschenverschlußklam m er m it rundem K opf; farbiges K lebeband.

Was ist zu tun? M an überträgt die Zeichnungen von A bb. 8.3 auf die Folie und schneidet die drei Teile aus. D urch die schw arz m arkierten P unkte auf jedem B auteil bohrt m an ein Loch, durch das die V erschlußklam m er hindurchpaßt. D en in der Zeichnung schraffierten Teil des Zeigers überklebt m an m it einem S treifen farbigem K lebeband. D ie T eile w erden übereinander gelegt und m it der K lam m er verbunden (A bb. 8 . 1 ) . D am it ist ein einfaches N okturnal fertig.

Die Verwendung des Nokturnals Zunächst ist die innere Skalenscheibe so zu drehen, daß ihr Zeiger auf der äußeren S kala auf das m om entane D atum w eist. M an hält nun das N okturnal so genau w ie m öglich senkrecht, blickt in R ichtung N orden und bedeckt den Polarstern m it dem Kopf der Klam m er. D er Arm des N okturnals w ird so w eit geschw enkt, bis seine untere K ante genau an den beiden hinteren K astensternen des G roßen W agens anliegt (A bb. 8.2). D ie innere S kala darf sich bei der B ew egung des Z eigers nicht m itdrehen! A uf der inneren S kalenscheibe kann nun an der unteren K ante des Zeigers die U hrzeit abgelesen w erden.

Projekt 9

D ie S ternbilder der verschiedenen Jahreszeiten

D ie zirkum polaren S terne kann m an das ganze Jahr hindurch beobachten. A ndere S ternbilder sind jedoch nur zu bestim m ten Jahreszeiten sichtbar. In dieser A ufgabe w erden w ir einige dieser S ternbilder aufsuchen. D ie B eschreibungen, die hier gegeben w erden, beziehen sich auf die S ternkarten auf den ersten und letzten S eiten.

Die Wintersternbilder W ir beginnen m it dem W intersternhim m el, w eil er viel helle S terne und m ehrere einfach aufzufindende S ternbilder aufw eist. A m leichtesten zu identifizieren ist O rion, der H im m elsjäger m it seinen drei G ürtelsternen, die fast gleich hell leuchten und in einer geraden Linie stehen; sie w erden m anchm al auch „D rei K önige" genannt. S ie um gibt ein hochkant stehendes R echteck, das den K örper des O rion darstellen soll. D ie W intersternkarte dürfte zusam m en m it A bb. 9.1 beim A uffinden des O rion eine gute H ilfe sein. W enn m an die Linie, die die G ürtelsterne des O rion bilden, nach links unten verlängert, trifft m an auf den hellsten S tern des H im m els, den S irius oder H undsstern. E r w urde so

genannt, w eil er zum K opf des G roßen H undes (C anis M aior) des H im m elsjägers O rion gehören sollte. V erlängert m an dieselbe V erbindungslinie nach rechts, kann m an etw as oberhalb ihrer einen rötlichen S tern entdecken, der Aldebaran heißt und ein Auge des Stieres (Taurus) darstellt. V ersuchen w ir, m it der W intersternkarte und der A bb, 9.1 w ettere S terne und S ternbilder zu identifizieren.

Die Frühlingssternbilder D er G roße W agen ist, w ie w ir schon gesehen haben, ein Teil des S ternbildes G roßer B är (U rsa M aior). A m oberen R and der Sternkarte (Abb. 9.2) sind die „Beine" des G roßen B ären zu erkennen. K napp unterhalb davon kann m an das S ternbild des Löw en (Leo) finden. Im Frühjahr steht der G roße B är sehr hoch am H im m el, und der Löw e befindet sich südlich von ihm . E r kann zusätzlich anhand einer auffälligen S ternkette, die w ie ein seitenverkehrtes Fragezeichen aussieht und die M ähne des Löw en darstellen soll, identifiziert w erden. R egulus ist, w ie es A bb. 9.2 zeigt, der hellste S tern im Löw en. Links des Löw en und ein w enig

tiefer am H im m el steht die K onstellation Jungfrau (V irgo). D er hellste S tern dieses S ternbildes heißt S pika. E in w enig links oberhalb von S pika trifft m an auf einen recht hellen S tern, den A rktur, den hellsten S tern im S ternbild B ootes (O chsentreiber). D ie drei S terne S pika, A rktur und R egulus bilden ein D reieck am Frühlingshim m el, das sich beim A ufsuchen anderer S ternbilder als äußerst nützlich erw eist („P tolem äisches D reieck").

Die Sommersternbilder D er S om m erhim m el w ird von einem ausgedehnten S ternendreieck beherrscht, dem sogenannten S om m erdreieck. E s geht am frühen A bend im O sten auf, steht gegen M itternacht fast senkrecht über dem B eobachter und ist kurz vor S onnenaufgang noch am W esthim m el sichtbar. Jeder seiner drei E cksterne gehört zu einem anderen S ternbild (siehe A bb. 9.3). D eneb bildet den S chw anz des S chw ans (C ygnus); W ega befindet sich im S ternbild Leier (Lyra), und A tair leuchtet im A dler (A quila). A n klaren Abenden können w ir - fernab von störender S tadtbeleuch-

tung - erkennen, daß quer durch das S om m erdreieck die M ilchstraß e verläuft. D ie M ilchstraß e ist, w ie schon erw ähnt, unsere eigene G alaxis. Ö stlich des S om m erdreiecks kann m an das recht kleine und unscheinbare S ternbild D elphin entdecken.

Die Herbststernbilder D ie auffälligste E rscheinung am H erbststernhim m el ist das große Q uadrat des P egasus (A bb. 9.4). P egasus, das geflügelte R oß , liegt- blickt m an in südliche R ichtung - „auf dem R ücken". Ö stlich des P egasus befindet sich das S ternbild A ndrom eda. D ie Linie, auf der die beiden w estlichen S terne des P egasusquadrats liegen, trifft in ihrer V erlängerung genau auf den P olarstern. D iese B eschreibungen sollen helfen, die bedeutendsten S ternbilder der verschiedenen Jahreszeiten zu finden. W er einm al diese Sternbilder kennengelernt und sich eingeprägt hat, kann sich an die Aufgabe m achen, die w eniger geläufigen und auch schw erer identifizierbaren S ternbilder aufzusuchen.

Projekt 10

Eine einfache drehbare Sternkarte

Eine drehbare Sternkarte oder Planisphäre w ird verw endet, um festzustellen, w elche Sternbilder an w elchem Datum zu w elcher U hrzeit zu sehen sind. Im folgenden w ird der Bau einer solchen Planisphäre beschrieben. Sie stellt keine echte, exakte Sternkarte dar, sondern nur ein einfaches Hilfsm ittel, um sich am Sternhim m el zurechtzufinden. Sie zeigt nur die w ichtigsten Sterne eines Sternbilds, und daher unterscheiden sich die Sternbilder ein wenig von denen, wie sie die exakten w issenschaftlichen Sternkarten verzeichnen. Sternbilder werden oft unterschiedlich dargestellt. Man lasse sich nicht davon verw irren, denn es gibt keine einzig „richtige" M ethode, Sternbilder darzustellen.

Was wird gebraucht? Dünner, fester Karton; eine glasklare Kunststoff- oder Zelluloidscheibe; eine Verschlußklam m er; Klebstoff.

Was ist zu tun? 1 W ir übertragen die S ternkarte {A bb. 10.2) auf den K arton und schneiden sie aus. 2 D ie runde D eckscheibe (A bb. 10.3) übertragen w ir auf festes P apier und schneiden sie aus; ebenso m uß die gerasterte Fläche sorgfältig ausgeschnitten w erden. 3 D ie D eckscheibe w ird auf die K unststoffolie geklebt, die überstehenden T eile der F olie w erden sorgfältig abgeschnitten. 4 In die M itte der beiden S cheiben bohren w ir jew eils ein kleines Loch und verbinden sie m it der V erschluß klam m er (Abb. 1 0 . 1 ) . S ehr bew ährt haben sich die preisw erten drehbaren S ternkarten aus dem K O S M O S -V erlag, die jede gute B uchhandlung führt bzw . rasch besorgen kann (siehe A nhang 4).

Wie arbeitet man mit der drehbaren Sternkarte? Um herauszufinden, w elche Sternbilder an einem bestim m ten Datum zu einer bestim m ten Nachtzeit zu sehen sind, bringt m an die Zeitangabe auf der D eckscheibe m it der Datum sangabe auf der Sternkarte zur Deckung. D a m uß m an ein w enig „über den Daum en peilen", denn unsere Planisphäre ist zu klein, als daß sie D atum und Uhrzeit genau anzeigen könnte. Im durchsichtigen Fenster der Deckscheibe erscheinen dann die Sternbilder, die beobachtet w erden können. Um R ichtung und S tellung der S terne am Him m el auszum achen, hält m an die Planisphäre senkrecht vor sich, und zw ar so, daß die auf der Karte eingetragene zutreffende Him m elsrichtung nach unten w eist (B eispiel: Blickt m an nach W esten, m uß das W ort „W esten" am R and des Fensters nach unten w eisen).

Projekt 11

B ew egung und P hasen des M ondes

S ternkarten lassen sich anfertigen, w eil die Fixsterne, von der E rde aus gesehen, ihre S tellung zueinander über lange Zeiträum e hinw eg nicht verändern. D er M ond jedoch verändert seine P osition vor den S ternen, und zw ar sow ohl im V erlauf eines M onats w ie auch eines Jahres. A uß erdem zeigt der M ond P hasen, d. h. im Laufe eines M onats erstrahlen verschiedene T eil des M ondes im S onnenlicht. In diesem Projekt stellen w ir fest, w ie sich der M ond vor den S ternen w eiterbew egt und w ie dabei seine P hasen w echseln. D iese A ufgabe nim m t ungefähr einen M onat in A nspruch.

Was wird gebraucht? K opien der für den B eobachtungszeitraum zutreffenden Sternkarten vom Anfang bzw . Schluß des Buchs; Taschenlam pe; ein S tück roter S toff; G um m iring; zw ei transparente Lineale, ca. 30 cm lang; ein R undholz 50 cm lang, 2 cm 0 (z. B . ein S tück von einem alten B esenstiel); H olzschraube und B ohrer.

Was ist zu tun? 1 W ir bauen ein P eilgerät, einen „Jakobsstab": In die M itte des einen Lineals und in ein E nde des R undholzes ein Loch bohren und das Lineal am H olz festschrauben (Abb. 1 1 .1 ). 2 D ie T aschenlam pe w ird m it dem roten S toff (m it G um m iring festgehalten) abgeblendet. 3 W ir w ählen einen P latz im Freien, von dem aus der H im m el gut überschaubar ist, und beginnen m it unseren B eobachtungen zw ei oder drei Tage nach N eum ond. E s soll schon so dunkel sein, daß genügend S terne zu sehen sind. D iese U hrzeit behalten w ir w ährend der ganzen B eobachtungen bei. 4 In w elchem S ternbild steht der M ond gerade? M it dem Jakobsstab bestim m en w ir die A bstände zw ischen den

drei hellsten S ternen dieses S ternbilds. D ann m essen w ir auch den Abstand des M ondes von diesen Sternen {Abb. 11.1). 5 U nsere B eobachtungen tragen w ir in der S ternkarte ein (m it einfachen V erhältnisrechnungen m üssen die M eßw erte auf den M aßstab der S ternkarte gebracht w erden) und zeichnen die P osition des M ondes genau ein. D ie präparierte Taschenlam pe soll bei der A rbeit helfen, ohne andererseits bei der B eobachtung des N achthim m els zu blenden. 6 W ir halten fest, w ieviel von der M ondscheibe sichtbar ist. Z um S chluß versehen w ir die K opie der S ternkarte m it dem D atum . 7 D iese M essungen w iederholen w ir über vier W ochen hinw eg täglich. In der N eum ondphase ist der M ond unsichtbar, w eil er nahe bei der S onne steht und uns seine unbeleuchtete S eite zuw endet. N och ein H inw eis: Es ist m öglich, daß m an im Verlauf der Beobachtungsperiode zur „nächsten" S ternkarte übergehen m uß.

W ir w erden folgendes beobachten: Im A lter von zw ei bis drei Tagen zeigt der M ond eine ganz schm ale S ichel, und er steht sehr tief am w estlichen H im m el. N ach fünf bzw . vier Tagen erreicht der M ond sein sogenanntes E rstes V iertel; er steht gegen 18 U hr im S üden, und die rechte H älfte seiner S cheibe ist ausgeleuchtet. S ieben Tage später ist dann V ollm ond, der M ond geht etw a bei S onnenuntergang im O sten auf, und seine ganze S cheibe leuchtet hell. W ieder eine W oche später geht der M ond erst gegen

M itternacht auf, und die linke, östliche H älfte seiner Scheibe ist beleuchtet; diese Phase w ird als Letztes Viertel bezeichnet. A uf der N ordhalbkugel der E rde steht der M ond im m er im S üden, w enn er seine größte H öhe über dem H orizont erreicht, „kulm iniert". D ie B eobachtung des M ondes m it dem freien A uge ist eine w ichtige G rundlage für die B eobachtung m it dem Fernrohr, die Them a eines w eiteren P rojekts ist.

Projekt 12

D ie B ew egung der P laneten

D ie P laneten unterscheiden sich im A ussehen nicht von anderen S ternen, doch in bezug auf diese Fixsterne verändern sie ihre P osition. S ie nehm en zw ar an der allgem einen O st-W est-B e w egung des S ternhim m els teil, be w egen sich aber auch langsam zw ischen den S ternen w eiter. B ei einigen P laneten w ird diese B ew egung nach m ehreren T agen bem erkbar, bei anderen erst nach W ochen, und in einigen F ällen gar erst nach etlichen M onaten. A uß er der E rde gibt es acht größ ere P laneten; fünf davon sind schon m it freiem A uge sichtbar: M erkur, V enus, M ars, Jupiter und S aturn. M erkur ist sehr sch w er zu entdecken, da er im m er ziem lich nah bei der S onne steht und in der M orgen- oder A benddäm m erung m eist überstrahlt w ird. D aher w erden w ir ihn bei diesem P rojekt nicht berücksichtigen. W enn w ir unsere B eobachtungen über einige M onate hin w eg betreiben, w erden w ir bei diesem Langzeitprojekt zw ar schon einige E rkenntnisse verbuchen können; doch w eit m ehr w erden w ir profitieren, w enn w ir die B eobachtungen über einige Jahre hin w eg fortführen.

Was wird gebraucht? Taschenlam penbatterie; passende G lühbirne m it Fassung; isolierter K upferdraht; S chuhkarton m it D eckel; P le xiglas-

scheibe m it den A bm essungen des K artondeckels; farbige Filzstifte; Transparentpapier; K lebestreifen; K opien der S ternkarten aus P rojekt 11 auf Transparentpapier; Jakobsstab aus P rojekt 11. E benso benötigt m an Ü bersichtskarten m it den S tellungen der P laneten für jeden M onat, die in m anchen Tageszeitungen regelm äß ig abgedruckt w erden. S olche D arstellungen finden sich auch in astronom ischen Jahrbüchern (siehe A nhang 4), w ie etw a dem „H im m elsjah r" aus dem K O S M O S -V erlag.

Was ist zu tun? D as V erfahren ist dasselbe w ie in P rojekt 11: D ie Ä nderung der P lanetenpositionen w erden relativ zu den H intergrundsternen aufgezeichnet; nur verw enden w ir hier auf T ransparentpapier kopierte S ternkarten und einen einfachen Leuchttisch. 1 In den D eckel des S chuhkartons eine rechteckige Ö ffnung schneiden, dabei einen 2 cm breiten R and stehen lassen (A bb. 1 2 . 1 a). 2 D ie P lexiglasplatte auf die M aß e des D eckels zuschneiden und auf den „R ahm en" kleben. 3 E in S tück T ransparentpapier w ird von unten in den

D eckel geklebt; dad urch w ird da s Licht von der G lü hlam pe besser gestreut (A bb. 1 2 . 1 b). 4 M it de m K u pferdra ht die B irne nfassu ng m it d er B atterie verbinde n u nd das G a nze m it H ilfe von Isolierb and im S chu hka rto n m o ntieren. D u rch E inund H erausdreh en der B irne w ird der Leuchttisch ein- und ausgeschaltet.

die aktuellen P lanetenpositionen anhand unserer eigenen B eobachtungen zu bestim m en. D ie Ü bersichtskarten geben in der R egel die P laneten öfter für A nfang, M itte und E nde eines betreffenden M onats an, und diese P ositionen m üssen nicht genau m it den B eobachtungen übereinstim m en, da w ir auch an anderen T agen A usschau halten.

E inige Z eitungen und Z eitschriften veröffentlichen einm al im M onat Ü bersichtskarten, die die P ositionen der fünf m it bloß em A uge beobachtbaren P laneten vor den H intergrundsternen skizzieren. D iese P lanetenkarten sind natürlich sehr einfach gehalten; sie zeigen nur die auffälligsten S terne und S ternbilder. A ber sie genügen als A nhaltspunkt dafür, w o m an einen bestim m ten P lanet finden kann (ein Beispiel gibt Abb. 12.2). W ir zeichnen die P lanetenpositionen in die S ternkarten ein, am besten m it einer anderen F arbe für jeden P laneten. D a sich die P laneten vor den H intergrundsternen unterschiedlich schnell bew egen, ist es nicht notw endig, die P ositionen jeden Tag einzutragen. Bei Venus genügt ein- oder zw eim al pro W oche, M ars einm al pro W oche; Jupiter und S aturn braucht m an sogar nur zw eim al im M onat zu verm erken. M it den erw ähnten M onatsübersichtskarten lassen sich die P laneten einigerm aß en sicher finden; doch versuchen w ir,

A us unseren B eobachtungen sollte auch hervorgehen, daß sich die P laneten m it unterschiedlichen G eschw indigkeiten vor den H intergrundsternen bew egen, und es sollte auch m öglich sein, die P laneten nach ihren G eschw indigkeiten zu ordnen. W ahrscheinlich ist auch zu entdecken, daß jeder P lanet seine E igengesch w indigkeit verändert und m anchm al sogar stillzustehen scheint. A uch seine B e w egungsrichtung unterliegt V eränderungen; zeitw eise w andert er rück w ärts, er w ird „rückläufig". Im A nhang 5 w ird veranschaulicht, w ie diese m erkw ürdigen B ahnen zustande kom m en. In den nächsten P rojekten w erden w ir einiges über O ptik und F ernrohrbau lernen. W ir können dann die P laneten m it einem F ernrohr beobachten; doch die B eobachtungen m it dem bloß en A uge sind notw endig, P laneten identifizieren zu können und ihre B ahnen kennenzulernen.

Abb. 12.2 S kizze de r P o sitione n vo n S a turn un d Jupiter im F eb ru ar 1 979

Projekt 13

E inführung in die O ptik der Linsen und Teleskope

Achtung: Niemals durch eine Linse, durch ein Teleskop oder einen Feldstecher direkt in die Sonne blicken,

auch nicht mit bloßem Auge. Bleibende Schädigungen wären die sichere Folge!

D as Licht aus einem S cheinw erfer zum B eispiel kann m an sich als aus einer riesigen A nzahl einzelner Lichtstrahlen zusam m engesetzt vorstellen; jeder S trahl stellt eine gerade Linie dar. D ie S trahlen in einem Lichtbündel können parallel

verlaufen (Abb. 1 3 . 1 a); in einem divergierenden Lichtbündel w erden die A bstände zw ischen den Lichtstrahlen im m er größ er, in einem konvergierenden hingegen w erden die A bstände im m er kleiner (A bb. 1 3 . 1 b + c).

D ie w ichtigste E igenschaft einer Linse ist die, einen Lichtstrahl zu brechen. Linsen gibt es zw ar in einer gew altigen V ielfalt an Form en und G rößen; m an kann sie aber in zw ei H auptgruppen einteilen, je nachdem w ie sie ein paralleles

Lichtbündel beeinflussen: sam m elnd (A bb, 13.2 a) oder streuend (Abb. 13.2 b). D ie A bbildungen 13.2 c und d geben A ufschluß darüber, w ie eine typische Linse aus der jew eiligen G ruppe ein paralleles Lichtstrahlenbündel beeinflußt.

D iese A rt von Linsen w ird in Teleskopen hauptsächlich verw endet, daher w ollen w ir uns auf sie konzentrieren. D ie E bene, die durch die K ante einer bikonvexen Linse läuft, w ird als H auptebene bezeichnet (A bb. 13.3), die Linie, die diese E bene im rechten W inkel im M ittelpunkt der Linse schneidet, heißt optische A chse. E in zur optischen A chse paralleles Lichtstrahlenbündel w ird, w enn es die Linse passiert hat, in einem P unkt zusam m enlaufen, im B rennpunkt. D er Abstand des Brennpunktes von der H auptebene

W ie erzeugt eine S am m ellinse ein B ild? Jeder Lichtstrahl, der parallel zur optischen A chse durch die Linse geht, w ird so gebrochen, daß er durch den B rennpunkt läuft. D ie S trahlen, die exakt auf der Linsenm itte einfallen, erfahren keine B rechung. W enn nun der A bstand zw ischen einem G egenstand und der Linse größer ist als deren B rennw eite, so läßt sich der G egenstand auf einem S tück P apier oder

w ird B rennw eite genannt. Je kleiner die B rennw eite, desto stärker vergrößert die Linse; eine kurzbrennw eitige Linse ist also „stärker" als eine Linse m it langer B rennw eite. D as Licht von einem sehr w eit entfernten O bjekt w ie der Sonne erreicht uns in nahezu exakt parallelen Strahlenbündeln. W ir können daher die B rennw eite einer S am m ellinse dadurch bestim m en, indem w ir m it der Linse die S onne auf einem S tück P apier scharf abbilden und dann den A bstand zw ischen Linse und P apier m essen.

einer M attscheibe scharf abbilden (A bb. 13.4). S olch ein B ild steht auf dem K opf, und es w ird reelles B ild genannt. Ist der A bstand zw ischen O bjekt und Linse kleiner als die B rennw eite, erhalten w ir auf dem S chirm kein reelles B ild m ehr; sehen w ir jedoch durch die Linse, können w ir ein aufrecht stehendes, vergröß ertes B ild des G egenstandes sehen (A bb. 13.5). D ieses B ild w ird virtuell genannt.

D ieses Fernrohr besteht aus zw ei S am m ellinsen. D ie „vordere" Linse heißt O bjektiv; sie sam m elt die Lichtstrahlen, die von dem beobachteten O bjekt kom m en, und erzeugt ein reelles, auf dem K opf stehendes B ild von diesem O bjekt. D ie zw eite Linse am anderen E nde des Teleskops heißt O kular, es liefert dem B eobachter ein vergrößertes virtuelles B ild. D a jedoch die erste, vom O bjektiv erzeugte A bbil-

dung des O bjekts auf dem K opf steht, steht auch das virtuelle B ild auf dem K opf (A bb. 13.6). D ie V ergröß erung des F ernrohrs, also der F aktor, um den es B ilder vergröß ert, berechnet sich folgenderm aß en:

Vergrößerung =

B rennw eite des O bjektivs — — — — — — — — — — -— — — B rennw eite des O kulars

Projekt 14

Bau eines einfachen astronom ischen Fernrohrs

Zunächst w ollen w ir uns m it einem einfachen V ersuchsaufbau die A rbeitsw eise eines solchen Fernrohrs veranschaulichen und dann das Fernrohr aus leicht erhältlichen M aterialien herstellen. D ie A bm essungen der Linsen sind als A nhaltspunkt zu verstehen; verw endbar sind auch Linsen m it geringfügig anderen D aten, je nachdem , w elche das O ptikergeschäft vorrätig hat bzw . preisgünstig besorgen kann (siehe auch A nhang 2). D ie A bm essungen der Fernrohrteile m üssen sich nach den verw endeten Linsen richten.

Was wird gebraucht? E ine S am m ellinse, B rennw eite 70 cm , 4 cm 0; eine S am m ellinse, B rennw eite 3 cm , 4 cm 0; ein P approhr, 60 cm lang, 3 cm A uß endurchm esser; ein zw eites P approhr, das sich leicht, aber ohne zu w ackeln, auf dem ersten R ohr verschieben läßt (Länge 30cm ); ein H olzklotz 1 0 x 6 x 1 cm ; zw ei H olzstückchen, je 1 x6 x 5 cm ; dünne,feste P appe; ein Stativ; zw ei ca. 22 cm lange und 0,6 cm breite G um m ibänder; Laubsäge; Schrauben; M eterstab; Knetm asse; Transparentpapier.

Wie funktioniert ein astronomisches Fernrohr? D ieses E xperim ent m acht das P rinzip eines astronom ischen Teleskops verständlich. 1 W ir plazieren einen Tisch so, daß er m indestens 3 m A bstand von einem Fenster hat, und legen den M eterstab auf den Tisch, so daß er in R ichtung zum Fenster verläuft. 2 D ie langbrennw eitige Linse w ird m it Knetm asse autrechtstehend an dem zum Fenster w eisenden E nde des M eterstabs befestigt. 3 W ir halten ein S tück Transparentpapier rechtw inklig zum M eterstab und bew egen es solange hin und her, bis w ir ein scharfes A bbild des Fensters bekom m en. 4 D ie Linse m it der kurzen B rennw eite am anderen E nde des M eterstabes w ird verschoben, bis m it H ilfe dieser Linse das um gekehrte B ild auf dem Transparentpapier vergrößert zu sehen ist. 5 W ir fixieren nun die kurzbrennw eitige Linse m it K netm asse am M eterstab und entfernen dann das Transparentpapier. D as B ild w ird im m er noch zu sehen sein, nur w ird es heller und deutlicher erscheinen. D ie V orbereitungen zum B au eines astronom ischen Fernrohrs sind dam it abgeschlossen.

4 D as kleinere P approhr schieben w ir in das größ ere hinein. 5 In die zw ei H olzstückchen (1 x6x5cm )sägtm anjew eils an einer der breiteren S eiten einen H albkreis m it 1 , 5 cm Radius (Abb. 1 4 .4 ) . 6 D iese B rettchen schraubt m an an dem dritten B rett gem äß Abb. 1 4 . 5 fest. 7 D ie B asis der Fernrohrw iege schrauben w ir auf das S tativ; das Fernrohr befestigen w ir in der W iege m it den G um m ibändern (Abb. 14.6). 2 D ie H ülsen w erden an ein E nde des jew eiligen R ohrs geklebt; dabei läß t m an die K lebelaschen überstehen und knickt diese rechtw inklig nach außen. 3 W ir kleben die langbrennw eitige Linse (das O bjektiv) an den Laschen des größ eren P approhres fest; die kurzbrennw eitige Linse (O kular) befestigen w ir an den K lebelaschen des kleineren P approhrs (A bb. 14.3.).

P robieren w ir unser Fernrohr zunächst an irgendeinem entfernten O bjekt aus; W ir schieben das O kular (das dünnere Papprohr) solange hin und her, bis wir ein scharfes Bild erhalten. D urch dieses Fernrohr ist alles auf dem K opf stehend zu sehen!

Projekt 15

D er E insatz des Fernrohrs bei der S onnenbeobachtung

Achtung: M it dem Fernrohr niem als direkt in die Sonne sehen! Die Augen w ürden irreversibel geschädigt.

Was wird gebraucht? D as Fernrohr aus P rojekt 1 4 ; fester S tahldraht; dünner, biegsam er D raht; zw ei feste, w eiße K artons, 13 x 13 cm ; Reißnägel; Klebeband.

Was ist zu tun? W ir dürfen niem als direkt in die S onne schauen; doch w ir können ein A bbild der S onne auf einen S chirm m it H ilfe des Fernrohrs projizieren. 1 In die M itte eines der K artons eine Ö ffnung schneiden, die im D urchm esser dem äußeren P approhr des Fernrohrs entspricht (A bb. 1 5 . 1 a).

2 D en K arton über das E nde des größeren P approhrs schieben und an der R ückseite der Fernrohrw iege m it R eiß nägeln befestigen. D ieser S chirm verhindert, daß S onnenlicht direkt auf den P rojektionsschirm fällt. 3 A us dem S tahldraht einer K äfig biegen, der den P rojektionsschirm tragen soll (A bb. 1 5 . 1 c). D azu verw endet m an eine Flachzange, um saubere E cken zu erhalten; die einzelnen K äfigteile binden w ir m it dem dünneren D raht zusam m en. 4 M it K lebeband den zw eiten K arton als P rojektionsschirm am D rahtkäfig befestigen (A bb. 1 5 . 1 d). 5 E benso befestigen w ir den D rahtkäfig m it K lebeband am O kularrohr (A bb. 1 5 . 1 e).

6 D as O kularrohr nun in das größere O bjektivrohr hineinschieben. 7 D as F ernrohr auf dem S tativ so ausrichten, daß der S chatten des S chirm es A den gesam ten P rojektionsschirm B bedeckt. In der M itte des S chirm s B w ird sich dann ein Lichtkreis zeigen (A bb. 15.2).

8 W ir verschieben das O kularrohr so lange, bis auf dem P rojektionsschirm ein scharfes A bbild der S onne erscheint. D as ist dann der Fall, w enn die E ntfernung zw ischen O bjektiv- und O kularlinse etw a 5 - 1 0 m m größ er ist als die S um m e ihrer B rennw eiten. W ir können nun m it dem S tudium der S onne beginnen.

Sonnenflecken

Sonnenfinsternisse

S onnenflecken sind B ereiche auf der S onne, die w eniger heiß sind als die übrige S onnenoberfläche und deshalb als dunkle Flecken auf der Sonnenscheibe erscheinen. M anchm al treten sie einzeln auf, w esentlich häufiger jedoch in Paaren; m anchm al sind sogar riesige Sonnenf leckeng rup-pen zu beobachten. M eist lassen sich auf der Sonnenoberfläche m indestens ein paar S onnenflecken entdecken. M arkieren w ir die P ositionen der Flecken, die w ir auf dem Schirm entdecken können, und w iederholen w ir nun unsere Beobachtung täglich für die nächsten vier, fünf T age. B ald ist zu bem erken, daß die Flecken über die S onnenscheibe w andern; das zeigt, daß die S onne sich um ihre eigene A chse dreht. M an kann eine G ruppe von S onnenflecken so lange verfolgen, bis sie an einem R and verschw inden; w arten w ir nun einige Tage, ob sie am entgegengesetzten R and w ieder auftauchen. W ir können auch die A nzahl der S onnenflecken registrieren. W enn diese B eobachtungen über einige Jahre hin fortgeführt w erden, ist festzustellen, daß es in bestim m ten Jahren w esentlich m ehr S onnenflecken gibt als zu anderen Zeiten. E inige W issenschaftler m einen, daß diese S onnenflecken sich auf den langfristigen K lim averlauf, ja sogar auf das aktuelle W ettergeschehen unm ittelbar ausw irken.

S onnenfinsternisse sind von jedem gegebenen O rt auf der E rdoberfläche nur selten zu beobachten. D er M ond kann die S onne nur verfinstern, w enn er sich zw ischen S onne und E rde befindet; da die E benen von M ond- und E rdbahn gegeneinander geneigt sind, ist dies nicht häufig der F all. E inem astronom ischen Jahrbuch ist zu entnehm en, w ann

A bb. 15.4 a P artielle S onnenfinsternis die F insternis stattfindet und ob m an sie vom jew eiligen S tandort aus überhaupt sehen kann; auch Z eitungen m achen auf solche E reignisse aufm erksam . S tellen w ir unser Fernrohr rechtzeitig vor B eginn der Finsternis so auf, daß es genau auf die S onne ausgerichtet ist. W ährend der B eobachtung m üssen w ir das Fernrohr w eiterbew egen, um die S onne im G esichtsfeld zu behalten, denn sie scheint sich ja - infolge der E rdrotation - über den H im m el zu bew egen. Zu B eginn der Finsternis w erden w ir am R and der S onnenscheibe einen kleinen „B iß " bem erken, der im m er größ er w ird; w enn die F insternis total ist (das ist auß erordentlich selten der F all), w ird die ganze S onnenscheibe allm ählich von dem P rojektionsschirm verschw inden. N ur S ekunden später w ird sie dann w ieder erscheinen, und der „B iß ", jetzt am gegenüberliegenden S onnenrand, w ird fortw ährend kleiner. V ielleicht haben w ir auch einm al das G lück, Z euge einer ringförm igen S onnenfinsternis zu w erden. D er M ond bedeckt hier die S onnenscheibe genauso w ie bei einer totalen S onnenfinsternis, nur erscheint er jetzt ein w enig kleiner als die S onnenscheibe, da sich die E ntfernungen von S onne und M ond verändert haben. D aher ist dann von der S onne noch ein schm aler R ing zu sehen. F ür einen T eil der E rdoberfläche kann eine S onnenfinsternis total sein, in anderen G ebieten erscheint sie dann zur selben Z eit als partielle F insternis. D er M ondschatten w eist

A bb. 15.4 b Totale S onnenfinsternis

zw ei B ereiche auf (A bb. 15.3): den K ernschatten (U m bra) und den H albschatten (P enum bra). W o der K ernschatten die E rdoberfläche erreicht, ist die S onnenfinsternis total, im B ereich des H albschattens ist eine partielle S onnenfinsternis zu sehen.

Projekt 16

D ie B eobachtung des M ondes

M it unserem einfachen Fernrohr lassen sich zahlreiche interessante E inzelheiten auf dem M ond beobachten, zum al sich die B eleuchtungsverhältnisse im V erlauf von etw a vier W ochen ständig verändern. D as M ondalter ist die Zahl der Tage, die seit der letzten N eum ondphase vergangen sind. In seiner N eum ondstellung ist der M ond für uns praktisch völlig unsichtbar, denn einerseits hat er seine dunkle H älfte uns zugekehrt, andererseits steht er unm ittelbar neben der S onne. D aher können w ir den M ond erst dann zum ersten M al sehen, w enn er schon einige Tage alt ist. E in M ondm onat ist die Zeit, die von einer V ollm ondphase bis zur nächsten vergeht; das sind rund 29,5 T age.

Was wird gebraucht? D as F ernrohr aus P rojekt 1 4 ; eine M ondkarte (A bb. 16.3); Z eichenbrett und B leistift.

Was ist zu tun? B esonders eindrucksvoll sind E inzelheiten entlang der G renze zw ischen dem beleuchteten und unbeleuchteten Teil der M ondscheibe zu beobachten. D iese G renze w ird Term inator genannt (Abb. 16.2). M achen w ir unsere B eobachtungen daher vor und nach der V ollm ondphase. K rater, B erge und „M eere" sind besonders deutlich zu erkennen, w enn die S onnenstrahlen seitlich einfallen. Auf der M ondkarte {Abb. 16.3) ist angegeben, w ie der T erm inator für die M ondalter zw ischen einem und dreizehn T agen annähernd verläuft. D ie M ondphasen für die verschiedenen T age eines Jahres sind auch im „H im m elsjahr" verzeichnet. W enn w ir also das M ondalter herausgefunden haben, suchen w ir den entsprechenden Term inator auf der M ond-

Abb. 1 6 . 1 D er V ollm ond

2. H ochländer sind gekennzeichnet durch zahlreiche K rater und B erge. D ie K rater sind schüsseiförm ige V ertiefungen verschiedenster G röß e m it zerklüfteten R inggebirgen, m anchm al w eisen sie auch einen Z entralberg auf. D ie w ichtigsten M ondform ationen bekam en im Jahre 1651 von dem italienischen Jesuiten R iccioli zum ersten M al einen N am en, und zw ar nach berühm ten W issenschaftlern und P hilosophen. S päter entdeckte M ondkrater w urden nach B erufs- und A m ateurastronom en getauft.

karte und versuchen, E inzelheiten auf oder nahe dieser Linie auszum achen. D ie M ondoberfläche läßt sich in zw ei H auptgeländetypen aufgliedern: 1. M ondm eere oder M aria (E inzahl: M äre): A uf dem M ond gibt es kein W asser. D iese „M eere" sind flache, tiefliegende R egionen erstarrter Lavam assen, m it einer dünnen S taubschicht überzogen.

V ersuchen w ir, alles, w as im F ernrohr zu erkennen ist, zeichnerisch festzuhalten; es ist ein gutes T raining sow ohl für die W ahrnehm ungsfähigkeit w ie für die Fertigkeit, Beobachtetes knapp und treffend zu skizzieren, w as besonders im H inblick auf P rojekt 20 von W ert ist. Beachten: E in astronom isches F ernrohr liefert kopfstehende B ilder und ist für E rdbeobachtung daher w eniger geeignet. In der A stronom ie ist dies nicht von B elang, doch denken w ir daran, daß im astronom ischen Fernrohr N orden unten und S üden oben ist.

Projekt 17

Beobachtung m it dem Fernglas

M it einem guten F ernglas sind viele interessante B eobachtungen zu m achen. F unktionsw eise, A usw ahl und G ebrauch von F erngläsern für astronom ische Z w ecke ist T he m a dieses P rojekts.

Das Prinzip des Feldstechers E in Feldstecher besteht aus zw ei m iteinander verbundenen astronom ischen F ernrohren; seine B esonderheit besteht jedoch darin, daß jedes F ernrohr ein P aar P rism en enthält, die das norm alerw eise auf dem K opf stehende B ild aufrichten. R echts und links und oben und unten beim B lick durch den F eldstecher entsprechen also genau der W irklichkeit (A bb. 1 7 . 1 ) . Zusätzlich verkürzen die P rism en die F ernroh re, indem sie die Lichtstrahlen vierm al um lenken, der S trahlengang w ird also „zusam m engefaltet". N eben der V ergröß erung ist w ichtig, w ieviel Licht das O bjektiv sam m eln kann. A uf jedem F eldstecher sind beide Zahlen angegeben; die A ngabe 8 x 30 etw a besagt, daß die V ergröß erung achtfach ist und die O bjektivlinse 30 m m D urchm esser hat. D ie H elligkeit des B ildes ist direkt von der G röß e der O bjektivlinse abhängig; deshalb benützt m an für astronom ische B eobachtungen m eist F erngläser m it 50m m O bjektivdurchm esser.

F eldstecher im w esentlichen für die B eobachtung des M ondes eingesetzt w erden, ist ein Fernglas m it den W erten 10 x 50 oder 15 x 40 geeigneter. E in 10 x 50-F eldstecher vergröß ert stärker als ein 8 x 30-G las, hat aber dadurch auch ein kleineres G esichtsfeld; er erfaßt also einen kleineren H im m elsausschnitt. E s ist daher auch etw as schw ieriger, m it ihm ein bestim m tes astronom isches O bjekt aufzufinden. E in groß er K ostenfaktor besteht darin, daß zw ei m öglichst identische S ystem e hochw ertiger Linsen und P rism en verw endet w erden m üssen, dam it die Bilder in beiden Fernrohren vollkom m en übereinstim m en. S ollte der K auf eines F eldstechers zu aufw e n dig sein, ka nn m an sich au ch ein „halbes" Fernglas, ein sogenanntes M onokular, anschaffen.

Der Gebrauch des Feldstechers D ie größte S chw ierigkeit bei astronom ischen B eobachtungen m it dem Fernglas besteht darin, es ruhig zu halten. Eine gute M öglichkeit ist die Verwendung eines stabilen Fotostativs (für die B efestigung des Fernglases gibt es spezielle A dapter), A ndere benützen lieber einen kom fortablen S essel m it A rm lehnen, auf denen m an die E llenbogen aufstützen kann. D adurch hat das Fernglas eine sichere A uflage, und auch längere B eobachtungen sind bequem durchzuführen. Achtung: Niemals direkt in die Sonne blicken!

Der Mond

Abb. 1 7 . 1

Die Auswahl eines Feldstechers E in F eldstecher m it den W erten 8 x 30 und hochw ertiger O ptik ist für die m eisten F älle ein vernünftiger K auf. E r enthüllt bereits eine groß e M enge astronom ischer E inzelheiten und ist besonders für den A nfänger geeignet. S oll der

M it einem 8 x 30-Fernglas lassen sich alle E inzelheiten erkennen, die auf der M ondkarte im Projekt 16 eingezeichnet sind; sie dürften sogar noch deutlicher zu sehen sein als m it unserem einfachen astronom ischen Teleskop. Zw ar vergrößert das Fernglas nicht so stark, doch sind seine Linsen von w esentlich besserer Q ualität, Verzerrungen und Farbfehler sind w eit geringer. M it einiger Ü bung sollte es bald m öglich sein, noch kleinere D etails zu beobachten. Für ein eingehenderes S tudium des M ondes sind allerdings Ferngläser m it den D aten 10 x 50,12 x 40 oder sogar 15 x 40 besser geeignet. S olche G eräte sind jedoch sehr teuer, und ein Fernrohr m it einem w esentlich größeren E insatzbereich läßt sich für w eniger G eld selbst bauen (P rojekt 19).

Kom eten Feldstecher sind für die Beobachtung von Kom eten, abgesehen von einigen speziellen Teleskopen, die geeignetsten

Instrum ente, da sie ein groß es G esichtsfeld besitzen. A m ateurastronom en konnten m it dem F eldstecher schon etliche K om eten entdecken. Ü ber die B eobachtungsm öglichkeiten inform ieren astronom ische Jahrbücher w ie das „H im m elsjahr".

Die Milchstraße In der E inführung w urde schon erw ähnt, daß die M ilchstraß e aus einer riesigen Z ahl einzelner S terne besteht, die jedoch so w eit entfernt sind, daß sie nur ein schim m erndes B and am H im m el bilden. M it dem F eldstecher ist die M ilchstraß e nun deutlich als S ternenband erkennbar. E in besonders bem erkensw erter T eil der M ilchstraß e ist der B ereich, der sich durch das S om m erdreieck zieht (siehe P rojekt 9), denn er enthält besonders viele helle, gut sichtbare S terne.

Sternhaufen, Nebel und Galaxien D ie P lejaden (auch S iebengestirn genannt), ein w irklich prächtiger und eindrucksvoller S ternhaufen, sind im S ternbild S tier zu finden (P rojekt 9). Im Fernglas sind hier w esentlich m ehr S terne zu entdecken als m it freiem A uge; vielleicht sind auch die G asw olken zu sehen, die die Sterne um geben. D ie P raesepe, zu deutsch K rippe, steht im Sternbild Krebs und ist ebenfalls einer näheren Betrachtung w ert. Nebel sind gewaltige G aswolken innerhalb unserer eigenen M ilchstraße, der G alaxis. V iele dieser W olken leuchten im Licht der darin eingebetteten S terne. Zw ei höchst interessante N ebel sind der O rionnebel, zu finden knapp unterhalb der drei G ürtelsterne des O rion, sow ie der C rabnebel unw eit der einen H ornspitze des S tiers. (D er C rabnebel, „K rebsnebel", hat m it dem S ternbild K rebs nichts zu tun.) In den S ternkarten zu B eginn und am E nde dieses B uchs sind die w ichtigsten N ebel eingetragen. D er „A ndrom edanebel" ist am leichtesten über das P egasusquadrat aufzusuchen. Er ist jedoch kein N ebel, sondern ein anderes M ilchstraßensystem , eine G alaxie m it über 150 M illiarden Sternen. Die Androm edaG alaxie ist das entfernteste O bjekt, das m an noch m it freiem A uge sehen kann -sie ist etw a 2,3 M illionen Lichtjahre w eit w eg. In einem F ernglas ist diese G alaxie schon recht deutlich zu erkennen.

Abb. 17.2 D er O rionnebel

Die Planeten Im Fernglas bieten die P laneten zu keiner Zeit ein sonderlich eindrucksvolles B ild. U nter sehr günstigen U m ständen kann m an m it einem 8 x 30-Feldstecher die verschiedenen P hasen der V enus erkennen. M ars zeigt sich ohne jede E inzelheit als ein äußerst w inziges Ü chtscheibchen. D ie vier Jupiterm onde dürften zu erkennen sein, doch auch hier sind O berflächendetails nicht auszum achen. S aturn erscheint als eine w inzige, elliptische Lichtquelle, doch die berühm ten R inge lassen sich vom P laneten selbst nicht trennen.

Projekt 18

D er H ohlspiegel

G ew ölbte S piegelflächen sind uns allen vertraut; am A uto zum B eispiel sind R ückspiegel oft gew ölbt (konvex); die S cheinw erferspiegel sind H ohlspiegel (konkav). In den w irklich großen Teleskopen w erden ausschließlich Konkavspiegel verw endet. E in H ohlspiegel kann, ebenso w ie eine Linse, ein reelles B ild erzeugen - ein B ild also, das sich auf einen B ildschirm projizieren läßt (siehe P rojekt 13). W ie bei einer S am m ellinse bildet der Brennpunkt eines Konkavspiegels die Stelle, an der die S trahlen eines parallelen Lichtbündels nach der S piegelung in einem P unkt zusam m enlaufen (A bb. 1 8 . 1 ) . A ls B rennw eite w ird dann der A bstand dieses P unktes vom S piegel bezeichnet. Ist der A bstand zw ischen O bjekt und S piegel größer als die doppelte B rennw eite - in der A stronom ie ist das im m er der Fall -, w ird ein reelles B ild nahe am B rennpunkt erzeugt (A bb. 18.2). D ieses B ild steht auf dem K opf und ist kleiner

als das O bjekt. H ohlspiegel und S am m ellinse unterscheiden sich darin, daß das reelle B ild vor dem S piegel und hinterher Linse erzeugt w ird. D ie V erw endung eines S piegels anstatt von Linsen in einem astronom ischen Teleskop hat eine ganze R eihe von V orteilen. U m m öglichst viel Licht von dem betreffenden O bjekt sam m eln zu können, m uß das O bjektiv einen m öglichst großen D urchm esser aufw eisen. Linsen können nur am R and gehalten w erden und w erden m it w achsendem Durchm esser auch sehr schwer, so daß sie sich unter ihrem eigenen G ew icht durchbiegen. Spiegel lassen sich sehr viel leichter bauen, und ihr G ew icht läßt sich von der R ückseite her sicher abfangen. D arüber hinaus w ird bei einem Spiegel das Licht an derversilberten S piegelfläche nur reflektiert, es m uß kein G las durchdringen. D adurch sind Lichtverlust und B ildfehler entscheidend geringer.

Projekt 19

Bau eines Dobson-Teleskops

U m die vielen S ehensw ürdigkeiten am H im m el w irklich m it G enuß und G ew inn betrachten zu können, brauchen w irein leistungsfähiges Teleskop. A bgesehen von einer starken V ergrößerung m uß es auch eine hohe Lichtstärke aufw eisen, und die hängt unm ittelbar vom D urchm esser eines O bjektivs ab. Im vorhergehenden Kapitel sahen w ir, daß ein konkaver Spiegel (H ohlspiegel) genauso w ie eine S am m ellinse Licht sam m eln und ein B ild erzeugen kann. D ie O bjektivlinse eines astronom ischen Fernrohrs läßt sich also durch einen H ohlspiegel ersetzen. Isaac N ew ton baute zuerst ein derartiges Fernrohr, und die m eisten G roß teleskope w urden und w erden nach diesem P rinzip hergestellt, m it S piegeln von bis zu 6 m D urchm esser und dem entsprechend hoher Lichtstärke. G ute und leistungsfähige Teleskope sind teuer. B ei S piegeln m uß nur eine Fläche optisch bearbeitet w erden, w ährend es bei einer Linse zw ei Flächen sind; deshalb kosten Spiegelteleskope (R eflektoren) gew öhnlich w eniger als Linsenteleskope (R efraktoren) vergleichbarer G röße. S ehr w ichtig ist, daß das Teleskop über ein stabiles S tativ (M ontierung) verfügt, die bei einer Berührung des Fernrohrs nicht gleich ins Schw ingen gerät. Selbst m it guten Teleskopen sind befriedigende B eobachtungen kaum m öglich, w enn ihre M ontierung nicht ausreichend erschütterungssicher ist. E ine interessante A lternative zum K auf eines Fernrohrs ist der S elbstbau. M an kann ganz von vorne beginnen und seinen S piegel selbst schleifen, doch m an braucht viel G eduld und G eschicklichkeit, um einen brauchbaren S piegel zu bekom m en. D en Spiegel erw irbt m an also am besten fertig. D ieses P rojekt befaßt sich m it dem B au einer äußerst einfachen, aber leistungsfähigen V ersion eines N ew tonTeleskops, das von John D obson, einem am erikanischen A m ateurastronom en, entw orfen w urde und in den U S A bereits sehr beliebt ist. M an kann fast das gesam te Fernrohr selbst bauen; am besten aber kauft m an einige B auteile, stellt die restlichen Teile aus S perrholz her und baut das Teleskop auch selbst zusam m en. In Abb. 1 9 . 1 ist das P rinzip eines N ew tonschen Spiegelteleskops dargestellt, D ie aufgefangenen Lichtstrahlen treffen am B oden des Fernrohrtubus auf den großen H auptspiegel, w erden gebündelt und zu einem kleinen, ebenen Fangspiegel reflektiert, der unter einem W inkel von 45° zur Tubuslängsachse aufgehängt ist. D adurch wird das zusam m enlaufende S trahlenbündel aus dem Tubus herausgelenkt. M it dem O kular, das auch zur Scharfeinstellung dient, läßt sich dann das B ild des O bjekts betrachten. E in D obson-Teleskop ist in A bb. 1 9 . 2 skizziert. D er Tubus ist fest in einen S perrholzkasten eingepaßt, an dessen

T ubusrohres an, nach denen alle anderen B auteile ausgerichtet w erden m üssen, N ach dieser A nleitung lassen sich ohne w eiteres auch leistungsfähigere T eleskope, m it einem größ eren S piegeldurchm esser, bauen.

Was wird gebraucht? Teleskop 1 H auptspiegel, parabolisch, alum inium bedam pft, 6“/ 152m m , 1 2 2 0 m m B renn w eite, Ö ffnungsverhältnis 1:8 1 dazu passende H auptspiegelhalterung 1 F angspiegel, elliptisch (kleine A chse 33 m m ) 1 F angspiegelträger (S pinne und S piegelhalterung) 1 Fernrohrtubus (K unststoff, G FK ), 1220 m m lang, 179 m m Innen-, 187 m m A uß endurchm esser 1 O kularauszug 2 O kulare (9 und 18 m m , 31,8 m m D urchm esser) 1 S ucherfernrohr 6 x 30 m it H alterung

A lle H olzteile aus 18 m m starkem , w asserfest verleim tem S perrholz. A lle H olzschrauben m it S enkkopf. H olzleim , Klebstoff. Fernrohrwiege 2 B retter (S eiten) 22,3 x 60 cm 2 B re tter (D eckel und B o de n) 18 ,7 x 60 cm 1 H olzscheibe 1 5 , 2 c m 0 2 S eitenlager aus K unststoffrohr, 7,5 cm lang, 1 5 , 2 cm Innen-, 16 cm A uß endurchm esser 24 H olzschrauben, 6 m m 0, 30 m m lang. \

Montierungsgabel 1 B odenbrett 30 x 30 cm 2 S eitenbretter 45 x 30 cm 1 Frontplatte 3 3 , 6 x 3 5 cm 4 Zentrierbretter 7 x 42,5 cm 1 R esopalplatte 3 3 , 6 x 3 1 ,8 cm 4 Teflonstreifen 0 ,1 5 x 1 ,8 x 9 ,5cm 15 H olzschrauben, 6 m m 0, 30 m m lang 6 H olzschrauben, 8 m m 0, 50 m m lang

Basis B odenbrett 3 F üß e 3 Teflonscheiben 3 H olzschrauben

33,6 x 31,8 cm 5 x 5cm 0,15cm x2cm 0 6m m 0, 25 m m lang

Montage des Teleskops V or der M ontage m üssen in den T ubus Löcher gebohrt w erden; P osition und D urchm esser gibt A bb. 19.3 an. - B e i der M ontage der O ptik m it größ ter S orgfalt verfahren; insbesondere die S piegelflächen niem als m it bloß en F ingern anfassen. 1 S pinne am oberen E nde des T ubus festschrauben (Abb. 19.4).

2 F a ngspiegel in die H alterung un d d as G anze in die S pinne einsetzen. 3 O kularauszug in den vorgebohrten Löchern am T ubus festschrauben (A bb. 19.6). 4 F angspiegel längs der T ubusachse so verschieben und drehen, daß die S piegelfläche beim B lick durch den O kularauszug (O kular nicht eingesetzt) ganz sichtbar ist (A bb. 19.7). D azu m üssen alle drei Justierschrauben gelöst w erden. 5 D ie N eigung des F angspiegels durch Losdrehen oder A nziehen der betreffenden Justierschraube so einstellen , daß das untere, offene E n de des Tubus in der M itte des G esichtsfelds erscheint. 6 H auptspiegel in seine H alterung einsetzen und das G anze am unteren E nde des T ubus festschrauben. 7 M it den drei F lügelschrauben den H auptspiegel justieren: M an blickt durch das leere R ohr des O kularaus-zugs auf den F angspiegel. D as B ild des F angspiegels, das m an im P arabolspiegel sieht, m uß genau in dessen M itte stehe n. B lickt m an m it einem A uge oben in den Tubus en tlang seiner A chse , m u ß d as B ild des F an g-

spiegeis im P arabolspiegel hinter dem Fangspiegel selbst verschw inden, darf also nicht m ehr zu sehen sein. D er noch sichtbare Teil des Parabolspiegels bildet dann ein gleichm äßig breites B and um den Fangspiegel.

Fernrohrwiege 8 A uf jedem S eitenbrett m ittels D iagonalen die exakte M itte m arkieren (A bb. 19.8) und um sie einen K reis m it 7,6 cm R adius zeichnen. 9 Sperrholzscheibe in sechs identische Segm ente zersägen {Abb. 19.9). Auf jedes Seitenbrett drei der Segm ente im A bstand von 60° voneinander aufschrauben (Abb. 1 9 .1 0 ) . 10 R ohrstück überdie S egm ente schieben und im A bstand von 120° voneinander radial drei Löcher in R ohr und S egm ente vorbohren, dann die S chrauben eindrehen. 11 E benso die S eitenbretter vorbohren und m it den beiden anderen B rettern zum K asten zusam m enschrauben.

Montierungsgabel 12 A n der O berkante der beiden S eitenbretter eine V -förm ige Kerbe aussägen (Abb. 1 9 . 1 2 ) . 13 A uf jedem S eitenbrett zw ei Z entrierbretter festschrauben, w obei die Längskanten bündig abschließen und von der U nterkante 2 m m A bstand gehalten w erden (Abb. 1 9 .1 3 ). 14 S eitenbretter längs der U nterkante vorbohren und an das B odenbrett schrauben, m it der F rontplatte verfährt m an ebenso (Abb, 1 9 . 1 5 ) . 15 R esopalplatte auf die B odenplatte und Teflonstreifen in die Kerben kleben (Abb. 19.16). 16 G enau in der M itte des B odenbretts ein Loch m it 1 cm 0 bohren.

Basis 17 D ie Füße unter das B odenbrett schrauben, w ie in A bb. 1 9 . 17 gezeigt. 18 In die M itte der B odenplatte ein Loch m it 1 cm D urchm esser bohren und die drei Teflonscheiben im A bstand von 120° voneinander in ca. 14 cm A bstand von dem Loch aufkleben.

Zusammenbau 19 M ontierungsgabel m it einer M -10-S chraube (H utm utter verw enden) auf die B odenplatte schrauben, so daß sie sich leicht drehen läßt. 20 D ie S chrauben, die die B retter des Tubus-K astens m iteinander verbinden, sow eit lockern, daß sich das Teleskop leicht in den K asten hineinschieben laß t. 21 D as T eleskop in die M ontierung heben, so daß die seitlichen Lagerringe in den V -förm igen K erben ruhen. Tubus in dem K asten so lange verschieben, bis das

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Teleskop in jeder S tellung verharrt. D as Fernrohr ist dam it ausbalanciert. D ie S chrauben des Tubusträgers w ieder anziehen. D adurch w ird der Tubus in dem K asten unverrückbar festgehalten. D as S ucherfernrohr unm ittelbar an und in der M itte einer Längskante des Tubusträgers m ontieren (A bb. 1 9 .9 ). D as schw ach vergrößernde O kular (18 m m Brennw eite} in den O kularauszug stecken. N un m uß noch das S ucherfernrohr justiert w erden. D as H auptteleskop auf ein m öglichst w eit entferntes punkt-

förm iges O bjekt richten, etw a eine 2 bis 3 km entfernte K irchturm spitze, so daß sich dieses genau in der M itte des G esichtsfelds befindet. M it den Justierschrauben am Lagerbock das S ucherfernrohr so ausrichten, daß das O bjekt auch im S chnittpunkt des F adenkreuzes erscheint. D iese E instellung läßt sich nun zum B eispiel an der S pitze der M ondsichel überprüfen; dabei ist allerdings zu beachten, daß der M ond w andert und das Teleskop nachgeführt w erden m uß. D as selbstgebaute D obson-T eleskop ist jetzt einsatzbereit. M it dem 18-m m -O kular ist die V ergröß erung etw a 68fach,

m it dem 9-m m -O kular etw a 135fach.

P rojekt 20

D er E insatz des D obsonTeleskops

M it diesem T eleskop lassen sich zahlreiche sehr interessante B eobachtungen an M ond, P laneten und S ternen durchführen. M it dem stark vergröß ernden O kular (9 m m ) erzielt m an nicht unbedingt die besseren E rgebnisse; bei hohen V ergrößerungen m uß die Luft sehr ruhig und klar sein. A m besten beginnt m an m it einer schw achen V ergröß erung; erst, nachdem m an einige E rfahrung bei der A rbeit m it dem T eleskop gesam m elt hat, und bei w irklich guten S ichtbedingungen geht m an auf höhere V ergröß erungen über. E nttäuschungen sind sonst vorprogram m iert!

Die Planeten B eobachtete O berflächendetails von P laneten trägt m an im allgem einen in einem K reis ein, der das sichtbare P lanetenscheibchen darstellen soll. Z usätzlich kann m an diesen K reis in vier S egm ente einteilen. G enaue A n w eisungen, w onach A usschau zu halten ist, w ürden die E ntdeckerfre ude beeinträchtigen; einige A ngaben zu den einzelnen P laneten sind aber bestim m t hilfreich.

Der Mond Ü ber die B eobachtungen des M ondes, die m it einem kleinen F ernrohr m öglich sind, haben w ir schon gesprochen (P rojekt 1 6 ) . D as größ ere T eleskop enthüllt w eit m ehr D etails auf der M ondoberfläche; deshalb sollte m an sich eine genauere M ondkarte besorgen (siehe A nhang 4). S innvoll ist jedoch im m er, das, w as im T eleskop zu erkennen ist, zeichnerisch festzuhalten. E ine M öglichkeit ist, sich vo n der einfachen M on dkarte (A bb. 1 6 . 3 ) K o pien zu m a che n u nd d ort die E inzelheiten einzutrage n, die m a n sieht, die aber auf der K arte nicht enthalten sind. A nhand dieser groben S kizze fertigt m an dann eine vergröß erte K arte der beobachteten G egend an, indem m an w iederum w eitere D etails einzeichnet. D as E rgebnis kann m an dann m it einer gekauften M ondkarte vergleichen. U m die W ahrnehm ungsfähigkeit zu schulen, em pfiehlt es sich, diese R eihenfolge einzuhalten. S o w ird m an lernen, nur das zu zeichnen, w as w irklich w ahrgenom m en w ird, nicht das, w as m an zu sehen glaubt oder w as m an m eint, sehen zu m üssen. E inen guten A stronom en erkennt m an auch an seinen präzisen A ufzeichnungen.

Abb. 20.1

Venus: M it unsere m respektablen S e chszöller ist ohne w eiteres zu erkennen, daß die V enus P hasen zeigt, genau w ie der M ond. W ir skizzieren den V erlauf des Term inators (die Licht-S chatten-G renze) in dem K reis, der die V enus darstellt, und w iederholen dies über einen längeren Z eitraum , sow ohl w enn V enus am M orgen-, als auch w enn sie am A bendhim m el steht. Ist irgendw ann einm al auch eine „V ollvenus" zu sehen?

M ars: D ie E ntfernungen aller P laneten von der E rde schw anken ständig. D aher verändert sich auch die G röß e des im T eleskop erkennbaren P lanetenscheibchens. D ies w ird besonders bei V enus und M ars deutlich. M ars ist als S cheibchen zu erkennen, und m it einiger Ü bung sollten auch einige seiner größeren O berflächeneinzelheiten zu beobachten sein. V ielleicht m achen sich sogar auch Farbveränderungen bem erkbar.

Abb. 20.3 Mars

Jupiter: S chon in einem V ierzeiler bietet dieser P lanet ein beachtlich großes S cheibchen. M it unserem Teleskop dürfte daher auf A nhieb zu sehen sein, daß Jupiter in eine R eihe von G ürteln und Z onen aufgeteilt ist. W ir zeichnen unsere B eobachtungen in den K reis ein und w iederholen dies w ährend einiger aufeinanderfolgender N ächte. S ind irgendw elche V eränderungen festzustellen? Saturn: S eine R inge sind in unserem T eleskop deutlich erkennbar. K ann m an irgendw elche S trukturen in den R ingen sehen? Z eigt die P lanetenkugel E inzelheiten? Die äußeren Planeten: U ranus. N eptun und Pluto sind alle m it dem T eleskop zu beobachten, w enn auch nur als w inziges S cheibchen bzw . als P unkt (P luto). M an benötigt dazu aber einen guten S tem atlas und genaue Inform ation über ihre jew eiligen P ositionen, w ie sie etw a im „H im m elsjahr" zu finden sind.

Abb. 20.4 Jupiter

Abb. 20.5 Saturn

Projekt 21

Astrofotografie

M it einer K am era, die über eine D auerbelichtungsfunktion (B ) verfügt, läßt sich m it w enig zusätzlicher A usrüstung einfache A strofotografie betreiben. M an m ontiert die K am era fest auf ein S tativ, für andere A ufgaben benötigt

m an eine einfache N achführm ontierung. In beiden Fällen verw endet m an einen D rahtauslöser, dam it die K am era nicht w ackelt.

A rbeit m it der stationären K am era Was wird gebraucht? K am era m it B -E instellung; em pfindlicher S chw arzw eiß film (z. B . K odak Tri-X P an, llford H P 5); stabiles S tativ; D rahtauslöser.

Strichspuren In einer m ondlosen N acht stellen w ir die K am era m öglichst w eit von den störenden Lichtquellen einer A nsiedlung entfernt auf einem S tativ auf. D ie E ntfernung stellen w ir auf

U nendlich und öffnen die B lende ganz. M an richtet die K am era auf ein m arkantes S ternbild oder eine sternreiche R egion und öffnet den V erschluß für fünf M inuten. W eitere Aufnahm en m achen wir m it 10 und 15 M inuten Belichtungszeit. D ann richten w ir die K am era zum P olarstern aus und w iederholen die S erie. A uf dem entw ickelten Film können w ir feststellen, daß die W anderung der S terne über den H im m el als S trichspuren dokum entiert ist. H aben w ir ein S ternbild im B ereich des H im m elsäquators fotografiert, so erscheinen die S trichspuren als (nahezu) gerade Linien. D iese Linien sind scharf gezeichnet, w enn die E ntfernung richtig eingestellt w ar. E rscheinen die Linien zackig oder w ellig, w ackelte die K am era w ährend der A ufnahm e. W urde der Fotoapparat auf den P olarstern ausgerichtet, verlaufen die S trichspuren auf K reisbögen, denn die zir-kum polaren S terne beschreiben K reise um _den H im m elspol (Abb. 21.2).

M eteorström e

Teilchen verdam pfen in den obersten S chichten der A tm osphäre. D urch ihre Bew egungsenergie w erden die Luftm oleküle zum Leuchten angeregt - und das w ird als leuchtende S pur sichtbar. M eteore scheinen m eist aus einer bestim m ten Stelle am H im m el zu kom m en; deshalb w erden sie nach der Lage des „R adianten" in einem bestim m ten Sternbild bezeichnet. D ie Tabelle oben führt die w ichtigsten M eteorström e auf. M it der stationären Kam era sind M eteore gut zu fotografieren; sie erscheinen als lange helle Linien, die die norm alen S ternstrichspuren kreuzen. A llerdings ist ein w enig G eduld nötig! W ir richten die K am era in einem W inkel von 45° zur ungefähren R ichtung des zu erw artenden M eteorstrom es aus. D ie vorangegangenen A ufnahm eserien geben einen A nhaltspunkt dafür, w ie lange m an den V erschluß höchstens offenhalten darf, bis sich die Aufnahm e zu „verschleiern" beginnt. Sollte w ährend dieser Zeit kein M eteor aufgetaucht sein, transportiert m an den Film w eiter. W enn aber ein M eteor das G esichtsfeld der K am era durchquert hat, den V erschluß sofort schließen, dam it die K ontraste erhalten bleiben.

Künstliche Erdsatelliten

M eteore w erden auch „S ternschnuppen" genannt, m it den S ternen aber haben sie w enig zu tun. Ä hnlich w ie die P laneten laufen Schw ärm e von Teilchen, kleine S teine und auch größere G esteinsbrocken, um die S onne. D iese O bjekte, die M eteorite, bilden das, w as w ir m it „M eteorstrom " oder „M eteorschauer" bezeichnen. W enn unsere E rde einem solchen S chw ärm begegnet, treten T ausende solcher Teilchen in die A tm osphäre ein und w erden dort durch die R eibung m it der Luft sehr heiß. D ie m eisten

In einer klaren N acht sind w ährend zw ei, drei S tunden m it großer W ahrscheinlichkeit ein bis zw ei künstliche E rdsatelliten zu sehen. U m einen S atelliten fotografieren zu können, braucht m an genauere Inform ationen darüber, w ann und w o sie zu se hen sin d. M an stellt nun die K a m era m it voll geöffneter B lende etw a in der R ichtung auf, aus der ein bestim m ter S atellit zu erw arten ist. M il freiem A uge w ird der H im m el so lange abgesucht, bis m an den S atelliten entdeckt. N achdem die K am era auf die voraussichtliche F lugbahn ausgerichtet w urde, öffnet m an den V erschluß so lange, bis der S atellit aus dem G esichtskreis verschw indet. D as R esultat dürfte so aussehen w ie A bbildung 21.4.

B au und E insatz einer einfachen N achführung für die K am era D a sich die E rde um ihre eigene A chse dreht, haben w irden E indruck, daß die S terne um eine A chse kreisen, die auf einen bestim m ten P unkt am H im m el, einen der H im m elspole, zeigt. W ill m an einen T eil des H im m els fotografieren, ohne S trichspuren oder zum indest verw ischte A ufnah m en zu bekom m en, m uß die K am era um diese A chse m it derselben G esch w indigkeit gedreht, „nachgeführt" w erden. Ein einfaches G erät dazu zeigt A bb. 21.5, eine „schottische M ontierung".

D ie K am era w ird auf einen einstellbaren A rm m ontiert, der m it einem W inkeleisen an ein bew egliches B rett geschraubt ist. D ie A chse des S charniers deutet auf den H im m elsnordpol. E rreicht w ird dies dadurch, daß die G rundplatte m it der H orizontalen einen W inkel einschließt, der der geographischen B reite des B eobachtungsorts entspricht. D as G rundbrett ist an einem P olblock, der nach N orden w eist, festgeschraubt. D ie N achführschraube geht durch das G rundbrett und drückt auf das be w egliche B rett; der G egendruck w ird

m it einem kräftigen G um m iband erzeugt. W ird die N achführschraube m it einer U m drehung pro M inute gedreht, öffnet sich das bew egliche B rett gegen die S pannung des G um m ibands genau so schnell, daß die Kam era der Sternbew egung exakt folgt. D ie K am era selbst kann auf jeden beliebigen P unkt des H im m els ausgerichtet w erden.

Der Bau der Nachführung 1

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Was wird gebraucht? 3 2 S perrholzbretter, 270 x 1 3 0 x 9 m m 1 H olzblock, 380 x 90 x 50 m m 1 H olzleiste, 170 x 35 x 25 m m 2 F lacheisen, 40 x 15 x 1 m m 1 F lacheisen, 50 x 15 x 1 m m 1 W inkeleisen, 80 (S chenkellänge) x 20 x 3 m m 1 S charnier. 1 0 c m lang 2 M -6-S echskantschrauben, 60 m m lang, 1 m m S teigung 1 S echskantschraube, passend zum S tativgew inde der K am era, 50 m m lang m it Flügelm utter 3 M -6S echskantm uttern und eine M -6-Flügelm utter 2 S enkkopfschrauben, 15 x 4,5 m m 2 S enkkopfschrauben, 2 5 x 4 , 5 m m 4 dazu passende M uttern 4 H olzschrauben, 1 0 x 6 m m 2 H olzschrauben, 2 0 x 8 m m 1 kräftiges G um m iband M etall- und H olzbohrer, K am era.

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P olblock schräg zusagen, so daß der W inkel cp der geographischen B reite des B eobachtungsorts entspricht (Abb. 21.6). In das G rundbrett entlang der M ittellinie, jew eils 30 m m vom R and entfernt, zw ei Löcher m it 8 m m 0 bohren (A bb. 21.7). D as S charnier aufklappen und so an das G rundbrett anlegen, daß die S charnierachse m it der schm alen K ante genau fluchtet (A bb. 21.8). A nhand der S charnierbohrungen zw ei Löcher m arkieren und vorbohren; die 4,5-m m -Schrauben sollen hindurchpassen. Scharnier m it jew eils zw ei M uttern und den 15-m m -S chrau-ben am G rundbrettfestschrauben. A uf dem G rundbrett (S charnier zeigt nach links) genau 30 m m vom oberen R and und 229 m m von der S charnierachse (A chsenm itte) einen P unkt m arkieren (A bb. 21.9). D ann hier ein Loch m it 6 m m 0 bohren. M it einem H am m er genau über dieser B ohrung eine M -6S echskantm utter ins H olz treiben, so daß ihre O berkante m it dem B rett abschließ t. In die beiden 40 x 15-m m -F lacheisen jew eils zw ei Löcher bohren, durch die die M -6-S chrauben hindurchpassen; ein Flacheisen erhält ein drittes Loch, genau in der M itte und m it einem D urchm esser von 6 m m . M aße siehe Abb. 2 1 . 10 a.

7 D as letztere F lacheisen m it dem m ittleren Loch genau über der ins H olz getriebenen M -6-M utter auf das G rundbrett schrauben (m it den 10-m m -H o lzschrauben). 8 D as bew egliche B rett so unter das S charnier legen, daß seine S chm alseite zur S charnierachse und zur gegenüberliegenden K ante des G rundbretts genau parallel läuft (Abb. 2 1 . 1 1 ) , und anhand der Scharnierbohrungen zw ei Löcher m arkieren. D ann die Löcher bohren, durch die die 4,5-m m -S chrauben passen. 9 A uf dem bew eglichen B rett („S charnierseite" nach rechts) einen P unkt m arkieren, der genau 30 m m vom oberen R and und 229 m m von der S charnierachse entfernt ist. Ü ber diesem P unkt das zw eite 40 x 15-m m -Flacheisen festschrauben. 10 In einen A rm des W inkeleisens zw ei Löcher bohren; A bstand und D urchm esser entsprechend den beiden

S charnierlöchern im bew eglichen B rett (A bb. 2 1 . 1 3 ) ; am anderen A rm des W inkeleisens w ird ein Loch m it 6 m m 0 gebohrt. 11 D ie zw ei 25 m m langen 4,5-m m -S chrauben durch die Löcher in S charnier, bew egliche m B rett und W inkeleisen schieben und das G anze m it zw ei M uttern zusam m enschrauben. 12 A n einem E nde des 50 x 15-m m -F lacheisens ein Loch m it 6 m m D urchm esser bohren. D ie N achführschraube {M 6, 60 m m lang) w ird spitz zugefeilt (S pitze leicht runden). D ie Schraube nun durch das Flacheisen schieben, m it einer M utter festziehen und dann in die S echskantm utter im G rundbrett eindrehen, so daß sie auf der and eren S eite um ungefähr 5 m m herausragt. 13 D as G rundbrett auf das abgeschrägte S chm alende des P olblocks schrauben. E s soll m it der A chse des P olblocks einen exakten rechten W inkel bilden, seine

untere K ante soll m it der unteren K ante der abgeschrägten Fläche zusam m enfallen {A bb. 2 1 . 1 6 ) . 14 D ie H olzleiste, die später die K am era tragen soll, erhält zw ei senkrecht zueinander verlaufende B ohrungen m it 6m m D urchm esser, an jedem E nde eine (A bb. 2 1 . 1 7 ) . 15 D urch die w aagrechte B ohrung w ird die 50 m m lange S chraube m it dem S tativgew inde geschoben und m it

einer passenden M utter gesichert (A bb, 21.18). D urch die senkrechte B ohrung des K am eraarm s und durch das Loch am freien E nde des W inkeleisens eine 60 m m lange S echskantschraube schieben und alles m it einer Flügelm utter fixieren. 16 D as bew egliche B rett sow eit über das G rundbrett klappen, bis das F lacheisen an der N achführschraube

anliegt. D as G um m iband um bew egliches B rett und G rundbrett spannen, so daß beides im m er in festem K ontakt bleibt (A bb. 21.5). 17 Z uletzt die F lügelm utter „kopfüber" auf das hervorstehende E nde der 50 m m langen S chraube am freien E nde des K am eraträgers schrauben. V on der S chraube soll soviel frei bleiben, w ie in das S tativge w inde der K am era hineinpaß t; die Länge des S tativgew indes darf nie überschritten w erden, da sonst die S chraube in das Kam eragehäuse hineingedrückt w ird und großen Schaden anrichtet. D ie K am era w ird fixiert, indem m an diese F lügelm utter gegen den K am eraboden kontert (A bb. 21. 1 8 ) . D ie M ontierung ist nun einsatzbereit.

Die Bedienung der Montierung D er S tabilität w egen ist es em pfehlensw ert, den P olblock auf einer festen U nterlage zu fixieren. D ie Längsachse des P olblocks m uß genau in N ord-S üd-R ichtung verlaufen; das abgeschrägte E nde w eist dabei nach S üden. D ie S charnierachse deutet nun auf den H im m elsnordpol. D ie Kam era nun auf den gew ünschten H im m elsausschnitt ausrichten; dazu die Flügelm uttern am K am eraarm leicht lockern, anschließend w ieder gut festziehen. V erschluß der K am era öffnen. D ie N achführschraube m it H ilfe der „K urbel" pro M inute um 360" drehen. M it H ilfe einer abgeblendeten Taschenlam pe läßt sich die N achführschraube synchron zum Sekundenzeiger einer U hr drehen. D ie Belichtungszeit sollte 10 M inuten nicht überschreiten. M it dieser einfachen V orrichtung sind K om eten, P laneten m it ihren H intergrundsternbildern, die S ternbilder selbst, N ebel w ie der G roße O rionnebel und die A ndrom eda-G alaxie zu fotografieren.

Projekt 22

Ein M odell des Erde-M ondSonne-System s

B ew undernsw ert konstruierte alte M odelle des S onnensystem s sind in naturw issenschaftlichen M useen öfter zu sehen. S ie w erden auch K leinplanetarien genannt. In diesem Kapitel w ird der Bau eines einfachen M odells beschrieben, das zeigt, w ie T ag und N acht, die Jahreszeiten, S onnenund M ondfinsternisse und die M ondphasen Z ustandekom m en.

Was wird gebraucht? 1 B rett, 2 0 0 x 2 0 0 x 1 0 m m 1 H olzlatte, 300 x 20 x 4 m m 1 H olzstab, 7 m m D urchm esser, 1 4 7 m m lang 1 H olzstab, 7 m m D urchm esser, 1 0 0 m m lang 1 G arnrolle, 33 m m lang, 31 m m D urchm esser 3 G arnrollen, 43 m m lang, 22 m m D urchm esser

3 P l astikbei lag Scheiben, 35 m m Durchm esser, 2 m m stark, B ohrung 7 m m 0 je eine K ugel (S tyropor oder P lastik) m it 15 m m und 20 m m 0 ein kleiner G lobus, ca. 25 m m D urchm esser (kann auch selbst gebastelt w erden!) eine kleine verspiegelte K ugel, ca. 30 m m 0 (z. B . C hristbaum kugel aus K unststoff)

T aschenlam penglühbirne, F assung, B atterie 30 cm isolierter D raht 8 cm fester D raht (eine B üroklam m er tut es auch); 12 cm dünnerer D raht (ca. 0,3 m m 0) B indfaden, drei G um m iringe, Isolierband (nicht aus K unststoff!), B ohrer, K lebstoff, K lebegum m i (z. B . H afties).

W as ist zu tun? 1 In die M itte der G rundplatte ein Loch m it 7 m m D urchm esser bohren (Abb. 22.1). 2 In den hölzernen A rm zw ei Löcher (7 m m 0) bohren; M aße siehe Abb. 22.1. 3 D en längeren H olzstab in die B ohrung in der G rundplatte kleben. 4 In den kürzere n H olzsta b vo m E n de h er ein 10 m m tiefes Loch, 0,6 m m 0, bohren. 5 D ie dickere G arnrolle über den S tab auf der G rundplatte schieben und festkleben. 6 E ine P lastikbeilagscheibe, die H olzleiste (m it d e m 1 0 0 m m von d e m ein en E nd e e ntfern te n L och) un d eine w eitere P lastikbeilagscheibe auf den S tab schieben (A bb. 22.2). 7 E ine der G arnrollen auf dem S tab bis zur B eilagscheibe

hinunterschieben und m it dem H olzstab verkleben; die H olzleiste m uß sich aber noch frei um den S tab herum bew egen lassen (A bb. 22.2). 8 D ie G lühbirnenfassung auf der zw eiten G arnrolle festkleben, 9 D as obere E nde des S tabes m it S andpapier leicht abschleifen, bis sich die G arnrolle m it der Lam penfassung leicht draufschieben läßt. D ie G arnrolle soll sich um den S tab frei drehen lassen, w obei die Lam penfassung auf dem E nde des S tabes ruht. 10 D ie übriggebliebene G arnrolle auf den kürzeren S tab kleben, so daß dieser noch an einem E nde um 10 m m hervorsteht. 11 D en festen D raht nach A bb. 22.3 a zurechtbiegen und 1 cm tief in das Ende des kürzeren Stabes pressen. D er D raht soll im H olzstab unverrückbar festsitzen (A bb. 22.2). 12 D as „kürzere" E nde des H olzstabs durch eine P lastikbeilagscheibe und anschließend durch die B ohrung im hölzernen A rm schieben (22.2). D ieser S tab m it der festgeklebten G arnrolle sollte sich frei drehen lassen; sonst ein w enig m it S andpapier zu rechtschleifen. 13 E in E nde des dünnen D rahtes zu einer S piralfeder w ickeln und den R est nach A bb. 22.3 b biegen. D en dünnen D raht m it der S piralfeder über den festen D raht schieben, der aus dem Stab herausragt; auf das andere E nde die S tyroporkugel m it 15 m m 0, die den M ond darstellen soll, aufstecken. 14 D ie E rde w ird durch den kleinen G lobus, die S tyroporkugel m it 20 m m 0 oder durch die verspiegelte K unststoff-K ugel dargestellt, je nachdem , w as gerade dem onstriert w erden soll. Jede K ugel m uß eine B ohrung erhalten, dam it sie auf den festen D raht gesteckt w erden kann. D ie K ugeln jew eils m it einem S tück K lebegum m i sichern. 15 D ie beiden G arnrollen, die auf dem H olzarm ruhen, m it Isolierband um w ickeln (A bb. 22,4).

16 D en B indfaden jew eils einm al um die G arnrollen herum führen und ihre E nden m it einem G um m iring verknoten, so daß die S chnur stets unter S pannung gehalten w ird. W enn der H olzarm gesch w enkt w ird, dreht sich die G arnrolle m it den K ugeln von E rde und M ond um ihre eigene A chse, so daß die S tellung der E rdachse in bezug zu den w eit entfernten S ternen im m er gleich bleibt.

17 Zuletzt die B atterie m it H ilfe von G um m iringen am H olzarm fixieren und die G lühbirne anschließen (A bb. 22.4).

Der Einsatz des Modells F ürdie ersten zw ei D em onstrationen w ird der kleine G lobus benötigt. D en D raht m it der M ondkugel nach unten biegen, dam it sie nicht im W eg steht. Tag und Nacht: A uf dem G lobus verlaufen die Linien der Längengrade vom N ord- zum S üdpol. Z w ischen diesen Linien liegt ein W inkel von 15°, eine sogenannte „Z eitzone". D reht m an die E rdkugel, bis der N ullm eridian (der M eridian von G reenw ich) der G lühbirne, die die S onne darstellt, gegenübersteht, so ist dort nun „M ittag". E ntlang der 180°Längenlinie, auf der gegenüberliegenden S eite der E rde, der sogenannten Internationalen D atum sgrenze, ist entsprechend M itternacht. D reht m an den G lobus, so w ird jeder beliebige P unkt auf der E rdoberfläche einm al über die beleuchtete S eite laufen, dann die Linie überqueren, die das Licht vom S chatten trennt, und in die dunkle R egion hineinw andern. A uf der anderen S eite w ird er dann wie d er das T ageslicht erreichen. Die Jahreszeiten: D ie P ositionen, die in A bb. 22.5 m it A , B , C und D gekennzeichnet sind, stellen S om m er-, H erbst-, W inter- und F rühlingsanfang dar. In P osition A steht der W endekreis des K rebses der G lühbirne genau gegenüber,

so daß hier entlang dieses B reitengrades die S onne zu M ittag exakt senkrecht über der E rdoberfläche steht. D reht m an den G lobus um seine A chse, ist festzustellen, daß die R egion nördlich des nördlichen P olarkreises ständig im beleuchteten B ereich bleibt; zu dieser Jahreszeit hat diese R egion also 24 S tunden lang Tageslicht. A m N ordpolarkreis selbst ist der S om m eranfang der T ag, an dem die S onne nicht untergeht; m an spricht von „M itternachtssonne". D ie D auer von Tag und N acht für jede beliebige B reite läßt sich dadurch erm itteln, daß m an die Zeitzonen im Licht sow ie im S chatten zählt. D ie T ageslänge nim m t zu, w enn m an vom S üdpol zum N ordpol w andert (A bb. 22.6). P osition C stellt das G egenteil von A dar; jetzt ist es nördlich des N ord P olarkreises 24 S tunden lang dunkel, südlich des südlichen Polarkreises 24 Stunden lang hell. In den Stellungen B und D läuft die Linie, die Licht und S chatten trennt, genau über die E rdpole, über dem Ä quator steht die S onne senkrecht, und w eltw eit ist die A nzahl der N achtstunden gleich der Anzahl der Tagstunden. D iese Stellungen heißen Tagundnachtgleichen oder Ä quinoktien. Die M ondphasen: Jetzt soll die verspiegelte K ugel die E rde darstellen. D as M odell w ird so eingerichtet, daß der M ond von der S onne aus gesehen hinter der E rde, jedoch

oberhalb (oder unterhalb) der gedachten Linie zw ischen S onne und E rde steht (A bb. 22.7 a). D ies ist die V ollm ondstellung, die in A bb. 22.7 b m it C bezeichnet ist. V on der E rde aus gesehen ist die ganze V orderseite des M ondes beleuchtet, seine dunkle H älfte w eist von der E rde w eg. B lickt m an auf die spiegelnde O berfläche der E rdkugel, ist das S piegelbild des M ondes, w ie er von der E rde aus erscheint, zu sehen. D ie P ositionen A , B und D in A bb. 22.7 b stellen N eum ond, E rstes und Letztes V iertel dar. Auch hier ist der Anblick der M ondphasen von der Erde aus (spiegelbildlich) auf der O berfläche der E rdkugel zu sehen. Finsternisse: F ür diese D em onstration w ird die G lühbirne w eiß angem alt; als Erde dient jetzt die Styroporkugel. W enn m an das M odell so dreht, daß sich der M ond zw ischen S onne und E rde befindet, fällt der M ondschatten auf die Erdkugel (Abb. 22.8 a). Zw ei verschiedene Schatte n regio-nen sind festzustellen: D er dunkle Z entralbereich des S chattens ist der K ernschatten oder die U m bra (siehe Projekt 1 5 , S. 42/43); in diesem B ereich der E rdoberfläche wird m an Zeuge einer totalen Sonnenfinsternis. U nm ittelbar außerhalb des K ernschattens befindet sich eine w eniger dunkle Zone, der H albschatten oder P enum bra. H ier findet eine partielle S onnenfinsternis statt.

E ine totale M ondfinsternis ereignet sich im m er dann, w enn der M ond vollständig in den E rdschatten eintaucht. M an richtet den M odellm ond so aus, daß Sonne, Erde und M ond auf einer Linie liegen {A bb. 22.8 b). D er M ond befindet sich nun im E rdschatten. M an sollte m einen, daß m an den M ond w ährend einer totalen M ondfinsternis überhaupt nicht m ehr sehen kann; doch vor allem rotes Licht von der S onne w ird

durch die E rdatm osphäre um die E rde herum gebeugt, deshalb nim m t der M ond bei einer totalen M ondfinsternis eine dunkelrote Färbung an. Zu beachten: E ine totale M ondfinsternis ist nicht dasselbe w ie der N eum ond, auch w enn w ir dort den M ond ebenfalls eine Zeitlang nicht beobachten können. Im G egenteil: M ondfinsternisse ereignen sich im m er zur Zeit des V ollm onds.

Anhang 1

Glossar

D ie Ziffern in K lam m ern beziehen sich auf das K apitel, in dem der B egriff zum ersten M al angesprochen w ird. Äquinoktium Zu Frühlings- und H erbstanfang steht die S onne über dem Ä quator genau senkrecht, und Tag und N acht sind auf der ganzen E rde gleich lang (Tagundnachtgleiche). (22) Äquator B reitenkreis in der M itte zw ischen N ord- und S üdpol; teilt die E rde in zw ei sym m etrische H älften. (2) A ltazim ut Instrum ent, m it dem m an die H öhe eines H im m elskörpers über dem H orizont sow ie den W inkel, der zw ischen ihm und dem S üdpunkt liegt, m iß t. (6) Asteroid K leinplanet: N eben den neun großen P laneten gibt es noch eine sehr große A nzahl von K leinplaneten oder P lanetoiden. (E inführung) Azim ut H orizontw inkel, den ein H im m elskörper m it dem S üdpunkt einschließ t. (6) Breite A bstand eines O rts vom Ä quator, im E rdm ittelpunkt in W inkelgraden nach N orden bzw . S üden gem essen. (2) Ellipse B etrachtet m an einen K reis unter einem „schrägen" W inkel, erscheint er als oval, als E llipse. N ahezu alle K örper, die die S onne um kreisen, besitzen elliptische U m laufbahnen. (E inführung) Finsternis E ine S onnenfinsternis findet statt, w enn der M ond zw ischen E rde und S onne tritt. E ine M ondfinsternis ist zu sehen, w enn der E rdschatten den M ond trifft. ( 1 5 ) Fixsterne S terne, die ihren A bstand voneinander, von der E rde aus gesehen, über lange Zeiträum e hinw eg nicht verändern. A nfang des 18. Jahrhunderts entdeckte m an jedoch, daß auch Fixsterne sich geringfügig bew egen. (E inführung) Galaxie G ew altige S ternansam m lung, bestehend aus T ausenden M illionen von S ternen. U nsere M ilchstraß e, als G alaxis bezeichnet, ist eine G alaxie von vielen. (E inführung) Gnom on B estandteil einer S onnenuhr, der den S chatten auf das Zifferblatt w irft. (4) Him m elspole S chnittpunkte der H im m elsachse m it dem H im m elsgew ölbe; um diese P unkte scheint sich der S ternhim m el zu drehen. (6) Höhe V ertikaler W inkel zw ischen dem H orizont und einem H im m elskörper, gem essen in G rad. (6) Kom et M itglied unseres S onnensystem s, bestehend aus G asen und festen Teilen, um läuft die S onne auf einer stark elliptischen B ahn. K om eten w erden für das freie A uge nur dann sichtbar, w enn sie der S onne sehr nahe kom m en. (E inführung) Länge A bstand eines O rts vom N ullm eridian, im E rdm ittelpunkt in W inkelgraden nach W esten oder O sten gem essen. (2) M eridian N ord-S üd-Linien auf der E rdoberfläche bzw . an der H im m elskugel. (2) M eteor Treten kleine G esteinspartikel, sogenannte M eteorite, m it hoher G eschw indigkeit in die Erdatm osphäre ein, leuchtet die Luft entlang ihrer B ahn kurz auf; diese Leuchterscheinung heißt M eteor oder S ternschnuppe. (21) M ilchstraße G alaxie, zu der unser S onnensystem gehört; auch G alaxis genannt. (E inführung) M onokular M it U m kehrprism en ausgestattetes F ernrohr, die „H älfte" eines F eldstechers. ( 1 7 ) Nebel G lühende G asw olke innerhalb unserer G alaxis. (17) Nokturnal E infaches Instrum ent zur B estim m ung der U hrzeit anhand der S tellung eines ausgew ählten S ternbilds. (8) Nova (M ehrzahl N ovae) Zu deutsch „neuer S tern"; ein explodierender S tern steigert innerhalb w eniger S tunden

seine H elligkeit beträchtlich. (E inführung) Nullm eridian D er M eridian, der durch die K önigliche S ternw arte in G reenw ich (bei London) verläuft; dient als A usgangspunkt für die M essung der geographischen Länge. (2) Objektiv Linsenoptik, die das Licht des zu beobachtenden O bjektes sam m elt. ( 1 3 ) Okular Linsensystem am E nde eines Fernrohrs, w o das Auge (Ist. oculus) hineinblickt. ( 1 3 ) Planet Fester bzw . (teilw eise) gasförm iger K örper, der die S onne um kreist („W andelstern"). P laneten sind m eist annähernd kugelförm ig und leuchten nicht selbst. U nser P lanetensystem besteht aus der S onne, neun großen P laneten und zahlreichen K leinplaneten. (E inführung) Planisphäre D rehbare S ternkarte; sie zeigt an, w elche S terne an w elchem D atum zu w elcher U hrzeit w o zu beobachten sind. ( 1 0 ) Prism a D urchsichtiger, von ebenen Flächen begrenzter Körper, der Licht brechen und reflektieren und w eißes Licht in seine B estandteile, die Farben des R egenbogens, aufspalten kann. In einem Feldstecher richten P rism en das kopfstehende B ild auf. ( 1 7 ) Quadrant Viertel einer Kreisfläche, durch zw ei rechtw inklig verlaufende R adien und einen A bschnitt des K reisum -fangs gebildet. (3) Radius A bstand zw ischen K reism ittelpunkt und K reisum fang. (1) Reelles Bild V on einer Linse oder einem S piegel tatsächlich erzeugtes B ild, das m it einem B ildschirm sichtbar gem acht w erden kann. (13) Sonnensystem „Fam ilie" von P laneten (dazu gehört auch unsere E rde), K leinplaneten, M onden, K om eten und anderen H im m elskörpern, die durch die G ravitation auf U m laufbahnen um ein Zentralgestirn, eine Sonne, gehalten w erden. (E inführung) Sternbild G ruppe von S ternen, die am S ternhim m el zu einer Figur zusam m engefaß t w erden. (7) Term inator G renze zw ischen T ag und N acht auf einem beleuchteten H im m elskörper. ( 1 6 ) Um bra W irft im Licht eines helleren O bjektes (z. B . der Sonne) ein zw eiter Körper (z. B. der M ond) seinen Schatten auf einen dritten K örper (z. B . die E rde), sind zw ei B ereiche der S chattenzone zu unterscheiden: der K ernschatten oder U m bra und der H albschatten oder P enum bra. ( 1 5 ) Vergrößerung D iese Zahl gibt an, w ievielm al das B ild eines O bjekts durch eine Linse oder ein Fernrohr vergrößert erscheint. ( 1 3 ) Virtuelles Bild E in B ild, das w ir sehen können, ohne daß es in der R ealität existiert; es läßt sich nicht auf einem Bildschirm sichtbar m achen. ( 1 3 ) Zenit D er für einen bestim m ten O rt der E rdoberfläche höchste P unkt am H im m el, er steht genau senkrecht über dem B eobachter. (2) Zirkum polar S terne und S ternbilder, die bei ihrer D rehung um den H im m elspol im m er über dem H orizont bleiben, heiß en zirkum polar. (6)

Anhang

Die Bewegung der Planeten

In P rojekt 15 haben w ir uns m it der B ew egung der P laneten vor den H intergrundsternen beschäftigt. M eistens w andern sie von W est nach O st durch die S ternbilder des Tierkreises, dann sind sie „rechtläufig"; m anchm al aber bew egen sie sich auch von O st nach W est, dann heißen sie „rückläufig". S ie laufen verschieden schnell, überhaupt scheinen ihre B ew egungen völlig unregelm äßig zu sein. D och läß t sich dies alles daraus erklären, daß sich die E rde genauso w ie die anderen P laneten um die S onne bew egt. A lle P laneten laufen in derselben R ichtung um die S onne; und zw ar um so langsam er, je w eiter sie von der S onne entfernt sind (siehe nebenstehende Tabelle). M erkur und Venus stehen näher an der S onne als die E rde; alle anderen P laneten befinden sich w eiter auß en. D ie beiden Z eichnungen unten auf S . 72 veranschaulichen die P ositionen von S onne, M erkur, E rde und S onne, E rde, Jupiter zueinander. M erkur läuft schneller als die E rde; deshalb verändert er, von der E rde aus gesehen, seine S tellung am H im m el sehr schnell. M erkur hat fast einen ganzen U m lauf beendet, w enn die E rde erst von P osition 1 bis P osition 9 gew andert ist (A bb. 23.1). D ie geraden Linien stellen die jew eiligen S ichtlinien von der E rde zum M erkur dar. E s ist zu erkennen, daß M erkur sich nur bis zu einem gew issen P unkt von

scheinbare B e w egung des M erkur vor den H interarundsternen

der S onne „w egbew egt" und dann seine Laufrichtung w ieder um kehrt; deutlich w ird auch, daß M erkur schw er zu beobachten ist, da er m eist zusam m en m it der S onne am Taghim m el steht. Jupiter, ein langsam laufender P lanet, hat hingegen nur einen kurzen A bschnitt seiner U m laufbahn zurückgelegt, w enn die E rde von P osition 1 bis P osition 11 w eitergew andert ist (Abb. 23.2). Von der sich relativ schnell bew egenden E rde aus scheint Jupiter vor den H intergrundsternen eine S chleife zu beschreiben. (D ie „schönsten" S chleifen sind beim M ars zu beobachten.)