MARS IM RÜCKLÄUFIGEN

Rückläufige Bewegung des Mars am Himmel

Der Planet Mars sowie in geringerem Maße auch die anderen äußeren Planeten scheinen sich zeitweise zwischen den Sternbildern nach Osten am Himmel zu bewegen (sogenannte Vorwärtsbewegung), stoppen dann kurz ihre Ostbewegung und beginnen für kurze Zeit rückwärts nach Westen zu laufen, um dann schließlich ihre normale Ostbewegung am Himmel wieder aufzunehmen. Diese Vorwärts- und Rückwärtsbewegung des Mars und der äußeren Planeten am Himmel wird als Rückwärtsbewegung bezeichnet. Die Rückwärtsbewegung beruht auf der Tatsache, dass die äußeren Planeten die Sonne langsamer umkreisen als die Erde auf ihrer Umlaufbahn. Dies ist vergleichbar mit zwei Läufern, die auf einer Laufbahn um die Wette laufen. Der Läufer auf der äußeren Bahn (der Planet Mars, der die Sonne jenseits der Erde umkreist) scheint vorn zu liegen, doch da der Läufer auf der inneren Bahn (die Erde in ihrer inneren Umlaufbahn um die Sonne) eine kürzere Strecke hat, kann er den äußeren Läufer einholen und auf der Bahn überholen. Wenn man die Bewegung des Mars am Himmel verfolgt, kann es je nach Position des Planeten über oder unter der Ekliptik zu einer Zickzack- oder Schleifenbewegung kommen.

Der Planet Mars

Der Planet Mars ist der vierte Planet von der Sonne aus. Mars umkreist die Sonne in einer durchschnittlichen Entfernung von 146 Millionen Meilen (235.000.000 Kilometern), 1,52 Astronomischen Einheiten (AE, eine Astronomische Einheit entspricht etwa 93 Millionen Meilen oder 150 Millionen Kilometern). Die Umlaufzeit des Mars beträgt 687 Tage und 1,88 Jahre oder die siderische Periode (Umlaufzeit eines Himmelskörpers, um zum selben Punkt zwischen den Sternen zurückzukehren). Die synodische Periode des Planeten Mars beträgt 780 Tage (oder 2,1 Jahre). Dies ist die Zeit, die ein Himmelskörper benötigt, um zu einer Position in Bezug auf einen anderen Himmelskörper zurückzukehren, oder die Zeit, die zwischen aufeinanderfolgenden Oppositionen des Planeten benötigt wird. Der Durchmesser des Mars beträgt 4221 Meilen (6792 Kilometer oder 53 % des Erddurchmessers). Die Rotationsperiode des Mars beträgt 24 Stunden 37 Minuten 22,7 Sekunden (oder 1,03 Tage, auch als Sol bezeichnet). Die Achsneigung des Mars beträgt 25,2 Grad im Vergleich zur Achsneigung der Erde von 23,5 Grad. Der mittlere Oberflächendruck auf dem Planeten Mars beträgt 600 Pascal (Pa oder 0,087 PSI). Dieser Wert reicht von 30 Pascal (0,0044 PSI) beim Olympus Mons bis zu 1155 Pascal (0,1675 PSI in Hellas Planitia). Der Hauptoberflächendruck des Mars beträgt daher 0,6 % des Erddrucks (101,3 Kilopascal oder 14,69 PSI). Die Oberflächengravitation des Mars beträgt 38 % der Erdgravitation. Die Atmosphäre des Mars besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid (96 %, CO2), Argon (1,93 %, Ar), Stickstoff (1,89 %, N2), Sauerstoff (0,146 %, O2) und Wasserdampf (0,021 %, H2O). Der Mars hat zwei Satelliten. Phobos (griechisch für „Angst“) ist der innere kartoffelförmige Mond (mittlerer Radius 11 km) des Mars und umkreist den roten Planeten in einer durchschnittlichen Entfernung von 6.000 km von der Marsoberfläche. Er umkreist den Mars in 7 Stunden und 39 Minuten, geht scheinbar zweimal an jedem Marstag im Westen auf, bewegt sich in 4 Stunden und 15 Minuten oder weniger über den Marshimmel und geht im Osten unter. Deimos (griechisch für „Terror“) ist der äußere Mond (mittlerer Radius 6,2 km), der den Mars in einer Entfernung von 23.460 km umkreist. Seine Umlaufdauer beträgt 30,3 Stunden. Deimos geht im Osten auf und im Westen unter. Da seine Umlaufdauer länger ist als der Marstag (24,7 Stunden (1 Sol)), würde ein Beobachter am Marsäquator ihn nach etwa 2,5 Tagen auf- und untergehen sehen. Beide Marsmonde wurden 1877 vom amerikanischen Astronomen Asaph Hall III. (1829–1907) am United States Naval Observatory in Washington, D.C. entdeckt (Deimos am 12. August, Phobos am 18. August).

Eine von mir erstellte Karte der klassischen Albedo-Merkmale über dem Planeten Mars. Nicht alle auf der Karte verzeichneten Merkmale sind für einen Beobachter bei einer einzelnen Erscheinung/Opposition sichtbar, da dies von der Hemisphäre des Planeten abhängt, die der Erde zugewandt ist (Nordhalbkugel bei aphelen Oppositionen und Südhalbkugel bei perihelischen Oppositionen) sowie von der zeitlichen Ausdehnung von Staub und Wolken über der Oberfläche des Planeten. Die gezeigten dunkleren Albedo-Merkmale sind typischerweise während der meisten Erscheinungen/Oppositionen sichtbar. Die Größe der Nord- und Südpolkappen (NPC und SPC) ändert sich entsprechend der aktuellen Marsjahreszeit über dieser Hemisphäre. Die kanalartigen Albedo-Merkmale sind auf einen Kontrasteffekt zwischen den hellen und dunklen Zonen über der Oberfläche zurückzuführen.

Laden Sie eine kostenlose Kopie der klassischen Albedokarte des Mars herunter, die der Beobachter als Referenz am Teleskop verwenden kann.

Marsstaubstürme

Die Entstehung von Marsstaubstürmen (und auch von Staubstürmen auf der Erdoberfläche) ist auf die starke Erwärmung der Marsoberfläche durch einfallende Sonnenstrahlung zurückzuführen. Die Luft in Oberflächennähe erwärmt sich, während sich darüber kühlere Luft befindet. Die erwärmte und kühlere Luft wird instabil und steigt auf, wobei sie Staub in die Marsatmosphäre mitnimmt, ähnlich wie Gewitter auf der Erde. Aufsteigende Schwaden aus erwärmter Luft und Staub bilden Staubteufel (kleine zyklonische Wirbelstürme), die mit zunehmender Staubmenge wachsen. Die Staubteufel verschmelzen dann über Stunden bis Tage zu massiven Staubstürmen. Je nach Größe des Staubsturms kann der Staub tage-, wochen- oder monatelang in der Marsatmosphäre verbleiben und die darunterliegende Oberfläche verdecken. Illustration von Carlos E. Hernandez©

Staubsturm im Hellas-Becken

Das Hellas-Becken auf dem Mars ist ein riesiges Einschlagbecken in der südlichen Hemisphäre des Planeten (42,4 ^ºC S, 70,5 ^ºC O). Es hat einen Durchmesser von 2.300 km und ist bis zu 7,2 km tief. Damit ist es der tiefste Punkt auf dem Planeten Mars. Im Hellas-Becken herrscht mit 12,4 Millibar (mbar; 1.240 Pascal (Pa) oder 0,18 psi) der höchste Oberflächendruck auf dem Mars. Dieser Oberflächendruck im Hellas-Becken ist doppelt so hoch wie der durchschnittliche Oberflächendruck auf dem Mars (6,1 mbar, 610 Pa oder 0,09 psi). Der Oberflächendruck im Hellas-Becken könnte theoretisch unter bestimmten Temperatur-, Druck- und Salzgehaltsbedingungen flüssiges Wasser ermöglichen (aber nur für kurze Zeit). Das Hellas-Becken ist ein sehr häufiger Ursprungsort von Marsstaubstürmen. Mein Gemälde des Hellas-Beckens vor und während eines Staubsturms©.

Beobachtungsausrüstung

Die von Astronomen mithilfe hochwertiger Instrumente und Zubehörteile angewandten Werkzeuge und Techniken sind von entscheidender Bedeutung, um kontrastarme Albedomerkmale auf der Oberfläche des Planeten Mars und anderer ausgedehnter Himmelskörper (Mond, Planeten und Nebel) erkennen zu können. Ein Beobachter, der schwache Details auf der Oberfläche oder in der Atmosphäre des Planeten Mars erkennen möchte, muss sich im Vorfeld vorbereiten, um eine erfolgreiche Beobachtung durchführen zu können. Der angehende Marsbeobachter muss ein beugungsbegrenztes (zulässiger Oberflächenfehler einer Linse oder eines Spiegels von 1/4 Welle) und richtig kollimiertes sowie auf Umgebungstemperatur gekühltes Instrument verwenden, bevor er die feinen Albedomerkmale über dem roten Planeten erkennen kann. Für die hochauflösende Beobachtung und Abbildung der Planeten stehen viele hervorragende Teleskopdesigns zur Verfügung, darunter Refraktoren (Doublett- (achromatische) oder apochromatische (Triplett-)Linsen), Reflektoren (mehrere Spiegel unterschiedlicher Konfigurationen und Oberflächenbeschaffenheit) und katadioptrische Teleskope (eine Kombination aus Linsen und Spiegeln).

Der Refraktor mit einer Doublett- (achromatischen) oder ED-Triplet-Linse (Extra-Low Dispersion) gilt vielen als das klassische Planeteninstrument. Die Konstruktion mit einer Linse, die richtig geformt (beugungsbegrenzt), zentriert und mit einer Blende (im Tubus platziert, um Streulicht zu reduzieren) versehen ist, erzeugt für den Beobachter das schärfste und kontrastreichste Bild. Leider wird der Refraktor sehr teuer, da der Linsendurchmesser 4 Zoll (10,2 cm) überschreitet und eine größere und schwerere Teleskopmontierung erforderlich macht, sofern nicht ein ED-Triplet-Objektiv mit kurzer Brennweite verwendet wird. Der Anblick des Mars unter guten Sichtbedingungen (atmosphärischen Bedingungen) durch einen 4 bis 6 Zoll (10-15 cm) großen Refraktor ist beeindruckend und unvergesslich.

Reflektoren gibt es in vielen Ausführungen, aber die beliebteste ist der Newton-Reflektor, der 1668 von dem bedeutenden englischen Wissenschaftler Sir Isaac Newton (1643–1727) entwickelt wurde. Der Newton-Reflektor verfügt über einen parabolischen Primärspiegel an einem Ende und einen kleinen flachen Sekundärspiegel am anderen Ende des Rohrs, der das reflektierte Licht zur Seite des Rohrs ablenkt, um das Objekt zu beobachten. Ein gut konstruierter Newton-Reflektor mit beugungsbegrenzten Primär- und Sekundärspiegeln und einem Durchmesser des Sekundärspiegels, der nicht mehr als 20 bis 25 % des Durchmessers des Primärspiegels beträgt, kann hervorragende Bilder von Mond und Planeten liefern. Einige meiner bestenAnsichten von Mond, Planeten und Deep-Sky-Objekten habe ich durch hochwertige Newton-Reflektoren erzielt.

Der katadioptrische Reflektor verwendet sowohl eine Linse als auch einen Spiegel, um das endgültige Bild zu erzeugen. Ein Beispiel für das katadioptrische Design ist der Gregory-Maksutov-Cassegrain-Reflektor, der 1941 vom russisch-sowjetischen Optikdesigner und Amateurastronomen Dmitry Dmitrievich Maksutov (1896–1964) entwickelt wurde. Ein beliebter Typ von Maksutov-Cassegrain-Teleskop ist das Gregory- oder „Spot“-Maksutov-Cassegrain, das ausschließlich sphärische Oberflächen verwendet und als Sekundärspiegel einen kleinen aluminiumbeschichteten Punkt auf der Innenseite des Korrektors hat. Dieses Design ermöglicht die „Fixierung“ des Sekundärspiegels (normalerweise ein aluminiumbeschichteter Punkt auf der Innenseite des schwach negativen Linsenkorrektors) und macht eine Spinne überflüssig, die Beugungsspitzen erzeugen würde. Die Schwierigkeit beim Bau des Gregory-Maksutov-Cassegrain besteht darin, dass der erforderliche Linsenkorrektor mit voller Apertur groß und schwer sowie mit zunehmender Apertur teurer wird. Die Korrekturlinse mit voller Apertur benötigt außerdem zusätzliche Zeit zum Abkühlen auf Umgebungstemperatur, was je nach Apertur des Instruments eine beträchtliche Zeit in Anspruch nehmen kann. Maksutov-Cassegrain-Konstruktionen werden aufgrund dieser Einschränkungen normalerweise nicht mit einer Apertur größer als 180 Millimeter (7 Zoll) gebaut. Ein weiteres beliebtes katadioptrisches Teleskopdesign ist das Schmidt-Cassegrain-Teleskop, zu dem das Celestron Schmidt-Cassegrain (entwickelt von Thomas „Tom“ J. Johnson (1923–2012) von Celestron Pacific im Jahr 1970) und das Meade Schmidt-Cassegrain (entwickelt von John C. Diebel im Jahr 1972) gehören. Der Schmidt-Cassegrain-Reflektor ist ein sehr beliebtes Instrument, das von Amateurastronomen auf der ganzen Welt zur Beobachtung und Abbildung des Mondes, der Planeten und von Deep-Sky-Objekten verwendet wird. Welches Teleskop-Instrument auch immer der Amateurastronom für Planeten verwenden wird, es muss beugungsbegrenzt und kollimiert sein und die Umgebungstemperatur am Beobachtungsort erreichen können.

Okulare zur Planetenbeobachtung

• Mars
• Oppositionen des Mars
• Mars im Rücklauf
• Wetter auf dem Mars
• Beobachtung des Mars mit einem Teleskop

Über den Autor:

Botschafter Carlos Hernandez hat seine Planetenbeobachtungen über viele Jahrzehnte hinweg an weltweite Organisationen weitergegeben, darunter die Association of Lunar and Planetary Observers (ALPO, USA), die British Astronomical Association (BAA, Großbritannien), die Oriental Astronomical Association (OAA, Japan) und viele andere hervorragende Gruppen von Amateurastronomen, die sich mit Planeten beschäftigen.