Mars

Die starke Exzentrizität der Marsbahn hat zur Folge, dass es günstige und weniger günstige Marsoppositionen gibt.

Allerdings fallen die günstigen Oppositionen in den Spätsommer und somit in relativ niedrige Deklinationen, die durch die Neigung der Marsbahn noch verstärkt werden können (im Jahr 2001 erreicht Mars eine Deklination von -26°).

Marsoppositionen 1999 - 2018

Zum Vergleich: Venus erreicht eine scheinbare Helligkeit zwischen -3,8 und -4,5 mag, ist also immer heller als der Mars, wenn sie zu sehen ist. Jupiter wird zwischen -1,8 und -2,7 mag hell, ist also meist heller als der Mars, außer im Spätsommer 2003. Der hellste Fixstern, Sirius, hat eine scheinbare Helligkeit von -1,5mag. Venus kann von allen Planeten den größten scheinbaren Durchmesser erreichen, nämlich rund 60“ in unterer Konjunktion; im Normalfall ist sie viel kleiner. Jupiter ist immer zwischen rund 30“ und 50“ groß, erscheint also immer größer als der Mars.

Mars ist ein „oberer“ Planet, denn seine Bahn verläuft außerhalb („oberhalb“) der Erdbahn. Damit gibt es zwei markante Stellungen: Die Konjunktion, wenn der Planet, von der Erde aus betrachtet, (in etwa) hinter der Sonne steht und Die Opposition, wenn der Planet, von der Erde aus betrachtet, der Sonne (in etwa) genau gegenüber steht. Der Sichtbarkeitsverlauf eines oberen Planeten wird geprägt durch den Umstand, dass die Erde den Planeten bei der Opposition innen überholt. 

• Die Konjunktion, wenn der Planet, von der Erde aus betrachtet, (in etwa) hinter der Sonne steht und

• Die Opposition, wenn der Planet, von der Erde aus betrachtet, der Sonne (in etwa) genau gegenüber steht.

Man nimmt den Zeitpunkt der Konjunktion (1), wenn Mars (fast) genau hinter der Sonne steht, als Beginn der Sichtbarkeitsperiode, obwohl der Planet zum Zeitpunkt der Konjunktion unbeobachtbar ist. Zur Konjunktion beträgt die Entfernung des Mars von der Erde zwischen 354 und 401 Millionen Kilometer. Um die Konjunktion bewegt sich Mars rechtläufig, d. h. er wandert vor dem Sternenhintergrund in der gleichen Richtung wie die Sonne, also von West nach Ost. Er wird von der Sonne überholt und fällt gegenüber der Sonne zurück, gewinnt also an westlicher Elongation.

Also beginnt die eigentliche Sichtbarkeit am Morgenhimmel, knapp vor Sonnenaufgang (2). Oft dauert es einige Monate, bis der Mars zum ersten Mal nach einer Konjunktion am Morgenhimmel gesehen werden kann, denn er gewinnt nur langsam Abstand von der Sonne. Erschwerend kommt hinzu, dass aufgrund der großen Entfernung die scheinbare Helligkeit nur bei etwa +2 mag liegt und der Planet alles andere als eine auffällige Erscheinung ist. Wie man aus obiger Grafik erkennt, verändern sich die Dinge nur sehr langsam, da die Erde praktisch die Sonne noch einmal umrunden muss, um Mars zu erreichen. Für viele Wochen bleibt Mars daher ein wenig auffälliges Objekt des Morgenhimmels (3) und des dritten Nachtdrittels (4). Die jahreszeitliche Lage der Ekliptik zum Horizont hat natürlich auch Einfluss darauf, wie gut der Planet in diesen frühen Phasen seiner Sichtbarkeit zu sehen ist.

Endlich kann sich die schnellere Erde doch durchsetzen, wenn sie die Sonne weit genug umrundet hat, und sie setzt zum Überholen an(5). Dabei fällt auf, dass die rechtläufige Bewegung des Mars immer langsamer wird und schließlich komplett zum Stillstand kommt (Stationärpunkt). Die Erde bewegt sich jetzt für einen kurzen Augenblick genau auf den Planeten zu. In dieser Phase nehmen scheinbare Helligkeit und Größe des Mars am schnellsten zu, Mars wird zu einem auffälligen Objekt, seine scheinbare Helligkeit liegt um 0 mag. Im Stationärpunkt bilden Sonne, Erde und Mars ein rechtwinkeliges Dreieck mit dem rechten Winkel bei der Erde. Mars ist jetzt die halbe Nacht zu sehen. Er geht gegen Mitternacht auf und steht gegen Sonnenaufgang im Süden (Schwankungen entstehen wieder durch die Lage der Ekliptik). Es hat lange gedauert; seit der Konjunktion sind jetzt zwischen 310 und 390 Tagen vergangen, also rund ein Jahr!

Nach dem ersten Stationärpunkt (5) überholt die Erde den Mars innen; dies hat zur Folge, dass sich der Planet scheinbar vor dem Sternenhintergrund in die entgegen gesetzte Richtung (von Ost nach West) bewegt, er ist rückläufig. Die Sichtbarkeit des Planeten dehnt sich rasch von der zweiten Nachthälfte auf die ganze Nacht aus. In der Opposition (6) steht Mars der Sonne (fast) genau gegenüber. Er erreicht seine größte scheinbare Helligkeit und seinen größten scheinbaren Durchmesser. Die Entfernung in der Opposition kann zwischen 55 und 101 Millionen Kilometer schwanken, entsprechend erreicht Mars eine scheinbare Helligkeit zwischen -1,5 mag und -2,9 mag. Durch die Exzentrizität der Marsbahn kann der Zeitpunkt der geringsten Entfernung von der Erde vom exakten Oppositionszeitpunkt um einige Tage abweichen.

Nach der Opposition verlagert sich die Sichtbarkeit rasch auf die erste Nachthälfte, wobei scheinbare Helligkeit und scheinbarer Durchmesser wieder abnehmen. Im zweiten Stationärpunkt (7) bewegt sich die Erde genau vom Mars weg; die Rückläufigkeit endet und geht wieder in eine Rechtläufigkeit über. Scheinbare Helligkeit und scheinbarer Durchmesser nehmen am raschesten ab. Mars steht zu Sonnenuntergang im Süden und geht gegen Mitternacht unter, er ist zu einem Objekt der ersten Nachthälfte geworden (Abweichungen durch die Lage der Ekliptik möglich). Zwischen den beiden Stationärpunkten liegen nur 60 bis 90 Tage. Praktisch nur in dieser Zeit ist der Mars ein lohnendes Objekt im Fernrohr. 

Mars ist jetzt ein Objekt des ersten Nachtdrittels geworden (8). Er bewegt sich langsam vor dem Sternenhintergrund von West nach Ost und wird, da die Erde vom Mars aus betrachtet langsam hinter die Sonne wandert, von der Sonne am Himmel eingeholt. Er beendet seine Sichtbarkeit am Abendhimmel (9), wobei er wieder zu einem unspektakulären Objekt etwa 2. Größenklasse geworden ist. Auch diese Phase, vom zweiten Stationärpunkt bis zur nächsten Konjunktion, dauert zwischen 310 und 390 Tagen. Lange bleibt Mars also noch am Abendhimmel, ohne wirklich aufzufallen. Irgendwann ist der letzte Tag der Sichtbarkeit (10). Wie lange vor der nächsten Konjunktion dieser eintritt, hängt von der Lage der Ekliptik zum Horizont ab. Und auch hier kann wieder der (allenfalls akademisch) interessante Fall eintreten, dass Mars verschwindet, kurz wieder am Abendhimmel auftaucht und dann endgültig verschwindet.

Fazit: Von den im Mittel 790 Tagen einer Sichtbarkeitsperiode des Mars konzentriert sich die ganze Aufmerksamkeit auf den kurzen Bereich von 60 bis 90 Tagen um die Opposition. Rund zwei Jahre ist Mars (mit Ausnahmen von einigen Monaten um die Konjunktion) zwar am Himmel zu sehen, aber kaum von Interesse.

Interessant ist die scheinbare Bahn des Mars am Himmel um die Opposition. Durch die Neigung der Marsbahn zur Erdbahn kann der Planet bis zu mehr als 7° von der Ekliptik abweichen und interessante Schlingen und Schleifen ziehen. Die Form dieser Figur hängt davon ab, wo in der Marsbahn die Opposition stattfindet. Im absteigenden Knoten (Richtung der Schnittachse von Erd- und Marsbahnebene) ergibt sich ein „S“; im aufsteigenden Knoten ein „Z“. Steht Mars in Opposition südlich der Ekliptik, ergibt sich eine nach unten hängende Schleife, steht Mars nördlich der Ekliptik, ergibt sich eine nach oben weisende Schleife. Dazwischen treten Mischformen („gedrückte“ Schleifen) auf. Um die Opposition ist die Bewegung des Mars sehr rasch; steht der Planet in der Nähe hellerer Sterne, dann kann man praktisch von einem Tag zum nächsten die Bewegung des Planeten erkennen. 

Verfolgt man den Mars während einer gesamten Sichtbarkeitsperiode, macht man eine überraschende Entdeckung: Mars erscheint die meiste Zeit über extrem klein, vergleichbar etwa mit dem Planeten Uranus! Erst nach dem ersten Stationärpunkt erreicht Mars einen scheinbaren Durchmesser, der ihn für eine eingehende Beobachtung interessant macht. Der Größenanstieg zwischen Stationärpunkt und Opposition ist beachtlich. Leider verliert der Planet dann auch rasch wieder an Größe, und mit dem zweiten Stationärpunkt endet meist die Zeit intensiverer Beobachtungen. Man muss auch bedenken, dass nur in der Zeit zwischen den Stationärpunkten der Planet (fast) die ganze Nacht über zu sehen ist. 

Eine analoge Entwicklung ist übrigens auch bei der scheinbaren Helligkeit zu erkennen; die scheinbare Helligkeit ist aber für die Beobachtung mit dem Fernrohr nicht relevant, sie bestimmt nur die Auffälligkeit des Planeten mit freiem Auge. Die scheinbare Helligkeit des Mars schwankt extrem; am Beginn und am Ende einer Sichtbarkeitsperiode liegt sie bei lediglich +2 mag, sodass Mars hier wirklich nicht sehr auffällig ist. In einer Aphelopposition erreicht sie rund -1 mag, das reicht für eine auffällige Erscheinung. Spektakulär wird Mars in einer Perihelopposition, wo seine scheinbare Helligkeit beinahe -3 mag erreicht und er damit zum hellsten Gestirn nach Sonne, Mond und Venus wird.

Durch die Exzentrizität der Marsbahn muss der Zeitpunkt der geringsten Annäherung an die Erde nicht mit jenem der Opposition zusammenfallen. Auch die Bahnneigung des Mars spielt dabei eine Rolle.

Als „oberer“ Planet kann Mars kein Phasenspiel zeigen wie Venus oder Merkur, die alle Lichtgestalten von „neu“ über sichelförmig, halb, buckelig bis voll annehmen können. Aufgrund seiner noch recht geringen Entfernung zeigt Mars aber doch noch eine erkennbare Phase, vor allem vor und um den ersten bzw. um und nach dem zweiten Stationärpunkt.

Der Phasenwinkel ist der beim Mars gelegene Winkel des Dreiecks Sonne-Erde-Mars. Er entspricht vom Mars aus betrachtet der Elongation der Erde von der Sonne und kann bis zu 41° betragen. Daher kann man deutliche Buckelphasen beim Mars erkennen. Obige Abbildung lässt aus Gründen der Übersichtlichkeit die Entwicklung der scheinbaren Größe außer Acht.

Durch die Neigung der Rotationsachse des Mars kommt es auch auf dem Roten Planeten zu jahreszeitlichen Veränderungen, wobei infolge der Bahnexzentrizität der Nordfrühling (199,6 Tage) und der Nordsommer (181,7 Tage) wesentlich länger dauern als der Herbst (145,6 Tage) und der Winter (160,1 Tage). Auf der Südhalbkugel liegen die Verhältnisse umgekehrt.

Wichtig ist in diesem Zusammenhang die Sichtbarkeit der Polkappen, die leider genau dann gut zu sehen sind, wenn sie jahreszeitlich bedingt abschmelzen. Dies hat seine Ursache darin, dass wir ja praktisch immer aus Richtung der Sonne beobachten. Es ist immer jene Seite des Mars gut von der Erde aus zu sehen, die auch der Sonne zugewandt ist, auf der also gerade Sommer herrscht. Dies bewirkt, dass wir immer nur zusehen können, wie die Polkappen kleiner werden, wir aber (von der Erde aus) nicht verfolgen können, wie die Polkappen im Herbst und Winter wieder anwachsen. 

Da die Rotationsachse des Mars geneigt ist, sind die Polkappen des Planeten zu bestimmten Zeiten gut zu sehen. Wie gut, hängt von zwei Parametern ab: Welche Halbkugel des Planeten gerade zur Erde geneigt ist Welche Jahreszeit auf dieser Halbkugel herrscht. Die Polkappen dehnen sich während des Winterhalbjahrs auf bis zu 60° areografische (geografische, nur bezogen auf den Mars) Breite aus, um sich während der Sommermonate auf ein kleines Kerngebiet zurückzuziehen. Steht der Mars im Bereich von 21 (±3) Stunden Rektaszension, ist die südliche Polkappe gut zu sehen. Allerdings herrscht dort dann Sommer. Steht der Mars im Bereich von 9 (±3) Stunden Rektaszension, ist die nördliche Polkappe gut zu sehen, allerdings ist der Mars dort stets weiter von der Erde entfernt und es herrscht auch dort Sommer. Dazwischen liegen die Polkappen nahe am Marsrand und sind nicht so gut zu sehen. Dafür können wir sie noch bei etwas größerer Ausdehnung im Frühling sehen. 

• Welche Halbkugel des Planeten gerade zur Erde geneigt ist

• Welche Jahreszeit auf dieser Halbkugel herrscht.

Die Polkappen dehnen sich während des Winterhalbjahrs auf bis zu 60° areografische (geografische, nur bezogen auf den Mars) Breite aus, um sich während der Sommermonate auf ein kleines Kerngebiet zurückzuziehen. Steht der Mars im Bereich von 21 (±3) Stunden Rektaszension, ist die südliche Polkappe gut zu sehen. Allerdings herrscht dort dann Sommer. Steht der Mars im Bereich von 9 (±3) Stunden Rektaszension, ist die nördliche Polkappe gut zu sehen, allerdings ist der Mars dort stets weiter von der Erde entfernt und es herrscht auch dort Sommer. Dazwischen liegen die Polkappen nahe am Marsrand und sind nicht so gut zu sehen. Dafür können wir sie noch bei etwas größerer Ausdehnung im Frühling sehen. 

• Steht der Mars im Bereich von 21 (±3) Stunden Rektaszension, ist die südliche Polkappe gut zu sehen. Allerdings herrscht dort dann Sommer.

• Steht der Mars im Bereich von 9 (±3) Stunden Rektaszension, ist die nördliche Polkappe gut zu sehen, allerdings ist der Mars dort stets weiter von der Erde entfernt und es herrscht auch dort Sommer.

• Dazwischen liegen die Polkappen nahe am Marsrand und sind nicht so gut zu sehen. Dafür können wir sie noch bei etwas größerer Ausdehnung im Frühling sehen. 

Die Oberfläche des Planeten Mars wird von Albedostrukturen und nicht vom Relief bestimmt. Nahaufnahmen mit Weltraumsonden haben gezeigt, dass helle und dunkle Strukturen primär mit der Beschaffenheit des Marsbodens zu tun haben.

Dies ist auch der Grund, weshalb die Internationale Astronomische Union die Nomenklatur geändert hat; die Begriffe Meer (Mare), Bucht (Sinus) oder See (Lacus) sind verschwunden. Man will sich nicht der Gefahr aussetzen, eventuell wirklich einmal existente Ozeane vorab und an falscher Stelle zu benennen. So wurden wurden die neutralen Bezeichnungen Land (Terra) bzw. Ebene (Planum oder Planitia) gewählt.

In der neuen Nomenklatur scheinen viele, vor allem in größeren Teleskopen auffällige Strukturen allerdings gar nicht mehr auf. Sie sind aber in Amateurkreisen nach wie vor beliebt. Nachfolgende Karte macht zwei Ausnahmen. Der Name Valles Marineris bezeichnet wirklich eine Reliefstruktur, nämlich den markanten, über 1.000 km langen Graben. Als Albedostruktur - und die erkennt man im Fernrohr - trug er einst den Namen Coprates. Ähnliches gilt für den höchsten Marsvulkan Olympus Mons. Da sich dieser in seiner Albedo kaum von seiner Umgebung abhebt, wäre er an sich unsichtbar. Er verrät sich aber stets durch hohe Bewölkung um seinen Gipfel. Diese helle Struktur trug früher den Namen Nix Olympica - Schnee des Olymp.

Karte der Marsoberfläche mit Formationen in alter (gelb) und neuer (weiß) Bezeichnung

Es gibt auf dem Mars weniger markante, dunkle Strukturen als auf dem Erdmond. In kleineren Fernrohren sind lediglich die Große Syrte (Syrtis Maior Planum), das Mare Acidalium (heute Acidalia Planum) sowie die kleineren Strukturen Mare Sirenum (heute Terra Sirenum), Mare Erythraeum (heute in mehrere Teile gegliedert), die markante Form der Sinus Meridiani (Mittagsbucht, heute Terra Meridiani) und Sinus Sabaeus (Bucht von Saba, heute Terra Sabaea) sowie das Mare Cimmerium (Terra Cimmeria) zu erkennen. Sie wechseln sich mit den grossen, hellen Gebieten Arcadia (Planitia), Tharsis (Montes), Arabia (Terra), Elysium (Planitia) und Arcadia (Planitia) im Norden sowie Argyre (Planitia) und Hellas (Planitia) im Süden ab.

Markant sind natürlich die Polkappen (Planum Boreum und Planum Australe), von denen immer nur eine gut zu sehen sein kann und deren Ausdehnung jahreszeitlichen Schwankungen unterworfen ist.

Aufgrund seiner siderischen Rotationsdauer von 24 Stunden und 37 Minuten, die aufgrund ihrer Kürze auch durchaus als synodische Rotationsdauer angesehen werden kann, ändert sich der Anblick des Mars von Tag zu Tag zur gleichen Uhrzeit nur langsam. Bezogen auf einen Sonnentag von 24 Stunden ergibt sich eine langsame Periode von rund 40 Tagen, nach der sich der Anblick des Roten Planeten zur gleichen Uhrzeit wiederholt.

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Da 40 Tage allerdings eine relativ lange Periode darstellt, haben sich nach dieser Zeit andere Merkmale wie scheinbarer Durchmesser und Phase verändert. Man kann also davon ausgehen, dass es in jeder Marssichtbarkeit nur eine optimal zu beobachtende Rotationsperiode gibt.

Betrachtet man den Umstand, dass man wegen der Marsatmosphäre und der Randlage von Formationen in etwa ein Drittel der Marsoberfläche gut auf einmal überschauen kann, lässt sich die 40-tägige Sichtbarkeitsperiode der Marsoberfläche in drei Drittel unterteilen.

1. Drittel: Syrtis Maior

2. Drittel: Arcadia/Elysium

3. Drittel: Acidalium/Erythraeum

Beginnt man die Beschreibung der Marsrotation mit der Sichtbarkeit von Syrtis Maior, dann stellt dieses erste Drittel, in der die markanteste dunkle Formation auf dem Mars zu sehen ist, eine auch für kleinere Instrumente interessante Zeit dar. Von Tag zu Tag weicht die Region Syrtis Maior aber der grossen, hellen Region mit den Ebenen Arcadia und Elysium, die das zweite Drittel einer Rotationsperiode dominiert. Lediglich im Süden ist eine kontrastreichere Gegend, weshalb diese Seite des Mars von Beobachtern auch als die langweilige Seite des Planeten bezeichnet wird. Erst wenn Solis Lacus auftaucht, wird es interessanter und das dritte Drittel einer jeden Rotationsperiode zeigt dann die Gegenden mit Mare Acidalium im Norden und Mare Erythraeum im Süden; es handelt sich um die am reichsten Strukturierte Gegend auf dem Mars, sie ist eine Herausforderung für größere Teleskope und Fotografen. Die Kette dunkler Krater am Nordrand des Mare Erythraeum gilt als die grosse Hürde; um sie abzubilden oder gar zu sehen, bedarf es neben einer geeigneten Ausrüstung auch des besten vorstellbaren Seeings.

Was gibt es auf dem Mars zu sehen!

• Hochatmosphäre: Mit speziellen Filtern kann man die Hochatmosphäre des Planeten studieren, die jedoch einförmig erscheint. Nur zeitweise kommt es zu „Clearings“, also zum Aufreißen dieser undurchdringlichen Nebelschicht. Ebenfalls ein wichtiger Bereich des „Marswatch“-Programms.

• Polhauben: Wolkenstruktur (Dunstschicht), die durch das Verdampfen einer Polkappe entsteht. Sie führt meist zu dem falschen Schluss, man könne beide Polkappen gut sehen. Dies ist wegen der Lage des Mars unmöglich!

• Randdunst: Aufsteigender, bläulicher Nebel entlang des Terminators. Ebenfalls sehr schwierig und nur mit geeigneten Filtern zu beobachten.

• Nebel: Dunst aus Wasser und CO2 nahe über der Oberfläche. Vornehmlich kurz nach Sonnenaufgang in tiefer gelegenen Regionen.

• Weiße Wolken: Es handelt sich um echte Wolken (CO2) in der Marsatmosphäre, die z.B. im Windschatten der großen Vulkane entstehen. Sie sind fallweise im Fernrohr als helle Flecken zu erkennen.

• Staubwolken: Gelbliche, helle Wolken. Sie können sehr kleinräumig bleiben, aber auch den ganzen Planeten einhüllen, wie z.B. 1971 (Mariner 9). Sie treten vor allen in Perihel-Oppositionen (2003) auf, da sich dann die Nordhalbkugel des Mars besonders erwärmt und das Wetter instabil wird. Staubstürme sind ein wichtiges Beobachtungsobjekt im Rahmen des internationalen „Marswatch“-Programms.

• Reif: Gefrorenes Kohlendioxid direkt auf der Oberfläche. Nach Sonnenaufgang (Terminator - Phasen!) in tiefen Regionen. Die Unterscheidung von Wolken, Nebel und Reif ist äußerst schwierig und nur mit sehr viel Übung und speziellen Filtersets möglich. Darüber hinaus sind die Strukturen sehr klein, so dass ein hinreichend großes Instrument und bestmögliches Seeing unbedingt Voraussetzung sind.

• Polkappen: Sie sind die auffälligsten Details auf dem Mars und in einer günstigen Opposition bereits mit kleinen Instrumenten ab etwa fünf bis sieben Zentimeter Objektivdurchmesser zu erkennen. Man kann verfolgen, wie die jeweils besser sichtbare Polkappe in den Monaten vor der Opposition kleiner wird bzw. sich in den Monaten nach der Opposition wieder ausdehnt. Dies liegt daran, dass die der Erde zugewandte Halbkugel des Mars auch der Sonne zugewandt ist und im Sommer die Polkappen bis auf einen kleinen Rest verdampfen. Mit hohem Auflösungsvermögen kann man während des Abschmelzens der Polkappen einzelne isolierte Eisgebiete erkennen, sie sich scheinbar von der (zurückweichenden) Polkappe lösen.

• Dunkelgebiete: Es handelt sich um die schon vorhin erwähnten Gebiete dunklerer Oberflächenbeschaffenheit, die keine wirkliche Korrelation zu bekannten topologischen Formationen haben. Sie sind weitgehend konstant, wobei es zu geringfügigen Veränderungen kommen kann, die meist witterungsbedingt sind. 

Beim Mars bestimmt wie bei keinem anderen Himmelskörper die Wahl der Farbfilter den Anblick im Fernrohr. Dies hat seine Ursache darin, dass die Marsatmosphäre Licht unterschiedlicher Wellenlängen unterschiedlich absorbiert. Mit viel Übung und guten Filtern lässt sich hier sogar zwischen Hochatmosphäre, Wolken, Nebel und Reif unterscheiden! Violette und blaue Filter machen hohe atmosphärische Strukturen deutlich. Randdunst, Polhauben und weiße Wolken werden verstärkt, während dunkle Oberflächenstrukturen in den Hintergrund treten. Mit viel Übung lässt sich auch das berühmte atmosphärische Clearing beobachten. Filter unterschiedlicher Grünfärbung lassen erfahrene Beobachter zwischen Wolken, Nebel und Reif unterscheiden. Nebel hat mehr Grünanteile als hohe Wolken und Reif hat mehr Gelbanteile als Nebel. Hier ist allerdings viel Erfahrung erforderlich! Staubstürme sind in gelben Filtern am deutlichsten, da sie in diesem Spektralbereich am ausgeprägtesten sind. Orangefilter zeigen die dunklen Albedostrukturen der Oberfläche am deutlichsten, da sie die Effekte der Marsatmosphäre weitgehend eliminieren. 

Orangefilter zeigen die dunklen Albedostrukturen der Oberfläche am deutlichsten, da sie die Effekte der Marsatmosphäre weitgehend eliminieren. 

Planetenfotografie ist kompliziert; der scheinbare Durchmesser eines Planeten ist sehr klein, um einen brauchbaren Abbildungsmaßstab zu erhalten, ist eine lange Brennweite erforderlich. Mit langer Brennweite sinkt die Flächenhelligkeit des aufgenommenen Objekts (kleine Blende), so dass lange Belichtungszeiten erforderlich werden. Lange Belichtungszeiten erfordern eine exakte Nachführung und exzellentes Seeing über einen Zeitraum von mehreren Sekunden. Gute Bedingungen für die Planetenfotografie sind daher selten. Abhilfe können hochempfindliche Filme schaffen, doch die sind meist wieder grobkörnig, weshalb Details verloren gehen. Planetenfotografie war daher lange Großteleskopen an Orten mit sehr stabilen Bedingungen, wie dem Pic du Midi in Frankreich, vorbehalten. Bis zum Aufkommen der elektronischen Kameras … 

Geräte, deren Erfinder niemals daran gedacht haben, sie für die Fotografie von Planeten einzusetzen, haben die Planetenfotografie revolutioniert: WebCams. Diese kleinen, einfachen und auch billigen Kameras wurden entwickelt, um rasch Bilder über das Internet versenden zu können, Bildnachrichten per e-Mail auszutauschen, kurze Videos in nicht überragender Qualität und Auflösung aufzunehmen und anderen Internet-Nutzern zugänglich zu machen. WebCams sind simpel: Sie bestehen aus einem winzigen Kameraobjektiv mit einigen Millimetern Brennweite, einem sehr kleinen CCD-Chip (typischerweise 2 x 3 mm) und ein wenig Elektronik, die die vom Chip aufgenommenen Bilder an einen Computer überträgt. Dort sammelt ein Steuerprogramm die Daten und legt sie als Standbild oder digitales Video auf der Festplatte des Computers ab. Warum haben WebCams die Planetenfotografie revolutioniert? Die Antwort liegt im Chip: Er ist viel empfindlicher als der empfindlichste Film und selbst bei einer Teilung des Chip in typischer Weise 640 x 480 Pixel auch noch viel feinkörniger als Film. Erster Vorteil: Wir kommen mit sehr kurzen Belichtungszeiten bei den Planeten aus, zwischen 1/25 und 1/1000 Sekunde oder weniger. Zweiter Vorteil: Während ein Planet auf einem Kleinbildformat einen winzigen Bruchteil ausmacht, bedeckt das Bild des Planeten einen erheblichen Teil des Chips der WebCam. Einziges Problem: Man muss exakt treffen, um den Planeten auf den Chip zu bekommen. Ist das schon alles? Nein! 

• Erster Vorteil: Wir kommen mit sehr kurzen Belichtungszeiten bei den Planeten aus, zwischen 1/25 und 1/1000 Sekunde oder weniger.

• Zweiter Vorteil: Während ein Planet auf einem Kleinbildformat einen winzigen Bruchteil ausmacht, bedeckt das Bild des Planeten einen erheblichen Teil des Chips der WebCam. Einziges Problem: Man muss exakt treffen, um den Planeten auf den Chip zu bekommen.

Der Trick bei der Aufnahme mit WebCams besteht darin, dass wir kein Standbild, sondern ein Video aufnehmen. Ein typisches Planetenvideo wird mit 5 bis 20 Bildern pro Sekunde aufgenommen und besteht aus maximal 500 bis 600 Bildern. Auf dem Video sehen wir, wie der Planet vom Seeing verzerrt wird und durch Ungenauigkeiten in der Nachführung oder Wind im Gesichtsfeld hin und her wandert. Doch das macht nichts. Versierte Astronomen haben Computerprogramme entwickelt, die unglaubliches leisten: Sie untersuchen jedes einzelne Bild des Videos: Hat es elektronische Störsignale? Weicht die Form des Planeten (durch Seeing) zu stark von der Norm ab? Sie sondern die schlechten Bilder aus und Verwenden nur einen kleinen Prozentsatz guter Bilder Sie zentrieren den Planeten auf jedem einzelnen Bild Sie berechnen aus den guten, zentrierten Bildern einen Mittelwert und gleichen so das Seeing aus – eine Leistung, die nur unser Gehirn bei visueller Beobachtung noch übertrifft Sie erlauben die Nachbearbeitung des Bildes in Hinblick auf Schärfe und Kontrast Zwei Freeware-Programme sind derzeit in der Astronomieszene verbreitet: Giotto, entwickelt von dem deutschen Hobbyastronomen Georg Dittié und Registax, entwickelt vom Niederländer Cor Berrevoets 

Zwei Freeware-Programme sind derzeit in der Astronomieszene verbreitet: Giotto, entwickelt von dem deutschen Hobbyastronomen Georg Dittié und Registax, entwickelt vom Niederländer Cor Berrevoets 

• Giotto, entwickelt von dem deutschen Hobbyastronomen Georg Dittié und

• Registax, entwickelt vom Niederländer Cor Berrevoets.

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