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Nachdem Nikolaus Kopernikus (1473-1543) das seit der Antike in Vergessenheit geratene heliozentrische Weltbild (die Erde und Planeten kreisen um die Sonne und nicht um die Erde) wieder vorschlug, war es vor allem Johannes Kepler (1571-1630) mit seinen Gesetzen, die Erfindung des Fernrohrs und schliesslich die Physik von Newton, die das von Plato gelehrte und von der Kirche damals übernommene geozentrische Weltbild (Erde ruhend in der Mitte) verdrängte. Besonders die Beobachtung der Bewegung des Planeten Mars spielte dabei eine besondere Rolle.
Betrachten wir zunächst die Bewegung der Sonne und des Planeten Mars aus einer geozentrischen Perspektive.
Am Sternenhimmel erscheinen die fünf klassischen (d.h. seit dem Altertum bekannten Planeten) als auffällige Sterne, die vor der Kulisse der - mindestens aus der zeitlich begrenzten Perspektive eines Menschenlebens - starren Muster der Sternbilder im Laufe der Tage und Wochen ihre Positionen merklich verändern. Dabei bewegen sie sich relativ zu den Sternbildern von Westen nach Osten.
Eine Sichtbarkeitsperiode des Mars beginnt am Morgenhimmel, wenn er als mässig auffälliger rötlicher Stern gegen Osten in der Morgendämmerung sichtbar wird. Im Laufe der Monate verfrüht sich sein Aufgang, da er sich etwas langsamer als die Sonne unter den Sternbildern von Westen nach Osten bewegt und sich deshalb der (Winkel-)Abstand zur Sonne langsam vergrössert; die Sonne läuft ihm davon. Die Morgensichtbarkeit des Mars wird ausgebaut, dabei wird er etwas heller und auffälliger.
Nach einem knappen Jahr nach dem ersten Erscheinen am Morgenhimmel ist er zu einem auffälligen rötlichen Stern geworden, der inzwischen bereits vor Mitternacht aufgeht. Nun geschieht etwas merkwürdiges. Der Mars kommt von Tag zu Tag weniger rasch voran, tritt für ein paar Tage auf der Stelle und kehrt schliesslich seine Bewegung um, so dass er nun von Osten nach Westen vor den Sternbildern wandert. Die Helligkeit des Planeten nimmt dabei nochmals deutlich zu und nach Sonnenuntergang braucht unser fleissiger Beobachter nicht mehr lange zu warten, bis Mars im Osten aufgeht. Wenn Mars genau zu Sonnenuntergang aufgeht und am Morgen zu Sonnenaufgang untergeht ist die rückläufige Bewegung am stärksten und die Helligkeit erreicht ihr Maximum. Diese Stellung nennt man Opposition.
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Danach beginnt sich die verkehrte Bewegung (rückläufige Bewegung) wieder zu verlangsamen und die Helligkeit geht leicht zurück, bis sie ein paar Wochen später zum Stillstand kommt. Auch steht nun Mars zu Sonnenuntergang bereits etwas über dem Osthorizont. Nach ein paar Tage des Stillstandes bewegt sich Mars nun wieder vorwärts, d.h. von Westen nach Osten. Zu Sonnenuntergang steht er nun von Tag zu Tag höher am Osthimmel. Sein Untergang erfolgt nun deutlich vor der Morgendämmerung.
In den folgenden Monaten ist Mars ein Objekt des Abendhimmels. Seine Helligkeit geht zurück während seine Position über dem Horizont bei Sonnenuntergang sich von Osten nach Süden verlagert um sich schliesslich dem Westhorizont zu nähern; die schnellere Sonne beginnt ihn von Westen her kommend einzuholen. Zu diesem Zeitpunkt ist Mars nicht mehr besonders auffällig. Schliesslich steht Mars zu nahe bei der Sonne, um noch beobachtet zu werden. Nach ein bis zwei Monaten Absenz vom nächtlichen Sternenhimmel taucht er wieder in der Morgendämmerung auf und ein neuer Sichtbarkeitszyklus beginnt.
Auch Jupiter und Saturn zeigen - allerdings nicht ganz so dramatisch - einen solchen Sichtbarkeitszyklus. Uranus, Neptun und Pluto kannte man im Zeitalter des geozentrischen Weltbildes noch nicht.
Im geozentrischen Weltbild des Plato stellt man sich die runde Erde als in der Mitte des Weltalls vor. Die Erde führt keine Bewegung aus, dreht sich also auch nicht um sich selbst. Die Planeten sowie Mond und Sonne kreisen auf perfekten Kreisen um die Erde.
In einem solchen Weltbild würde man erwarten, dass sich die Planeten - wie z.B. Mars immer gleichförmig vorwärts bewegen und nie ihre Bewegung umkehren und dabei eine Schleife am Himmel durchlaufen (Oppositionsschleife). Diese Oppositionsschleife war schon vor Kopernikus bekannt. Man behalf sich mit der Erklärung, dass der Planet nicht auf der Kreisbahn selbst sondern der Mittelpunkt eines sich drehenden Rades auf der Kreisbahn läuft. Der Planet befindet sich dann auf dem Rand des Rades. So war man in der Lage, eine solche Oppositionsschleife mehr oder weniger zu rekonstruieren.
Das bereits in der Antike diskutierte und von Kopernikus erneut vorgeschlagene heliozentrische Weltbild hatte den Vorteil, dass es die Oppositionsschleife ohne besondere Annahmen beinhaltet. Die schneller auf der sonnennäheren Bahn laufende Erde überholt den Mars alle 2 Jahre und 2 Monate. Zum Zeitpunkt des Überholens steht die Erde zwischen Sonne und Mars (Opposition). Die Distanz ist minimal und die Erde kehrt dem Mars die Nachtseite zu. Dies erklärt, warum der Mars zum Zeitpunkt der Opposition bei Sonnenuntergang aufgeht und bei Sonnenuntergang untergeht. Die kleine Distanz macht sich durch die grosse scheinbare Helligkeit bemerkbar. Die Rückläufigkeit am Himmel ist ein Effekt des Überholens. Wie in Abbildung 1 verdeutlicht führt die Verbindungslinie Erde Mars während der Opposition eine Art Pendelbewegung aus. Diesen Effekt kann man als Beifahrer auch beobachten, wenn man auf der Autobahn ein langsameres Fahrzeug überholt. Das Langsamere Fahrzeug scheint sich vor der Kulisse der weiter entfernten Landschaft (Sternbilder) während des Überholens zurück zu bewegen um erst danach wieder vorwärts zu fahren.
Eine Aufgabe der Astronomen ist es, die Positionen der Planeten vorherzusagen. Diese Positionen werden in Tabellen aufgelistet, z.B. die Position des Mars am Sternenhimmel von Tag zu Tag um Mittenacht. Eine solche Tabelle nennt man Ephemeride. Konnte man nun mit Kopernikus und seinem heliozentrischen Weltbild eine bessere Ephemeride z.B. des Mars berechnen? Leider war damals die Antwort nein, denn das geozentrische Weltbild war mit diesen Rädern auf den Umlaufbahnen so hingebogen worden, dass es ebenso gute (oder schlechte) Vorhersagen machte wie das heliozentrische Weltbild mit perfekten Kreisbahnen. Munition für die Gegner des heliozentrischen Weltbildes.
In den Wirren der Reformation und der damit verbundenen Kriegen strandete der Astronom Johannes Kepler schliesslich bei dem dänischen Astronom Tycho Brahe (1546 - 1601). Ein reicher Edelmann in Dänemark. Dieser war vielleicht der beste von blossem Auge arbeitende Beobachter seiner Zeit. Das Fernohr wurde erst einige Jahre später z.B. von Galilei zur Himmelsbeobachtung eingesetzt. Tycho Brahe beobachtete mit Vorliebe den Planeten Mars. Dieser zeigte auch im heliozentrischen Weltbild die stärksten Abweichungen von den vorhergesagten Positionen.
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Kepler versuchte nun das heliozentrische Weltbild an die Beobachtungen anzupassen. Lange wollte er noch die Vorstellung halten, dass sich die (damals bekannten) fünf Planeten auf ineinander verschachtelten Kugeln um die platonischen Körper (Tetraeder, Würfel, Oktaeder, Dodekaeder und Ikosaeder) bewegten. Doch konnte diese Vorstellung nie gut genug mit den beobachteten Positionen der Planeten vereinbart werden.
Deshalb musste Kepler schliesslich die Vorstellung dieses perfekten, geometrischen Sonnensystems verlassen und auch perfekte Kreise als Bahnform aufgeben. Mit dem in einer Richtung zusammengestauchten Kreis, der Ellipse, hatte Kepler nun Erfolg. Sein erstes Gesetz lautete schlicht:
Ein zweites Gesetz beschrieb, wie man die Bewegung des Planeten auf der Ellipse berechnen konnte:
Diese Gesetze ermöglichten es nun, genauere Ephemeriden zu berechnen, als es im geozentrischen Weltbild möglich war. Somit war das Ende des geozentrischen Weltbildes nur noch eine Frage der Zeit.
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Um das Jahr 1610 setzte Galilei (1564-1642) als einer der Ersten ein Fernrohr zur Beobachtung des Himmels ein. Seine Beobachtungen passten zum heliozentrischen Weltbild. Auch zeigten die nun (von ihm?) entdeckten vier Jupitermonde, dass offensichtlich nicht alles im Weltraum um die Erde kreiste. Auch die Phasen (wie viel man im Fernrohr von der beleuchteten Seite des Planeten sieht) passten stimmig zum geozentrischen Weltbild.
Kepler fand schliesslich noch sein drittes Gesetz der Planetenbewegung, dass nun die verschiedenen Umlaufzeiten der Planeten in Beziehung zueinander setze:
Bereits nicht allzu lange nach dem Tod der Pioniere Kepler und Galilei fand Isaak Newton (1643-1727) das Schwerkraftgesetz (publiziert 1687) und konnte so die Bewegung der Planeten mit einem sowohl auf der Erde als auch im Weltraum geltenden Naturgesetz erklären. Die Trennung in Erde und Himmel war aufgehoben. Es gelten im Planetensystem dieselben Naturgesetze wie auf der Erde. Das Schwerkraftgesetz von Newton war so erfolgreich, dass kleine Abweichungen davon erst im 19. Jahrhundert bemerkt wurden und schliesslich zu Beginn des 20. Jahrhunderts durch Einsteins allgemeine Relativität (eine neue Theorie der Schwerkraft) erklärt werden konnten.
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