Schon vor vielen Jahrhunderten – oder gar Jahrtausenden – bemerkten Menschen, die den Himmel aufmerksam beobachteten, dass es am Himmel, außer dem Mond und der Sonne, noch viele andere seltsame Objekte gibt. Sie sahen (scheinbar) unbewegliche Sterne, über den Himmel langsam wandernde Lichtpünktchen, Kometen, kleine und große und sehr matte Nebel, aber auch etwas andere Nebelflecken, die eine Spiralstruktur zu besitzen scheinen. Diese Objekte zogen die Gelehrten und Forscher magisch in den Bann.

Einen entscheidenden Beitrag zur Klassifikation und Systematisierung astronomischer Objekte leistete – wenn auch unbeabsichtigt – vor etwa 250 Jahren der französische Astronom Charles Messier, indem er einen ersten Katalog ungewöhnlicher Objekte erstellte. Unbeabsichtigt deshalb, weil Messier, angeregt durch Halleys Arbeiten, eigentlich auf der Suche nach Kometen war und einen Katalog von Ausschlussobjekten erstellen wollte. Letzten Endes resultierten seine und Pierre Méchains Arbeit in einem Katalog, der heute als Messier-Katalog bekannt ist – ein erster systematischer Katalog, der 110 bemerkenswerte Himmelsobjekte verzeichnete.

Wilhelm Herschel und andere Astronomen setzten diese Systematisierungsbemühungen fort und erstellten noch umfangreichere Kataloge neuer – und teilweise schwierigerer – Objekte. Doch ihnen allen blieb die wahre Natur dieser Objekte – den Unzulänglichkeiten der damaligen technischen Mittel geschuldet – verborgen. Erst in der neueren Zeit, insbesondere mit dem Aufkommen elektronisch gesteuerter Teleskope und Weltraumteleskope, wuchsen die Erkenntnisse über diese Objekte rasant.

Und obwohl wir heute über sehr fortschrittliche Beobachtungsgeräte wie etwa das Hubble Space Telescope und das James Webb Space Telescope verfügen und kosmische Objekte deutlich besser analysieren können, geben uns viele dieser Objekte immer noch Rätsel über ihre wahre Natur und ihre Beschaffenheit auf. Rätsel, die die Astronomen um den Schlaf bringen, und deren Lösung uns eines Tages zu einem besseren Verständnis über unsere eigene Welt führen kann …

Sonne und Sterne – kosmische Reaktoren

Sterne sind riesige und sehr heiße kosmische Gaskugeln. In ihrem Inneren finden thermonukleare Reaktionen statt – Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium und in späteren Phasen zu noch schwereren Elementen – und fast jeder von ihnen besitzt einen oder mehrere Planeten. Planeten, die teilweise deutlich schwerer und größer sind als Jupiter, der schwerste Planet in unserem Sonnensystem.

Sterne gibt es in verschiedensten Größen und Ausprägungen – von sehr leichten, kleinen und recht kühlen Roten Zwergen über mittelgroße Gelbe Zwerge bis hin zu Blauen Riesen und Roten Überriesen, von denen einige über ein Tausend Mal größer sein können als unsere eigene Sonne, die zu den Gelben Zwergen zählt (Abb. 1).

Aber es gibt noch kuriosere Formen, die ein Stern annehmen kann: Kompakte und schwere Weiße Zwerge, die etwa von der Größe eines Planeten sind und Neutronensterne, die etwa die Größe einer Großstadt besitzen und dabei schwerer sind als unsere Sonne. Ein Löffel Neutronensternmaterie wiegt Milliarden von Tonnen.

Größte Sterne und ihre Durchmesser (Durchmesser – Sonne ca. 1.392.000 km):

Antares:	980.000.000 km
Beteigeuze:	1.060.000.000 km
VY Scuti:	2.370.000.000 km

Kleinste Sterne:

Proxima Centauri:	205.000 km
Barnards Pfeilstern:	270.000 km
Weiße Zwerge:	ca. 1.000 km – 10.000 km
Neutronensterne:	ca. 20 km

Unsere eigene Sonne ist mittlerweile sehr gut untersucht, die genauen Prozesse in ihrem Inneren jedoch entziehen sich bis heute teilweise unserer Kenntnis und können höchstens modelliert werden. Auf ihrer Oberfläche besitzt die Sonne eine Temperatur von etwa 5.500°C, in ihrem Inneren erreicht sie eine Temperatur von etwa 15 Millionen Grad. Betrachtet man sie durch spezielle lichtabschirmende Folien, so sind oft Sonnenflecken auf ihrer Oberfläche zu erkennen. Das sind kühlere Regionen, die gleichzeitig auf stärkere magnetische Aktivitäten in diesen Regionen hindeuten (Abb. 2).

Auch finden auf ihrer Oberfläche Protuberanzen statt – das sind heftige Materieströme auf der Sonnenoberfläche, die am Sonnenrand als matt leuchtende Bögen beobachtet werden können und oft die Größe der Erde um ein Vielfaches überteigen (Abb. 3).

Planeten – Wanderer über den Himmel

Schon in der Antike bemerkten die Gelehrten, dass die Lichtpunkte, die in klaren Nächten am Firmament leuchten, in zwei Klassen eingeteilt werden können – in Fixsterne, die stets am gleichen Platz erscheinen, und wandernde Punkte, die ihre Position nach einem bestimmten Muster wechseln. Die Letzteren nannten sie „Wanderer“, wovon der heutige Name Planet (vom griechischen πλανήτης, planetes – Umherschweifender oder Wanderer) abgeleitet wird.

Man kannte damals nur die Planeten bis zum Saturn, da nur diese sich merklich über den Himmel bewegten. Von diesen ist Jupiter der größte Planet und kann selbst mit einfachsten astronomischen Instrumenten gut aufgelöst werden (Abb. 4).

Auch der Planet Saturn konnte schon vor Hunderten von Jahren mit Hilfe astronomischer Hilfsmittel erfolgreich aufgelöst werden und zog die Astronomen mit seinen majestätischen Ringen stets in seinen Bann (Abb. 5).

Da der Uranus – trotz seiner Sichtbarkeit – sich doch deutlich langsamer über den Himmel bewegt und damit von einem Fixstern kaum unterschieden werden kann, wurde er in der Antike nicht als ein Planet ausgemacht und erst im Jahr 1789 von Wilhelm Herschel entdeckt (Abb. 6).

Der letzte Planet, Neptun, wurde nur anhand von Abweichungen des Uranus von seiner errechneten Bahn gefunden. Der französische Astronom Urbain Le Verrier ging damals von der Existenz eines achten Planeten aus und errechnete seine Position, sollte dieser für die Störungen tatsächlich verantwortlich sein. Tatsächlich konnte der deutsche Astronom Johann Gottfried Galle den Fund bestätigen, nachdem Le Verrier diesem einen Brief mit den genauen Koordinaten schrieb und ihn bat, eine entsprechende Beobachtung vorzunehmen. Galle vermeldete den Fund wie folgt: „Der Planet, dessen Position Sie errechnet haben, existiert tatsächlich“.

Im Jahr 1930 wurde der letzte Planet unseres Sonnensystems, der Planet Pluto, von Clyde Tombaugh entdeckt. Auch hier waren Bahnstörungen des Planeten Neptun der ausschlaggebende Grund für die Suche, obgleich man Pluto an einer anderen Stelle fand als vermutet. Im Jahr 2006 allerdings wurde Pluto in den Rang eines Zwergplaneten degradiert, da einige Jahre zuvor die Entdeckung weiterer Zwergplaneten (Sedna und Eris) vorausging und die astronomische Gemeinschaft sich gezwungen sah, rigidere Kriterien für einen Planetenstatus festzulegen. Gemäß diesen Kriterien verlor Pluto seinen Status als Planet.

Heute kennen wir – nicht zuletzt dank genauester Vermessungstechnik und den verschiedenen Missionen, die zu den entlegensten Orten unseres Sonnensystems führten – den Aufbau unseres Sonnensystems sehr detailliert (Abb. 7).

Unser Sonnensystem beherbergt jedoch noch weit mehr als nur unsere acht Planeten sowie einige Zwergplaneten. Unsere Sonne wird von etlichen Kometen, Asteroiden und anderen Klein- und Kleinstkörpern umkreist und bietet selbst für die heutigen Astronomen noch Vieles zu entdecken.

Zwischen den Planeten Mars und Jupiter existiert ein großer Asteroidengürtel, dessen größtes Mitglied der Zwergplanet Ceres ist, der einen stattlichen Durchmesser von etwa 1.000 km besitzt. Auch hinter der Neptunbahn liegt ein riesiger Asteroidengürtel, der Kuipergürtel, der viele Zwergplaneten beherbergt – und von denen etliche vermutlich noch gar nicht entdeckt worden sind. Und schließlich wird weit in den Außenbereichen unseres Sonnensystems, etwa in einem Abstand von 0,5 bis 1,5 Lichtjahren von der Sonne, die Oortsche Wolke vermutet – eine riesige Sphäre aus Kleinkörpern, die als Ursprungsort vieler Kometen vermutet wird. Auch wird in den Außenbereichen des Kuipergürtels – nicht zuletzt aufgrund diverser Gravitationsanomalien in unserem Sonnensystem – ein neunter großer Planet vermutet, dessen Nachweis allerdings bis heute aussteht.

Offene Sternhaufen

Offene Sternhaufen sind lockere Zusammenballungen von Sternen, die gravitativ miteinander zusammenhängen. Sie können unterschiedlicher Größe sein, angefangen von einigen wenigen Sternen bis hin zu Tausenden von Sternen.

Mit bereits bescheidenen Hilfsmitteln wie etwa einem Bino oder einem Anfängerteleskop können viele offene Sternhaufen in unserer stellaren Nachbarschaft beobachtet werden, einer davon sogar mit bloßem Auge – die Plejaden (Abb. 8).

Ein weiteres berühmtes Beispiel stellen die zwei visuell nebeneinander angeordneten offenen Haufen h Persei und Chi Persei dar, die das gesamte Jahr über von der Nordhalbkugel aus beobachtet werden können und bei einem klaren nächtlichen Himmel sogar mit bloßem Auge als ein milchiger Fleck erkennbar sind (Abb. 9).

Kugelsternhaufen

Kugelsternhaufen sind symmetrische Sternhaufen, deren Gestalt eine Kugelform besitzt. Sie besitzen in der Regel sehr viele Sterne, oft einige Hunderttausende (Abb. 10).

Modellierungen und Simulationen zeigen, dass offene Sternhaufen sich im Laufe der Zeit und beim Einsammeln weiterer Sterne aus ihrer Nachbarschaft zu Kugelsternhaufen entwickeln können und damit eine immer symmetrischere Form annehmen.

Unserer Milchstraße besitzt etwa 150 bekannte Kugelsternhaufen, wobei hinter dem Staubband, das die Milchstraße durchzieht, sich auf der anderen Seite weitere Kugelsternhaufen verbergen können. Von der Nordhalbkugel aus können einige von ihnen bereits mit einfachsten astronomischen Hilfsmitteln beobachtet werden wie etwa der Herkuleshaufen Messier 13 oder der Pegasushaufen Messier 15. Die Südhalbkugel bietet die Aussicht auf zwei noch deutlich größere Haufen: Den Haufen 47 Tucanae und den Haufen Omega Centauri (Abb. 11), den mit Abstand massereichsten Kugelsternhaufen unserer Milchstraße.

Beispiele für Kugelsternhaufen, Anzahl ihrer Sterne und ihr Durchmesser:

Messier 3:	>= 500.000 Sterne / 150 Lichtjahre
Messier 13:	>= 500.000 Sterne / 125 Lichtjahre
Messier 15:	>= 500.000 Sterne / 175 Lichtjahre
47 Tucanae:	Mehrere Millionen Sterne / 120 Lichtjahre
Omega Centauri:	ca. 10.000.000 Sterne / 180 Lichtjahre

Planetarische Nebel

Planetarische Nebel sind astronomische Objekte, bestehend aus einer Hülle aus Gas und Plasma, die von einem alten Stern am Ende seines Lebens ausgestoßen wurde. Im Zentrum befindet sich meist ein Weißer Zwerg.

Der Name „Planetarischer Nebel“ ist hier ein wenig irreführend, da seine Entstehung und seine Natur nichts mit Planeten zu tun haben. Die Bezeichnung stammt aber historisch daher, dass sie in Amateurteleskopen meist kugelförmig erscheinen und an ferne Gasplaneten erinnern.

Berühmte Vertreter planetarischer Nebel, die von der Nordhalbkugel aus beobachtet werden können, sind der Hantelnebel Messier 27, der Ringnebel Messier 57 oder der Eulennebel Messier 97 (Abb. 12 – 14).

Supernovaüberreste

Ein Supernovaüberrest ist – in gewisser Ähnlichkeit zum Planetarischen Nebel – ein Emissionsnebel, der durch eine Supernova verursacht worden ist. Bei einer Supernovaexplosion wirft der explodierende Stern große Teile seiner Hülle ab und der Kern kollabiert zu einem Weißen Zwerg, einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. Ein bekanntes Beispiel ist der Krebsnebel Messier 1 (Abb. 15): Im Jahr 1054 n. Chr. wurde von chinesischen Astronomen eine Supernova beobachtet und festgehalten, später fand Charles Messier etwa an der beschriebenen Stelle einen matten Flecken, von dem man heutzutage annimmt, dass es sich bei diesem genau um die Überreste der erwähnten Supernova handelt.

Galaktische Nebel – Emissions- und Reflexionsnebel

Als Nebel oder Nebelflecke wurden in der Astronomie ursprünglich alle leuchtenden flächenhaften Objekte an der Himmelskugel bezeichnet, also insbesondere auch Galaxien. Als die Natur von Galaxien korrekt identifiziert wurde, bezeichnete dieser Name fortan nur noch Massen interstellarer Materie, die sich zu keinem Stern oder Sterngruppe geformt haben. Viele Nebel in unserer stellaren Nachbarschaft können bei einem klaren dunklen Nachthimmel bereits mit einfachen astronomischen Geräten beobachtet werden.

Wichtige Unterklassen von Nebeln sind etwa

Emissionsnebel: Wasserstoffwolken, die durch die Energie der in ihnen entstehenden neuen Sterne zum Selbstleuchten angeregt werden (sogenannte HII-Regionen). Schöne Vertreter dieser Klasse sind etwa der Lagunennebel Messier 8 (Abb. 16) oder der Orionnebel Messier 42.

Reflexionsnebel: Das sind Staubmassen, die das Licht der umhüllten Sterne oder eines leuchtkräftigen Nachbarsterns reflektieren. Sie sind in der Regel bei der Sternenentstehung übrig gebliebene Staubmassen. Der Nebel Messier 78 (Abb. 17) im Sternbild des Orion ist ein bekanntes Beispiel eines Reflexionsnebels.

Dunkelnebel: Wolken interstellarer Materie, die das Licht dahinterliegender Objekte absorbieren und nicht leuchten. Ein berühmtes Beispiel eines solchen Nebels ist der Pferdekopfnebel Barnard 33 (Abb. 18).

Galaxien

Galaxien sind riesige Strukturen von Sternansammlungen, die mehrere Milliarden bis hin zu Billionen von Sternen beherbergen können (Abb. 19).

Auch die Formen der Galaxien können völlig unterschiedlich sein. Prinzipiell wird zwischen den wichtigen Klassen der Spiralgalaxien, zu deren Vertretern etwa unsere eigene Milchstraße, die Andromedagalaxie und Dreiecksgalaxie gehören, Elliptischen Galaxien, die in der Regel das Ergebnis einer Verschmelzung von Galaxien sind (beispielsweise die Galaxie Messier 87) und Irregulären Galaxien, zu denen etwa die Kleine Magellansche Wolke zählt, unterschieden.

Galaxien können, je nach Art, riesig sein. Unsere Milchstraße, die eher zu den größeren Vertretern gehört, besitzt einen Durchmesser von etwas mehr als 100.000 Lichtjahren, die Andromedagalaxie – als größter Vertreter unserer galaktischen Nachbarschaft mit etwa einer Billion Sternen – sogar einen Durchmesser von mehr als 200.000 Lichtjahren. Die Kleine Magellansche Wolke dagegen misst „nur“ 7.000 Lichtjahre im Durchmesser und beherbergt lediglich etwa 5 Milliarden Sterne.

Da Galaxien eine riesige Entfernung zu uns aufweisen – in der Regel einige Millionen und oft sogar einige Milliarden Lichtjahre –, können wir sie mit amateurastronomischen Geräten nicht in einzelne Sterne auflösen, weswegen sie uns immer als matte und milchige Flecken erscheinen, selbst unter hoher Vergrößerung.

Genau wie fast alle kosmischen Objekte und Gebilde rotieren auch Galaxien. In unterschiedlichen Entfernungen zum Galaxienzentrum vollführen die Sterne ihre Umläufe allerdings zu deutlich unterschiedlichen Umlaufzeiten. Sterne, die sich sehr nah am Zentrum unserer Milchstraße befinden, benötigen für einen vollen Umlauf einige Dutzend Jahre, wohingegen unsere Sonne, die sich eher im galaktischen Mittelfeld bewegt, bereits 220 bis 240 Millionen Jahre für ihr galaktisches Jahr benötigt.

Galaxienhaufen und Supergalaxienhaufen

Galaxienhaufen sind gravitativ zusammenhängende Gruppen von Galaxien und gehören damit aufgrund ihrer Größe zu den kosmischen Superstrukturen. Sie können die Größe von einigen bis einigen Tausend Galaxien besitzen und eine Ausdehnung von Millionen von Lichtjahren.

Unsere Milchstraße gehört zu der sogenannten Lokalen Gruppe, die aus etwa 100 Galaxien besteht, von denen die größten die Andromedagalaxie Messier 31, die Milchstraße und die Dreiecksgalaxie Messier 33 sind. Ein weiteres Beispiel ist der Virgo-Galaxienhaufen (Abb. 20), der etwa 1.300 bis 2.000 Galaxien beherbergt. Nördlich des Virgohaufens, aber weit dahinter, liegt der Coma-Haufen, der über 1.000 Galaxien enthält.

Die Lokale Gruppe und der Virgo-Galaxienhaufen sind Teil des Virgo-Superhaufens, der etwa 100 bis 200 Galaxienhaufen enthält. Dieser wiederum ist Teil des lokalen Groß-Supergalaxienhaufens Laniakea, der etwa 100.000 Galaxien umfasst und dessen Durchmesser etwa 520 Millionen Lichtjahre beträgt (Abb. 21).

Obwohl die bereits vorgestellten Objekte die Astronomen mit ihren Eigenschaften und Rätseln seit ihrer Entdeckung unaufhörlich in ihren Bann ziehen, existieren in unserem Universum noch weitaus seltsamere Kuriositäten.

Neutronensterne, Pulsare und Magnetare

Neutronensterne sind sehr kompakte Sternleichen. Sie entstehen in der Regel als Überrest einer Supernovaexplosion, bei der die äußeren Hüllen nach außen abgestoßen und ins All geschleudert werden und nur ein sehr kompakter Kern zurückbleibt. Im Krebsnebel Messier 1 (Abb. 15) findet sich beispielsweise solch ein Neutronenstern.

Neutronensterne sind sehr klein, ihr Durchmesser beträgt in der Regel etwa 10 – 20 km, was sie zu einem Objekt von der Größe einer Großstadt macht. Trotz dieser winzigen Größe wiegen sie aber oft mehr als unsere Sonne. Aufgrund dieser extremen Verhältnisse sind sie sehr dicht: Ein Kubikzentimeter der Materie eines Neutronensterns kann über eine Milliarde Tonnen wiegen. In der Tat ist die Materie eines Neutronensterns derart stark zusammengepresst, dass sogar Protonen und Elektronen ineinander gedrückt werden und man von einzelnen Atomen nicht mehr wirklich sprechen kann. Der Stern degeneriert im Grunde zu einem einzigen riesigen Neutronenkern – daher der Name.

Entlang ihrer Pole geben Neutronensterne oft starke Röntgen- und Gammastrahlung in sehr regelmäßigen Abständen ab, in der Regel etwa 10 – 700 Signale pro Sekunde. Diese Pulsationen entsprechen genau ihren Rotationsperioden, denn Neutronensterne rotieren in der Regel äußerst schnell. In solchen Fällen spricht man deswegen von Pulsaren (Abb. 22).

Eine spezielle Klasse der Pulsare sind die Magnetare – das sind Pulsare mit einem besonders starken Magnetfeld. Trotz intensiver Beobachtung sind heute nur sehr wenige Magnetare bekannt.

Schwarze Löcher

Schwarze Löcher sind die mysteriösesten Objekte des Universums. Aufgrund ihrer enormen Gravitation kann nicht einmal Licht ab einem bestimmten Abstand entkommen – deshalb ihr Name (Abb. 23).

Sie entstehen unter anderem durch den Kollaps eines sehr schweren Sterns am Ende seines Lebens, oder aber auch etwa durch Verschmelzung bereits bestehender Schwarzer Löcher. Der Bereich, hinter dem sogar das Licht verschwindet, nennt man das Ereignishorizont des Schwarzen Lochs.

Schwarze Löcher lassen sich in mehrere Kategorien unterteilen:

• Stellare Schwarze Löcher (einige Sonnenmassen)
• Intermediäre Schwarze Löcher (100 – 100.000 Sonnenmassen)
• Supermassive Schwarze Löcher (100.000 – 10.000.000.000 Sonnenmassen)
• Ultramassereiche Schwarze Löcher (ab 10.000.000.000 Sonnenmassen)

Bisher bestätigter Rekord liegt beim ultramassereichen Schwarzen Loch im Zentrum des Quasars TON 618 (40 – 66 Mrd. Sonnenmassen).

In der Physik kann man die folgende Tatsache mathematisch zeigen:

Jeder Körper (Kugel) mit Masse m besitzt einen Radius \(r_S\), genannt Schwarzschild-Radius, so dass nicht einmal Licht entkommen kann, wenn der Abstand des Photons vom Zentrum des Körpers höchstens \(r_S\) beträgt. Der Schwarzschild-Radius ist proportional zur Masse des Körpers.

Für den Schwarzschild-Radius der Sonne gilt:

\(r_S \approx 2{,}95 \ \text{km}.\)

Im Zentrum unserer Milchstraße befindet sich das Schwarze Loch Sagittarius A* mit einer Masse von ca. 4,15 Millionen Sonnenmassen. Sein Schwarzschildradius \(r_S\) beträgt damit also

\(r_S \approx 4.150.000 \cdot 2{,}95 \ \text{km} \approx 12.240.000 \ \text{km}.\)

Eine deutlich ausführlichere Beschreibung über Schwarzer Löcher und ihrer merkwürdigen Eigenschaften finden Sie im Artikel Albert Einstein – Alles ist relativ.

Quasare

Ein Quasar ist der aktive Kern einer Galaxie, der im sichtbaren Bereich des Lichts nahezu punktförmig erscheint (wie ein Stern) und sehr große Energiemengen in anderen Wellenlängenbereichen ausstrahlt (Abb. 24).

Die Bezeichnung „Quasar“ leitet sich ab von

Quasar = quasi-stellar radio source.

In unserer direkten kosmischen Nachbarschaft gibt es keine bekannten Quasare. Der nächste bekannte Quasar zur Erde ist der Quasar 3C 273 im Sternbild Jungfrau. Er kann aufgrund seiner enormen Helligkeit bereits mit recht kleinen Amateurspiegelteleskopen beobachtet werden, seine genaue Position kann wie folgt lokalisiert werden:

https://astronomynow.com/wp-content/uploads/2019/03/3C_273_narrow-field_chart.pdf

Die meisten Quasare sind sehr viel weiter entfernt (oft mehr als 10 Milliarden Lichtjahre), da Quasare überwiegend im jungen Universum aktiv waren. Sie sind aktive galaktische Kerne mit extrem leuchtstarken supermassereichen Schwarzen Loch. Im Fall unserer Milchstraße ist es das zentrale Schwarze Loch Sagittarius A*, das jedoch (derzeit) nicht aktiv genug ist, um als Quasar zu gelten.

Generell gehören Quasare zu den leuchtkräftigsten und Objekten im Universum. Der Quasar 3C 273 beispielsweise besitzt die 300-fache Helligkeit der Milchstraße und ist damit 4,1 Billionen Mal heller als unsere Sonne.

Unser Universum – obgleich kaum vom nächtlichen Himmel so wahrgenommen – besteht aus vielen sehr interessanten und nicht selten sogar äußerst merkwürdigen Objekten. Und obwohl es uns in einer ruhigen sternenklaren Nacht sehr friedlich und harmonisch erscheint, gehen in ihm Millionen und Milliarden von Prozessen vor, deren Ausmaße und Gewalt unsere kühnsten Fantasien in den Schatten stellen. Und eines ist gewiss: Wir Menschen stehen bei unserem großen Abenteuer – der Entdeckung und Erforschung der unendlichen Weiten unseres Weltalls – noch ganz am Anfang …