Die Magellanschen Wolken rechts des Milchstraßenbands. Bild: Flickr, Paean Ng, CC BY-NC-ND 2.0.
Die Magellanschen Wolken rechts des Milchstraßenbands. Bild: Flickr, Paean Ng, CC BY-NC-ND 2.0.

Die meisten Leser dürften schon einmal von den Magellanschen Wolken gehört haben, der Großen und der Kleinen Magellanschen Wolke. Dies sind zwei Zwerggalaxien am tiefen Südhimmel, die von Europa aus leider nie zu sehen sind. Sie erscheinen recht groß am Himmel nahe der Milchstraße und sehen für das bloße Auge ein wenig wie zwei von ihr abgebrochene Stücke aus. Während sie den Urvölkern der Südhalbkugel wie den Polynesiern, Maori, Aborigines und den südafrikanischen Khoisan (Buschleuten) schon seit Angedenken als markante Himmelsobjekte bekannt waren, erfuhren die Europäer erst zu Beginn der Neuzeit von ihnen. Die italienischen Schriftsteller und Seefahrer Peter Martyr d’Anghiera und Andrea Corsali beschrieben sie 1515 als erste, nachdem sie mit portugiesischen Schiffen Seereisen in den Süden unternommen hatten. Wenig später, 1525, erwähnte sie der Chronist und Begleiter des Weltumseglers Fernando Magellan in seinem Reisebericht. Der Name “Magellansche Wolken” wurde jedoch erst im 18. Jahrhundert populär.

 

Mütter der Standardkerzen

Anfang des 20. Jahrhunderts erlangten die Magellanschen Wolken Berühmtheit, weil Henrietta Swan Leavitt in ihnen Cepheiden fand und 1912 ihre Perioden-Leuchtkraft-Beziehung entdeckte, die bis heute unser zuverlässigster Zollstock zur Entfernungsmessung zwischen einigen tausend und einigen Millionen Lichtjahren ist, da, wo wir Cepheiden noch beobachten können. Denn die Cepheiden in den Magellanschen Wolken sind alle ungefähr gleich weit entfernt (160.000 LJ in der Großen und 200.000 LJ in der Kleinen), so dass sich ihre Helligkeiten direkt vergleichen lassen, und so fand Leavitt, dass die Cepheiden umso langsamer pulsierten, je heller sie waren. Somit kann man aus der Pulsationsdauer eines Cepheiden seine Leuchtkraft ablesen, und aus der Differenz zwischen beobachteter Helligkeit und ermittelter Leuchtkraft (Entfernungsmodul) kann man seine Entfernung berechnen.

Perioden-Leuchtkraftbeziehung der Cepheiden-Sterne. Bild: NASA/JPL-Caltech.

Perioden-Leuchtkraftbeziehung der Cepheiden-Sterne. Bild: NASA/JPL-Caltech.

 

Astronomen erlebten ihr blaues Wunder

1987 leuchtete dann fulminant eine Supernova in der Großen Magellanschen Wolke auf, die erste der modernen Ära, die mit bloßem Auge zu sehen war und damit für viele Großteleskope schon zu hell. Sie war auch die erste und bisher einzige Supernova, von der wir neben dem Licht auch einen kleiner Neutrinoschauer auffangen konnten, und somit war sie das erste Multi-Messenger-Ereignis der beobachtenden Astronomie. Sie war nahe genug, dass man den Vorläuferstern (Progenitor) auf alten Aufnahmen ausfindig machen konnte (Foto) und zunächst perplex darüber war, dass es nicht der erwartete Rote Überriese, sondern ein Blauer Riese war, Sanduleak -69 202 am Außenrand des berühmten Tarantelnebels – heute wissen wir, dass sehr massive Blaue Sterne nicht zu Roten Riesen mit ausgedehnter Wasserstoffhülle werden, sondern dass sie mit ihrem starken Sternenwind den Wasserstoff vielmehr hinweg blasen und im Extremfall nur ein nackter Heliumkern, ein Wolf-Rayet-Stern, verbleibt. Dann werden sie nach kurzem Leben zu Supernovae, manchmal ganz ohne Wasserstofflinien im Spektrum (Typen Ib oder Ic).

 

Verquirlte Spiralnebel

Bei den beiden Magellanschen Wolken handelt es sich offenbar um stark verzerrte kleine Spiralgalaxien von 7 bzw. 10 Milliarden Sonnenmassen, was bei der Großen Magellanschen Wolke (Large Magellanic Cloud, LMC) mit ihrem deutlichen Balken noch recht offensichtlich ist, während die Kleine Magellansche Wolke (Small Magellanic Cloud, SMC) als irreguläre Galaxie klassifiziert wurde, die also weder in die Kategorie der Spiralen noch in die der elliptischen Galaxien passt, aber man nimmt heute an, dass auch sie ursprünglich eine Balkenspiralgalaxie war, die durch Gezeitenkräfte ihre Form verlor. Früher ging man davon aus, dass die beiden die Milchstraße umkreisen, was eine Deformation durch die Milchstraße plausibel gemacht hätte, aber 2007 ergab eine Messung der 3D-Bewegung der beiden Sternwolken, dass sie offenbar der Milchstraße gerade das erste Mal begegnen, oder sich zumindest auf einem Orbit befinden, der sie der Milchstraße in den letzten 4 Milliarden Jahren nie näher als heute gebracht hatte; welche Möglichkeit zutrifft, hängt von der Milchstraßenmasse ab, die noch nicht gefestigt ist.

Die Verzerrungen rühren also eher von Interaktionen der beiden Galaxien miteinander her, wobei die beiden eine lange Schleppe aus Wasserstoff, den Magellanschen Strom, hinter sich her ziehen und ein Band aus Wasserstoff die beiden untereinander verbindet, die erst 2017 entdeckte Magellansche Brücke.

Der Magellansche Strom, eine Schleppe aus Wasserstoffgas, die die Magellanschen Wolken hinter sich her ziehen. Das rot gefärbte Gas wurde im Radiobereich aufgenommen und dem Bild der Milchstraße und der Magellanschen Wolken im sichtbaren Licht überlagert. Bild: NASA, gemeinfrei.

Der Magellansche Strom, eine Schleppe aus Wasserstoffgas, die die Magellanschen Wolken hinter sich her ziehen. Das rot gefärbte Gas wurde im Radiobereich aufgenommen und dem Bild der Milchstraße und der Magellanschen Wolken im sichtbaren Licht überlagert. Bild: NASA, gemeinfrei.

Aber es gibt weitere Auffälligkeiten: in der LMC kreist eine Population von Riesensternen im falschen Drehsinn um die Galaxie. Diese weisen einen Metallgehalt auf, der eher demjenigen der SMC  ähnelt, als den Sternen der LMC. Eine ähnliche Population kreist im gleichen Drehsinn wie die LMC, aber in einer um 54° verkippten Ebene. Insgesamt machen diese Sterne 5% aller Sterne der LMC aus. Noch eine Auffälligkeit ist, dass die LMC sowohl junge Kugelsternhaufen (ca. 3 Milliarden Jahre alt) als auch sehr alte (13 Milliarden Jahre) enthält , aber nichts dazwischen. Könnte dies darauf hindeuten, dass die beiden Galaxien einst kollidierten, die LMC der SMC einen Teil der Sterne raubte, und die Kollision ihrer Wasserstoffwolken einen Schub von Sternentstehung auslöste, von dem die Kugelsternhaufen noch zeugen?

Simulationen der Kollision beider Galaxien konnten in der Tat die Brücke und den Strom erklären, aber es gelang nie, eine gegenläufige Sternscheibe hervor zu bringen.

 

Drei kleine Jägermeister…

Stattdessen schlagen der Master-Student Benjamin Armstrong und Dr. Kenji Bekki vom International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR) in Perth/Australien nun ein radikaleres Szenario vor: Die Große Magellansche Wolke soll demnach vor mehr als 3 Milliarden Jahren mit einer dritten Zwerggalaxie kollidiert und mit ihr verschmolzen sein. Dies wiesen sie anhand von Simulationen mit verschiedenen Ausgangsverteilungen der Massen von Dunkler Materie, der Sternenscheiben, der Gasscheiben und der zentralen Ausbuchtungen (Bulges) der verschmolzenen Galaxien nach. Sie testeten verschiedene Drehsinne für die Galaxien und den Umlauf der kleineren um die größere, sowie verschiedenen Neigungswinkeln der Scheiben zueinander. Es wurde in den Simulationen berücksichtigt, dass aus verdichtetem Gas neue Sterne entstehen, dass das UV-Licht junger Sterne und Supernovae das Gas ionisiert und aufheizt, dass es durch die Sterne mit Metallen angereicht wird und dass sich viele Sterne zu Riesen entwickeln. Die zu verschluckende Zwerggalaxie, wurde mit einer Masse von 1 Milliarde Sonnenmassen angesetzt, 1/10 der Masse der LMC, was sie dann zur allerkleinsten von drei Magellanschen Wolken gemacht hätte. Ich kürze sie hier fortan mit Tiny Magellanic Cloud – TMC ab; im Armstrong-Aufsatz und den unten daraus entnommenen Bildern heißt sie nur Companion – Begleiter.

Von allen Möglichkeiten erwies sich ein Szenario am plausibelsten, bei dem sich die beiden Galaxien im gleichen Drehsinn drehten, aber in dazu umgekehrtem Drehsinn umeinander bewegten, bevor sie verschmolzen. Das folgende Bild zeigt, wie es den beiden Galaxien danach erging:

Dichteverteilung der LMC (links) und der verschluckten Begleitgalaxie (rechts) alle 141 Millionen Jahre. Die Dichteskalen sind separat zwischen 0 und 1 (also 0% und 100% der jeweils maximalen Dichte) normiert. Man sieht, wie sich die Begleitgalaxie anfangs auseinanderzieht und dann über die ganze Breite der LMC ausbreitet, sogar darüber hinaus, und sie bildet einen Balken aus. Die LMC wird nur wenig verändert. Bild: [1]

Dichteverteilung der LMC (links) und der verschluckten TMC (rechts) über 1,4 Milliarden Jahre. Die Dichteskalen sind separat zwischen 0 und 1 (also 0% und 100% der jeweils maximalen Dichte) normiert. Man sieht, wie sich die Begleitgalaxie anfangs auseinanderzieht und dann über die ganze Breite der LMC ausbreitet, sogar darüber hinaus, und sie bildet einen Balken aus. Die LMC wird nur wenig verändert. Bild: [1]

Man sieht hier die Entwicklung der Verteilung der jeweiligen Komponenten der Galaxien über 1,4 Milliarden Jahre. Die verschiedenen Farben zeigen die relativen Sterndichten, also jeweils bezogen auf das Maximum der eigenen Dichte jeder Galaxie, das zu 1 gesetzt wird; die LMC ist in Wahrheit viel massiver und daher auch dichter als die TMC, und die TMC dünnt sich mit der Zeit aus, aber die maximale Dichte in jedem Bild ist immer 1. Dadurch sollen die stark unterschiedlichen Dichten der beiden Galaxien besser erkennbar gemacht werden. Der Logarithmus (log Σ) an der Farbskala ist vermutlich Unsinn, das Bild stammt aus dem frei zugänglichen Preprint der Arbeit, der auch noch andere Fehler enthält, und im Text oder der Bildunterschrift ist nirgends von einer logarithmischen Skala die Rede – sonst wäre die maximale Dichte im Bild 10 und die minimale 1, auch außerhalb der Galaxie.

Man muss sich die jeweiligen Bilder mit gleicher Zeitangabe als miteinander am gleichen Ort verschmolzen denken, man sieht hier aber eimal nur die LMC und das andere Mal nur die TMC. Die TMC verschmiert sich zügig über die komplette LMC und sogar darüber hinaus. Allmählich bildet sie einen Balken aus. Sie ist weniger zentral konzentriert als die LMC. Während die LMC außen nur ein wenig wabert, wird die ursprünglich flache Scheibe mit starker Konzentration in einer kleinen zentralen Ausbuchtung nun auch weiter außen verdickt (die gelbe Fläche wird größer). Das passt zur Beobachtung, dass die LMC in der Tat für eine Spiralgalaxie ziemlich wenig abgeflacht ist und man sie daher ursprünglich auch als irreguläre Galaxie ansah.

Noch interessanter ist das folgende Bild, das die Rotation der beiden Galaxien 1,4 Milliarden Jahre nach dem Verschmelzen in drei Ebenen zeigt. Nach üblicher Konvention ist die galaktische x-Achse die Richtung von der Erde zum Zentrum der Milchstraße, y die Richtung in der Milchstraßenscheibe, in welcher sich die Sonne um die Milchstraße dreht, und z die Richtung senkrecht zur Scheibenebene in Richtung Norden.  Die Ebene YZ ist dann ungefähr die, in der wir die LMC heute am Himmel sehen und XY die Ebene von weit oberhalb der Milchstraße aus gesehen. XZ ist eine Ebene, auf deren Kante wir schauen und die senkrecht zur Milchstraßenscheibe verläuft.

Rotation der Sterne (links) und des Gases (rechts) in der LMC (oben) und der verschluckten Galaxie (unten). Die Farbe stellt die Geschwindigkeit auf den Beobachter zu (blau) oder von ihm weg (rot) dar. Während die beiden Galaxien in allen Ebenen gegeneinander rotieren, rotiert das Gas der beiden im gleichen Drehsinn wie die LMC. Bild: [1].

Rotation der Sterne (links) und des Gases (rechts) in der LMC (oben) und der verschluckten Galaxie (unten). Die Farbe stellt die Geschwindigkeit auf den Beobachter zu (blau) oder von ihm weg (rot) dar. Während die beiden Galaxien in allen Ebenen gegeneinander rotieren, rotiert das Gas der beiden im gleichen Drehsinn wie die LMC. Bild: [1].

Die LMC dreht sich in jeder der Ebenen, am wenigsten in der XZ-Ebene. Die Sterne der verschluckten Galaxie (linkes Bild, unten) drehen sich im Gegensinn, vor allem in der XZ- und YZ-Ebene (letzteres passt zu den Beobachtungen – so sehen wir ihre Bewegung von der Erde aus). Am schnellsten bewegen sie sich in der Nähe des Zentrums – auch das passt zu den Beobachtungen. Schaut man sich das Gas an (rechtes Bild), dann rotiert dieses bei beiden Galaxien mit gleicher Orientierung und gleicher Geschwindigkeit – da die Gaswolken beider Galaxien anders als die Sterne miteinander kollidieren können, zieht die größere Gasmasse der LMC die kleinere der TMC mit sich mit. Auch das stimmt mit den Beobachtungen der LMC überein, es gibt kein gegenläufig rotierendes Gas. Gleiches gilt dann für Sterne, die aus diesem Gas entstehen. Das Gas der TMC ist stärker im Zentrum konzentriert als die Sternenmasse.

Die Kollision des Gases geht dann auch mit einer Neuentstehung von Kugelsternhaufen einher. Somit würde das Alter der jüngeren Kugelsternhaufen anzeigen, wann die Kollision stattfand, und dies wäre demnach vor 5 bis 3 Milliarden Jahren gewesen.

Danach gab es weitere Interaktionen zwischen der LMC und der SMC, die dann den Magellanschen Strom und die Magellansche Brücke hervor brachten. Man kann auch noch eine Gaskomponente in der LMC nachweisen, die mit dem restlichen Gas noch nicht im Gleichgewicht ist und eine unterschiedliche Drehachse hat. Damit sind die bisher bekannten Szenarien für jüngere Interaktionen der beiden verbliebenen Magellanschen Wolken also von der neuen Theorie unbeeinflusst.

Die simulierte Kollision ist in folgendem Video zu bestaunen, und man kann darin auch den unterschiedlichen Drehsinn der beiden Galaxien nach der Vereinigung erkennen. Die Galaxien drehen sich anfangs beide im Uhrzeigersinn und umkreisen sich in Gegenrichtung. Am Ende rotieren die ursprünglichen  Sterne der kleinen Galaxie in der vereinten Galaxie gegen den Uhrzeigersinn, die der LMC weiterhin im Uhrzeigersinn.

Galaxienkollisionen sind nichts ungewöhnliches. Im Gegenteil geht man davon aus, dass große Galaxien wie die Milchstraße erst durch das Verschlucken kleinerer zu ihrer heutigen Größe angewachsen sind, und in der Milchstraße findet man heute noch die Spuren ehemaliger Spiralarme von verschluckten Galaxien in Form von sich parallel bewegenden Sternströmen. Daher erscheint das vorgeschlagene Szenario durchaus plausibel.

 

Referenzen

[1] B. Armstrong, K. Bekki, “Formation of a counter-rotating stellar population in the Large Magellanic Cloud: a Magellanic triplet system?“, Letters to Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 480, Issue 1, 11. Oktober 2018, S. L141–L145, veröffentlicht 11. August 2018; Preprint als PDF verfügbar bei ICRAR.

[2] Pete Wheeler, “Magellanic Clouds duo may have been a trio“, Pressemitteilung des ICRAR (International Centre for Radio Astronomy Research), 18. September 2018.

[3] THK, “Das Duo der Magellanschen Wolken könnte einst ein Trio gewesen sein“, Astropage.eu.

 

Kommentare (14)

  1. #1 rolak
    26. September 2018

    Bin grad aus lauter Neugierde der SN 1987A hinterher gesurft, das Erstaunlichste war allerdings eine Meßgenauigkeits-Steigerung im Umfeld: ±20kpc bis 1987, ±3.5kpc bis 2013, ±1kpc aktuell, Verbesserung erwartet. Respekt!

    Das war damals schon ganz schön frustrierend – aber nicht frustrierend genug, um eine ins enge zeitliche Raster passende Äquatorquerung brachial vom Zaun zu brechen…

    Schöner Text, schräge Simulation – doch es wäre imho angemessen, den vimeo-clip mit weniger als 100% Startlautstärke einzubinden (falls machbar); die Begleitmusik ist -äh- äußerst gewöhnungsbedürftig.

  2. #2 Alderamin
    26. September 2018

    @rolak

    Die Einbettungsoptionen kann wohl nur der Ersteller beeinflussen, wenn ich diesen Text richtig verstehe. Die E-Mail und Telefonnummer von Armstrong findest Du in Referenz [2]. 😉

    Geht doch, mit ein bisschen googeln und sehr viel ausprobieren…

  3. #3 rolak
    27. September 2018

    Da wollte ich doch grad eben schreiben, daß neben Deinem link stünde², daß Du anscheinend nur dir Wahl zwischen alles oder nichts hast, Alderamin, da war hier im thread zu sehen (Änderungen werden dem RSS anscheinend verschwiegen), daß Du bereits letzteres gewählt hattest. Danke, rettet vielleicht das eine oder andere Gehör ;•)

    _____________
    ² grottig beschrieben: im Listing heißt der Parameter ‘stummschalten’, erst im Beispiel ‘muted’

  4. #4 noch'n Flo
    Schoggiland
    27. September 2018

    Dies sind zwei Zwerggalaxien am tiefen Südhimmel, die von Europa aus leider nie zu sehen sind.

    Korrigiert mich, wenn ich falsch liege, aber ich dachte bislang immer, dass die Magellanschen Wolken, wie auch die anderen Zwerggalaxien der Milchstrassen-Untergruppe, unsere Galaxie umkreisen. Dauert zwar “eine Weile”, bis die dann auch mal wieder von der nördlichen Hemisphäre aus sichtbar sind, aber “nie” wäre dann auch nicht korrekt.

  5. #5 noch'n Flo
    27. September 2018

    Notiz an mich: Text erst fertig lesen, dann kommentieren.

  6. #6 Alderamin
    27. September 2018

    @noch‘n

    Auch wenn sie nur vorbeifliegen, werden sie einen Haken nach Norden schlagen, aber da wir hier von Zeiträumen von 100 Millionen Jahren reden, ist das für jeden lebenden Menschen gleichbedeutend mit „nie“.

  7. #7 Oliver Müller
    27. September 2018

    Sehr schöner Text.
    Ausserdem umgibt die Magellanschen Wolken eine Vielzahl von kleinen Zwerggalaxien.
    Die Wolken selbst und der Magellansche Strom liegen im übrigen in der Satellitenebene um die Milchstrasse (VPOS – vast polar structure, http://adsabs.harvard.edu/abs/2012MNRAS.423.1109P).

  8. #8 Aginor
    27. September 2018

    Sehr wissenschaftlich aber dennoch verständlich geschrieben, gefällt mir. :)

    Gruß
    Aginor

  9. #9 Alderamin
    27. September 2018

    Danke!

    @Oliver

    Die Wolken selbst und der Magellansche Strom liegen im übrigen in der Satellitenebene um die Milchstrasse (VPOS – vast polar structure […])

    Wenn aber die Magellanschen Wolken der Milchstraße nun wirklich das erste Mal begegnen, warum sollten sie mit der VPOS irgendetwas zu tun haben, oder kommt da ein ganzer Zug von Zwerggalaxien wie eine Perlenkette auf die Milchstraße zu geflogen? Und spricht das dann eher für oder gegen Eure Theorie?

  10. #10 leo
    Habe mal gegoogelt
    27. September 2018

    Große Magellansche Wolke/Sichtbare Masse ~10 Milliarden M☉
    Kleine Magellansche Wolke/Sichtbare Masse 6,5 Mrd. M☉
    Andromedagalaxie 1,2 Bio. M☉
    Milchstrasse 0,9 Bio. M☉

    Das scheinen alles Schätzwerte zu sein.
    Gibt es in nächster Zeit mal geneuere Messungen / Berechnungen ?

  11. #11 Alderamin
    27. September 2018

    @leo

    Über die Milchstraßenmasse habe ich schon zweimal geschrieben:

    http://scienceblogs.de/alpha-cephei/2018/06/02/gaia-liefert-teil-4-die-revolution-rollt-weiter/

    http://scienceblogs.de/alpha-cephei/2018/06/18/gaia-was-wiegt-sie-denn-nun/

    Das Problem ist, dass man die Masse nur genau bestimmen kann, wenn man Geschwindigkeit und Entfernung umlaufender Objekte (Zwerggalaxien, Kugelsternhaufen, weit außen liegende Sterne) kennt. Eigentlich müsste man ein gutes Stück Orbit solcher Objekte vermessen, wie man das bei Planeten mit Monden oder Doppelsternen oder Sternen mit Exoplaneten macht, aber auf diesem Maßstab bewegt sich alles viel zu langsam, darauf kann man nicht warten.

    Man kann bestenfalls die augenblickliche Raumbewegung und den Abstand messen und daraus den Orbit schätzen. Oder man nimmt sich hinreichend viele Objekte und macht eine Annahme darüber, wie große die Radialgeschwindigkeit im Verhältnis zur Raumgeschwindigkeit im Mittel bei allen Objekten sein könnte. Die radiale Komponente der Geschwindigkeit kann man dabei aus dem Spektrum leicht mit hoher Genauigkeit ablesen, aber die Bewegung in der Himmelsebene ist nur sehr schwer zu messen, weil die Objekte so weit weg sind und sich so langsam bewegen. Es gab bisher ein paar einzelne Messungen mit dem Hubble-Teleskop, die die nötige Genauigkeit erreichten. Erst der GAIA Release 2 enthält vergleichbar genaue Daten für eine Vielzahl von Objekten, aber auch diese Messungen sind am Rande der Messgenauigkeit.

    Hinzu kommt, dass man nicht genau weiß, wie die Dunkle Materie sich um die Milchstraße verteilt, und die macht einen großen Teil der Masse aus.

    Im Moment deutet einiges darauf hin, dass die Milchstraßenmasse größer ist, als bisher angenommen, 1,2 bis 1,6 Billionen Sonnenmassen, was dann der Andromeda-Galaxie entsprechen würde. Aber der Unsicherheitsfaktor ist ungefähr 2.

  12. #12 Karl Mistelberger
    28. September 2018

    > #2 Alderamin, 26. September 2018
    > Geht doch, mit ein bisschen googeln und sehr viel ausprobieren…

    Heuristik ist nicht nur Glückssache. Ich habe die Vimeo Texte erst mal ignoriert und bin ohne Googlen sofort hier gelandet:

    https://help.vimeo.com/hc/de/articles/360001494447-Verwendung-von-Player-Parametern

    Falls du mehrere Parameter zum gleichen Einbettungscode hinzufügst, musst du diese durch ein Ampersand (&) trennen. Zum Beispiel:

    <iframesrc=”https://player.vimeo.com/video/76979871?autoplay=1&loop=1&muted=1″ width=”640″ height=”360″ frameborder=”0″webkitallowfullscreen mozallowfullscreen allowfullscreen></iframe>

    Ein Beispiel sagt oft mehr als tausend Worte.

  13. #13 Alderamin
    28. September 2018

    @Karl

    Ich hatte so was ähnliches gefunden, aber es hatte nicht funktioniert (die URL war ein wenig anders, ohne den Player). Am Ende fand ich dann auch ein Beispiel wie Deines und das funktionierte dann. Ich kannte mich bisher nicht darin aus, dass man die Videowiedergabe mit Parametern steuern kann (außer den Anfangspunkt eines Youtube-Videos, das wird ja auf der Youtube-Seite gleich beim Rechtsklick mit angeboten). Man lernt halt auch dazu, wenn einen die Leser schon mal auf Dinge stoßen.

  14. #14 Karl Mistelberger
    28. September 2018

    Vielleicht hilft auch das weiter, vielleicht macht die idiosynkratische Version der Scienceblogs-Software der Absicht den Garaus: https://developers.google.com/youtube/player_parameters?hl=de#start

    Zu den Magellanischen Wolken: Die Oktoberausgabe von Sterne und Weltraum zeigt auf Seite 8 ein frappierendes Rotationsfeld der Großen Wolke, wohl um die MONDianer zu ärgern.