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Das online-Lexikon der Astronomie von astronomie.info

Astrophysik

Inhalt:

In einem Spektrum z.B. der Sonne («Regenbogen») erscheint ein meist eng umgrenzter Bereich mit mehr oder weniger verminderter Lichtstärke. Einfacher: es fehlt eine ganz bestimmte Farbe. Absorptionslinien können entstehen, wenn sich vor einer Strahlungsquelle, wie es z.B. die Photosphäre der Sonne ist, eine optisch dünne (d.h. durchsichtige) Gasschicht befindet. Das Vorkommen von Absorptionslinien im Spektrum erlaubt uns Rückschlüsse auf die Chemie, die Temperatur, den Druck und die Bewegung der absorbierenden Gasschicht zu ziehen.

Akkretion bedeutet aufsammeln, ansammeln von Materie.

Ein Körper (z.B. ein weisser Zwerg oder Neutronenstern) zieht aus seiner Umgebung (meist von einer zweite Sonne) Materie an. Diese kann aber wegen der Drehimpulserhaltung nicht direkt auf ihn stürzen. Das angezogene Gas bildet zunächst eine Art Ring, eben die Akkretionsscheibe, bevor das Gas wegen «Reibung» in der Akkretionsscheibe schliesslich die Oberfläche des Materie «anziehenden» Körpers erreicht.

Einstein hat seine spezielle Relativitätstheorie noch auf die Gravitation erweitert. Die ART hat verschiedenen Prüfungen standgehalten und ist das umfassende Modell für den makroskopischen Kosmos. Der Grundgedanke ist etwas salopp gesagt, dass für alle im Kosmos die gleichen Naturgesetze gelten, egal wie schnell sie sich relativ zueinander bewegen. Die ART und nicht Newtons Gesetz sagt bis zur gegenwärtigen Messgenauigkeit die Bewegung der Planeten um die Sonne richtig voraus. Sie beschreibt das schwarze Loch. Sie erklärt die Abnahme der Bahnradien in einem Doppelneutronenstern -- und vieles mehr. Hier gibt es mehr darüber.

Alphateilchen sind Kerne der Heliumatome mit zwei Protonen und zwei Neutronen. Manche instabile, d.h. radioaktive Atome wie das Uran stossen bei ihrem Zerfall ein Alphateilchen aus. Deshalb ist die als Alphastrahlung bezeichnete radioaktive Strahlung ein Schauer aus Heliumkernen.

(von Gestein, Meteoriten) Die Altersbestimmung von Gesteinen erfolgt durch Messung der Konzentration verschiedener radioaktiver Isotope und deren Zerfallsprodukte.
Mehr dazu unter Isochronenmethode.

Eine äussere Einwirkung führt dazu, dass ein Teilchen (z.B. ein Elektron im Atom) Energie aufnimmt. Populärer: Das Elektron eines Atoms wird auf eine höhere Bahn gestossen. Durch Anregung von Atomen und Molekülen entstehen die Absorptionslinien und die Emissionslinien in den Spektren der Sterne und Gasnebel.

Antimaterie gibt es nicht nur bei Scotty oder La Forge im Maschinenraum um die Enterprise anzutreiben. Antimaterie verhält sich wie normale Materie. Nur wenn Materie und Antimaterie zusammenkommen, zerstrahlen beide zu Gammastrahlung. Das kann auch umgekehrt ablaufen: Aus Gammastrahlung kann wieder Materie werden, wobei Materie und Antimaterie zu gleichen Teilen entstehen. Dieses Entstehen und zerstrahlen von Materie und Antimaterie läuft streng nach Einstein: Energie gleich Masse mal Quadrat der Lichtgeschwindigkeit .

(siehe: Gravitation)

Zweig der Physik, der sich mit Himmelskörper beschäftigt. Aufgabe der Astrophysik ist es qualitative und quantitative Kenntnisse über die Strahlung (Licht, Neutrinos, Gravitationswellen,..) der Himmelskörper zu gewinnen und zu interpretieren.

Der Durchmesser d eines Atomkerns hängt im wesentlichen von der Anzahl Nukleonen (Protonen + Neutronen) A ab. Wenn man sich den Atomkern als mehr oder weniger kugelförmigen Haufen aus Protonen und Neutronen vorstellt, so kann man die folgende Näherungsformel für d verwenden:
d = 2.4E-15m*qrt(A)
Wobei qrt die kubische (dritte) Wurzel sein soll. Beispiel: Ein Aluminiumkern hat 13 Protonen und 14 Neutronen also 27 Nukleonen in seinem Kern. Somit können wir den Durchmesser zu d = 2.4E-15*qrt(27) = 2.4E-15m*3 = 7.2E-15 Meter schätzen.

Grundlage der modernen Zeitrechnung ist nicht mehr die astronomische Taglänge, sondern die mit Atomuhren gemessene Zeit (siehe auch unter Sekunde).

Wegen der Beugung der Lichtwellen am Objektiv des Teleskops wird eine punktförmige Lichtquelle nicht als Punkt, sondern als eine von schwachen Ringen umgebene Scheibe (Beugungsscheibe) abgebildet. Stehen zwei Sterne zu nahe beieinander am Himmel, so fliessen die beiden Scheibchen bis zur Ununterscheidbarkeit ineinander. In der Optik wird nun definiert, dass zwei Sterne von einem Teleskop noch getrennt gesehen werden, wenn die Lichtstärke zwischen zwei gleich hellen Beugungsscheibchen auf die Hälfte der Intensität in der Mitte der Beugungsscheibchen zurückgeht. Für ein Refraktor (Linsenteleskop) oder Schiefspiegler, d.h. für ein Teleskop ohne weitere für störende Beugung sorgende Optik im Strahlengang und mit perfekter Optik, gilt:

Kleinster Winkel in Bogensekunden = 250'000 x Wellenlänge / Objektivdurchmesser

Beachten Sie aber, dass Turbulenzen in der Luft nur selten Auflösungen besser als 1" zulassen, egal wie gross das Teleskop ist. Erst mit erheblichem technischem Aufwand lässt sich die Luftunruhe teilweise kompensieren.

Axiome sind nicht näher erklärte, aus plausiblen Annahmen hervorgehende Grundgesetze. Der Durchbruch im physikalischen Verständnis des Sonnensystems gelang mit den Newtonschen Axiomen:
• Ein Körper verharrt im Zustand der Ruhe oder bewegt sich geradlinig mit konstanter Geschwindigkeit, sofern er nicht einer äusseren Kraft unterworfen ist.
• Die Beschleunigung eines Körpers ist zu der auf ihn wirkenden Kraft proportional und erfolgt in Richtung der Kraft.
• Die von zwei Körpern aufeinander ausgeübten Kräfte haben gleiche Beträge und entgegengesetzte Richtungen (actio = reactio). Im Sonnensystem brauchen wir noch zusätzlich das Gravitationsgesetz um die Bewegung der Planeten und anderer Körper erklären zu können.

Sonnen (= Sterne) mit Oberflächentemperaturen zwischen 10'000 und 28'000 Kelvin und einem Farbindex zwischen 0.0 und - 0.31 werden als B-Sterne bezeichnet. Beispiel: Spika. Diese Sonnen sind leuchtkräftiger aber auch kurzlebiger als unsere Sonne. Siehe auch unter HRD.

Nach dem Schweizer Lehrer Johann Balmer benannte Serie von Spektrallinien des Wasserstoffspektrums. Sie liegen im sichtbaren Bereich des Spektrums und sind damit auch Amateurastronomen zugänglich.
Es sei n die Hauptquantenzahl der tieferen, m die Hauptquantenzahl der höheren Bahn, d.h. das Elektron springt von n nach m durch Absorption von Licht oder von m nach n unter Abstrahlung von Licht einer für das Paar (n,m) charakteristischen Wellenlänge.

Name	Vakuumwellenlänge (nm)	Hauptquantenzahlen n, m
H alpha	656.5 (rot)	n = 2, m = 3
H beta	486.3 (blau)	n = 2, m = 4
H gamma	434.2 (blau-violett)	n = 2, m = 5
H delta	410.3 (violett)	n = 2, m = 6
H epsilon	397.1 (violett)	n = 2, m = 7
:	:	:
Kontinuum (Balmersprung)	364.7 (UV)	n = 2, Ionisierung

Als Bedeckungsveränderlicher wird ein Stern bezeichnet, der periodische Lichtschwankungen aufweist, die dadurch erklärt werden, dass zwei Sonnen einander in engem Abstand umkreisen und sich von der Erde aus gesehen während einer Umlaufperiode wechselseitig bedecken.

Als Bindungsenergie wird diejenige Energie bezeichnet, die benötigt wird, um ein Teilchen aus einem System, in dem es gebunden ist, herauszulösen. Beispiel: Ihre Bindungsenergie an die Erde: Energie in Joule = 60 Mio. x ihr Körpergewicht. Diese Energie muss eine Rakete aufbringen, um Sie aus dem Schwerefeld der Erde zu transportieren.

Sie beschreibt die auf das ganze Spektrum bezogene Helligkeit eines Sterns.

Braune Zwerge sind Objekte, die schwerer als 10x die Masse des Jupiters = 1% der Sonnenmasse sind und zu leicht sind, um in ihrem inneren Kernfusionsreaktionen zu unterhalten. Die braunen Zwerge sind somit leichter als 8% der Masse der Sonne.

Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium in Sonnen, die etwas mehr Masse als unsere Sonne haben, läuft katalytisch mit Hilfe von Kohlenstoffkernen.
Der Zyklus im Detail:
a) Kohlenstoff 12 + 1 Proton = Stickstoff 13 + Gammastrahlung
b) Stickstoff 13 zerfällt unter Abgabe eines Positions und eines Neutrino zu Kohlenstoff 13
c) Kohlenstoff 13 + 1 Proton = Stickstoff 14 + Gammastrahlung
d) Stickstoff 14 + 1 Proton = Sauerstoff 15 + Gammastrahlung
e) Sauerstoff 15 zerfällt zu Stickstoff 15 unter Abgabe eines Positrons und eines Neutrino
f) Stickstoff 15 + 1 Proton = Kohlenstoff 12 + 1 Heliumkern (alpha-Teilchen)
Damit ist der Kohlenstoffkern, mit dem der Zyklus begann, wieder hergestellt und ein neuer Heliumkern kann aufgebaut werden. Dabei wird wie bei der pp-Kette etwa 600 TJ (Tera Joule) pro kg Wasserstoff freigesetzt. Ein 1 GW Kraftwerk muss dafür eine Woche arbeiten.

und W Virginis Sterne
Die Cepheiden sind pulsierend veränderliche Sterne. Sie zeichnen sich durch grosse absolute Leuchtkraft, durch den regelmässigen Lichtwechsel mit Perioden von 1 bis 50 Tagen und einer Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft aus. Es handelt sich dabei um Sterne des Spektraltyps von F bis G5. Sie liegen im HRD im Bereich der Riesen weit oberhalb der Hauptreihe. Man unterscheidet zwei Klassen:
a) die klassischen Cepheiden erfüllen folgende Beziehung zwischen Periode P und absoluter visueller Helligkeit: Mv = -1.4 - 2.8 log P.
b) Die II Cepheiden oder W Virginis Sterne finden sich unter anderem in Kugelsternhaufen. Ihre Beziehung zwischen absoluter visueller Helligkeit und Periode lautet: Mv = -0.1 - 1.6 log P.
Da sie von sehr grosser Leuchtkraft sind, können sie auch in fernen Galaxien beobachtet werden. Mit Hilfe der Periode-Leuchtkraft-Beziehung kann ihre wahre Helligkeit bestimmt werden und somit ihre Entfernung.

Weisse Zwerge besitzen wegen der Entartung des Elektronengases die merkwürdige Eigenschaft, dass ihr Durchmesser mit zunehmender Masse abnimmt. Zudem sagt die Theorie der Weissen Zwerge, an der Chandrasekhar massgeblich beteiligt war, bereits für eine Masse von 1.44 Sonnenmassen einen Radius von null Kilometer voraus. Das heisst, dass Weisse Zwerge, die gleich schwer oder schwerer als diese Chandrasekharsche Grenzmasse sind, kollabieren müssen, bis ein Neutronenstern entstanden ist. Die Bildung des Neutronensterns verhindert den Kollaps zum schwarzen Loch gerade noch knapp.

Deuterium ist eine gebräuchliche Bezeichnung für das Isotop des Wasserstoff mit einem Proton und einem Neutron im Kern. Etwa 15 von 100'000 Wasserstoffatomen auf der Erde sind Deuteriumatome, die anderen 99'985 besitzen nur ein Proton als Atomkern.

Der Doppler-Effekt ist die scheinbare Frequenzänderung bzw. Wellenlängenänderung einer Welle bei einer Relativbewegung von Quelle und Empfänger. Jeder der schon mal am Strassenrand stand, kennt den Doppler-Effekt für Schallwellen: Ein vorbeifahrendes Auto klingt beim Näherkommen hoch (hohe Frequenz) und danach tief.
wobei c die Lichtgeschwindigkeit ist, v die Relativgeschwindigkeit von Quelle und Beobachter. Sie ist hier negativ, wenn Quelle und Beobachter sich von einander entfernen. Die beobachtete Wellenlänge ist in diesem Fall grösser, d.h. rotverschoben gegenüber der von der Quelle gesendeten Wellenlänge l. Mit Hilfe des Dopplereffekts können beispielsweise Planeten von fremden Sonnensystemen entdeckt werden.

Der Drehimpuls eines um ein festes Zentrum laufenden, als punktförmig klein idealisierten Körpers ist ein Vektor (Grösse mit Richtung). Er ist gegeben durch das Vektorprodukt aus Geschwindigkeit und Abstand vom Zentrum mal die Masse m*(r x v). Der Drehimpulsvektor steht senkrecht auf der durch die Vektoren r und v aufgespannten Ebene. Der Drehimpuls bleibt in einem System in Betrag und Richtung erhalten, solange keine äusseren Kräfte wirken. Aus der Erhaltung des Drehimpulses und dem Newtonschen Gravitationsgesetz können die Keplerschen Gesetze hergeleitet werden. Insbesondere widerspiegelt das 2. Keplersche Gesetz (Flächensatz) die Drehimpulserhaltung.

Klassisch: Strahlung, die sich in Form periodischer Schwankungen des elektrischen und magnetischen Feldes ausbreitet. Quantenmechanisch: Elektromagnetische Strahlung ist ein "Schauer" aus speziellen (Energie-) Quanten den sogenannten Photonen.

Das Elektron ist ein Elementarteilchen mit einer Einheit negativer Elementarladung. Es hat eine Masse von 9.1094E-31 kg. Sein Eigendrehimpuls (Spin) beträgt 0.5, das Elektron ist deshalb ein Fermion. Die gesamte Chemie beruht auf der Wechselwirkung zwischen den Elektronen der Atomhülle. Auch kann der elektrische Strom in Metallen als im Kabel fliessende Elektronen aufgefasst werden.

(eV)
Ein eV ist die Energiemenge, die ein Elektron an kinetischer Energie erhält, wenn es über ein Volt Spannungsdifferenz beschleunigt wird. 1eV = 1.6022E-19 Joule.

Eine eigentlich nach internationalen Vereinbarungen unzulässige Einheit für die Energie. Sie wird aber gerne in der theoretische Physik und in der Astrophysik verwendet, es gilt 1 erg = 100 nJ (Nano-Joule).

In der Quantenmechanik wird ein Teilchen, dessen Spin ein ungerades Vielfaches von 0.5beträgt ,als Fermion bezeichnet. Insbesondere gehören Elektron, Proton, Neutron und Neutrino in diese Klasse. Nach W. Pauli können in einem quantenmechanischen System (z.B. Atom) nie zwei ununterscheidbare Fermionen denselben Zustand besetzen. Damit erklären sich die Eigenschaften eines Atoms ebenso, wie der Widerstand des Elektronengases des Weissen Zwergs gegen die enorme Schwerkraft.

Als Fluchtgeschwindikeit v bezeichnet man diejenige Geschwindigkeit, die mindestens erreicht werden muss, um aus einer bestimmten Entfernung r von der Mitte eines Planeten oder Sonne der Masse M dessen Schwerkraft zu überwinden. Das bedeutet, dass er mit der Fluchtgeschwindigkeit als Startgeschwindigkeit nie mehr zum Planeten zurückzufallen wird. Sie kann mit folgender Formel berechnet werden:
wobei G die Gravitationskonstannte ist. Für den Start vom Erdboden ist v=11.3 km/s nötig. Für die Flucht aus dem Sonnensystem von der Erdbahn aus muss 42 km/s erreicht werden.

Newton hat erkannt, dass zwischen zwei Körpern eine Kraft wirkt, die proportional zum Produkt (d.h. die eine Masse mal die andere) beiden Massen, die wir mit m₁ und m₂ bezeichnen, ist. Ausserdem ist die Kraft F umgekehrt proportional zum Quadrat des Abstandes r zwischen den beiden Massen ist. Als Formel:
G= 6.673^.10^-11 heisst Gravitationskonstante (Einheit von G: Nm²kg^-2). Newton stellte dieses Gesetz gegen Ende des 17. Jahrhunderts auf. Er konnte mit diesem Gesetz die drei Keplergesetze auf ein einfaches allgemein geltendes Naturgesetz zurückführen und insbesondere die Bewegung der Himmelskörper mit einem auch auf der der Erde geltenden Prinzip erklären. Der (astronomische) Himmel unterschied sich nun nicht mehr grundsätzlich von der Erde.

Die Astronomen geben die Helligkeit eines Sterns in Grössenkassen an. Klasse 0 sind die allerhellsten, z.B. die Vega, 6 die noch knapp von blossem Auge sichtbaren Sterne und ein Stern 12. Grösse ist gerade noch mit kleineren Amateurteleskopen erkennbar. Wenn der Astronom von (Stern-) Grössen spricht, meint er meistens ihre Helligkeit und nicht ihren Durchmesser. Offizielle Definition nach V. Pogson:
Verhalten sich die mit einem Photometer gemessenen Strahlungsströme zweier Sterne wie S1/S2, so ist die Differenz ihrer scheinbaren Helligkeit m1 - m2 = -2.5log(S1/S2). Beispiel: Ein Unterschied von 5 Grössenklassen bedeutet, dass S1 100x schwächer leuchtet als S2.

Nach der Entstehung des Weltraums war die Energiedichte unglaublich hoch. So konnten spontan schwere Elementarteilchen als Teilchen- Antiteilchenpaar entstehen. Das Weltall expandierte rasch und nach 1/10000 Sekunde war die Temperatur auf eine Billion Grad gesunken. Dies war zuwenig, so dass keine weiteren Protonen und Neutronen spontan entstehen können. Die Evolution des Weltalls ging in die Leptonenära über.

Radioaktive Stoffe zerfallen nach dem Gesetz, dass nach einer bestimmten Zeitspanne T (Halbwertszeit) nur noch die Hälfte der Anfangsmenge vorhanden ist. Nach 2*T nur noch ein viertel und so weiter. Als Formel: N(t)=N(t=0)*2^(-t/T), 2^ bedeutet 2 hoch, N(t) =Anzahl Atome zum Zeitpunkt t, T = Halbwertszeit.

Im Farben-Helligkeits-Diagramm repräsentiert eine von links oben (heiss, leuchtkräftig) nach rechts unten (kühl, leuchtschwach) verlaufende Kurve die grosse Mehrheit aller Sonnen. Diese sogenannten Hauptreihen-Sterne sind in einem Zustand stabiler Energieproduktion durch Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Unsere Sonne ist ein solcher Hauptreihenstern. Siehe auch HRD, Aufsatz HRD.

Im (theoretischen) Farben-Helligkeits-Diagramm sind Sterne aller Massen, die kühler als ca. 3000 K sind, hydrostatisch nicht stabil. Damit können stabile, d.h. weder sich ausdehnende noch zusammenziehende Sterne nur links von dieser (mehr oder weniger) senkrecht verlaufenden nach C. Hayashi benannten Linie existieren. Siehe auch HRD

Unter der Helmholtz-Kelvin-Zeit versteht man jene Zeitdauer, während der entstehende Stern seine abgestrahlte Energie aus der Verringerung des Gravitationspotentials (durch Zusammenziehen) deckt.

Es handelt sich um Sterne des Spektraltyps A und B. Das e steht für im Spektrum dieser Sterne auftretende Emissionslinien. Im Unterschied zu normalen A und B Hauptreihensterne zeigen die Herbig Ae und Be Sterne einen Überschuss an Infrarotstrahlung (Infrarot Exzess). Sie sind oberhalb der Hauptreihe plaziert und zeigen oftmals irreguläre Helligkeitsvariationen. Sie liegen an dem Ort im HRD, wo sich sehr junge Sterne von 2 bis 9 Sonnenmassen aufhalten.

Die Herbig-Haro-Objekte sind kleine Emissionsnebel. Sie liegen in dichten Staubwolken in der Nähe von T-Tauri-Sternen. Man nimmt an, dass diese Nebel durch Schockwellen, verursacht durch den Sternwind des T-Tauri-Sterns, zur Emission angeregt werden.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm werden die Sterne nach Spektraltyp (x-Achse) und Leuchtkraft (y-Achse) eingetragen. Man kann auch die Leuchtkraft in Abhängigkeit der effektive Photosphärentemperatur auftragen. Im HRD liegen die meisten Sterne auf der in etwa von links oben nach rechts unten verlaufenden Hauptreihe. Für diese Sterne gilt: höhere Temperatur entspricht grösserer Leuchtkraft. Neben der Hauptreihe, auch Leuchtkaftklasse V (fünf) genannt, gibt es noch die Unterriesen (Leuchtkraftklasse IV), die Riesen (Leuchtkaftklasse III), die auf einer von der Mitte leicht nach rechts oben verlaufenden Linie liegen, und die Überriesen (II und I) am oberen Rand. In der linken unteren Ecke liegen die Weissen Zwerge.
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Ein Ion ist ein Atom oder Molekül, das durch Verlust oder Einfang eines oder mehrerer Elektronen elektrisch geladen ist. In der Astrophysik wird die Ionisierung durch das Nachstellen von römischen Ziffern hinter das chemische Zeichen des jeweiligen Elements zum Ausdruck gebracht.
Beispiele:
HI (H eins) bedeutet ungeladener, nicht ionisierter Wasserstoff.
HII bedeutet einfach positiv ionisierter atomarer Wasserstoff, d.h. das Wasserstoffatom hat sein einziges Elektron verloren. Etwas weniger kompliziert: Elektron und Proton gehen getrennte Wege.
OIII bedeutet zweifach positiv geladenes Sauerstoffatom. Es hat zwei Elektronen zuwenig um die Kernladung abschirmen zu können
UXD = neunzigfach ionisiertes Uran.
Hohe Temperaturen und/oder eine UV-Strahlungsquelle ist in der Lage, Elektronen aus den Atomen zu schlagen. Aber auch negativ geladene Ionen spielen in der Astrophysik eine Rolle. Die Undurchsichtigkeit der Sonnenoberfläche (Photosphäre) wird massgeblich vom Aufbau und Zerstörung von einfach negativ (ja, negativ nicht positiv) geladenem Wasserstoff bestimmt.

Es handelt sich dabei um Strahlung, die in der Lage ist, bei Atomen und Molekülen Elektronen herauszuschlagen. Meist synonym für radioaktive Strahlung, doch auch die Röntgenstrahlung beim Arzt ist ionisierend.

Radiometrische Datierungsmethode zur Altersbestimmung von Gesteinen oder auch Meteoriten mit Hilfe des Zerfalls von radioaktiven Elementen.
Mehr dazu unter Altersbestimmung.

Flusseinheit der Radioastronomie: 1 Jy (Jansky) = 1e-26 W/m2/Hz. Siehe auch Spektrum.

Die minimale Masse die eine Gaswolke der Temperatur T (in K) und der Dichte d haben muss, ergibt sich aus dem Virialsatz und ergibt M = 2.1e19 x sqrt(T * T * T)/d. Dies wird die Jeans Masse der entsprechenden Wolke genannt. Beispiel für T=20K und 5e-16 kg/m3 ergibt sich 35 Sonnenmassen. Bei extrem kalten Molekülwolken T=10 K reichen 0.4 Sonnenmassen bei gleicher Dichte. Die Wolke wäre dann 0.15 Lichtjahre gross. Den Durchmesser der die Jeans Masse umschliessenden Kugel nennt man die Jeanslänge. Dichteschwankungen unterhalb der Jeanslänge einer Molekülwolke sind instabil und lösen sich auf, wenn sie nicht durch äussere Kräfte (Magnetfelder, Strahlungsdruck) aufrecht erhalten werden.

Schmale Strömung energiereicher Materie, die von einem Stern, Galaxie oder Quasar ausgeht. Jets oder die von ihnen durcheinandergewirbelten Wolken interstellaren oder intergalaktischen Gases sind Quellen elektromagnetischer Strahlung verschiedenster Wellenlängen.

Johannes Kepler (1571 - 1620) entdeckte mit Hilfe der Beobachtungen von Tycho Brahe als erster Mensch, dass sich die Planeten nicht auf kreisförmigen Bahnen um die Sonne bewegen, sondern auf Ellipsen. Seine drei Gesetze lauten:
1. Alle Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen um die Sonne, wobei die Sonne in einem Brennpunkt der Ellipse steht.
2. Die Verbindungslinie zwischen Sonne und einem Planeten überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen (z.B. ist im Bild oben die rote Fläche gleich der blauen Fläche).
3. Das Quadrat der Umlaufzeit eines Planeten ist proportional zur dritten Potenz seiner mittleren Entfernung zur Sonne.
Ergänzungen:
Zum ersten Gesetz: Man kann es allgemeiner so formulieren: Zwei Körper, die eine zu ihrem Abstand im Quadrat invers proportionale Kraft aufeinander ausüben, bewegen sich auf Kegelschnitten (= Kreis, Ellipse, Parabel und Hyperbel). Das gilt nicht nur für das Newtonsche Gravitationsgesetz, sondern auch für die elektrostatische Kraft. Weiter muss man beachten, dass das eigentliche ruhende Zentrum der Bewegung nicht exakt der Sonnenmittelpunkt sondern der Schwerpunkt von Sonne und Planet ist.
Zum zweiten Gesetz: Dieses Gesetz entspricht der Drehimpulserhaltung L=(r x Mv) = konstant.
Das dritte Gesetz ergibt sich automatisch aus dem Newtonschen Gravitationsgesetz. Für Kreisbahnen lässt sich das leicht nachprüfen, wenn man Zentrifugalkraft und Schwerkraft gleich setzt. Der allgemeine Beweis für elliptische Bahnen ist etwas aufwendiger.

Das Kilogramm ist die Masse des internationalen Kilogrammprototyp eines Zylinders von 39mm Durchmesser und 39mm Höhe, der in Paris aufbewahrt wird.

Um einen Körper der Masse m aus der Ruhe auf eine bestimmte Geschwindigkeit v zu beschleunigen, muss Arbeit geleistet werden. Bei der Abbremsung kann diese Arbeit wieder frei gesetzt werden. Wenn wir die Geschwindigkeit in m/s und die Masse in Kilogramm messen, erhalten wir die Arbeit (Energie) E = 0.5 x m x v x v.
Siehe auch unter Impact.

Die folgende Tabelle gibt eine Übersicht über die wichtigsten Naturkonstanten der Astronomie (hier).

Ein Kontinuum ist nicht nur die Adresse von Q, d.h. eine vergammelte Tankstelle (Star-Trek, Voyager), sondern allgemein eine lückenloses, durch die Verbindung unendlich vieler Punkte entstehendes geometrisches Gebilde, z.B. eine Gerade, Kugeloberfläche oder die Gesamtheit von Raum und Zeit im Sinne von Einstein.

Bei der Konvektion handelt es sich um Übertragung von Wärme von einem Ort zum anderen durch Strömung erwärmter Flüssigkeiten oder Gase.

Nach 1/10000 Sekunde nach dem Urknall wurde es mit einer Billion Grad zu kalt, als dass Nukleonen (Protonen, Neutronen, Antiprotonen, Antineutronen) noch spontan entstehen konnten. Die viel leichteren Leptonen (Elektron, Positron, und Neutrinos) konnten aber noch immer als Teilchen- Antiteilchenpaar gebildet werden. Etwa eine Sekunde nach dem Urknall wurde die Dichte im Weltall zu gering für die Neutrinos, sie stiessen nicht mehr miteinander oder mit anderen Teilchen zusammen. Aus dieser Zeit sollte noch ein dem Mikrowellenhintergrund analoges Strahlungsfeld aus Neutrinos existieren, dessen Beobachtung uns aber zur Zeit technisch überfordert. 10 Sekunden nach dem Urknall ging die Leptonenära bei etwa 5 Milliarden Grad zu Ende. Es entstanden keine weiteren Elektron - Positron, Neutrino - Antineutrino Paare.

Als Leuchtkraft wird der Gesamtbetrag an abgestrahlter Leistung bezeichnet. Für elektromagnetische Strahlung kann auch der Begriff "absolute bolometrische Helligkeit" verwendet werden. Es ist aber zu beachten, dass die Sterne ein Teil ihrer Leistung nicht in Form von EM-Strahlung abstrahlen. Die Leuchtkraft von Sternen wird gerne im Vergleich zur Sonne angegeben, es gilt 1 Sonnenleuchtkraft = 3.826E+26 Watt = 383 Billionen Terawatt, wobei ein Terawatt eine Million Megawatt sind. Für Schweizer Bankiers: Die Sonne produziert pro Sekunde Energie im Wert von 10 Millionen Billionen Franken (bei einem Preis von 0.1 Fr. pro kWh).

Die Lichtgeschwindigkeit beträgt nach Definition exakt 299'792'458 m/s, d.h. 7.5 x um die Erde in einer Sekunde.

Die Lorentztransformation ist die richtige Art, Koordinaten zwischen zwei bewegten Bezugsystemen umzurechnen.
Siehe mehr dazu im Aufsatz Relativitätstheorie und auf der Seite mit dem Java Skript, das die Lorentztransformation für Sie berechnet.

(alpha2 Canum Venaticorum-Sterne)
Magnetisch veränderliche Sterne zeigen eine geringfügige periodische Schwankung ihrer Helligkeit, die mit einer Änderung der Magnetfeldstärke einhergeht. Dies wird vor allem bei A0 bis A5 Sternen beobachtet.

Vom vorbeiströmenden Sonnenwind verursachte schweifartige Ausweitung der Magnetosphäre auf der Nachtseite eines Planeten.

Für den Hauptreihenstern im Gleichgewicht gilt in grober Näherung, dass seine Leuchtkraft proportional zur dritten Potenz seiner Masse ist. Siehe auch unter HRD.

Früher war der/das Meter gleich der Länge eines Platin-Iridium-Stabes in Paris. Heute wird ein Meter so festgelegt, dass die Lichtgeschwindigkeit exakt 299'792'458 m/s beträgt.

Die nach Mira benannten pulsierend veränderlichen Sterne sind rote Riesen, die ihre Leuchtkraft mit einer Periode von ca. 100 bis 1000 Tagen um einen Faktor 10 - 200 ändern können. Mira selbst ändert im Laufe von 11 Monaten ihre scheinbare Helligkeit von ca. 3.-4. Grösse (von blossem Auge gut zu sehen) nach 9.Grösse (Amateurteleskop notwendig) und wieder zurück.

Das Neutrino ist ein Lepton, also ein mit dem Elektron verwandtes Elementarteilchen. Es besitzt keine Ladung und (nach neusten Erkenntnissen nun doch) eine kleine Masse, sein Spin beträgt 0.5. Es kann nur über die schwache Kraft wechselwirken und ist deshalb nur schwer zu beobachten. Neutrinos entstehen bei kernphysikalischen Prozessen wie Fusion und Betazerfall. In sehr heissen Gasen (etliche Milliarden Grad) entstehen sie spontan als Neutrino - Antineutrino Paare. Beobachtete astronomische Quellen von Neutrinos sind die Sonne und die Supernova 1987A.

Die Neutronen sind schwere, elektrisch neutrale Teilchen im Kern der Atome. Sie haben Spin 0.5 und ein magnetisches Moment. Durch die Kernkraft verhindert die Anwesenheit von Neutronen, dass der Kern durch die Abstossung der Protonen untereinander zerbricht. Ein freies Neutron zerfällt mit einer Halbwertszeit von 10.6 Minuten. Dabei entsteht ein Proton, ein Elektron und ein Anti neutrino sowie 0.78 M eV Energie.

Ein Neutronenstern ist ein Objekt mit mehr als der Masse der Sonne aber nur ca. 30 km im Durchmesser. Die dabei erreichten Dichten liegen bei mehreren 100 Billarden kg/m3. Sie ist vergleichbar mit der Dichte, wie sie in Atomkernen herrscht. Die Fluchtgeschwindigkeit an der Oberfläche des Neutronensterns erreicht die halbe Lichtgeschwindigkeit. Bei einem Neutronenstern von etwa der Sonnenmasse und einem Radius von 16 km zeigt sich folgender Aufbau:
• 15 - 16 km: Die oberste Schicht besteht aus entarteter Materie wie beim Weissen Zwerg mit einem Anstieg der Dichten von 10 Mio bis 400 Billionen kg/m3. Sie besteht oben aus Eisenkernen, weiter unten auch aus neutronenreichern Kernen (z.B. Gold, Blei, Uran..).
• 11 - 15 km: Innere Kruste, die neutronenreichen Kerne lösen sich auf und es treten vermehrt freie Neutronen auf, die im sie umgebenden relativistisch entarteten Elektronengas nicht zerfallen können.
• In 11 km Distanz vom Mittelpunkt bei einer Dichte von 200 Billarden kg/m3 wird der Zustand einer stark inkompressiblen Neutronenflüssigkeit mit einer kleinen Beimengung von Protonen und Elektronen erreicht.
• Gegen das Zentrum hin erreicht die Dichte 400 Billiarden kg/m3. Möglicherweise lösen sich die Neutronen auf und es kommen subnukleare Teilchen wie Quarks frei vor.


Wie beim Weissen Zwerg nimmt der Durchmesser mit zunehmender Masse ab und es gibt eine zu der Chandrasekharschen Grenzmasse analoge Grenzmasse für Neutronensterne, die sog. Oppenheimer-Volkoff Grenze. Sie ist schwer zu berechnen, soll aber höchstens 3 Sonnenmassen betragen. Neutronensterne schwerer als 3 Sonnenmassen kollabieren somit zu einem schwarzen Loch.

In einem Doppelsternsystem gelangt Wasserstoff von einer Sonne, die ihre Roche-Fläche etwas mehr als ausfüllt, auf einen weissen Zwerg. Das Wasserstoffgas sammelt sich auf dem sonst wasserstofflosen weissen Zwerg an, bis explosionsartig Wassersoffbrennen (Kernfusion) einsetzt. Dadurch wird die angesammelte Hülle in einer gewaltigen Explosion abgestossen. Die Helligkeit des Sterns nimmt über 1 bis 100 Tage um 7 bis 16 Grössenklassen zu. Nach einem kurzen Maximum fällt die Helligkeit im Laufe einiger Jahre wieder auf den ursprünglichen Wert zurück.

Die nukleare Zeitskala ist ein Begriff aus der Physik der Sterne. Sie ist die maximal gewinnbare Kernenergie geteilt durch die Leuchtkraft des Sterns. Die maximal gewinnbare Kernenergie kann abgeschätzt werden, indem man 10% der Sternmasse mal die bei der Kernfusion frei werdende Energie pro Kilogramm rechnet. Für die Sonne erhält man so 6 Mia. Jahre, was eher eine untere Abschätzung ihrer Lebenserwartung darstellt. Allgemein kann man die Verweilzeit einer Sonne auf der Hauptreihe des HRD abschätzen, indem man 6 Mia. Jahre durch das Quadrat des Verhältnisses Sternmasse zu Sonnenmasse teilt. Beispiel: Ein doppelt so schwerer Stern wie die Sonne bleibt nur 1.5 Mia. Jahre lang auf der Hauptreihe.

Zur Gewinnung von Sternspektren mit Amateurinstrumenten werden manchmal Prismen aus Glas vor das Objektiv montiert. Aufgrund der Dispersion des Glases wird der Stern nicht mehr als ein Punkt auf der Film- bzw. CCD-Ebene sondern als ein regenbogenartiger Strich abgebildet, der die wichtigsten Absorptionslinien in Sternspektren oder die Emissionslinien eines planetarischen Nebels zeigt.

Die Opazität ist der über das ganze Spektrum gemittelte Absoptionskoeffizient. Siehe auch unter Optischer Dicke.

Zwischen der Periode des Lichtwechsel der veränderlichen Sterne vom Typ Delta-Cepheii und der absoluten Helligkeit des Sterns gibt es eine um 1912 erstmals von Henrietta S. Leavitt beschriebene Beziehung. D.h. man kann aus der gemessenen Periode der Helligkeitsschwankungen auf die wahre Entfernung dieser Sonne schliessen.

Alle elektromagnetische Strahlung, also auch das Licht, breitet sich nicht kontinuierlich, sondern in Form von Energiequanten, den sogenannten Photonen aus. Die Energie eines Photons hängt von seiner Frequenz f ab. Es gilt: Energie eines Photons = hf, wobei h eine Naturkonstante, das Plancksche Wirkungsquantum ist. h= 6.62618E-34 Js.

Aus grundsätzlichen quantenmechanischen Überlegungen macht es keinen Sinn, Zeitintervalle kürzer als 1E-43 beim Ablauf des Urknalls zu unterscheiden. Als Planck Ära wird die Zeit vor 1E-43 Sekunden nach dem Urknall bezeichnet, obwohl bei so kurzen Zeitintervallen die Begriffe vorher und nachher bedeutungslos werden. Auch wird die Anzahl der Dimensionen unbestimmt. Man kann sich als Nicht-Theoretiker vielleicht vorstellen, dass die Planckära eine Art Schwebezustand zwischen Sein und Nichtsein des Weltraums war.

Die Polarisation ist eine Eigenschaft elektromagnetischer Wellen (z.B. Licht). Lineare Polarisation kann man sich so vorstellen, dass das elektrische Feld aller Komponenten eines Lichtstrahls parallel zueinander schwingen.

Durch die Schwerkraftwirkung von Sonne, Mond und Planeten beschreibt die Achse der als Kreisel aufgefassten Erde einen langsamen Umlauf auf einem Kegelmantel mit Spitze im Erdmittelpunkt. Deshalb umläuft der Himmelsnordpol einmal in 25'800 Jahren einen Kreis um den Nordpol der Ekliptik mit einem Radius von 23.4 Grad. Deshalb wird der Polarstern nicht immer in der Nähe des Pols bleiben. Im Jahr 9000 wird der Pol bis in die Nähe von Deneb im Sternbild Schwan weiter gewandert sein. Eine weitere Bewegung des Himmelspols bzw. der Erdachse ist die Nutation. Der Anteil der Präzession, der auf Sonne und Mond zurückgeht, wird Lunisolarpräzession genannt. Der Anteil der Planeten wird generelle Präzession genannt.

Das Proton ist ein schweres Kernteilchen, das den Kern des (leichten) Wasserstoffatoms darstellt. Es besitzt eine Einheit positiver Elementarladung und Spin 0.5. Mit dem Neutron zusammen baut es die Atomkerne aller Elemente auf. Die Anzahl Protonen in einem Atomkern bestimmt dessen Elementzugehörigkeit. Das Proton ist nicht elementar, es ist selbst aus drei Quarks aufgebaut.

(Kernfusion)
Die Sonne erhält ihre Energie durch Kernfusion via Proton-Proton-Kette (pp-Kette). Vier Kerne des leichten Wasserstoffs ( Protonen) verschmelzen zu einem Helium-4 Atomkern, bestehend aus 2 Protonen und zwei Neutronen. Wegen der enormen elektrischen Abstossung zwischen den Atomkernen kann die Kernfusion nur bei hohen (Millionen Grad) Temperaturen stattfinden.
Die erste Stufe der Proton-Proton-Kette ist auch die schwierigste. Zwei Protonen sollen ein Deuteron aufbauen. Unter den Bedingungen im Sonneninneren muss ein bestimmtes Proton 10 Milliarden Jahre lang mit anderen Protonen zusammenstossen bis die Reaktion
Proton + Proton = Deuteron + Positron + Neutrino + 1.44 M eV Energie
eintritt, wobei das Neutrino mit 0.263 MeV Energie aus der Sonne ungehindert entkommt. Die Lebensdauer des entstandenen Deuterons beträgt im Mittel nur wenige Sekunden bis es in der Reaktion
Deuteron + Proton = Helium-3 + Gammastrahlung + 5.493 MeV Energie
verbraucht wird. Der Helium 3 Kern besteht aus 2 Protonen und einem Neutron. Nun dauert es im Schnitt eine Million Jahre bis unser Helium 3 Kern über
Helium-3 + Helium-3 = Helium-4 + zwei Protonen + 12.859 MeV Energie
mit einem seiner Kollegen reagiert. Es stehen der Sonne also nach Abzug der von den beiden Neutrinos nutzlos wegtransportierten Energie 26.21 MeV Energie pro erzeugten He-Kern zur Verfügung. Umgerechnet kann die Sonne somit aus 1 kg Wasserstoff 632 Terajoule Energie erhalten. Um mit 3.826E26 Watt leuchten zu können, muss sie pro Sekunde 600 Megatonnen Wasserstoff in Helium umwandeln.
Siehe auch CNO-Zyklus.

Elementarteilchengruppe aus denen sich insbesondere Proton und Neutron aufbauen. Sie haben entweder 1/3 oder 2/3 der elektrischen Ladung des Elektron. Sie besitzen einen Spin von 0.5.

Kürzel für Quasi-Stellares-Objekt. Es handelt sich dabei um eine Galaxie mit sehr leuchtkäftigem Kern. Nur der Sturz von Materie in ein schwarzes Loch kann die bei Quasaren beobachtete Leuchtkraft erklären. Vor dem Hubble-Teleskop waren Quasare die einzigen Objekte, die noch in Entfernungen von vielen Milliarden Lichtjahren zu sehen waren.

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Wir betrachten ein enges Doppelsternsystem. Die Oberflächen der beiden Sonnen werden sich so verformen, dass die Summe der Gravitationskräfte und Zentrifugalkräfte überall senkrecht zur Oberfläche steht. Die Sterne verformen sich länglich gegeneinander hin. Dehnt sich einer bis zum Librationspunkt L1 aus, so füllt er die sogenannte kritische Roche-Fläche aus und man spricht von einem halb getrennten System. Falls beide die kritische Roche-Fläche ausfüllen liegt ein Kontaktsystem vor. Dehnt sich die eine Sonne darüber hinaus aus, so kann Materie zum Partner fliessen. Wenn keine extrem starken Magnetfelder im Spiel sind, die das Material direkt zu einem Magnetpol lenken, bildet sich eine Akkretionsscheibe. Das System ist zum kataklysmischen veränderlichen mit starker oft unregelmässig oder quasiperiodisch flackernder Röntgenstrahlung geworden.

Der kritische Abstand vom Mittelpunkt eines Planeten, innerhalb dessen nur durch ihre Schwerkraft zusammengehaltene Körper nicht existieren können, da sie unter der Wirkung der Gezeitenkräfte zerbrechen, heisst Rochesche Grenze.

Die Röntgenstrahlen wurden 1895 von Wilhelm Conrad Röntgen entdeckt und später auch nach ihm benannt. Im englischen Sprachgebrauch blieb die Bezeichnung X-Ray bis heute erhalten. Es handelt sich um elektromagnetische Strahlung, deren Wellenlänge sich vom kurzwelligen (harten) Ultraviolett (etwa 300 Å) bis in den Bereich der Gammastrahlen bei 0.03 Å erstreckt. Leider gibt es eine Überlappung mit dem UV und den Gammastrahlen. Je nach dem wer welches Experiment durchführt, spricht er von diesem oder jenem. Ein ähnliches Durcheinander gibt es beim Übergang vom Infraroten zu den Mikrowellen.

Es handelt sich dabei um eine Verbreiterung der Spektrallinien durch die Eigenrotation des Sterns. Da bei Einzelsternen wegen der begrenzten Auflösung der Teleskope immer die gesamte Oberfläche auf einmal beobachtet wird, tragen Teile positiver und negativer Dopplerverschiebung gleich viel zum Spektrum bei. Mit der Hilfe dieses Effekts kann ausgesagt werden, dass in der Regel blaue (=heisse) Sterne schneller rotieren als rote (=kühlere) Sterne (gilt für die Hauptreihe im HRD).

Nicht zu verwechseln mit dem Schwarzen Loch. Es handelt sich dabei um eine idealisierte Vorstellung der Physik. En schwarzer Körper sei ein Körper, der alle einfallende Strahlung absorbiert und nichts reflektiert. Er selbst strahlt dann ein Strahlungsspektrum nach dem Gesetz von Planck ab. Dieses Gesetz enthält als einzigen Parameter die Temperatur des schwarzen Körpers. Deshalb erlaubt Plancks Gesetz beispielsweise die Temperatur der Photosphären der Sonne und Sterne zu schätzen.

Schon im letzten Jahrhundert wurde bemerkt, dass sehr dichte Körper eine Fluchtgeschwindigkeit haben könnten, die die Lichtgeschwindigkeit übersteigt. Da deshalb das Licht nicht entkommen kann, erscheint dieser Himmelskörper wie ein schwarzes Loch im Weltraum. Doch die moderne Wissenschaft zeigt, dass die schwarzen Löcher noch ungewöhnlicher sind als es die einfache Überlegung mit der Fluchtgeschwindigkeit vermuten lässt und dass es sie tatsächlich gibt.
Im Aufsatz Relativität gibt es mehr dazu.

Die Sekunde ist definiert als die Dauer von 9'192'631'770 Perioden der Strahlung des Atoms Cäsium 133, die dem Übergang zwischen den beiden Hyperfeinstrukturniveaus im Grundzustand entspricht. Andersherum gesagt definiert man die Frequenz dieser Strahlung zu 9.19263177 GHz.

Man versteht unter Spektralklassifikation die Unterscheidung verschiedener Sterntypen nach den Eigenschaften ihres Spektrums. Siehe auch unter HRD.

Der Regenbogen ist ein Spektrum des sichtbaren Lichts. Dabei wird die Intensität in Abhängigkeit der Farbe (= Wellenlänge oder Frequenz) gemessen.
Physikalisch korrekt für Licht: Ein Spektrum der elektromagnetischen Strahlung ist ihr Fluss ("Leistungsdichte") gemessen in Watt pro m2 pro Hertz als Funktion der Frequenz oder Wellenlänge. Im Falle des nach Wellenlängen aufgezeichneten Spektrums hat der Fluss die Einheit Watt/m2/m.

Es ist dies die stärkste der vier Grundkräfte. Sie hat die kürzeste Reichweite. Sie hält die Quarks in den Protonen und Neutronen zusammen sowie die Protonen und Neutronen selbst, so dass diese Atomkerne bilden.

Der Strahlungsdruck ist die Impulsübertragung auf absorbierende oder reflektierende Materie durch Lichtquanten. Es gibt Studien, dass man den Lichtdruck des Sonnenlichts für interplanetare Reisen im inneren Sonnensystem (Merkur, Venus, Erde, Mars, Planetoiden) verwenden könnte. Elektrische Antriebe, die den Umweg über die Stromerzeugung in Solarzellen gehen, werden aber von der NASA für ihr Deep-Space Projekt (erster Start erfolgte 1998) bevorzugt, da sie bei gleichem Gewicht bessere Beschleunigungen bieten.

Das kugelförmige Volumen, in welchem ein Stern den Wasserstoff zu ionisieren vermag, nennt man das Strömgrenvolumen. Der Radius dieser Kugel wird Strömgrenradius genannt. Er hängt im wesentlichen von der Dichte des Wasserstoffs, der Temperatur und der Leuchtkraft des Sterns ab. Da nur Photonen im UV mit Wellenlängen kürzer als 92 nm den Wasserstoff zu ionisieren vermögen, muss der Stern sehr heiss (>20'000 K) sein, damit ein nennenswerter Teil seiner Energie im mittleren und fernen UV abgestrahlt wird. Ein O5 Stern mit 48'000 K Oberflächentemperatur kann über 300 Lichtjahre um sich herum ionisieren, im Bereich der B5-Sterne (20'000 K) sinkt der Strömgrenradius unter ein Lichtjahr. Noch kühlere Sterne haben kaum noch ionisierenden Einfluss auf den Wasserstoff ihrer Umgebung.

Eine Supernova ist die Explosion eines Sterns. Dabei kann dieser Stern für ein paar Tage bis Wochen die Gesamthelligkeit seiner Galaxie übertreffen. Man unterscheidet in Typ I und II. Bei Typ I handelt es sich um einen Weissen Zwerg, der durch plötzlich einsetzende Kohlenstoffusion explodiert. Typ II betrifft massenreiche Sterne. Dort wird die Detonation durch den Gravitationskollaps des nach dem Siliziumbrennen im Innern entstandenen Eisens zu einem Neutronenstern verursacht.

Geladene Teilchen, meistens Elektronen, bewegen sich bei Anwesenheit eines Magnetfeldes auf Schraubenbahnen und sind somit beschleunigt. Beschleunigte Ladung sendet elektromagnetische Wellen (Licht) aus. Im Falle der Bewegung im Magnetfeld spricht man von Synchrotronstrahlung. Sie ist besonders wichtig für die Radioastronomie, die Elektronen in Magnetfeldern von Planeten oder Galaxien beobachtet. Wenn die Magnetfelder z.B. in der Nähe eines Neutronensterns besonders stark werden, kann das Spektrum bis zu den Röntgenstrahlen reichen.

Eine T-Assoziation ist eine Gruppe von 10 - 400 T-Tauri Sternen Sie treten immer in Zusammenhang mit Sternenstehungsgebieten auf.

Die Beobachtung von anderen Teilchen als den Photonen (Licht) gibt weitere Information über den Zustand astronomischer Objekte. Von der Sonne empfangen wir den Sonnenwind und die Neutrinos, die direkten Einblick in die Kernfusion im Inneren der Sonne erlauben. Aus den tiefen des Weltraums erreicht uns die kosmische Strahlung. Das ist ein relativistisch schneller Strom aus Atomkernen, Elektronen und Positronen. Natürlich sind auch Neutrinos dabei, deren Beobachtung, abgesehen von denen die von der Sonne kommen, aber nur einmal, nämlich bei der Supernova 1987A gelang. Gerade im Bereich der Neutrinoastronomie ist noch viel Neuland zu erobern. Beispielsweise sollte es eine der 3K-Strahlung analogen kosmischen Neutrino-Hintergrundstrahlung geben.

Zur Temperatur der Sterne siehe auch HRD.
Es wird zwischen den folgenden Temperaturbegriffen unterschieden:
Die effektive Temperatur wird über das Stefan-Boltzmann-Gesetz definiert. Es wird also nur die Grösse und die Strahlungsleistung betrachtet und daraus die Temperatur abgeleitet. Diese wird vereinfachend auch als Oberflächentemperatur bezeichnet. Die Farbtemperatur eines Stern ist die Temperatur eines schwarzen Körpers, der Licht mit der gleichen spektralen Intensitätsverteilung wie der Stern aussendet. Dabei wird meist nur ein mehr oder weniger eng begrenztes Wellenlängenband betrachtet, so dass die Farbtemperatur der Sonne im sichtbaren bei ca. 6000 K liegt, im fernen Infrarot bei 100 Mikrometern Wellenlänge nur 4700 K beträgt. Die kinetische Temperatur wird über die Bewegung der Gasatome nach der kinetischen Gastheorie definiert. Es gilt 3kT = m*v*v. k = Boltzmannkonstante, m*v*v mittlere kinetische Energie der Teilchen und T ist die (kinetische) Temperatur.

Terrestrische Linien sind meistens Absorptionslinien im Spektrum eines Himmelskörpers, die dem Spektrum durch die Erdatmosphäre aufgeprägt werden. So ist es schwierig, vom Erdboden aus Wasserdampf in den Atmosphären der Planeten zu finden, da das Wasserdampfspektrum der Erdatmosphäre immer mit gemessen wird. Das Problem kann durch Beobachtung von Satelliten aus umgangen werden.

Das Verhältnis der Helligkeit zweier Sterne zueinander variiert in der Regel mit der Farbe. Schon von blossen Auge kann man erkennen, dass manche Sterne leicht rötlich sind, während andere bläulich leuchten. Um diesen Sachverhalt quantitativ zu erfassen wurde das UBV-System eingeführt. Dabei wird das Licht eines Sterns durch drei Farbfilter gemessen:
U: (für UV) Bei 365 nm Lichtwellenlänge. Gefiltert wird mit 2mm dickem Schott UG2 Farbglas, wenn auf eine blauempfindliche Fotoplatte belichtet wird oder wenn mit einem Photomultiplier und Kathode S4 an einem Spiegelteleskop gemessen wird.
B: Im blauen Licht bei 440 nm Wellenlänge. Als Farbfilter wird dann Schott GG13 2mm (ein farbiges Glas) verwendet, wenn eine blauempfindliche Fotoplatte verwendet wird. Wenn photoelektrisch (Photomultiplier Kathode S4) an einem Spiegelteleskop gemessen wird braucht man Schott BG1 (1mm) + GG13(2mm).
V: V steht für visuell, entsprechend 550 nm Wellenlänge. Für die Photoplatte wird der Glasfarbfilter Schott UG2 (2mm) verwendet. Der am Spiegelteleskop verwendete Photomultiplier braucht Schott GG11 (2mm).
Interpretation (grob): Ist der Wert V am grössten, so hat man einen kühlen Stern (< 10'000 Grad)) gemessen (z.B. die Sonne), sind alle gleich, so hat der Stern etwa 10000 Grad (Vega), überwiegt das Ultraviolett, so ist der Stern heiss (15'000 Grad und mehr) z.B. Rigel.
Siehe auch HRD.

Die Ultraviolettastronomie beobachtet das aus dem Weltall kommende Licht im Wellenlängenbereich von 10 nm bis 400 nm. Der meiste Teil wird durch die Erdatmosphäre geschluckt. Zwischen 30 nm und 92 nm wird die Beobachtung durch interplanetaren und interstellaren Wasserstoff weiter eingeschränkt. Bedeutende Quellen ultravioletter Strahlung sind die Sonne, heisse O Sterne, junge Weisse Zwerge und bestimmte Arten von Galaxien.

Der Virialsatz besagt, dass im Gleichgewicht ein Stern oder eine interstellare Gaswolke stets die Bedingung erfüllt, dass die kinetische Energie (z.B. temperaturbedingte Teilchenbewegung) stets doppelt so gross ist, wie die potentielle Energie.

Es handelt sich dabei um einen Stern , der gerade aus einer interstellaren Gaswolke entsteht. Er befindet sich noch nicht im Gleichgewicht und bewegt sich im HRD von links nach rechts. Zuerst nimmt seine Leuchtkraft ab um dann wieder anzusteigen. Der Vorhauptreihestern bezieht seine Energie durch Zusammenziehen aus der Schwerkraft. Erst kurz vor Erreichen der Hauptreihe zündet die Kernfusion im Inneren.

Alter, dichter (100 Mio bis 1 Mia. kg/m3) Sternrest, der aus dem Kollaps eines Sternkerns hervorgegangen ist, nachdem dessen Brennstoffe Wasserstoff und Helium aufgebraucht waren. Ein Weisser Zwerg mit der Masse der Sonne ist etwa so gross wie die Erde.

Die Wolf-Rayet-Sterne gehören zu den leuchtkräftigsten Sonnen, die das Weltall zu bieten hat. Bei einer Masse vom 20- bis 50-fachen der Sonnenmasse erreichen sie bis zum mehreren Millionenfachen die Leuchtkraft der Sonne. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) befinden sie sich in der oberen linken Ecke. Von der Strahlungstemperatur (25'000 K - 50'000 K) wären sie dem Bereich der O Sterne zuzuordnen, doch weist ihr Spektrum infolge eines starken Sternwinds Besonderheiten (breite Emissionslinien) auf, die sie zu einer Klasse für sich machen. Oftmals sind sie von einem Emissionsnebel und/oder Reflexionsnebel umgeben. Wolf-Rayet-Sterne stellen ein Spätstadium in der Entwicklung mancher massenreicher Sterne dar. Stände ein Wolf-Rayet-Stern an der Stelle unserer Sonne, so würde er mit einem Gigawatt (=1 grosses Kernkraftwerk) pro Quadratmeter auf die Erde scheinen. Beispiel: Gamma- Velorum, ein 2 m heller O7 Stern.

Siehe Röntgenstrahlen

Der Zeeman-Effekt ist eine Aufspaltung von Spektrallinien, wenn Emission oder Absorption in Anwesenheit eines starken Magnetfelds erfolgt. Damit ist eine Möglichkeit gegeben, die Magnetfelder der Sonne und der Sterne zu messen.

Radioaktive Stoffe zerfallen nach dem Gesetz, dass nach einer Bestimmten Zeitspanne T (Halbwertszeit) nur noch die Hälfte der Anfangsmenge vorhanden ist. Nach 2*T nur noch ein viertel und so weiter. Als Formel: N(t)=N(t=0)*2^(-t/T), 2^ bedeutet 2 hoch, N(t) =Anzahl Atome zum Zeitpunkt t, T = Halbwertszeit.

Darstellung der Helligkeitsmessungen nach dem UBV-System. Es wird dabei die Differenz der Helligkeiten U - B als Funktion der Helligkeiten B - V dargestellt. Es stellt die Vorstufe zum HRD dar.

Wenn sich nur zwei Körper durch Newtonsche Gravitation gegenseitig beeinflussen, ist ihre Bahn exakt berechenbar. Als mögliche Bahnen kommen Kreise, Ellipsen, Parabeln und Hyperbeln vor. Bei Kreisen und Ellipsen sind die Körper aneinander gebunden wie die Planeten an die Sonne. Ist die Bahnform parabolisch oder hyperbolisch, so findet nur eine Begegnung statt.

23.08.2008 00:43 Uhr, Dr. Roland Brodbeck

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