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Unser Astronomie-Glossar bietet eine Zusammenstellung von Begriffen, die in der Welt der Astronomie eine wichtige Rolle spielen. Ob Sie nun ein Amateur-Astronom sind, der den Himmel beobachtet, ein Wissenschaftsinteressierter, der sich für die neuesten Entdeckungen im Universum interessiert, oder einfach nur neugierig auf die Begriffe sind, die Astronomen verwenden, um ihre Erkenntnisse zu beschreiben – hier finden Sie Erklärungen zu einer Vielzahl von Konzepten.

absolute Helligkeit

Ein Maß für die Strahlungsleistung eines Himmelskörpers. Einheit ist die Größenklasse (Magnitude, abgekürzt mag oder ^m). Die absolute Helligkeit eines Sterns ist die scheinbare Helligkeit, die er hätte, wenn er sich in der Standardentfernung von 10 Parsec (32,6 Lichtjahren) befände. Für ein Objekt im Sonnensystem, das nicht selbst leuchtet, sondern nur die Strahlung der Sonne reflektiert, ist die Standardentfernung eine Astronomische Einheit (1 AE); hierbei wird angenommen, dass das Objekt vom Ort der Sonne aus beobachtet wird. Die absolute Helligkeit der Sonne ist +4,8 mag (+4,8^m). Zur Unterscheidung, dass die absolute, und nicht die scheinbare Helligkeit gemeint ist, findet man in älterer Literatur auch die Einheit Mag bzw. ein hochgestelltes M.

Absorption

Die Schwächung der Intensität einer Strahlung durch Materie, wobei sich ein Teil der Strahlungsenergie in andere Energieformen umwandelt. Diese Energieumwandlung ist ein wichtiger Unterschied zur Streuung, bei der die Schwächung der Intensität nur mit einer Richtungsänderung verbunden ist. Die gemeinsam durch Absorption und Streuung verursachte Minderung der Strahlungsintensität heißt Extinktion. Im Weltraum erfolgt die Absorption durch interstellare bzw. intergalaktische Materie, die fein im Raum zwischen den Sternen und Galaxien verteilt ist. Die Absorption ist im Allgemeinen von der Wellenlänge bzw. Energie der Strahlung abhängig und bestimmt sich aus den atomphysikalischen Eigenschaften der Materie. Der der Absorption entgegengesetzte Vorgang ist die Emission von Strahlung.

Absorptionsspektrum

Ein Spektrum einer Lichtquelle, in dem dunkle Absorptionslinien dem kontinuierlichen Emissionsspektrum der Quelle überlagert sind. Die Fotosphäre der Sonne zum Beispiel strahlt ein kontinuierliches Spektrum aus; Atome in der darüberliegenden Sonnenatmosphäre absorbieren Strahlung in schmalen Wellenlängenbereichen. Nach ihrem Entdecker heißen die Absorptionslinien im Sonnenspektrum auch Fraunhoferlinien.

adaptive Optik

Eine optomechanische Zusatzeinrichtung in großen Spiegelteleskopen, mit der die durch Luftunruhe in der Atmosphäre verursachten Störungen der beim Teleskop ankommenden Wellenfronten kompensiert wird.

Einheitenzeichen für die Astronomische Einheit (international: a.u. für astronomical unit).

Airglow

auch Nachthimmelsleuchten genannt: Eine ständig vorhandene, aber veränderliche und sehr schwache Aufhellung des nächtlichen Himmels, die durch atomare Prozesse in der Ionosphäre der Erde hervorgerufen wird. Die intensive UV-Strahlung der Sonne ionisiert tagsüber Gasatome und -moleküle in der oberen Atmosphärenschicht, die dann bei der zeitlich verzögerten Rekombination auch nachts Licht aussenden.

Akkretion

Ein Prozess, durch den ein Himmelskörper Materie aus der Umgebung aufsammelt und so seine Masse vergrößert.

Akkretionsscheibe

Eine scheibenförmige Materieansammlung, die sich durch Zuströmen von mit Drehimpuls ausgestatteter Materie um einen massereichen Himmelskörper ausbildet. Infolge der Drehimpulserhaltung kann Materie nicht in radialer Richtung auf einen anziehenden Körper fallen, sondern sie nähert sich ihm auf spiralförmiger Bahn, wobei die Umlaufgeschwindigkeit mit kleiner werdendem Abstand anwächst, bis schließlich ein Gleichgewicht zwischen Anziehungs- und Zentrifugalkraft erreicht ist. Durch Reibung in der entstehenden dicken Scheibe heizt sich die Materie auf, wodurch diese Wärmestrahlung aussendet. In dem gesamten Prozess wandelt sich letztlich Gravitationsenergie sehr effizient in Wärmestrahlung um. Innerhalb der Scheibe überträgt die weiter innen umlaufende Materie durch Reibung Drehimpuls auf die weiter außen umlaufende Materie, wodurch von der Innenseite der Scheibe langsam Materie auf den Zentralkörper fallen kann. Auch magnetische Effekte spielen bei der Energie- und Drehimpulsübertragung eine Rolle.

aktive Galaxie

Eine Galaxie, in deren Zentralgebiet Prozesse mit extrem hohen Energieumsätzen ablaufen. Ursache ist ein extrem massereiches Schwarzes Loch im Zentrum, das von einer großen Akkretionsscheibe umgeben ist. Senkrecht zu dieser Scheibe wird Materie mit sehr hoher Geschwindigkeit in zwei gebündelten Strahlen (Jets) ausgestoßen. Je nach Orientierung der Akkretionsscheibe und der Jets zum irdischen Beobachter nehmen wir aktive Galaxien als unterschiedliche Spezialformen wahr, zum Beispiel als Blazare, BL-Lac-Objekte, Quasare oder Seyfert-Galaxien.

aktive Optik

eine optomechanische Zusatzeinrichtung in großen Spiegelteleskopen, mit der die Oberfläche des Spiegels stets in optimaler Form gehalten wird.

Albedo

Ein Maß für das Reflexionsvermögen der Oberfläche eines Planeten oder eines anderen nicht selbst leuchtenden Himmelskörpers. Ein perfekter Reflektor hätte die Albedo 1,00. Die Venus hat eine Albedo von 0,76, der Mond von 0,07.

Alphateilchen

Ein Atomkern des Elements Helium mit der Massenzahl 4 (zwei Protonen, zwei Neutronen). Kurzform: α-Teilchen.

Antenne

Ein elektrischer Leiter oder ein Leitersystem, das zum Ausstrahlen oder zum Empfang von Radiowellen verwendet wird. In der Radioastronomie ist dieses Prinzip Grundlage für Radioteleskope.

Apertur

Der nutzbare Durchmesser der Objektivlinse oder des Hauptspiegels eines Teleskops, auch Öffnung genannt.

Apertursynthese

Ein Verfahren in der Radioastronomie, mit dem aus mehreren kleinen Radioteleskopen ein virtuelles Teleskop großer Empfängerfläche aufgebaut wird.

Apex

Der Punkt am Himmel, in dessen Richtung sich die Sonne aufgrund ihrer Eigenbewegung im Raum scheinbar bewegt. Der Apex liegt im Sternbild Herkules, der Gegenpunkt dazu, der Antapex, im Sternbild Taube. Die genaue Lage beider Punkte hängt von der Auswahl der Sterne ab, die man zur Berechnung der Eigenbewegung der Sonne heranzieht.

Aphel

Der sonnenfernste Punkt der Umlaufbahn eines die Sonne umkreisenden Himmelskörpers. Sonnennächster Punkt ist das Perihel.

Apogäum

Der erdfernste Punkt der Umlaufbahn des Mondes oder eines Satelliten um die Erde. Erdnächster Punkt ist das Perigäum.

Apsiden

Die beiden Punkte auf der elliptischen Umlaufbahn eines Himmelskörpers, für welche die Entfernung zum Zentralkörper am größten bzw. am kleinsten ist. Bei einer Umlaufbahn um die Erde spricht man vom Apogäum und Perigäum, bei einer Umlaufbahn um die Sonne vom Aphel und Perihel, bei einer solchen um den Mond vom Aposelen und Periselen. In Doppelstern- und Exoplanetensystemen, bei denen ein Begleiter um die Hauptkomponente beziehungsweise ein Exoplanet um den Zentralstern kreist, spricht man von Apoastron und Periastron.

Apsidenlinie

Die Verbindungslinie der beiden Apsiden einer elliptischen Umlaufbahn. Die halbe Länge der Apsidenlinie entspricht der großen Halbachse der Bahn.

äquatoriale Montierung

auch parallaktische Montierung: Mechanischer Unterbau eines Teleskops, der es ermöglicht, das Teleskop im Äquatorialsystem der scheinbaren Bewegung eines Gestirns nachzuführen. Die Stunden- oder Rektaszensionsachse ist parallel zur Erdachse (also auf die beiden Himmelspole) ausgerichtet. Mit der dazu senkrechten Deklinationsachse wird die in Katalogen verzeichnete Deklination des Gestirns eingestellt. Zum Ausgleich der Erdrotation genügt die Drehung um die Stunden- oder Rektaszensionsachse (im einfachsten Fall mit einem Uhrwerk).

Äquinoktialpunkte

Die beiden Punkte der Ekliptik, in denen sie den Himmelsäquator schneidet; zum einen der Frühlingspunkt (Widderpunkt), in dem die Sonne zum Frühlingsäquinoktium (Frühlingsanfang) steht, zum anderen der Herbstpunkt (Waagepunkt), in dem die Sonne zum Herbstäquinoktium (Herbstanfang) steht.

Äquinoktium

Die Tagundnachtgleiche, der Zeitpunkt, zu dem die Sonne bei ihrem jährlichen scheinbaren Lauf entlang der Ekliptik den Himmelsäquator kreuzt und deshalb Tag und Nacht für alle Orte der Erde gleich lang sind. Zum Frühlingsäquinoktium (Frühlingsanfang auf der nördlichen Erdhalbkugel, um den 21. März) überquert die Sonne den Himmelsäquator von Süd nach Nord, zum Herbstäquinoktium (Herbstanfang auf der nördlichen Erdhalbkugel, um den 22. September) von Nord nach Süd.
Angabe in einem Sternkatalog oder einer Sternkarte, auf welchen Zeitpunkt (welche Epoche) sich die angegebenen Koordinaten beziehen, z.B. „Äquinoktium 2000,0“. Die Angabe des Äquinoktiums (Lage des Frühlingspunktes) ist nötig, weil sich die Lage der Äquinoktialpunkte und das mit ihnen verbundene Koordinatensystem (Rektaszension und Deklination) wegen der Präzession und der Nutation im Lauf der Zeit verschieben.

aschgraues Mondlicht

Eine schwache Aufhellung der Nachtseite des Mondes, auch Erdschein genannt. Sie wird hervorgerufen durch Sonnenlicht, das von der beleuchteten Seite der Erde zum Mond reflektiert und von diesem wieder zur Erde zurückgestrahlt wird. Das aschgraue Mondlicht ist insbesondere in den Tagen vor und nach Neumond zu erkennen, wenn die Tagseite des Mondes von der Erde aus gesehen nur als schmale Mondsichel erscheint.

Asteroid

auch Planetoid oder Kleinplanet genannt: Ein Kleinkörper des Sonnensystems, der im Gegensatz zu Kometen überwiegend aus Gestein oder Metall besteht und keine Aktivitätserscheinungen zeigt.

Asteroidengürtel

Abstandsbereich von 2,2 bis 3,2 AE zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, in dem sich die überwiegende Anzahl der Asteroiden auf rechtläufigen Bahnen um die Sonne bewegt.

Astrofotografie

Teilgebiet der Astronomie, das sich mit fotografischen Mitteln der Erfassung und Erforschung der Himmelsobjekte widmet.

Astrometrie

Teilgebiet der Astronomie, das die Positionen von Himmelskörpern in einem fundamentalen Bezugssystem (Koordinatensystem) misst, auch Positionsastronomie genannt.

Astronomische Einheit

Die mittlere Entfernung Erde−Sonne, die als astronomische Längeneinheit für Entfernungsangaben insbesondere innerhalb des Sonnensystems genutzt wird; Einheitenzeichen AE (international a.u. für astronomical unit). Gemäß internationaler Übereinkunft gilt: 1 AE = 149 597 870 700 m.

Astrophysik

Teilgebiet der Astronomie, das sich seit der Erfindung der Spektralanalyse zur Untersuchung der Himmelskörper und des Weltraums auf physikalische Gesetzmäßigkeiten und Methoden stützt.

Atmosphäre

Im engeren Sinn die einen Planeten umgebende Gashülle, im weiteren Sinn auch die Gashülle über der dünnen Schicht eines Sterns, aus der das sichtbare Licht stammt.

Auflösungsvermögen

Maß für die Fähigkeit eines Teleskops oder eines daran angeschlossenen Messinstruments, am Himmel eng beieinanderliegende Objekte getrennt abzubilden.

Azimut

Der Winkel entlang des Horizonts, unter dem ein Gestirn erscheint, und eine der beiden Koordinaten im Azimut- oder Horizontsystem des Beobachters (die zweite Koordinate ist die Höhe oder Elevation des Gestirns). Das Azimut wird in der waagrechten Ebene als Winkel zwischen der Meridianebene und der Vertikalebene des Gestirns gemessen, und zwar im Drehsinn der scheinbaren Rotation der Himmelssphäre. In der Astronomie wurde das Azimut (auf der nördlichen Erdhalbkugel) ursprünglich von Süden aus (0°) über Westen (90°), Norden (180°), Osten (270°) gezählt, weil dies über die Sternzeit eine einfache Umrechnung zwischen Horizontsystem und Äquatorialsystem ermöglichte. Mittlerweile nutzen auch die Astronomen immer öfter die in der Navigation und Geodäsie übliche Zählweise, die das Azimut von Norden über Osten, Süden, Westen misst. Azimut und Höhe eines Gestirns gelten jeweils nur für den Ort des Beobachters und ändern sich wegen der Erdrotation ständig.

Azimutale Montierung

Mechanischer Unterbau eines Teleskops, der es ermöglicht, das Teleskop im Horizontsystem des Beobachters gleichzeitig im Azimut (also um eine senkrechte Achse) und in Höhe (also um eine horizontale Achse) der scheinbaren Bewegung eines Gestirns nachzuführen.

Bahn

Der von einem natürlichen Himmelskörper oder einem künstlichen Objekt (wie Rakete, Satellit oder Raumsonde) zurückgelegte Weg im Raum. Im antriebslosen Fall unterliegt die Bahn nur dem Einfluss der Gravitation und kann mit Hilfe des newtonschen Gravitationsgesetzes bzw. mit Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie bestimmt werden. Bei künstlichen Objekten wird die Bahn auch durch die Rückstoßwirkung von Raketenmotoren (Startphase, Korrekturmanöver) und durch Reibungsbremsung an Planetenatmosphären beeinflusst. Von der wahren Bahn im Raum ist die scheinbare Bahn zu unterscheiden, die durch Projektion der wahren Bahn an die Himmelssphäre entsteht.

Bedeckung

Vorgang, bei dem aus Sicht eines Beobachters ein Himmelskörper von einem anderen, näher gelegenen, verdeckt wird. Beispiele sind Sternbedeckungen und – seltener – Planetenbedeckungen durch den Mond. Auch ein Planet oder ein Asteroid kann einen Stern bedecken. Die Bedeckung eines Planeten durch einen anderen Planeten ist ebenfalls möglich. Spezialfälle von Bedeckungen sind Sonnenfinsternisse (der Mond verdeckt die Sonne) und Bedeckungsveränderliche (eine Komponente eines Doppelsternsystems verdeckt den Partnerstern).

Bedeckungsveränderlicher

Ein Doppelstern, bestehend aus zwei Komponenten, die sich um einen gemeinsamen Systemschwerpunkt bewegen, und deren Bahnebene so zum irdischen Beobachter orientiert ist, dass sich die beiden Sterne zeitweise verdecken. In der Regel stehen die beiden Sterne so eng beieinander, dass sie wie ein Objekt erscheinen, das dann periodisch seine Helligkeit ändert.

Beschleunigung

Die physikalische Größe der Geschwindigkeitsänderung pro Zeiteinheit (a = dv/dt). Nimmt die Geschwindigkeit v zu, spricht man von Beschleunigung, nimmt sie ab, von Bremsung, Verzögerung oder negativer Beschleunigung.

Beugung

Ablenkung von Wellen an Hindernissen wie etwa Kanten und Öffnungen. Im Falle von optischen Instrumenten beeinträchtigt die Beugung des Lichts die Abbildung; durch Interferenz von Wellen gleicher Wellenlänge entstehen Beugungsfiguren wie Beugungsscheibchen und Beugungsringe. In einem Beugungsgitter wird der Effekt gezielt genutzt, um einfallendes Licht je nach Wellenlänge unterschiedlich stark abzulenken und zu einem Spektrum auseinanderzuziehen.

Beugung

Beugungsringe

Konzentrische Ringe, die das Bild eines Sterns im Fernrohr umgeben.

Beugungsscheibchen

Aufgrund der Beugung von elektromagnetischen Wellen wird ein punktförmiger Stern in einem Fernrohr oder Kameraobjektiv nicht als Punkt, sondern als Scheibchen abgebildet, dessen Durchmesser von der Geometrie des optischen Systems abhängt. Das Beugungsscheibchen ist von einem System aus hellen und dunklen Ringen, den Beugungs- oder Interferenzringen, umgeben.

Bildebnungslinse

Zwischen Teleskop und Kamera angebrachtes optisches Korrekturelement, das die bei manchen Teleskopen bauartbedingt gekrümmte Bildfläche in eine ebene Bildfläche korrigiert, damit über das gesamte Bildfeld des ebenen Kamerasensors eine gleichmäßig scharfe Abbildung entsteht.

Bildfeld

Das Gesichtsfeld einer Astrokamera. Seine Größe wird im Winkelmaß angegeben (Beispiel: 2° × 3°).

Bildfeldwölbung

Manche Teleskope wie z.B. Maksutow- oder Schmidt-Cassegrain-Teleskope haben bauartbedingt eine gekrümmte Bildfläche. Auf einem ebenen Sensor werden deshalb Sterne nicht über das gesamte Bildfeld hinweg gleichmäßig scharf abgebildet. Mit einer zwischen Teleskop und Kamera angebrachten Bildebnungslinse lässt sich dieser Effekt korrigieren.

Binokular

Ein optisches System mit zwei Okularen, das beidäugiges Sehen ermöglicht. Die den beiden Augen angebotenen Bilder können dabei identisch oder verschieden sein. Beispiele sind Ferngläser, Stereomikroskope oder Binokularansätze für Teleskope. Ein Monokular hingegen erlaubt nur die Beobachtung mit einem Auge; Beispiele sind Teleskope und Spektive.

bipolare Gruppe

Eine Sonnenfleckengruppe mit deutlich getrenntem magnetischem Nord- und Südpol.

bipolarer Nebel

Von einem Stern in zwei einander entgegengesetzten Richtungen ausgestoßene Materie

BL-Lacertae-Objekte (BL-Lac-Objekte)

Spezialfälle von aktiven Galaxien. Ihre Merkmale sind ihre Veränderlichkeit in allen Wellenlängenbereichen und auf teils kurzer Zeitskala, ihre spektrale Emission (im Gegensatz zu Quasaren fehlen Emissionslinien) und die starke Polarisierung ihrer Strahlung. Der namensgebende Prototyp im Sternbild Lacerta (Eidechse) wurde im Jahr 1929 entdeckt und zunächst für einen veränderlichen Stern gehalten, weshalb er eine für einen veränderlichen Stern übliche Bezeichnung erhielt.

Blazare

Spezialfälle von aktiven Galaxien. Einer der beiden vom aktiven Kern der Galaxie ausgehenden scharf gebündelten Strahlen aus energiereichen Teilchen ist recht genau zur Sichtlinie irdischer Beobachter orientiert. Die beobachtete elektromagnetische Strahlung ist vermutlich durch relativistische Effekte verstärkt und kann auf Zeitskalen von Minuten bis Jahren variieren.

Blinkkomparator

Ein Gerät zum Auswerten von fotografischen Aufnahmen, die zu verschiedenen Zeiten vom gleichen Himmelsfeld gewonnen wurden. Durch abwechselndes Betrachten zweier gleich ausgerichteter Aufnahmen scheinen Objekte, die sich zwischen den Aufnahmezeitpunkten bewegt haben, hin und her zu springen, während die ortsfesten Sterne ihre Lage beibehalten. Ursprünglich für Fotoplatten entwickelt, wird die gleiche Methode heute per Software für digitale Aufnahmen eingesetzt.

Blooming

Ein Störeffekt, der in der Digitalfotografie durch die Bauart der Bildsensoren auftritt. Jedes einzelne Pixel des aus Fotodioden bestehenden Sensors kann nur eine gewisse Ladungsmenge aufnehmen. Bei lokalen Überbelichtungen wird ein Teil der Ladungsmenge an Nachbarpixel abgegeben. Bedingt durch die zeilenweise Verschiebung der Ladungen beim Auslesen von CCD-Sensoren ist bei diesen das Blooming stärker als bei CMOS-Sensoren, bei denen jedes Pixel einzeln ausgelesen wird. Im Bild macht sich das Blooming als heller Streifen bemerkbar, der von der überbelichteten Stelle in Ausleserichtung des Sensors ausgeht.

Bogenminute

Ein Sechzigstel eines Grades. Eine Bogenminute (1′) wird wiederum in 60 Bogensekunden (60″) unterteilt.

Bolide

Ein extrem heller Meteor, auch Feuerkugel genannt.

Bolometer

Ein Strahlungsempfänger, der Strahlungsenergien über einen sehr breiten Wellenlängenbereich misst.

Brauner Zwerg

Ein Himmelskörper im Massebereich zwischen Planeten und Sternen, dessen Masse zu gering ist, um die Fusion von Wasserstoff im Innern in Gang zu setzen, der aber dennoch Wärmestrahlung aussendet, weil er langsam schrumpft und so Gravitationsenergie in elektromagnetische Strahlung umwandelt oder mit geringer Rate Wasserstoff und Deuterium fusioniert (was bereits bei geringerer Temperatur möglich ist als die für Sterne charakteristische Wasserstofffusion).

Brechung (Refraktion)

Die Richtungsänderung von elektromagnetischen Wellen beim Durchgang durch Grenzflächen zwischen Medien mit unterschiedlichen Wellenausbreitungsgeschwindigkeiten (also unterschiedlichem Brechungsindex). Die Brechungsindizes und damit die Stärke der Brechung sind von der Wellenlänge der Strahlung und der Temperatur der Medien abhängig.

Brennpunkt (Fokus)

Der Schnittpunkt der achsenparallel einfallenden, in einer Linse gebrochenen oder von einem Hohlspiegel reflektierten Strahlen. In der Brennebene (Fokalebene), die senkrecht zur optischen Achse eines optischen Systems durch den Brennpunkt verläuft, entsteht das Bild eines entfernten Objekts.

Brennweite

Der Abstand des Brennpunkts eines optischen Systems von der Hauptebene der abbildenden Linse bzw. des abbildenden Spiegels.

Cassegrain-Teleskop

Spezielle Bauart eines Spiegelteleskops, in dem das Licht des betrachteten Objekts vom Hauptspiegel zunächst auf einen nahe der Teleskopöffnung in der optischen Achse angebrachten Fangspiegel zurückreflektiert und von diesem durch ein zentrales Loch im Hauptspiegel in den hinter dem Hauptspiegel gelegenen Brennpunkt fokussiert wird. Der Vorteil dieser kompakten Bauart ist eine hohe Brennweite bei relativ kurzer Länge des Teleskops; zudem lassen sich Kameras und andere Instrumente günstig in der optischen Achse hinter dem Hauptspiegel anbringen.

CCD

Abk. für Charge-coupled device (etwa: ladungsgekoppeltes Bauteil), ein elektronisches Halbleiterelement, das als Speicher, Verzögerungsleitung und Bilddetektor eingesetzt wird. Lichtempfindliche CCD-Sensoren, die aus einer zweidimensionalen Matrix aus Fotodioden bestehen, verhalfen digitalen Video- und Fotokameras zu ihrem Durchbruch. Die Größe der einzelnen Fotodioden (Pixel) bestimmt die Lichtempfindlichkeit und die Auflösung des Sensors. Nach dem Belichtungsvorgang werden die Ladungen der einzelnen Pixel in jeder Sensorzeile nach dem Prinzip einer Eimerkette verschoben und dann als Spannungssignale ausgelesen. Dieses Ausleseverfahren, das die Neigung zum Blooming (einem Störeffekt durch Überbelichtung) verstärkt, ist der wichtigste praktische Unterschied zu den moderneren CMOS-Sensoren.

Cepheiden

Oberbegriff für verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändern (Pulsationsveränderliche). Die klassischen Cepheiden, auch Delta-Cephei-Sterne genannt, haben regelmäßige Perioden (wenige Tage bis einige Wochen), die eng mit ihrer mittleren Leuchtkraft verknüpft sind: Je länger die Periode, desto höher die Leuchtkraft. Mit dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lässt sich aus der gemessenen Periode des Sterns und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit seine Leuchtkraft und somit seine Entfernung ermitteln. Da Delta-Cephei-Sterne sehr hell leuchten und sich auch in Nachbargalaxien nachweisen lassen, sind sie ein wichtiger Indikator für die Entfernungsmessung.

chromatische Aberration

Ein Abbildungsfehler, der grundsätzlich allen optischen Linsen eigen ist und die Abbildung eines Objekts mit störenden Farbrändern versieht. Ursache ist die Wellenlängenabhängigkeit des Brechungsindex und somit der Brennweite der Linse: Blaues Licht wird stärker gebrochen als rotes, wodurch der Brennpunkt für blaues Licht näher an der Linse liegt als derjenige für rotes Licht. Durch Verwenden von Achromaten oder Apochromaten, bei denen Linsen mit unterschiedlichen Brechungsindizes kombiniert werden, lässt sich die chromatische Aberration korrigieren. Bautechnisch bedingt sind Spiegelteleskope frei von chromatischer Aberration (allerdings kann die im Spiegelteleskop befindliche Luft zu chromatischer Aberration führen).

Chromosphäre

Die Schicht der Sonnenatmosphäre geringer Dichte, die über der leuchtenden Fotosphäre und unter der Korona liegt. Sie besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium und kann ohne besondere Hilfsmittel nur während einer totalen Sonnenfinsternis für kurze Zeit beobachtet werden, wenn der Mond zwar die Fotosphäre verdeckt, aber die Chromosphäre noch nicht oder nicht mehr. Mit speziellen Sonnenteleskopen, die mit Interferenzfiltern ausgestattet sind und nur Licht einer Wellenlänge (z.B. der H-Alpha-Linie von Wasserstoff) durchlassen, lässt sich die Chromosphäre mit ihrer reichhaltigen Struktur (z.B. Protuberanzen, Filamente, Flares, Fackeln) am Sonnenrand und vor der Sonnenscheibe beobachten.

CMOS

Abk. für Complementary metal-oxide-semiconductor (etwa: sich ergänzender Metall-Oxid-Halbleiter), Bezeichnung für Halbleiterbauelemente, bei denen auf einem gemeinsamen Substrat sowohl p-Kanal- als auch n-Kanal-Feldeffekttransistoren verwendet werden. Lichtempfindliche CMOS-Sensoren für die Digitalfotografie, die mit diesem Verfahren hergestellt werden, bestehen ähnlich wie CCD-Sensoren aus einer zweidimensionalen Matrix aus Fotodioden. Gegenüber CCD-Sensoren haben nach CMOS-Technik gefertigte Sensoren den Vorteil, dass die Spannungssignale der einzelnen Pixel direkt ausgelesen werden und nicht zeilenweise verschoben werden müssen. Dadurch nimmt die Neigung zum Blooming (einem Störeffekt durch Überbelichtung) ab.

Coudé-System

Ein spezielles optisches System, das insbesondere bei Großteleskopen angewendet wird. Über Hilfsspiegel wird das vom Haupt- und Fangspiegel kommende Strahlenbündel so umgebogen (frz: coudé), dass der Brennpunkt ortsfest in der Rektaszensionsachse der Teleskopmontierung oder in einem speziellen Instrumentenraum des Observatoriums zu liegen kommt. Dieser Strahlengang erlaubt den Einsatz großer, teils tonnenschwerer Instrumente zur spektralen Analyse des Lichts.

Dämmerung

Der fließende Übergang der natürlichen Himmelshelligkeit beim Wechsel zwischen Tag und Nacht und umgekehrt (Abend- bzw. Morgendämmerung) bzw. die entsprechende Zeitspanne. Die Dämmerung entsteht durch Streuung des Sonnenlichts an den Molekülen der Luft und an in der Atmosphäre vorhandenen trübenden Teilchen (z.B. Staub, Wassertröpfchen), während die Sonne selbst schon (oder noch) unter dem Horizont steht. Je nachdem, wie tief sich die Sonne unterhalb des Horizonts befindet, werden verschiedene Arten der Dämmerung unterschieden:

(1) bürgerliche Dämmerung: Der Zeitraum vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang, in dem sich der Mittelpunkt der Sonne weniger als 6° unter dem Horizont befindet.

(2) nautische Dämmerung: Der Zeitraum, in dem sich der Mittelpunkt der Sonne zwischen 6° und 12° unter dem Horizont befindet.

(3) astronomische Dämmerung: Der Zeitraum, in dem sich der Mittelpunkt der Sonne zwischen 12° und 18° unter dem Horizont befindet Astronomisch dunkel ist der Nachthimmel erst, wenn die Sonne tiefer als 18° unter dem Horizont steht.

Deep-Sky-Objekte

In der Amateurastronomie allgemeine Bezeichnung für Himmelsobjekte außerhalb unseres Sonnensystems wie Gasnebel, Planetarische Nebel, Sternhaufen und Galaxien, die sich visuell und fotografisch beobachten lassen.

Deklination

Der Winkelabstand eines Gestirns vom Himmelsäquator (nach Norden positiv, nach Süden negativ gezählt); eine der beiden Himmelskoordinaten im Äquatorialsystem, Zeichen δ (kleines griechisches Delta). Auf dem Erdglobus entspricht dieser Größe die geografische Breite.

Dichotomie

Die Halbphase eines Himmelskörpers (die zur Hälfte beleuchtete Scheibe), z.B. von Mond, Merkur und Venus.

Doppelstern

Im engeren Sinn die Bezeichnung für zwei Sterne, die um ihren gemeinsamen Systemschwerpunkt kreisen (physische Doppelsterne); im weiteren Sinn auch die Bezeichnung für zwei Sterne, die nur scheinbar an der Himmelssphäre so eng beieinander stehen, dass sie meist nur mit Hilfe eines Teleskops getrennt werden können, in Wahrheit aber unterschiedliche Entfernung haben und nur zufällig auf der gleichen Sichtlinie des Beobachters liegen (optische Doppelsterne). Können die beiden Komponenten mit dem Auge oder einem Teleskop getrennt gesehen werden, spricht man von visuellen Doppelsternen. Doppelsterne, die so eng beieinander stehen, dass sie nicht visuell aufgelöst werden können, aber über die Dopplerverschiebung ihrer Spektrallinien ihre Doppelnatur erkennen lassen, heißen spektroskopische Doppelsterne.

Dopplereffekt

Ein nach dem Physiker Christian Doppler benannter Effekt, der die scheinbare Änderung der Wellenlänge bzw. Frequenz einer Welle (Schall oder Licht) beschreibt, wenn sich die Quelle dem Beobachter nähert oder sich von ihm entfernt. In der Spektroskopie ist der Dopplereffekt ein wichtiges Mittel, um die Relativgeschwindigkeit eines Himmelskörpers zu bestimmen: Nähert sich eine Lichtquelle dem irdischen Beobachter, erscheinen die Spektrallinien in seinem Spektrum zu kürzeren Wellenlängen verschoben, also zum blauen Ende des sichtbaren Spektrums (Blauverschiebung), entfernt sich hingegen die Lichtquelle vom Beobachter, erscheinen die Linien zu größeren Wellenlängen verschoben, also zum roten Ende des sichtbaren Spektrums (Rotverschiebung). Der Dopplereffekt tritt bei allen elektromagnetischen Wellen auf (z.B. auch im Radiowellenbereich).

Dopplerverschiebung

Die Verschiebung von Spektrallinien einer bewegten Lichtquelle durch den Dopplereffekt. Erscheint die Spektrallinie bei der gemessenen Wellenlänge Δλ, während sie im Labor (ruhende Quelle) die Wellenlänge λ hat, so gilt gemäß der klassischen Dopplerformel: Δλ / λ = v/c, wobei c die Lichtgeschwindigkeit und v die Relativgeschwindigkeit der Lichtquelle ist (also die Komponente der Geschwindigkeit in Richtung des Beobachters).

Drehimpuls

Eine physikalische Größe, die das Verhalten eines rotierenden Körpers (z.B. der Erde) oder von umlaufenden Körpern in einem größeren System (z.B. Umlauf der Planeten um die Sonne oder die um ein Schwarzes Loch innerhalb einer Akkretionsscheibe umlaufenden Partikel) beschreibt. Sofern keine störende Kraft von außen einwirkt, bleibt der Drehimpuls eines Systems unverändert (Drehimpulserhaltung).

Dunkelwolken

Wolken aus Gas und Staub im interstellaren Raum, die nicht leuchten, sondern nur sichtbar sind, weil sie das Licht dahinter stehender Sterne absorbieren.

Dunkle Energie

Unbekannte Energieform, die als Erklärung für den beobachteten Effekt benötigt wird, dass das Universum immer schneller expandiert.

Dunkle Materie

Unbekannte Materieform, auf deren Existenz aus der von ihr ausgeübten Gravitationswirkung geschlossen wird.

Durchgang

(1) Das Vorbeiwandern eines kleinen Himmelskörpers vor der Scheibe eines größeren (z.B. Venusdurchgang vor der Sonne), auch Transit genannt.

(2) Das Überschreiten des Meridians durch ein Gestirn infolge der täglichen Drehung der Erde.

Durchmusterung

Eine systematische Erfassung von Himmelsobjekten und ihrer Eigenschaften am gesamten Himmel oder in einem größeren Himmelsabschnitt.

Eigenbewegung

Die individuelle Bewegung eines Sterns an der Himmelssphäre, gemessen in der Einheit Bogensekunde pro Jahr (″/a). Diese Winkelverschiebung ist ein Projektionseffekt und hängt ab von der wahren Geschwindigkeit des Sterns im Raum und seiner Entfernung zur Erde.

Einstein-Ring

Ringförmiges Bild eines weit entfernten Objekts (in der Regel eines Quasars), das durch den Gravitationslinseneffekt einer sich genau auf der Verbindungslinie zum Beobachter befindenden massereichen Galaxie (oder eines Galaxienhaufens) entsteht. Der Effekt wurde von dem Physiker Albert Einstein vorhergesagt.

Ekliptik

Die Projektion der Erdbahn auf die Himmelssphäre. Sie entspricht der scheinbaren jährlichen Bahn der Sonne entlang eines Großkreises am Himmel durch die Sternbilder des Tierkreises. Gegenüber der Ekliptik ist der Himmelsäquator um einen Winkel von 23° 26′ geneigt (Schiefe der Ekliptik).

ekliptikale Koordinaten

Koordinaten mit der Erdbahnebene als Bezugssystem. Die ekliptikale Breite eines Gestirns ist sein Winkelabstand von der Ekliptik. Die ekliptikale Länge ist der Winkelabstand des zur Ekliptik senkrecht stehenden Großkreises, der durch das Gestirn geht, vom Frühlingspunkt. Schaut man vom Nordpol auf die Erdbahnebene, so wird die ekliptikale Länge vom Frühlingspunkt entgegen dem Uhrzeigersinn gezählt. Das ekliptikale Koordinatensystem wird fast ausschließlich zur Positionsangabe von Körpern des Sonnensystems benutzt (wie z.B. zur Angabe des Radianten von Meteorströmen).

elektromagnetische Wellen

Strahlung aus magnetischen und elektrischen Feldern, die sich wellenförmig ausbreitet.

elektromagnetisches Spektrum

Der gesamte Bereich der elektromagnetischen Strahlung von den kleinsten bis zu den größten Wellenlängen (bzw. von den höchsten bis zu den geringsten Energien). Das sichtbare Licht macht nur einen kleinen Bereich des elektromagnetischen Spektrums aus. Größere Wellenlängen als Licht haben Infrarotstrahlung sowie Mikro- und Radiowellen, kleinere Wellenlänge haben ultraviolettes Licht sowie Röntgen- und Gammastrahlung.

Elektron

Ein stabiles Elementarteilchen mit negativer elektrischer Ladung (Elementarladung e = 1,6022 · 10⁻¹⁹Coulomb) und einer Ruhemasse von 9,1094 · 10⁻³¹ kg. Elektronen kommen entweder als freie Teilchen vor (z.B. als Elektronengas in Metallen, wo sie für die elektrische Leitfähigkeit verantwortlich sind) oder gebunden in den Elektronenhüllen von Atomen.

Elektronvolt

Atomphysikalische Einheit der Energie, in der die Energie von Teilchen und Gammastrahlung angegeben wird. Einheitenzeichen eV (1 eV = 1,602 · 10⁻¹⁹ Joule).

Elemente (chemische Elemente)

Grundstoffe, die sich durch chemische Prozesse nicht in andere Stoffe zerlegen lassen. Physikalisch unterscheiden sich verschiedene Elemente durch ihre Anzahl an Protonen im Atomkern. Die Protonenzahl des Atomkerns ist identisch mit der chemischen Ordnungszahl des Elements. Atomkerne mit gleicher Protonenzahl, aber unterschiedlicher Neutronenzahl heißen Isotope dieses Elements. Alle Isotope eines Elements haben dieselben chemischen Eigenschaften.

Elevation

auch Höhe genannt: Der Winkelabstand eines Gestirns vom Horizont. Eine der beiden Koordinaten im Azimut- oder Horizontsystem des Beobachters (die zweite Koordinate ist das Azimut).

Elongation

Der Winkelabstand eines Planeten (oder anderen Himmelskörpers des Sonnensystems) von der Sonne. Die Elongation entspricht dem Unterschied in der ekliptikalen Länge beider Bezugskörper und wird in östlicher bzw. westlicher Richtung von 0° (Konjunktion) bis 180° (Opposition) gemessen. Befindet sich der Planet in östlicher Elongation, so geht er nach der Sonne unter und ist am Abendhimmel sichtbar; befindet er sich in westlicher Elongation, so geht er vor der Sonne auf und ist am Morgenhimmel sichtbar. Da sich Merkur und Venus innerhalb der Erdbahn aufhalten, kann ihre Elongation nie einen gewissen Maximalwert überschreiten; dieser schwankt zwischen 18° und 28° für Merkur und zwischen 47° und 48° für die Venus.

Emission

Das Aussenden von elektromagnetischer Strahlung oder Teilchen.

Emissionsspektrum

Ein Spektrum einer Lichtquelle, das aus hellen Linien oder Banden besteht. Heiße Körper senden ein kontinuierliches Emissionsspektrum aus, während leuchtende Gase geringer Dichte einzelne Spektrallinien emittieren, deren Wellenlängen für das jeweilige Element charakteristisch sind.

Energie

Eine fundamentale physikalische Größe, welche die Fähigkeit eines Systems beschreibt, Arbeit zu verrichten. Die Gesamtenergie eines abgeschlossenen Systems bleibt immer konstant (Energieerhaltungssatz), doch können einzelne Energieformen in andere umgewandelt werden.

Entweichgeschwindigkeit (Fluchtgeschwindigkeit)

Die Mindestgeschwindigkeit, die ein Körper haben muss, damit er ohne weiteren Antrieb dem Gravitationspotenzial eines anderen Körpers entkommen und eine beliebig große Entfernung von ihm erreichen kann. Die Entweichgeschwindigkeit beträgt für Erde 11,2 km/s, für den Mond nur 2,4 km/s, für Jupiter hingegen 57,5 km/s.

Ephemeriden

Tabellen, in denen die vorausberechneten Koordinaten eines Himmelskörpers in bestimmten Intervallen verzeichnet sind.

Epoche

Zeitpunkt, auf den sich bestimmte Größen (z.B. Koordinaten oder Bahnelemente) eines Himmelskörpers beziehen. Für veränderliche Sterne gibt die Epoche den Zeitpunkt des Helligkeitsmaximums oder -minimums an.

Erdschein

Eine schwache Aufhellung der Nachtseite des Mondes, auch aschgraues Mondlicht genannt. Sie wird hervorgerufen durch Sonnenlicht, das von der beleuchteten Seite der Erde zum Mond reflektiert und von diesem wieder zur Erde zurückgestrahlt wird. Der Erdschein ist insbesondere in den Tagen vor und nach Neumond zu erkennen, wenn die Tagseite des Mondes von der Erde aus gesehen nur als schmale Mondsichel erscheint.

Ereignishorizont

Eine durch den Schwarzschild-Radius definierte „Oberfläche“ eines Schwarzen Lochs, innerhalb der die Gravitation alle anderen Naturkräfte dominiert. Ereignisse innerhalb des Ereignishorizonts können niemals die Außenwelt beeinflussen und sie sind unserer Beobachtung prinzipiell unzugänglich.

erstes Vierte

Halbmondphase des zunehmenden Mondes. Der Mond steht dann in Quadratur (90° östliche Elongation) und erscheint von der Erde aus nur halb beleuchtet.

eruptive Veränderliche

Oberbegriff für verschiedene Gruppen von veränderlichen Sternen, die ihre Helligkeit aufgrund von Eruptionen ändern, die zu mehr oder weniger starken Lichtausbrüchen führen. Die Eruptionen können dabei verschiedene physische Ursachen haben und einmalig oder wiederholt auftreten. In extremen Fällen kann sich die Leuchtkraft zeitweise um viele Größenordnungen steigern. Beispiele sind Flaresterne, kataklysmische Veränderliche (enge Doppelsterne mit Massenübertragung), Novae und Supernovae.

Exoplanet

Kurzform für extrasolarer Planet. Planet, der nicht die Sonne, sondern einen anderen Stern umkreist.

Exosphäre

Die äußerste Schicht der Erdatmosphäre in rund 400 bis 500 km Höhe. Sie hat eine sehr geringe Dichte, ist nicht scharf abgegrenzt und geht langsam in den Weltraum über.

Extinktion

Die wellenlängenabhängige Schwächung der Intensität einer Strahlung durch Materie, die gemeinsam durch Absorption, Streuung, Beugung und Reflexion hervorgerufen wird. Beispiel ist die Extinktion des Sternlichts beim Durchlaufen von interstellarer Materie.

Fackeln

Kleine, helle, unregelmäßige Wolken aus leuchtendem Gas in der oberen Fotosphäre der Sonne, die zeitweilig aufgrund von magnetischen Störungen entstehen und sich meist in der Nähe von Sonnenflecken häufen. Oft gehen sie dem Erscheinen von Fleckengruppen voraus. Wie die dunklen Sonnenflecken zeigen die hellen Sonnenfackeln eine erhöhte Sonnenaktivität an.

Fangspiegel

Je nach Teleskopbauart ebener oder konvex gekrümmter Zusatzspiegel im Teleskop, der das vom Hauptspiegel reflektierte Licht ins Okular oder auf ein Messinstrument weiterleitet.

Farben-Helligkeits-Diagramm

Eine dem Hertzsprung-Russell-Diagramm gleichwertige grafische Darstellung, in der für eine Gruppe von Sternen deren scheinbare Helligkeit gegen den Farbindex aufgetragen wird.

Farbindex

Ein Maß für die Farbe und damit für die Oberflächentemperatur eines Sterns. Gemessen wird der Unterschied in den scheinbaren Helligkeiten eines Sterns in verschiedenen Wellenlängenbereichen. Per Definition sind alle Farbindizes für weiße Sterne der Spektralklasse A0 gleich null. Blaue Sterne (Spektralklassen O oder B) haben einen negativen Farbindex, gelbe und rote (F, G, K, M) einen positiven. Durch Extinktion des Sternlichts (verursacht durch interstellaren Staub) wird der Farbindex vergrößert.

Fernbeobachtungsbetrieb

Die Steuerung eines Teleskops und die Erfassung der Beobachtungsdaten mittels Fernsteuerung und Telemetrie. Der Computer des Beobachters ist über Datenleitungen (Internet) mit dem Rechner des Teleskops vor Ort verbunden.

Fernrohr (Teleskop)

Feuerkugel

Ein Meteor, der heller erscheint als die Planeten. In extremen Fällen (Boliden genannt) können Feuerkugeln die Helligkeit des Mondes oder sogar der Sonne erreichen.

Filamente

Allgemein fadenförmige Strukturen in kosmischen Objekten. Bei der Sonne wolkenartige Gebilde in der Sonnenatmosphäre, die auf der Sonnenscheibe als dunkle, langgestreckte schmale Bänder sichtbar sind und am Sonnenrand als Protuberanzen auftreten.

Finsternis

Ein Phänomen, das zur Verfinsterung eines Himmelskörpers durch einen anderen führt. Beispiele sind Mondfinsternisse (Schatten der Erde fällt auf den Mond), Sonnenfinsternisse (Mond verdeckt die Sonne) und vergleichbare Erscheinungen bei anderen Planeten und deren Monden.

Flares

(1) Kurzfristige Strahlungsausbrüche von Sternen.

(2) Chromosphärische Eruptionen, also plötzliche, heftige Energieausbrüche über aktiven Gebieten der Sonne, die mit der Emission von Teilchen und Strahlung einhergehen. Die Dauer der Ausbrüche beträgt zwischen wenigen Minuten und mehreren Stunden. Flares entstehen, wenn sich Magnetfeldschläuche der Sonne beim Verdrehen berühren und dadurch kurzschließen. Diese sogenannte Rekonnexion setzt gewaltige Energien frei. Stoßwellen durchlaufen die Chromosphäre und untere Korona und schleudern ionisiertes Gas (Plasma) in den interstellaren Raum. Die emittierte Strahlung umfasst den gesamten Bereich des elektromagnetischen Spektrums von den Radiowellen geringer Energie bis zu der harten Röntgenstrahlung, wobei die meiste Energie im Bereich der weichen Röntgenstrahlung und im extremen Ultravioletten abgegeben wird. Besonders heftige Flares sind koronale Materieauswürfe.

Flaresterne

Veränderliche Sterne aus der Klasse der eruptiven Veränderlichen, bei denen Flares beobachtet werden. Es handelt sich um rote Zwergsterne, deren Helligkeit innerhalb von Minuten um mehrere Magnituden ansteigen und dann innerhalb von Stunden wieder auf den Normalwert absinkt. Beispiele von Flare-Sternen sind UV Ceti, AD Leonis und Proxima Centauri.

Fokus (Brennpunkt)

Fotosphäre

Die leuchtende Schicht der Sonne (und allgemein auch von anderen Sternen), aus der fast die gesamte Sonnenenergie in Form von elektromagnetischer Strahlung stammt. Sie ist nur etwa 350 km dick und hat eine Strahlungstemperatur von 5780 K.

Fraunhoferlinien

Dunkle Absorptionslinien im Sonnenspektrum, benannt nach ihrem Entdecker Joseph von Fraunhofer. Sie entstehen durch Absorption des von der Fotosphäre ausgesandten Lichts in der darüber liegenden kühleren unteren Chromosphäre. Die Wellenlängen der Fraunhoferlinien sind für die in der Chromosphäre enthaltenen Gase charakteristisch.

Frequenz

Die Anzahl der Schwingungen pro Zeiteinheit. Einheit ist das Hertz (1 Hz = 1 Schwingung pro Sekunde). Formelzeichen: ν. Für elektromagnetische Wellen gilt: ν = λ/c, wobei λ die Wellenlänge und c die Lichtgeschwindigkeit ist.

Frühlingspunkt

Der Schnittpunkt von Ekliptik und Himmelsäquator, in dem die Sonne zum Frühlingsäquinoktium den Himmelsäquator von Süd nach Nord durchquert. Historisch auch Widderpunkt genannt. Der Frühlingspunkt ist der Nullpunkt der Rektaszensionsskala. Blickt man von Norden auf den Himmelsäquator, erfolgt die Rektaszensionszählung vom Frühlingspunkt aus entgegen dem Uhrzeigersinn.

galaktisches Zentrum

Das Kerngebiet unserer eigenen Galaxie, des Milchstraßensystems. Es liegt in einer Entfernung von rund 28 000 Lichtjahren in Richtung des Sternbilds Schütze. Im sichtbaren Licht verhindert die Absorption durch interstellare Wolken den Blick ins galaktische Zentrum; eine Untersuchung ist nur mit Radio-, Infrarot- und Röntgenstrahlung möglich. Im galaktischen Zentrum befindet sich ein supermassereiches Schwarzes Loch mit 4,1 Millionen Sonnenmassen.

Galaxie

Eigenständiges Sternsystem. Unsere eigene Heimatgalaxie heißt Galaxis oder Milchstraßensystem und ist mit rund 400 Milliarden Sternen eine mittelgroße Galaxie. Vermutlich gibt es im Universum mehrere hundert Milliarden Galaxien unterschiedlicher Größe. Ihre Formen sind sehr vielfältig; die beiden Haupttypen sind elliptisch und spiralförmig.

Galaxienhaufen

Ansammlung von wenigen bis zu mehr als tausend Galaxien, die durch Gravitation zusammengehalten werden. Beispiele sind die Lokale Gruppe, zu der unser Milchstraßensystem und die Andromeda-Galaxie gehören, und der Coma-Galaxienhaufen.

Galaxis

Aus dem Griechischen entlehnter Name für unsere eigene Galaxie, das Milchstraßensystem.

Galileische Monde

Die vier größten Monde des Jupiter (Io, Europa, Ganymed und Kallisto), die von Galileo Galilei entdeckt wurden.

Gammastrahlung

Die kurzwelligste Strahlung im elektromagnetischen Spektrum. Ihre Wellenlänge ist kürzer als 0,005 Nanometer und damit in einem Bereich, in dem der Teilchencharakter der Strahlung überwiegt. Die Photonen der Gammastrahlung werden deshalb oft als Gammaquanten bezeichnet, und ihre Energie wird mit der in der Kernphysik üblichen Einheit Elektronvolt angegeben. Gammastrahlung entsteht u.a. beim radioaktiven Zerfall von Atomkernen, was einen engen Bezug zur kosmischen Strahlung ergibt.

Gegenschein

Ein sehr schwacher, ovaler Lichtfleck am Nachthimmel, genau gegenüber der Sonne, der über ein noch schwächeres Lichtband mit dem Zodiakallicht verbunden ist. Der Gegenschein erstreckt sich etwa 20° entlang der Ekliptik um den Gegenpunkt der Sonne und ist nur in mondlosen Nächten unter einem sehr klaren, dunklen Himmel zu beobachten. Der Gegenschein entsteht durch Rückstreuung von Sonnenlicht an Staubpartikeln in der Erdbahnebene.

geozentrisch

(1) Auf die Erde als Mittelpunkt bezogen (z.B. geozentrisches Weltbild).

(2) Auf den Erdmittelpunkt bezogen (z.B. geozentrische Koordinaten).

Grad

(1) Einheit für den ebenen Winkel. 1 Grad (1°) ist der 360. Teil des Vollkreises. Unterteilungen: 1° = 60′ (Bogenminuten) = 3600″ (Bogensekunden).

(2) Unterteilung bei Temperaturskalen.

Gravitation

Die Anziehungskraft (Schwerkraft), die allgemein zwischen materiellen Körpern wirkt. Massen ziehen einander mit einer Kraft an, die proportional dem Produkt der beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihrer Entfernung ist. Diesen Zusammenhang beschreibt das von Isaac Newton gefundene Gravitationsgesetz. Dieses ergibt sich als klassischer Grenzfall aus der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein, die auch für relativistische Geschwindigkeiten gilt. Die Gravitation ist die schwächste der vier fundamentalen Kräfte in der Natur, wirkt aber unendlich weit.

Gravitationslinseneffekt

Eine große oder kompakte Massenansammlung verursacht eine Raumkrümmung, die vorbeilaufende Lichtstrahlen ablenkt. Liegt auf der Verbindungslinie von einer entfernten Lichtquelle (z.B. einem Quasar) und dem irdischen Beobachter eine massereiche Galaxie oder ein Galaxienhaufen, kann deren bzw. dessen Masse das Licht wie bei einer optischen Linse ablenken. Im Allgemeinen entstehen mehrfache und verzerrte Bilder des Quasars. Bei exakter Ausrichtung entsteht ein ringförmiges Bild des weit entfernten Objekts, ein sogenannter Einstein-Ring. Der Gravitationslinseneffekt ist eine direkte Vorhersage der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein und wurde erstmals 1919 bei einer totalen Sonnenfinsternis nachgewiesen; hier wirkte die Masse der Sonne als Gravitationslinse, die das Licht von fernen Sternen um einen winzigen Winkel ablenkte.

Gravitationswellen

Sich wellenförmig mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitende Störungen im Gravitationsfeld. Im Grunde erzeugt jede beschleunigte Masse Gravitationswellen, doch wegen der geringen Stärke der Gravitation erzeugen nur sehr energiereiche Phänomene wie z.B. die Verschmelzung von Neutronensternen oder Schwarzen Löchern messbare Gravitationswellen.

Grenzgröße

Die scheinbare Helligkeit eines Sterns, der mit einem optischen Instrument unter besten Bedingungen gerade noch gesehen werden kann. Die Grenzgröße wird in Magnituden angegeben.

Größenklasse

Einheit für die scheinbare Helligkeit eines Gestirns. Da der historische Begriff „Größe“ für die Helligkeit eines Sterns nichts mit dessen physikalischer Größe zu tun hat, wird die Größenklasse heutzutage meistens mit Magnitude (Einheitenzeichen mag oder ein hochgestelltes m) bezeichnet. Auch der Begriff Helligkeitsklasse wird verwendet.

Großer Roter Fleck

Ein riesiger Wirbelsturm auf dem Jupiter, der schon leicht in Amateurfernrohren sichtbar ist und auf Fotografien orangefarben oder rötlich aussieht.

Großkreis

Ein Kreis auf der Oberfläche einer Kugel, dessen Ebene durch den Kugelmittelpunkt geht. Ein Großkreis schneidet die Kugel in zwei gleiche Teile und ist zudem die kürzeste Verbindung zwischen zwei Punkten auf der Kugeloberfläche.

H-Alpha-Filter

Kurzform Hα-Filter. Filter für die astronomische Beobachtung, die nur das Licht der H-Alpha-Linie des ionisierten Wasserstoffs bei einer Wellenlänge von 656,28 nm durchlassen. Zu unterscheiden sind H-Alpha-Filter für die Sonnenbeobachtung und für die Beobachtung von Deep-Sky-Objekten.

H-I-Region

Gebiet im interstellaren Raum mit neutralem Wasserstoffgas. Neutraler Wasserstoff (H-I) ist nicht im Optischen sichtbar, lässt sich aber mit Hilfe einer charakteristischen Radioemissionslinie bei 21 cm Wellenlänge nachweisen.

H-II-Region

Gebiet im interstellaren Raum mit ionisiertem Wasserstoffgas. Heiße, massereiche Sterne in der H-II-Region ionisieren mit ihrer energiereichen UV-Strahlung den Wasserstoff. Die Rekombination der Wasserstoffkerne (Protonen) mit freien Elektronen zu neutralen Atomen führt zur Emission von elektromagnetischer Strahlung mit spezifischen Wellenlängen; die wichtigste dieser Spektrallinien ist die H-Alpha-Linie mit einer Wellenlänge von 656,28 nm im roten Licht.

Halbmond

Eine Mondphase, bei der der Mond in Quadratur steht und von der Erde aus nur halb beleuchtet erscheint (erstes bzw. letztes Viertel).

Halbschatten

Das Gebiet partiellen Schattens, das den Kernschatten der Erde umhüllt. Bei einer Mondfinsternis durchwandert der Mond stets erst den Halbschatten, bevor er in den Kernschatten eintritt.

Halbschattenfinsternis

Eine Mondfinsternis, bei der der Mond nur in den Halbschatten der Erde eintaucht, nicht aber in den Kernschatten. Eine Halbschattenfinsternis ist sehr unauffällig, so dass sie mit bloßen Augen kaum wahrzunehmen ist.

Halo

(1) Atmosphärische Leuchterscheinung. Ein leuchtender Ring um Sonne oder Mond, der durch Brechung, Beugung und Reflexion des Sonnen- bzw. Mondlichts an Eiskristallen in der hohen Erdatmosphäre entsteht. Bei einheitlicher Teilchengröße bilden sich Ringe, bei uneinheitlicher ein Hof aus. Am häufigsten treten Brechungshalos mit einem Radius von 22° oder 46° auf.

(2) Die scheiben- oder ringförmige Erhellung um den Kern eines Kometen oder eines anderen Himmelskörpers.

(3) Der galaktische Halo: Eine sphärische Hülle aus alten Sternen und Kugelsternhaufen, die unser Milchstraßensystem umgibt.

Hauptreihe

Ein schmales, leicht gekrümmtes Band im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD), das diagonal von unten rechts (kühle, rote Sterne) nach oben links (heiße, blaue Sterne) verläuft. Sterne, deren Repräsentation im HRD auf der Hauptreihe zu liegen kommt, befinden sich im Zustand des Wasserstoffbrennens, d.h. sie beziehen ihre Strahlungsenergie aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Man sagt auch, diese Sterne befinden sich im Hauptreihenstadium.

Helligkeit

Ein Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers, ausgedrückt in Größenklassen oder der Einheit Magnitude. Unterschieden werden visuelle, scheinbare, absolute, fotografische und bolometrische Helligkeiten sowie Helligkeiten in einem bestimmten Wellenlängenbereich (z.B. Radiohelligkeit).

Helligkeitsklasse

Synonym für den historischen Begriff Größenklasse, der die scheinbare Helligkeit eines Gestirns in Stufen von 1 bis 6 einteilt. Da der historische Begriff „Größe“ für die Helligkeit eines Sterns nichts mit dessen physikalischer Größe zu tun hat, wird die Größenklasse heutzutage meistens mit Magnitude (Einheitenzeichen mag oder ein hochgestelltes m) bezeichnet.

Herbstpunkt

Der Schnittpunkt von Ekliptik und Himmelsäquator, in dem die Sonne zum Herbstäquinoktium den Himmelsäquator von Nord nach Süd durchquert. Historisch auch Waagepunkt genannt.

Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)

Diagramm, in dem die absolute Helligkeit (oder Leuchtkraft) von Sternen gegen ihre Spektralklasse (oder Oberflächentemperatur) aufgetragen ist. Benannt nach den Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry N. Russell. Für die Astrophysik ist das HRD ein nützliches Instrument, um die Entwicklung von Sternen zu untersuchen. Sterne, die Wasserstoff zu Helium verbrennen, gruppieren sich auf der Hauptreihe, die im HRD von unten rechts (kühle, rote Sterne) nach oben links (heiße, blaue Sterne) verläuft. Massearme Sterne verweilen sehr lange auf der Hauptreihe, während massereiche Sterne sich rascher entwickeln. Weit entwickelte Riesensterne, deren Helligkeit zum Teil veränderlich ist, finden sich rechts der Hauptreihe im oberen Bereich des HRD, während Zwergsterne geringer Leuchtkraft, wie etwa Weiße Zwerge, links der Hauptreihe im unteren Bereich des HRD liegen.

Himmelsäquator

Die Projektion des Erdäquators auf die Himmelssphäre. Diese Bezugsebene des äquatorialen Koordinatensystems teilt den Himmel in zwei Hemisphären, in den nördlichen Himmel mit positiver Deklination und den südlichen Himmel mit negativer Deklination.

Himmelskörper

Allgemeiner Begriff für alle materiellen Objekte im Weltraum, wie zum Beispiel Sterne, Planeten, Kometen und Asteroiden.

Himmelskugel (Himmelssphäre)

Eine gedachte Kugel um die Erde im Mittelpunkt, auf deren Oberfläche alle Gestirne, unabhängig von deren realen Entfernung, projiziert erscheinen. Die Verlängerung der Erdachse trifft diese Kugel in den beiden Himmelspolen. Die Ebene des Himmelsäquators schneidet die Himmelskugel im Himmelsäquator.

Himmelsmechanik

Teilgebiet der Astronomie, die sich mit der Berechnung der Bahnen von Himmelskörpern beschäftigt.

Höhe

auch Elevation genannt: Der Winkelabstand eines Gestirns vom Horizont. Eine der beiden Koordinaten im Azimut- oder Horizontsystem des Beobachters (die zweite Koordinate ist das Azimut). Die Höhe beträgt 0° am Horizont und 90° im Zenit.

Horizont

Allgemein die Grenzlinie zwischen Himmel und Erde.

(1) Der scheinbare Horizont (auch mathematischer oder astronomischer Horizont genannt) ist die Schnittlinie der durch die Augen des Beobachters gelegten waagrechten Ebene mit der Himmelssphäre. Im Horizontsystem des Beobachters teilt der Horizont als Großkreis die Himmelssphäre in eine obere und eine untere Hälfte, deren oberer Pol der Zenit und deren unterer Pol der Nadir ist. (2) Der wahre Horizont (auch geozentrischer Horizont genannt) verläuft parallel zum scheinbaren Horizont, aber durch den Erdmittelpunkt.

(3) Der natürliche Horizont (auch Landschaftshorizont genannt) ist die durch Berge, Bäume und Gebäude veränderte Grenzlinie zwischen Himmel und Erde.

(4) Ein künstlicher Horizont ist in der Instrumententechnik ein Gerät oder Hilfsmittel, mit dem eine Horizontalebene (also eine zur Lotrichtung senkrechte Ebene) realisiert werden kann, wie etwa in der Luftfahrt zur Bestimmung der Raumlage oder in der Astronomie zur Justage von Messgeräten (mittels einer spiegelnden Quecksilberoberfläche).

Hubble-Konstante

Ein nach Edwin P. Hubble benannter Parameter, der die Expansionsrate des Universums angibt. Historisch wurde die Hubble-Konstante anhand der Fluchtgeschwindigkeit bestimmt, mit der nahe Galaxien vom Ort der Erde zurückzuweichen scheinen; somit verknüpft sie die Entfernung von Galaxien mit ihrer scheinbaren Fluchtgeschwindigkeit. Die Hubble-Konstante wird üblicherweise mit H₀ bezeichnet, wobei der Index Null bedeutet, dass die Expansionsrate zum gegenwärtigen Zeitpunkt gemeint ist. Moderne Messungen (mit verschiedenen Methoden) ergeben Werte um H₀ = 70 Kilometer pro Sekunde und pro Megaparsec.

Infrarotstrahlung

Wärmestrahlung. Unsichtbare elektromagnetische Strahlung mit Wellenlängen zwischen etwa 760 nm und 1 mm. Damit bildet die Infrarotstrahlung den Übergang zwischen dem roten Ende des sichtbaren Spektrums und den Radiowellen. Die Infrarotstrahlung aus dem Weltraum wird vom Wasserdampf in der Erdatmosphäre stark absorbiert, weshalb Beobachtungen in diesem Wellenlängenbereich von hochgelegenen Observatorien in trockenen Wüstengebieten, von Ballonen, Flugzeugen oder Weltraumteleskopen aus vorgenommen werden müssen. Astronomisch interessant ist Infrarotstrahlung, weil sich mit ihrer Messung Einblicke in interstellare Staubwolken, Sternentstehungsgebiete und auch ins galaktische Zentrum gewinnen lassen.

Interferenz

Die Überlagerung von zwei oder mehr Wellen gleicher Wellenlänge, wobei sich die Schwingungsamplituden addieren. Treffen an einem Raumpunkt Wellenberge der einen Welle mit den Wellenbäuchen der anderen zusammen, löschen sich die Wellen aus (destruktive Interferenz); treffen hingegen die Wellenberge beider Wellen zusammen, verstärkt sich die Amplitude (konstruktive Interferenz). Die Interferenz elektromagnetischer Wellen liegt als Messprinzip zahlreichen hochempfindlichen astronomischen Instrumenten zugrunde.

Interferometer

Ein Messgerät, das Interferenzerscheinungen für Präzisionsmessungen nutzt. Beispiele sind Zusammenschlüsse aus mehreren optischen Teleskopen oder Radioteleskopen, um das Auflösungsvermögen der Beobachtung zu steigern. Auch in Gravitationswellendetektoren werden Laserinterferometer eingesetzt.

interstellare Materie

Bezeichnung für jede Art von Materie im Raum zwischen den Sternen, dazu gehören diffus verteiltes Gas (hauptsächlich Wasserstoff und Helium), winzige feste Staubteilchen, sichtbare Planetarische Nebel, Supernova-Überreste, Dunkelwolken, Reflexionsnebel und H-II-Regionen. Die mittlere Dichte der interstellaren Materie ist weit geringer als das beste in irdischen Laboratorien erzeugbare Vakuum: Im Mittel enthält jeder Kubikzentimeter im interstellaren Raum nur ein Atom, und in einem Volumen von einer Million Kubikmetern findet sich nur ein Staubkorn. Schätzungsweise zehn Prozent der Masse unseres Milchstraßensystems entfallen auf interstellare Materie.

Ionisation

Die Erzeugung eines positiv geladenen Ions aus einem neutralen Atom durch Herausschlagen eines oder mehrerer Elektronen aus der Elektronenhülle. Die für die Ionisation nötige Energie kann dem Atom durch thermische Bewegung (hohe Temperaturen), durch Stoß mit einem schnellen Teilchen oder durch ionisierende Strahlung (Absorption von Photonen hoher Energie) zugeführt werden. Der zur Ionisation umgekehrte Vorgang ist die Rekombination.

Ionosphäre

Eine Schicht zwischen 80 km und etwa 500 km Höhe in der Atmosphäre der Erde, in der die meisten Atome und Moleküle als positive Ionen und freie Elektronen vorliegen. Diese Ladungsträger beeinflussen die Ausbreitung von Radiowellen. Da die Ionisation zum Teil durch die energiereiche UV- und Röntgenstrahlung der Sonne erfolgt, schwankt der Ionisationsgrad im Laufe des Tag-Nacht-Zyklus und mit der Sonnenaktivität.

Jahr

Die Dauer eines Umlaufs der Erde um die Sonne. Im bürgerlichen Sprachgebrauch der Zeitabschnitt, der in ganzen Tagen etwa einem Umlauf um die Sonne entspricht, also 365 Tage (366 Tage in einem Schaltjahr). Je nach Bezugspunkt am Himmel ergeben sich verschiedene Jahreslängen:

Siderisches Jahr (Sternjahr): Das Zeitintervall, nach dem die mittlere Sonne bezüglich der Sterne wieder dieselbe Position am Himmel erreicht hat: 365,2563604167 Tage (365d 06h 09min 09,54sec). In diesem Zeitraum bewegt sich die Sonne um 360° relativ zu den Sternen.

Tropisches Jahr (Sonnenjahr): Das Zeitintervall zwischen aufeinanderfolgenden Durchgängen der mittleren Sonne durch den Frühlingspunkt: 365,24219052 Tage (365d 05h 48min 45,261sec). Wegen der Präzession der Erdachse, die den Frühlingspunkt verschiebt, ist das tropische Jahr rund 20 Minuten kürzer als das siderische. In diesem Zeitraum bewegt sich die Sonne um 360° − 50,26″ relativ zu den Sternen. Da die mittlere ekliptikale Länge der Sonne auf den Frühlingspunkt bezogen wird, ist ein tropisches Jahr der Zeitraum, in dem die mittlere ekliptikale Länge der Sonne um 360° zunimmt.

Anomalistisches Jahr: Das Zeitintervall zwischen aufeinanderfolgenden Durchgängen der Erde durch ihr Perihel: 365,259635864 Tage (365d 06h 13min 52,539sec). Wegen der Bahnstörungen durch die anderen Planeten, die das Perihel pro Jahr um 11,6 Bogensekunden verschieben, ist das anomalistische Jahr um knapp fünf Minuten länger als das siderische. In diesem Zeitraum bewegt sich die Sonne um 360° + 11,6″ relativ zu den Sternen.

Kalenderjahr (bürgerliches Jahr): Die mittlere Länge des Jahres nach dem Gregorianischen Kalender: 365,2425 Tage (365d 05h 49min 12sec). Um in ganzen Tagen rechnen zu können, umfasst ein gewöhnliches Kalenderjahr 365 Tage, wobei nach einer Schaltregel gelegentlich ein weiterer Tag eingefügt wird, um das Kalenderjahr an das tropische Jahr anpassen zu können.

Jahreszeiten

Periodische Veränderungen im Klima, bedingt dadurch, dass die Erdachse nicht senkrecht zur Erdbahnebene steht, sondern um 23,5° gekippt ist. Somit ist auch der Himmelsäquator um 23,5° gegenüber der Ekliptik geneigt (Schiefe der Ekliptik). Da die Lage der Erdachse im Raum konstant ist (bis auf eine langfristige Kreiselbewegung, die Präzession), schwankt während eines Umlaufs der Erde um die Sonne die Dauer und Stärke der Sonneneinstrahlung in den verschiedenen geografischen Zonen der Erdoberfläche. Zu den beiden Äquinoktien (Tagundnachtgleichen), wenn die scheinbare Sonnenbahn entlang der Ekliptik den Himmelsäquator kreuzt, sind Tag und Nacht für alle Orte der Erde gleich lang. Steht die Sonne im Frühlingspunkt, beginnt auf der Nordhalbkugel der Erde der Frühling, auf der Südhalbkugel der Herbst. Zu Beginn des Sommers auf der Nordhalbkugel steht die Sonne senkrecht über dem nördlichen Wendekreis; dann sind die Tage am längsten und die Nächte am kürzesten (entsprechend beginnt auf der Südhalbkugel der Winter und die Tage sind dort am kürzesten und die Nächte am längsten). Wegen der leicht elliptischen Umlaufbahn der Erde sind die Jahreszeiten nicht gleich lang. Dass die Entfernung der Erde zur Sonne im Jahreslauf leicht schwankt, hat auf die Jahreszeiten keinen Einfluss.

Jets

Strahlenförmige Materieabströmungen, die von einer Vielzahl unterschiedlicher Quellen ausgehen können, so z.B. von Kometen, jungen Sternen, Schwarzen Löchern, Radiogalaxien und Quasaren. Dementsprechend haben Jets sehr unterschiedliche Entstehungsmechanismen.

Julianisches Datum

Abkürzung J.D. oder JD. Eine durchlaufende Zählung der Tage, beginnend am Mittag (12 Uhr UT) des 1. Januar 4713 v. Chr., die gern im Zusammenhang mit Phänomenen benutzt wird, die sich über längere Zeiträume erstrecken, wie z.B. die Beobachtung von veränderlichen Sternen. Der Name hat nichts mit Julius Cäsar oder dem Julianischen Kalender zu tun, sondern wurde von Joseph Justus Scaliger, der die Zählung 1582 einführte, nach seinem Vater Julius Cäsar Scaliger benannt. Den ganzen Tagen, die seit Beginn der Zählung vergangen sind (der Julianischen Tageszahl), werden die Stunden, Minuten und Sekunden als Dezimalbruchteile des Tages hinzugefügt. Dadurch, dass eine neue Julianische Tageszahl mittags und nicht um Mitternacht beginnt, wird ein Datumswechsel im Lauf einer Nacht vermieden. Beispiel einer Zeitangabe: 1.1.2020, 0:00 Uhr UT = JD 2458849,5.

kataklysmische Veränderliche

Sehr enge Doppelsternsysteme, deren Strahlungsausbrüche auf einer Wechselwirkung zwischen den beiden Komponenten beruhen. Einer der beiden Partner ist ein weit entwickelter Stern, der sich aufbläht, der andere ein kompaktes Objekt wie ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. In dieser Konstellation strömt Materie aus der Hülle des sich aufblähenden Sterns zum Partner über, wo sie sich zunächst in einer Akkretionsscheibe ansammelt, bei Vorliegen eines starken Magnetfeldes aber auch direkt auf die Oberfläche des Partners trifft. Es gibt in einem solchen System im Allgemeinen fünf Lichtquellen: die beiden Sterne, der Gasstrom, die Akkretionsscheibe sowie der Auftreffpunkt des Gasstroms, heißer Fleck genannt. Durch Veränderungen im Gasstrom und Instabilitäten in der Akkretionsscheibe schwankt die Helligkeit des Systems auch in ruhigen Phasen. Bei Überschreiten bestimmter Kriterien können im heißen Fleck explosionsartig Kernfusionsreaktionen einsetzen, die die Helligkeit um mehrere Größenordnungen ansteigen lassen. Zu den kataklysmischen Veränderlichen zählen z.B. Novae, Zwergnovae und rekurrierende Novae, deren Lichtausbrüche sich in bestimmten Zeitabständen wiederholen können.

kataklysmische Veränderliche

keplersche Gesetze

Die drei von Johannes Kepler erkannten Gesetzmäßigkeiten der Planetenbewegung, deren tiefere Ursache in der Gravitationstheorie liegt: 1. Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. 2. Der Radiusvektor (die Verbindungslinie zwischen Planet und Sonne) überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen. 3. Die Quadrate der siderischen Umlaufzeiten der Planeten verhalten sich wie die dritten Potenzen der großen Halbachsen ihrer Bahnen.

Kernfusion

Die Verschmelzung von Atomkernen zu schwereren Kernen, wobei im Allgemeinen Energie freigesetzt wird. Da für die Verschmelzung die elektromagnetische Abstoßung der positiv geladenen Atomkerne überwunden werden muss, ist Kernfusion nur bei sehr hoher Temperatur (hoher kinetischer Energie) und hoher Stoßwahrscheinlichkeit der Kerne (hoher Dichte) möglich. Die Fusion von Wasserstoff zu Helium ist die wichtigste Energiequelle von Sternen. Im Laufe der Zeit werden im Zentralbereich eines Sterns immer schwerere Kerne gebildet, bis hin zum Eisen.

Kiloparsec

1000 Parsec oder 3260 Lichtjahre. Kurzzeichen: kpc.

Kleinkörper

Sammelbezeichnung für Kometen, Asteroiden und Meteoroide, die die Sonne umkreisen und deren Masse und Gravitation – im Gegensatz zu Zwergplaneten – zu gering ist, um eine Kugelgestalt auszubilden.

Kleinplanet

auch Asteroid oder Planetoid genannt: Ein Kleinkörper des Sonnensystems, der im Gegensatz zu Kometen überwiegend aus Gestein oder Metall besteht und keine Aktivitätserscheinungen zeigt.

Kollimator

Ein optische Anordnung, die das Licht einer Lichtquelle in ein Bündel aus parallelen Lichtstrahlen überführt.

Koma

(1) Die den Kern eines Kometen umgebende neblige Gas- und Staubhülle. (2) Ein Abbildungsfehler, der in optischen Systemen großer Öffnung bzw. kurzer Brennweite durch achsenschiefe Lichtbündel auftritt und die Abbildung eines Sterns insbesondere am Rand des Bildfelds strich- oder kometenschweifartig verzerrt.

Komet

Ein Kleinkörper des Sonnensystems, der im Gegensatz zu Asteroiden überwiegend aus einer lockeren Zusammenballung aus gefrorenen Gasen und Staub besteht, auf einer langgestreckten elliptischen Bahn die Sonne umrundet und in Nähe der Sonne einen oder mehrere Schweife ausbildet und andere Aktivitätserscheinungen zeigt. Der Plasmaschweif ist durch die Einwirkung des Sonnenwindes immer von der Sonne weg gerichtet, während der Staubschweif auch gekrümmt sein kann. Periodische Kometen verteilen im Lauf der Zeit viele Staubpartikel entlang ihrer Bahn. Solche Wolken aus Staubpartikeln sind Quellen von Meteorströmen.

Konjunktion

(1) Diejenige Stellung eines Planeten, bei der die Sonne in der Verbindungslinie Erde–Planet liegt, der Planet also die Elongation 0° hat. Bei den inneren Planeten Merkur und Venus sind die obere Konjunktion (Planet steht hinter der Sonne) und die untere Konjunktion (Planet steht zwischen Erde und Sonne) zu unterscheiden. Während einer unteren Konjunktion kommt es nur dann zu einem Durchgang des Planeten vor der Sonnenscheibe, wenn einer der Bahnknoten des Planeten nahe der Ekliptik liegt. (2) Allgemein die Stellung zweier Planeten oder eines Planeten und des Mondes bei gleicher ekliptikaler Länge.

Koordinatensystem

System aus zwei Koordinaten, das in der Astronomie genutzt wird, um die Position eines Gestirns an der Himmelssphäre anzugeben. Je nach Verwendungszweck sind mehrere Koordinatensysteme mit verschiedenen Grundkreisen in Gebrauch: (1) Im Azimut- oder Horizontsystem des Beobachters geben die beiden Winkel Azimut und Höhe die (nur für einen bestimmten Zeitpunkt und die jeweilige Position des Beobachters gültige) Position des Gestirns an der Himmelssphäre an. Grundkreis ist der Horizont des Beobachters. (2) Im Äquatorialsystem sind die beiden Koordinaten Rektaszension und Deklination für alle Beobachtungsorte gleich und verändern sich langfristig nur infolge der Eigenbewegung des Gestirns und der Präzession und Nutation der Erdachse. Bezugskreis ist der Himmelsäquator. In Sternkatalogen sind die Rektaszension und die Deklination für den Zeitpunkt eines bestimmten Äquinoktiums (der Epoche) angegeben. (3) Im Ekliptikalsystem, das fast ausschließlich für die Positionsangabe von Körpern des Sonnensystems genutzt wird, sind die beiden Koordinaten die ekliptikale Länge und die ekliptikale Breite. Grundkreis ist die Ekliptik. (4) Im galaktischen System, das für die Untersuchung der räumlichen Verteilung der Himmelskörper im Milchstraßensystem genutzt wird, sind die beiden Koordinaten die galaktische Länge und die galaktische Breite. Grundkreis ist der galaktische Äquator, der genähert mit der Mittellinie des sichtbaren Bandes der Milchstraße zusammenfällt.

Korona

Die äußerste Hülle der Sonnenatmosphäre, die oberhalb der Chromosphäre beginnt und sich weit in den interplanetaren Raum hinaus erstreckt. Sie besteht aus sehr dünnem, ionisiertem Gas (Plasma) hoher Temperatur und ist ohne Instrumente nur während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar.

koronale Löcher

Gebiete verminderter Dichte in der Korona der Sonne. Sie haben ein offenes Magnetfeld, wodurch geladene Teilchen des Sonnenwindes in verstärkter Intensität in den Weltraum geschleudert werden.

kosmische Hintergrundstrahlung

Auch Drei-Kelvin-Strahlung oder kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung genannt. Rest des elektromagnetischen Strahlungsfeldes, das rund 300 000 Jahre nach dem Urknall das Universum erfüllte, nachdem dieses nach der Rekombination von Atomkernen und freien Elektronen durchsichtig geworden war. Die kosmische Hintergrundstrahlung ist eine Schwarzkörperstrahlung, die sich durch eine Temperatur des Strahlungsfeldes beschreiben lässt. Infolge der Expansion des Universums kühlte sich das Strahlungsfeld ab, und es entspricht heute einer Schwarzkörperstrahlung von 2,73 Kelvin. Die kosmische Hintergrundstrahlung gilt als einer der wichtigsten Belege für die Gültigkeit des Urknallmodells. Winzige Temperaturabweichungen in diesem Strahlungsfeld erlauben Rückschlüsse auf die frühe Entwicklung des Universums.

kosmische Strahlung

Aus Teilchen und Gammaquanten bestehende Strahlung, die mit hoher kinetischer Energie aus dem Weltraum in die Erdatmosphäre eindringen und dort nach dem Zusammenstoß mit Gasatomen sekundäre Teilchenschauer auslösen. Die primären Teilchen der kosmischen Strahlung haben um viele Größenordnungen höhere Energien als sichtbares Licht, dessen Energie im Bereich von einem Elektronvolt (eV) liegt. Bis zu etwa 10⁹ eV (einem Gigaelektronvolt) dominieren die Partikel des Sonnenwinds. Zu höheren Energien nimmt der Teilchenfluss stark ab. Der Verlauf des Energiespektrums wird durch ein Potenzgesetz bestimmt, das auf nicht-thermische Quellen im Kosmos hinweist. Vermutlich tragen bis zu etwa 10¹⁶ eV Quellen aus unserem Milchstraßensystem zum Teilchenfluss bei; oberhalb dieser Energie muss die Strahlung extragalaktischen Ursprungs sein.

Kosmologie

Teilgebiet der Astrophysik, mit dem die Struktur und die Entwicklung des Universums im großen Raum- und Zeit-Maßstab untersucht werden.

Kreisbahngeschwindigkeit

Diejenige Geschwindigkeit, die ein Raumflugkörper haben muss, damit er eine Kreisbahn um sein Gravitationszentrum beschreibt.

Kugelsternhaufen

Nahezu kugelförmige, kompakte Sternhaufen hohen Alters, die zum Teil mehrere Millionen Sterne enthalten. Sie sind vermutlich gemeinsam mit dem Milchstraßensystem entstanden, bevor dieses seine flache, spiralförmige Struktur annahm. Kugelsternhaufen sind recht gleichförmig im galaktischen Halo verteilt und umlaufen das galaktische Zentrum als Schwerkraftzentrum. Ihre weiten Umlaufbahnen können sie auch durch die galaktische Scheibe des Milchstraßensystems hindurchführen. Kugelsternhaufen sind beliebte Beobachtungsobjekte für Amateurastronomen.

Kuipergürtel

Ringförmige, flache Zone im äußeren Sonnensystem jenseits der Planetenbahnen, in der urtümliche Eis- und Gesteinsbrocken die Sonne umkreisen. Diese Kuipergürtelobjekte genannten Himmelskörper sind vermutlich seit der Entstehung des Sonnensystems unverändert geblieben. Möglicherweise stammt ein Großteil der Kometen mit mittleren Umlaufperioden aus dem Kuipergürtel, wo sie durch Kollisionen mit anderen Objekten zertrümmert und auf Bahnen ins innere Sonnensystem abgelenkt wurden.

Kulmination

Der Zeitpunkt, zu dem ein Himmelsobjekt den Meridian überquert, zu dem es also auf seiner scheinbaren täglichen Bahn an der Himmelssphäre die größte Höhe über dem Horizont erreicht. Handelt es sich um einen Zirkumpolarstern, lässt sich 12 Stunden später auch die untere Kulmination beobachten. Für Objekte, die am Beobachtungsort auf- und untergehen, findet die untere Kulmination unter dem Horizont statt.

letztes Viertel

Halbmondphase des abnehmenden Mondes. Der Mond steht dann in Quadratur (90° westliche Elongation) und erscheint von der Erde aus nur halb beleuchtet.

letztes Viertel

Halbmondphase des abnehmenden Mondes. Der Mond steht dann in Quadratur (90° westliche Elongation) und erscheint von der Erde aus nur halb beleuchtet.

Leuchtende Nachtwolken

Weißlich-bläuliche Wolken, die in der Nordhemisphäre der Erde, in Breiten zwischen etwa 50 und 70°, gelegentlich in den kurzen Nächten der Monate Mai bis August zu beobachten sind. Sie haben nichts mit normalen Wolken zu tun, sondern bilden sich in der Ionosphäre in Höhen oberhalb 80 km. Sie bestehen aus Eiskristallen, die sich um Staubkörner (eventuell meteoritischen Ursprungs) herum bilden, und sind sichtbar, weil sie vom Licht der nicht sehr tief unter dem Horizont stehenden Sonne beleuchtet werden. In der Regel sind wellenförmige Strukturen in den Wolken zu beobachten.

Leuchtkraft

Die pro Sekunde von einem Stern abgestrahlte Energie, die von der Größe und der Temperatur der strahlenden Oberfläche abhängig ist. Ein Maß für die Leuchtkraft ist die absolute Helligkeit.

Libration

Durch verschiedene Effekte hervorgerufene Erscheinung, dass die insgesamt (über mehrere Mondumläufe hinweg) sichtbare Fläche des Mondes trotz dessen gebundener Rotation um die Erde nicht 50 Prozent, sondern 59 Prozent beträgt. Die Libration in Länge beruht darauf, dass die Bahngeschwindigkeit des Mondes nicht konstant ist. Die Libration in Breite kommt durch die Neigung des Mondäquators um 6,7° zur Mondbahnebene zustande. Die tägliche Libration entsteht durch die wechselnde Position des irdischen Beobachters infolge der Drehung der Erde.

Licht

Der für das menschliche Auge sichtbare Bereich des elektromagnetischen Spektrums im Wellenlängenbereich zwischen etwa 380 nm (blau) und 780 nm (rot). Im weiteren Sinne auch das an diesen Spektralbereich angrenzende UV-Licht und Infrarotlicht.

Lichtgeschwindigkeit

Die Ausbreitungsgeschwindigkeit elektromagnetischer Strahlung im Vakuum, eine der wichtigsten Naturkonstanten. Per Definition gilt: Lichtgeschwindigkeit c = 299 792 458 Meter pro Sekunde. In lichtdurchlässigen Materialien ist die Ausbreitungsgeschwindigkeit c_n wegen des Brechungsindex n kleiner: c_n= c/n. Die Lichtgeschwindigkeit ist die höchste Geschwindigkeit, mit der sich ein Signal ausbreiten kann.

Lichtjahr

Astronomische Entfernungseinheit. Die Strecke, die Licht in einem (tropischen) Jahr zurücklegt. Kurzzeichen: Lj. Es gilt: 1 Lj = 9 460 730 472 580 800 m = 63 241 AE = 0,3066 pc.

Lichtkurve

Grafische Darstellung des Helligkeitsverlaufs eines Himmelsobjekts mit veränderlicher Helligkeit (zum Beispiel eines veränderlichen Sterns oder eines Kometen).

Lichtverschmutzung

Die Aufhellung des Nachthimmels durch (meist nicht sachgerecht angebrachte) künstliche Lichtquellen, vor allem in Ballungszentren, die die auf natürliche Dunkelheit angewiesene Tier- und Pflanzenwelt stört und auch astronomische Beobachtungen beeinträchtigt.

Linse

Ein aus transparentem Material (Glas, Kunststoff, Kristall) gefertigtes optisches Element, das die durchgehenden Lichtstrahlen durch Brechung ablenkt und zur Abbildung von Objekten benutzt wird.

Linsenfernrohr

Auch Linsenteleskop oder Refraktor genannt. Ein optisches Instrument, das mit Hilfe von Linsen ein vergrößertes Bild des beobachteten Objekts erzeugt.

Lokale Gruppe

Der Galaxienhaufen, zu dem auch unser Milchstraßensystem gehört. Weitere Mitglieder sind z.B. die Andromedagalaxie M31, die Dreiecksgalaxie M33, die Große und die Kleine Magellansche Wolke sowie rund 60 irreguläre Galaxien und Zwerggalaxien.

Luftunruhe (Seeing)

Störungen der Ausbreitung von Lichtwellen durch Turbulenzen in der Erdatmosphäre und durch lokale Gegebenheiten des Beobachtungsorts.

Lunation

Die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Neumonden, entspricht einem synodischen Monat.

Magnetfeld

Ein durch elektrische Ströme oder zeitlich veränderliche elektrische Felder erzeugtes Kraftfeld, das seinerseits die Bewegung von geladenen Teilchen beeinflusst. Einzelne Himmelskörper wie Sterne und Planeten können ein Magnetfeld haben, aber auch der Raum zwischen den Sternen und Galaxien ist von einem Magnetfeld erfüllt.

Magnetischer Sturm

Heftige Schwankungen des magnetischen Feldes der Erde, die durch Teilchenschauer ausgelöst werden, die etwa 24 Stunden nach Eruptionen auf der Sonne auf die irdische Magnetosphäre auftreffen. Dies kann zu relativ starken elektrischen Strömen in der Ionosphäre führen, die Polarlichter hervorrufen, aber auch den Radio- und Funkverkehr stören und in Extremfällen sogar die Stromversorgung unterbrechen können.

Magnetosphäre

Der Bereich um einen Planeten, der von seinem Magnetfeld erfüllt ist. Die Magnetosphäre der Erde ist von dem Bereich umgrenzt, der vom Sonnenwind und dem Magnetfeld der Sonne dominiert wird. Durch Wechselwirkung des Sonnenwinds mit der irdischen Magnetosphäre verändert diese ihre Form, und innerhalb von ihr können magnetische Stürme auftreten.

Magnitude

Einheit für die scheinbare oder absolute Helligkeit eines Gestirns. (Einheitenzeichen mag oder ein hochgestelltes ^m). Die historischen Begriffe „Größe“ für die Helligkeit eines Sterns und „Größenklasse“ für die Einheit der Helligkeit werden nur noch selten benutzt, da sie nichts mit der physikalischen Größe eines Sterns zu tun haben.

Maksutow-Teleskop

Eine Spiegeloptik, die im Unterschied zu anderen Teleskopkonstruktionen nur von kugelförmig geschliffenen Spiegeln Gebrauch macht und somit einfacher herzustellen ist. Durch eine meniskusförmige Korrekturplatte an der Öffnung tritt das Licht in den Tubus ein, fällt auf den Hauptspiegel, von dort zurück auf einen Hilfsspiegel, der direkt auf die Innenseite der Korrekturplatte aufgedampft ist und wird von diesem durch eine zentrale Bohrung im Hauptspiegel im Fokus gebündelt, der hinter dem Hauptspiegel liegt. Das Maksutow-Prinzip wird insbesondere für kompakte Spiegelteleskope und Teleobjektive eingesetzt. In der fotografischen Version hat es ähnliche Vorteile wie die Schmidt-Kamera.

Masse

Die Menge Materie, die ein Körper enthält. Sie ist eine grundlegende Eigenschaft der Materie und die Ursache der Anziehung von Materie über die Gravitation.

Massenzahl

Die Anzahl von Protonen und Neutronen im Kern eines Atoms, auch Nukleonenzahl genannt.

Materie

Jede Art von Stoff oder Körper, der aus Atomen und deren Grundbausteinen aufgebaut ist.

Meridian

Der Großkreis an der Himmelssphäre, der durch den Zenit und Nadir des Beobachters und die beiden Himmelspole geht. Der Meridian schneidet den Horizont des Beobachters genau im Norden und Süden.

Messier-Katalog

Ein von dem Franzosen Charles Messier im 18. Jahrhundert zusammengestelltes Verzeichnis von Nebeln, Sternhaufen und Galaxien. Die als M1 bis M110 durchnummerierten Objekte in diesem Katalog sind insbesondere für Einsteiger in die visuelle Himmelsbeobachtung geeignete Deep-Sky-Objekte.

Meteor

Die Leuchterscheinung, die ein einzelner Körper (Meteoroid oder Asteroid) hervorruft, wenn er in die Erdatmosphäre eindringt und dabei verglüht. Im allgemeinen Sprachgebrauch auch Sternschnuppe genannt. Die Körper, die als gewöhnliche Meteore sichtbar sind, haben üblicherweise die Größe von Sandkörnern oder Kieselsteinen und wurden einst als Staub von Kometen freigesetzt. Ein sehr heller Meteor wird Feuerkugel oder Bolide genannt; der Ursprungskörper kann ein Bruchstück eines Asteroiden sein. Ist die Anfangsmasse groß genug, können Fragmente des Ursprungskörpers als Meteorite auf die Erdoberfläche gelangen.

Meteorit

Das Fragment eines Asteroiden oder Meteoroiden, das nach dessen Durchgang durch die Erdatmosphäre auf die Erdoberfläche gefallen ist.

Meteoroid

Die Bezeichnung für den Ursprungskörper eines Meteoriten, solange er sich noch im Weltraum befindet. Meteoroide sind kleiner als Asteroiden, wobei die Größe zwischen den beiden Klassen von Himmelskörpern nicht genau definiert ist.

Milchstraße

Das schimmernde, von Dunkelregionen unterbrochene Band aus Sternen, das sich quer über den Nachthimmel zieht. Da sich die Erde nahe der Zentralebene unserer flachen Heimatgalaxie, des Milchstraßensystems, befindet, sehen wir deren Scheibe als Band an den Himmel projiziert. Bereits mit einem kleinen Teleskop lässt sich die Milchstraße in Einzelsterne auflösen.

Milchstraßensystem

Unsere Heimatgalaxie, die Galaxis. Sie enthält rund 400 Milliarden Sterne in einem diskusförmigen Gebilde mit einem bauchigen Zentralgebiet und ist durch Spiralarme strukturiert. Der Durchmesser des Milchstraßensystems beträgt rund 100 000 Lichtjahre, die Dicke des Zentralgebiets rund 20 000 Lichtjahre. Unsere Sonne befindet sich nahe der Zentralebene der galaktischen Scheibe und ist rund 30 000 Lichtjahre vom Zentrum entfernt.

Mond

Im engeren Sinn der Erdmond, der einzige natürliche Trabant der Erde. Im weiteren Sinn auch die Bezeichnung für einen Trabanten, der einen anderen Planeten umkreist, z.B. die Monde des Mars oder des Jupiter.

Mondfinsternis

Die Verfinsterung des Mondes durch den Schatten der Erde. Damit eine Mondfinsternis zustande kommt, muss der Mond in Opposition zur Sonne stehen (es muss also Vollmond sein), und der Mond muss sich nahe an einem seiner beiden Bahnknoten befinden, damit er nicht oberhalb oder unterhalb des Erdschattens vorbeizieht (die ekliptikale Breite muss kleiner als etwa 1° sein). Der Erdschatten besteht aus einem dunklen Kernschatten, der als spitzer Kegel etwa 1,3 Millionen km in den Raum hinausreicht und in den kein direktes Sonnenlicht gelangen kann, und einem um den Kernschatten herum liegenden Halbschatten, dessen Kegel sich nach außen hin weitet. Bei mittleren geometrischen Verhältnissen ist am Ort des Mondes der Kernschatten knapp dreimal so breit wie der Durchmesser des Mondes, der Halbschatten knapp fünfmal so breit. Taucht der Mond vollständig in den Kernschatten ein, spricht man von einer totalen Mondfinsternis. Befindet er sich etwas weiter weg von seinem Bahnknoten, streift er den Kernschatten nur; die Finsternis ist dann partiell. Bei noch größeren Abständen vom Bahnknoten geht er nur durch den Halbschatten. Eine solche Halbschattenfinsternis ist sehr unauffällig und mit bloßen Augen kaum zu bemerken. Vom Mond aus gesehen, schiebt sich bei einer totalen Mondfinsternis die Erde vollständig vor die Sonnenscheibe. Es wird jedoch nicht vollständig dunkel, denn die Erdatmosphäre streut einen Teil des von der Sonne kommenden Lichts in den geometrischen Kernschattenkegel hinein. Da das kurzwellige blaue Licht stärker gestreut wird als das langwellige rote, erscheint der Mond in ein rostrotes schummriges Licht getaucht. Eine Mondfinsternis ist von jedem Ort der Erde sichtbar, an dem der Mond über dem Horizont steht.

Mondphase

Die von der Erde aus gesehene Beleuchtungsform (Lichtgestalt) des Mondes. Stets ist eine Hälfte des Mondes von Sonnenlicht beleuchtet, doch wegen des Umlaufs des Mondes um die Erde ändert sich periodisch die Stellung zwischen Sonne, Erde und Mond, sodass wechselnde Anteile der beleuchteten Mondoberfläche sichtbar sind. Die vier Haupt-Mondphasen sind Neumond, erstes Viertel, Vollmond und letztes Viertel.

Montierung

Der mechanische Unterbau eines Teleskops, der im Allgemeinen nicht nur der Stabilisierung, sondern auch der Nachführung dient. Man unterscheidet verschiedene Bauarten, z.B. azimutale oder parallaktische Montierungen.

Nachthimmelsleuchten

auch Airglow genannt: Eine ständig vorhandene, aber veränderliche und sehr schwache Aufhellung des nächtlichen Himmels, die durch atomare Prozesse in der Ionosphäre der Erde hervorgerufen wird. Die intensive UV-Strahlung der Sonne ionisiert tagsüber Gasatome und -moleküle in der oberen Atmosphärenschicht, die dann bei der zeitlich verzögerten Rekombination auch nachts Licht aussenden.

Nachthimmelsleuchten

Nadir

Der Fußpunkt an der Himmelssphäre, der sich genau senkrecht unter dem Beobachter befindet. Er liegt dem Zenit (Scheitelpunkt) genau gegenüber.

Nebel

Wolken aus interstellarem Gas und Staub mit diffusem, nicht scharf begrenztem Erscheinungsbild. Emissionsnebel werden durch nahe stehende heiße Sterne zum Leuchten angeregt, die das Gas ionisieren, wobei das Licht in Form von Emissionslinien bei einigen wenigen Wellenlängen ausgesandt wird (insbesondere die H-Alpha-Linie des Wasserstoffs). Reflexionsnebel leuchten nicht selbst, sondern der in ihnen enthaltene Staub reflektiert das Licht nahe stehender Sterne. Dunkelnebel haben keine beleuchtenden oder ionisierenden Sterne in der Nähe; sie sind nur sichtbar, wenn sie das Licht dahinter stehender Sterne verdecken und so scheinbar ein Loch in einem sternenreichen Himmelsfeld bilden. In Nebeln können durch Abkühlung und Kollaps von Teilregionen der Gas- und Staubwolken neue Sterne entstehen.

Neumond

Eine der vier Haupt-Mondphasen, bei der der Mond genau zwischen Erde und Sonne steht (Elongation 0°).

Neutrino

Ein elektrisch neutrales Elementarteilchen, das fast keine Masse hat, sich mit fast Lichtgeschwindigkeit bewegt und nur der schwachen Wechselwirkung unterliegt. Neutrinos entstehen in einer Vielzahl von Kernreaktionen, im Kosmos z.B. bei der Kernfusion im Innern von Sternen, in Supernovae, bei der Verschmelzung von Neutronensternen oder in aktiven Galaxien (Blazaren).

Neutron

ein elektrisch neutrales Elementarteilchen, gemeinsam mit dem positiv geladenen Proton einer der beiden Grundbausteine von Atomkernen.

Neutronenstern

Ein hauptsächlich aus Neutronen bestehender kompakter Stern, dessen Dichte mit derjenigen von Atomkernen vergleichbar ist. Neutronensterne entstehen aus dem Kerngebiet massereicher Sterne, wenn sie als Supernovae explodieren. Sie haben ein starkes Magnetfeld und rotieren sehr schnell, wodurch sie elektromagnetische Strahlung in Form von Strahlenbündeln aussenden, die als Pulsare beobachtet werden können, wenn ein Strahlungsbündel die Erde überstreicht. Neutronensterne haben eine der Sonne vergleichbare Masse, aber einen Durchmesser von nur rund 20 Kilometern. Sie sind damit die dichtesten bekannten Objekte im Universum ohne Ereignishorizont.

Newton-Teleskop

Eine gebräuchliche Bauart eines Spiegelteleskops, die auf Isaac Newton zurückgeht. Das einfallende Licht wird von einem parabolisch geschliffenen Hauptspiegel auf einen kleinen ebenen, um 45° geneigten Fangspiegel reflektiert, der das Licht seitlich aus dem Tubus lenkt. Durch diese Konstruktion wird der Brennpunkt des Teleskops neben den Tubus verlegt. Das Okular befindet sich nahe der Öffnung des Teleskops und man blickt seitlich in das Rohr.

Nova

Ein Stern, der infolge eines plötzlichen Strahlungsausbruchs seine Helligkeit für Tage, Wochen oder Monate vervielfacht und schließlich langsam wieder auf seine normale Helligkeit zurückfällt. Novae gehören zu den kataklysmischen Veränderlichen, also zu engen Doppelsternsystemen mit Massenaustausch. Durch den Materiestrom von einem massearmen Hauptreihenstern auf einen Weißen Zwerg können auf dessen Oberfläche oder auf einer ihn umgebenden Akkretionsscheibe thermonukleare Reaktionen zünden, die den Helligkeitsausbruch auslösen.

Nutation

Eine schwache Schwankung mit einer Periode von 18,6 Jahren, die der Präzession der Erdachse überlagert ist und auf Störungen durch den Mond zurückgeht.

OB-Assoziation

Raumbereich in einer gasreichen Spiralgalaxie oder irregulären Galaxie, in der vor relativ kurzer Zeit massereiche, heiße Sterne der Spektraltypen O und B entstanden sind und zum Teil noch immer entstehen. Wegen der hohen Leuchtkraft der O- und B-Sterne sind OB-Assoziationen über große Entfernungen nachweisbar.

OB-Assoziation

Objektiv

Das lichtsammelnde und abbildende optische Element eines Linsenfernrohrs (Refraktors), eines Fernglases oder einer Kamera, meistens aus mehreren Linsen mit unterschiedlicher Form und Brechzahl zusammengesetzt, um Abbildungsfehler zu minimieren.

offene Sternhaufen

Relativ lockere Ansammlungen von Sternen mit unregelmäßiger Gestalt, die hauptsächlich in der Milchstraßenebene anzutreffen sind. Sie enthalten zwischen einem Dutzend und etwa 1000 Sterne, die alle gemeinsam aus einer interstellaren Gas- und Staubwolke entstanden sind. Durch Driftbewegungen verteilen sich die Sterne im Lauf der Zeit in der Milchstraße und werden dann zu einem Bewegungssternhaufen, deren Mitglieder noch durch ihre gleiche Raumbewegung und gleiche Geschwindigkeit identifiziert werden können. Bekannte offene Sternhaufen sind die Plejaden, die Hayden, die Praesepe und der Doppelsternhaufen h und Chi Persei.

Okular

Das dem Auge zugewandte optische Element eines Fernrohrs oder eines Fernglases, mit dem das vom Objektiv oder vom Spiegel erzeugte Bild des beobachteten Objekts betrachtet wird. Je nach gewünschter Vergrößerung werden Okulare verschiedener Brennweite eingesetzt. Wie Objektive bestehen Okulare in der Regel aus einer Kombination verschiedener Linsen.

Opposition

Diejenige Stellung eines Planeten oder anderen Himmelskörpers, bei der er der Sonne am Himmel genau gegenüber steht, er also die Elongation 180° hat. Zum Zeitpunkt der Opposition erreicht ein Himmelskörper seine Kulmination um Mitternacht und ist die gesamte Nacht über zu sehen.

Orbit

Die Umlaufbahn eines Himmelskörpers oder eines künstlichen Raumflugkörpers um einen Zentralkörper.

parallaktische Montierung

auch äquatoriale Montierung: Mechanischer Unterbau eines Teleskops, der es ermöglicht, das Teleskop im Äquatorialsystem der scheinbaren Bewegung eines Gestirns nachzuführen. Die Stunden- oder Rektaszensionsachse ist parallel zur Erdachse (also auf die beiden Himmelspole) ausgerichtet. Mit der dazu senkrechten Deklinationsachse wird die in Katalogen verzeichnete Deklination des Gestirns eingestellt. Zum Ausgleich der Erdrotation genügt die Drehung um die Stunden- oder Rektaszensionsachse (im einfachsten Fall mit einem Uhrwerk).

parallaktische Montierung

Parallaxe

Allgemein die scheinbare Verschiebung eines relativ nahen Gegenstands gegen den Hintergrund bei Beobachtung aus zwei verschiedenen Richtungen. Die Strecke zwischen den beiden Beobachtungspunkten heißt Basis. In der Astronomie fungiert in der Regel die Erdbahn mit einem Durchmesser von zwei Astronomischen Einheiten als Basis. Ein naher Stern, in einem Abstand von sechs Monaten beobachtet, zeigt gegenüber den Hintergrundsternen eine Parallaxe, aus der sich seine Entfernung mit trigonometrischen Methoden direkt berechnen lässt. Die Parallaxe wird in Bogensekunden gemessen und ist selbst für die sonnennächsten Sterne kleiner als 0,8″.

Parsec

Astronomische Entfernungseinheit. Die Entfernung, in der der mittlere Erdbahnradius (1 AE) unter einem Winkel von 1″ erscheint. Das Wort Parsec ist aus Parallaxensekunde abgeleitet. Der Kehrwert der Parallaxe eines Sterns (in Bogensekunden angegeben) ergibt direkt dessen Entfernung in Parsec. Kurzzeichen: pc. Es gilt: 1 pc = 3,2633 Lj = 206 264,8 AE = 3,08567758149137 · 10¹⁶ m.

partielle Mondfinsternis

Eine Mondfinsternis, bei welcher der Mond den Kernschatten der Erde nur streift und nicht, wie bei einer totalen Mondfinsternis, vollständig in den Kernschatten eintaucht.

Penumbra

Die äußeren, relativ hellen Bereiche eines Sonnenflecks.

Perigäum

Der erdnächste Punkt der Umlaufbahn des Mondes oder eines Satelliten um die Erde. Der erdfernste Punkt ist das Apogäum.

Perihel

Der sonnennächste Punkt der Umlaufbahn eines die Sonne umkreisenden Himmelskörpers. Sonnenfernster Punkt ist das Aphel.

Perlschnurphänomen

optische Erscheinung unmittelbar vor und nach der Totalität bei einer totalen Sonnenfinsternis, wenn das Sonnenlicht als einzelne helle Punkte zwischen den Bergen am Mondrand hindurchscheint.

Photon

Eine als Teilchen oder Quant betrachtete diskrete Energiemenge einer elektromagnetischen Welle. Ein Photon hat keine Ruhemasse, keine Ladung und bewegt sich stets mit Lichtgeschwindigkeit.

Planet

Ein nicht selbst leuchtender Himmelskörper, der die Sonne umkreist. Im Unterschied zu anderen Körpern des Sonnensystems (wie Zwergplaneten oder Asteroiden) muss ein Planet so viel Masse haben, dass er sich im hydrostatischen Gleichgewicht befindet (d.h. eine runde Gestalt hat), und in seiner Umlaufbahn das dominierende Objekt ist. Unser Sonnensystem hat nach dieser Definition acht Planeten: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Planeten, die einen anderen Stern als die Sonne umkreisen, werden extrasolare Planeten oder kurz Exoplaneten genannt.

planetarischer Nebel

Nebel, der aus der abgestoßenen Hülle eines Sterns entstanden ist und diesen umgibt. Planetarische Nebel haben nichts mit Planeten zu tun; frühe Teleskopbeobachter gaben ihnen den Namen wegen ihres scheibchenförmigen Aussehens. Die Formen von planetarischen Nebeln sind sehr vielfältig und reichen von Kreisen über Kugelschalen bis zu Doppelkeulen. Durch die energiereiche UV-Strahlung des Zentralsterns werden planetarische Nebel bei einzelnen Wellenlängen zum Leuchten angeregt; sie zeigen deshalb ein Emissionsspektrum.

Planetoid

auch Asteroid oder Kleinplanet genannt: Ein Kleinkörper des Sonnensystems, der im Gegensatz zu Kometen überwiegend aus Gestein oder Metall besteht und keine Aktivitätserscheinungen zeigt.

Planetoidengürtel

auch Asteroidengürtel genannt: Abstandsbereich von 2,2 bis 3,2 AE zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, in dem sich die überwiegende Anzahl der Planetoiden (Asteroiden) auf rechtläufigen Bahnen um die Sonne bewegt.

Plasma

Ein Gas, in dem die meisten Atome ionisiert sind. Es besteht also aus einer Mischung aus positiven Ionen, negativen Elektronen und neutralen Atomen, und hat deshalb eine hohe elektrische Leitfähigkeit. Als Ganzes ist ein Plasma aber elektrisch neutral. Die Temperatur im Plasma ist im Allgemeinen sehr hoch (z.B. in Sternatmosphären). Die schnelle thermische Bewegung der Ladungsträger ist mit starken Magnetfeldern verknüpft.

Polarlicht

Leuchterscheinung am Nachthimmel, auch Aurora oder (je nach Zone, in der sie auftritt) Nordlicht bzw. Südlicht genannt. Polarlichter entstehen meist in Höhen von 80 bis 120 km in der Erdatmosphäre als Ergebnis komplexer Wechselwirkungen zwischen einfallenden Teilchen des Sonnenwinds, der Magnetosphäre der Erde und den Gasatomen in der oberen Atmosphäre. Durch Stöße werden die Gasatome ionisiert und dadurch zum Leuchten angeregt. Polarlichter weisen vielfältige, sich zum Teil rasch verändernde Strukturen wie Bänder, Bögen, Strahlen und Schleier auf oder bestehen manchmal nur aus einem diffusen Glühen. Je nachdem, welche Atome zum Leuchten angeregt werden, kann die Farbe grün, weiß, gelb, blau oder (bevorzugt in großen Höhen) rot sein. Dem menschlichen Auge erscheint die grüne Emissionslinie des Sauerstoffs am hellsten.

Polhöhe

Die Höhe des nördlichen bzw. südlichen Himmelspols über dem Horizont. Die Polhöhe ist identisch mit der geografischen Breite des Beobachtungsorts.

Positionswinkel

Die scheinbare Richtung eines Objekts an der Himmelssphäre relativ zum Hauptobjekt, gemessen als Winkel zwischen der Richtung zum nördlichen Himmelspol und dem jeweiligen Objekt (von Nord über Ost, Süd und West von 0° bis 360°). In einem Doppelsternsystem ist der Positionswinkel der Winkel zwischen der Nordrichtung und der Richtung der Verbindungslinie von Hauptstern und Begleiter. Bei einem flächenhaften Objekt ist der Positionswinkel das von Nord gemessene Bogenstück am Scheibenrand. Auf diese Weise werden bei Sternbedeckungen durch den Mond die Lagen der Ein- und Austrittspunkte des bedeckten Sterns am Mondrand gekennzeichnet.

Präzession

Die Kreiselbewegung der Erdachse um eine Senkrechte zur Bahnebene, durch die der nördliche Himmelspol mit einer Periode von ungefähr 25 800 Jahren eine Kreisbewegung mit dem Radius 23° 26′ um den Pol der Ekliptik beschreibt. Dadurch verschieben sich die beiden Äquinoktialpunkte (Frühlingspunkt und Herbstpunkt), in denen der Himmelsäquator die Ekliptik schneidet, an der Himmelssphäre um 50,28″ pro Jahr in westlicher Richtung. Während der Frühlingspunkt in früheren Zeiten im Sternbild Widder lag (und deshalb auch Widderpunkt genannt wurde), liegt er heute im Sternbild Fische. Verursacht wird die Präzession durch die Anziehungskräfte von Sonne und Mond (im geringen Maße auch der Planeten), die auf den Äquatorwulst der leicht abgeplatteten Erde wirken und die um 23° 26′ geneigte Erdachse aufzurichten versuchen. Diesem Drehmoment weicht die rotierende Erde durch die Kreiselbewegung aus.

Proton

Ein elektrisch positiv geladenes Elementarteilchen, gemeinsam mit dem neutralen Neutron einer der beiden Grundbausteine von Atomkernen. Die Anzahl der Protonen im Kern (die Ordnungszahl) bestimmt die Art des chemischen Elements. Ein einzelnes Proton ist identisch mit dem Kern des gewöhnlichen Wasserstoffs, des häufigsten Elements im Universum.

Protuberanzen

Auswürfe leuchtender Gasmassen, die sich als Bögen, Spritzer oder ähnlichen Strukturen über die Chromosphäre der Sonne erheben und während einer totalen Sonnenfinsternis oder mit einem speziellen Teleskop am Sonnenrand sichtbar sind. Protuberanzen, die sich auf der Sonnenscheibe ereignen, sind als dunkle Filamente sichtbar.

Pulsar

Ein Neutronenstern, der sich als pulsartige Strahlungsquelle im Radiobereich oder im Optischen bemerkbar macht. Die Pulse erfolgen mit hoher Frequenz sehr regelmäßig. Ursache der Pulse sind die engen Strahlenbündel, die ein Neutronenstern in gegenüberliegende Richtungen aussendet. Überstreicht ein solches Strahlenbündel die Erde, macht es sich als kurzer Strahlungspuls bemerkbar. Aus der Pulsfrequenz lässt sich direkt auf die Rotationsperiode des Neutronensterns schließen.

Pulsationsveränderliche

Veränderliche Sterne, die ihre Leuchtkraft (und andere Zustandsgrößen wie Radius und Temperatur) durch Pulsieren ihrer äußeren Schichten periodisch ändern. Zu dieser Veränderlichen-Klasse gehören z.B. Cepheiden und Mira-Sterne.

Quadratur

Diejenige Stellung eines Planeten oder anderen Himmelskörpers, bei der er mit der Sonne und der Erde einen rechten Winkel bildet, er also die Elongation 90° hat. Im Falle des Mondes entspricht die Quadratur dem ersten und dem letzten Viertel der Mondphase.

Quasare

Kurzbezeichnung für quasistellare Radioquellen. Ursprünglich im Radiobereich entdeckt und im Optischen mit Punktquellen assoziiert, entpuppten sich Quasare als Kerne von aktiven Galaxien. Sie gehören zu den leuchtkräftigsten Quellen im Universum und lassen sich über mehrere Milliarden Lichtjahre hinweg nachweisen. Ihr Spektrum ist stark rotverschoben.

Radialgeschwindigkeit

Die Geschwindigkeitskomponente eines Himmelskörpers von uns weg (positives Vorzeichen) oder auf uns zu (negatives Vorzeichen). Gemessen wird die Radialgeschwindigkeit über die Verschiebung von Spektrallinien durch den Dopplereffekt.

Radialgeschwindigkeit

Radiant

Der Punkt an der Himmelssphäre, von dem die Meteore eines Meteorstroms auszugehen scheinen. In Wirklichkeit bewegen sich die Meteore eines Schauers auf nahezu parallelen Bahnen. Der Ausstrahlungspunkt ist lediglich ein Effekt der Perspektive.

Radioastronomie

Teilgebiet der Astronomie, das die Himmelskörper und kosmischen Quellen anhand der von ihnen ausgesandten Radiostrahlung erforscht.

Radiogalaxien

Galaxien, die im Radiowellenbereich um Größenordnungen stärker „leuchten“ als gewöhnliche Galaxien. Sie sind spezielle Erscheinungsformen von aktiven Galaxien.

Radiostrahlung

Elektromagnetische Strahlung im Wellenlängenbereich der Kurz-, Ultrakurz- und Mikrowellen. Von kosmischen Quellen ausgesandte Radiostrahlung dringt nur in gewissen Beobachtungsfenstern durch die Atmosphäre der Erde.

Radioteleskop

Ein Instrument zur Erforschung kosmischer Quellen im Bereich der Radiowellen. Radioteleskope können als einzelne Parabolantennen ausgebildet sein oder Arrays von Stabantennen umfassen.

Raumbewegung

Die wahre Bewegung eines Gestirns im Raum in Bezug auf die Sonne. Die Raumbewegung kann aus den beiden beobachtbaren Komponenten Radialgeschwindigkeit und Eigenbewegung ermittelt werden.

rechtläufige Bewegung

(1) Der Umlauf von Planeten und anderen Himmelskörpern in der gleichen Richtung wie die Bewegung der Erde um die Sonne. Manche Kometen bewegen sich auf „gekippten“ Bahnen, also rückläufig oder retrograd. (2) Die scheinbare Bewegung eines Himmelskörpers in Richtung zunehmender ekliptikaler Längen, also von Westen nach Osten an der Himmelssphäre. Von der Erde aus gesehen geht auch die in Wahrheit rechtläufige Bewegung von Himmelskörpern manchmal in eine rückläufige (retrograde) Bewegung über, z.B. während der Oppositionsschleifen der äußeren Planeten.

Reflektor

Andere Bezeichnung für ein Spiegelteleskop, bei dem das Licht durch Reflexion an einem gekrümmten Spiegel gesammelt wird.

Reflexionsnebel

Wolken aus interstellarem Gas und Staub, in denen der Staub das Licht nahegelegener Sterne diffus reflektiert.

Refraktor

Andere Bezeichnung für ein Linsenfernrohr, bei dem das Licht durch Brechung (Refraktion) in einem Objektiv gesammelt wird.

Rekombination

Der zur Ionisation umgekehrte Vorgang, also die Wiedervereinigung positiver Ionen und Elektronen. Bei der Rekombination wird Energie frei, die z.B. in Emissionsnebeln als rötliches Licht ausgesandt wird.

Rektaszension

Das auf dem Himmelsäquator gemessene Bogenstück zwischen dem Frühlingspunkt und dem Schnittpunkt des Deklinationskreises eines Gestirns mit dem Himmelsäquator; eine der beiden Himmelskoordinaten im Äquatorialsystem, Zeichen α (kleines griechisches Alpha). Im Gegensatz zu der in Grad gemessenen Deklination wird die Rektaszension meist in Stunden, Minuten und Sekunden angegeben, weil sie dem Zeitunterschied aufeinanderfolgender Kulminationen (Meridiandurchgängen) von Frühlingspunkt und Gestirn entspricht (Sternzeit).

Riesensterne

Sterne hoher Leuchtkraft, die in ihrer Entwicklung bereits das Stadium der Hauptreihensterne hinter sich gelassen haben. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm kommen Riesensterne oberhalb der Hauptreihe zu liegen.

Röntgenastronomie

Teilgebiet der Astronomie, das die Himmelskörper und kosmischen Quellen anhand der von ihnen ausgesandten Röntgenstrahlung erforscht. Da die Erdatmosphäre Röntgenstrahlung absorbiert, muss ihre Messung von Satelliten aus erfolgen.

Röntgenstrahlung

Energiereiche elektromagnetische Strahlung kurzer Wellenlänge. Von kosmischen Quellen ausgesandte Röntgenstrahlung kann die Atmosphäre nicht durchdringen, weshalb ihre Erforschung von Satelliten außerhalb der Erdatmosphäre erfolgen muss.

Rotation

Die Drehung eines Himmelskörpers um seine eigene Achse. Die Rotation ist rechtläufig, wenn sie in dem Drehsinn erfolgt, in dem sich die Planeten um die Sonne bewegen, andernfalls als rückläufig.

Rotverschiebung

Die Vergrößerung der Wellenlänge von Spektrallinien durch den Dopplereffekt, wenn sich die Strahlungsquelle von der Erde entfernt. Eine Rotverschiebung tritt auch durch die Expansion des Weltalls oder durch starke Gravitationsfelder auf.

RR-Lyrae-Sterne

Regelmäßig veränderliche Sterne, die wie die Cepheiden zu den Pulsationsveränderlichen zählen, jedoch sehr kurze Perioden von wenigen Stunden haben.

rückläufige (retrograde) Bewegung

(1) Die Bewegungsrichtung eines Himmelskörpers (z.B. eines Kometen), der entgegengesetzt zur Umlaufrichtung der Erde die Sonne umkreist. (2) Die zeitweise scheinbare Bewegung eines Himmelskörpers in Richtung abnehmender ekliptikaler Länge, also von Osten nach Westen an der Himmelssphäre, die ein Projektionseffekt ist (z.B. bei der Oppositionsschleife).

Satellit

Begleiter, Trabant. (1) Ein künstlicher Raumflugkörper, der sich in einer Umlaufbahn um die Erde oder einen anderen Zentralkörper befindet. (2) Ein natürlicher Himmelskörper, der einen Planeten, Zwergplaneten oder Asteroiden als Zentralkörper umrundet. In diesem Fall spricht man auch von einem Mond (z.B. Marsmond oder Jupitermond).

Satellit

scheinbare Helligkeit

Die Helligkeit, mit der ein Himmelskörper dem Beobachter erscheint, also ein Maß für die empfangene Strahlung des Himmelsobjekts. Die heute übliche logarithmische Skala für die scheinbare Helligkeit basiert auf den bereits seit der Antike gebräuchlichen Größenklassen, nach denen der hellste Stern 0. Größe, die mit Augen gerade noch erkennbaren Sterne 6. Größe haben. Heute ist die Einheit Magnitude, abgekürzt mag, üblich. Der Intensitätsunterschied zweier Sterne, die sich um genau 1 mag unterscheiden, beträgt einen Faktor 2,512. Ein Unterschied von 5 mag entspricht genau einem Intensitätsunterschied von 100. Objekte, die heller als 0 mag sind, haben negative Magnituden. So erreicht die Venus im größten Glanz −4,4 mag.

Schiefe der Ekliptik

Der Winkel zwischen der Ekliptik und dem Himmelsäquator. Er beträgt etwa 23° 26′ und schwankt wegen der Nutation. Die Schiefe der Ekliptik ist auch der Winkel, um den die Erdachse gegen die Senkrechte auf der Erdbahn geneigt ist.

Schmidt-Kamera

Eine von Bernhard Schmidt entwickelte Bauart eines Spiegelteleskops, das zur Astrofotografie eingesetzt wird. Das optische System der Schmidt-Kamera besteht aus einem sphärischen Hauptspiegel und einer an der Öffnung angebrachten Korrekturplatte. Mit dieser Konstruktion lässt sich ein großes Himmelsfeld auf einer sphärisch gekrümmten Brennebene verzeichnungsfrei (ohne Koma-Abbildungsfehler) abbilden.

Schwarzes Loch

Ein kompaktes Himmelsobjekt, das durch Kollaps eines massereichen Sterns (oder einer Ansammlung von Sternen) entstanden ist. Durch die auf engem Raum konzentrierte Masse ist die Raumkrümmung so stark, dass weder Materie noch irgendeine Strahlung den sogenannten Ereignishorizont des Schwarzen Loches verlassen kann. Ein Schwarzes Loch macht sich im Prinzip nur durch seine Gravitation bemerkbar, doch kann Materie, die in ein Schwarzes Loch fällt, eine Akkretionsscheibe um das Schwarze Loch bilden, in der sie stark aufgeheizt wird und deshalb strahlt. Der Radius eines Schwarzen Lochs ist proportional zu seiner Masse. Seine Dichte ist wie bei jedem anderen Körper proportional zu seiner Masse, dividiert durch sein Volumen (also die dritte Potenz seines Radius). Dies führt zu dem Phänomen, dass die Dichte eines Schwarzen Loch umgekehrt proportional zum Quadrat seines Radius ist. Je massereicher und größer ein Schwarzes Loch bei seiner Entstehung ist, desto geringer ist also seine Dichte. Extrem massereiche Schwarze Löcher, wie sie in Zentren von aktiven Galaxien anzutreffen sind, können sogar eine Dichte haben, die geringer als diejenige von Wasser ist.

Seeing

Englische Bezeichnung für den Grad der Luftunruhe, also für die Störungen der Lichtwellenausbreitung durch Turbulenzen in der Erdatmosphäre und durch lokale Gegebenheiten des Beobachtungsorts.

Seyfert-Galaxien

Spezielle Erscheinungsform von aktiven Galaxien mit kleinen, hellen Kernen und breiten Emissionslinien in den Spektren, die erstmals von dem Astrophysiker Carl K. Seyfert erforscht wurden.

Solstitium

Sonnenwende. Die Zeit des höchsten bzw. tiefsten Sonnenmittagsstands. Um den 21. Juni erreicht die Sonne mit einer Deklination von +23° 26′ den nördlichsten Punkt am Himmel. Auf der Nordhalbkugel der Erde ist dann Sommersolstitium (Sommersonnenwende, der Beginn des Sommers), auf der Südhalbkugel Wintersolstitium (Wintersonnenwende, der Beginn des Winters). Wenn die Sonne um den 21. Dezember mit einer Deklination von −23° 26′ den südlichsten Punkt am Himmel erreicht hat, ist auf der Nordhalbkugel der Erde Wintersolstitium, auf der Südhalbkugel Sommersolstitium.

Sonne

Der Zentralkörper unseres Sonnensystems, ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G2V. Die Masse der Sonne beträgt rund 2 · 10³⁰ kg, ihr Radius 700 000 km, ihre Oberflächentemperatur 5778 Kelvin und ihre Leuchtkraft 3,8 · 10²⁶ W. Masse und Leuchtkraft der Sonne dienen als Referenzmaßstab für andere Sterne.

Sonnenfinsternis

Die teilweise (partielle) oder vollständige (totale) Verfinsterung der Sonne durch den Mond. Damit eine Sonnenfinsternis zustande kommt, muss der Mond in Konjunktion zur Sonne stehen (es muss also Neumond sein), und der Mond muss sich nahe an einem seiner beiden Bahnknoten befinden, damit er nicht oberhalb oder unterhalb der Sonnenscheibe vorbeizieht (die ekliptikale Breite muss kleiner als etwa 1° sein). Da der Mond von der Erde aus gesehen ungefähr gleich groß erscheint wie die Sonne, reicht die Spitze seines kegelförmigen Kernschattens gerade bis zur Erde. Die Totalitätszone, also das Gebiet auf der Erdoberfläche, in dem die Sonne vollständig verfinstert ist, ist deshalb nie breiter als 270 km. Wegen der Bewegung des Mondes und der Drehung der Erde bewegt sich der Kegel des Mondschattens mit einer Geschwindigkeit von im Mittel 35 km/min ungefähr von West nach Ost über die Erde. Der Finsternispfad auf der Erde ist also streifenförmig, und die Totalität dauert nie länger als 7,6 Minuten. Nördlich und südlich dieser Finsterniszone erstrecken sich weite Gebiete, die vom Halbschatten des Mondes getroffen werden; dort ist die Sonnenfinsternis partiell zu sehen. Befindet sich der Mond während einer Finsternis nahe seines erdfernsten Punktes seiner Bahn, ist seine Scheibe kleiner als diejenige der Sonne. Dann endet die Spitze des Kernschattenkegels bereits vor der Erdoberfläche, und die Finsternis erscheint ringförmig. Auch eine Mischform ist möglich, bei der die Finsternis ringförmig beginnt und im weiteren Verlauf total wird.

Sonnenflecken

Gebiete in der Fotosphäre der Sonne mit deutlich reduzierter Temperatur (rund 3700 K statt 5770 K), die zwar ebenfalls hell leuchten, wegen des Kontrastunterschieds zur Umgebung aber als dunkle Flecken erscheinen. Ein großer Sonnenfleck besteht aus einer dunklen Zentralregion, der Umbra, die umgeben ist von einem etwas helleren Gebiet faseriger Struktur, der Penumbra. Sonnenflecken sind zumeist rundliche Gebilde, die in Gruppen auftreten, deren Ausdehnung bis zu zehn Prozent vom Sonnendurchmesser erreichen können. Im Mittel alle elf Jahre kommt es zu einem Fleckenmaximum. Im dazwischenliegenden Fleckenminimum kann die Sonne wochenlang frei von Flecken sein. Sonnenflecken haben ihre Ursache im Magnetfeld der Sonne. Unter der Oberfläche gelegene Ströme von magnetischer Materie können aufsteigen, wodurch das Magnetfeld durch die Oberfläche hindurchbricht und sich schleifenförmig nach außen wölbt. An den Durchstoßpunkten bildet sich dann zwei Flecken, die stets verschiedene magnetische Polarität haben (bipolare Fleckengruppe). Das Magnetfeld ist in den Flecken viel stärker als auf der übrigen Sonnenoberfläche. Zu Beginn eines Sonnenfleckenzyklus bilden sich neue Flecken zunächst in heliografischen Breiten von 25° bis 30°, im weiteren Verlauf des elfjährigen Zyklus hingegen in Breiten von nur 10° bis 5° beiderseits des Sonnenäquators. Die Lebensdauer der Sonnenflecken beträgt zwischen wenigen Tagen und rund drei Monaten; die meisten lösen sich allerdings bereits nach zwei Wochen wieder auf. In der Umgebung der Sonnenflecken sind häufig Fackeln und Sonneneruptionen zu beobachten.

Sonnensystem

Die Sonne mit der Gesamtheit aller Himmelskörper, die durch die Gravitation an die Sonne gebunden sind. Die Sonne vereint 99,9 % der gesamten Masse im Sonnensystem auf sich als Zentralkörper. Sie wird von acht Planeten umrundet (Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun) sowie einer Vielzahl von Zwergplaneten, Asteroiden, Kometen und sonstiger Kleinkörper. Die Sonne, die Planeten (mit Ausnahme von Venus und Uranus) und die meisten Monde der Planeten rotieren um ihre Achsen in der gleichen Richtung, wie die Planeten um die Sonne laufen (vom Nordpol der Ekliptik gesehen entgegen dem Uhrzeigersinn). Die Bahnebenen der Planeten und auch der meisten Asteroiden sind nur wenig gegen die Äquatorebene der Sonne geneigt. Manche Kometen bewegen sich auf Bahnen, die steil zur allgemeinen Zentralebene des Sonnensystems geneigt oder sogar „gekippt“ sind, also retrograden Umlaufsinn haben. Die Grenze des Sonnensystems ist nicht scharf definiert, wird aber durch eine Übergangszone bestimmt, innerhalb derer das Magnetfeld und der Sonnenwind der Sonne dominieren, außerhalb davon die Magnetfelder und die Teilchenstrahlung des interstellaren Raums.

Sonnenwind

Ein von der Sonne in alle Richtungen ausgehender permanenter Strom von atomaren geladenen Partikeln (hauptsächlich Protonen, Elektronen und Alphateilchen), die einen Teil des solaren Magnetfelds mit sich führen. Je nach Sonnenaktivität schwankt der Sonnenwind stark. In der Umgebung der Erde beträgt die Dichte der Sonnenwindteilchen zwischen drei und zehn Ionen pro Kubikzentimeter.

Spektralanalyse (Spektroskopie)

Die Bestimmung der chemischen Elemente in Himmelskörpern mittels der in ihrem Spektrum sichtbaren Spektrallinien.

Spektralklassifikation

Einteilung der Sterne nach ihren Spektren. Die Hauptklassen wurden seit Einführung der Spektralanalyse mit Großbuchstaben bezeichnet. Nachdem man gelernt hatte, die Spektren der Sterne nach deren Temperatur zu ordnen, hat sich das Spektralklassifikationssystem der Harvard University durchgesetzt. Von hoher zu niedriger Temperatur geordnet bezeichnet man die Hauptklassen mit O, B, A, F, G, K, M. Als Merkhilfe prägten Studenten den englischen Satz „Oh, be a fine girl, kiss me“. (Im Deutschen könnte man sagen: Offenbar benutzen Astronomen furchtbar gerne komische Merksätze.) Zur genaueren Einteilung der Spektren wurden Dezimalunterteilungen der Hauptklassen sowie eine Erweiterung für die Angabe der Leuchtkraft in Form von römischen Ziffern eingeführt. Unsere Sonne beispielsweise ist ein G2V-Stern.

Spektrum

In der Astronomie der mit einem Messgerät aufgezeichnete Teilbereich des elektromagnetischen Spektrums einer kosmischen Lichtquelle, das neben einem Kontinuum auch Emissions- und Absorptionslinien enthält.

Spiegelteleskop (Reflektor)

Astronomisches Fernrohr, bei dem das Licht durch Reflexion an einem gekrümmten Hauptspiegel gesammelt wird. Der Hauptspiegel ist meist parabolisch geschliffen und befindet sich am unteren Ende des Fernrohrtubus. Der Brennpunkt liegt je nach Bauart des Teleskops seitlich oder hinter dem Fernrohr; das Licht wird hierzu über einen oder mehrere Hilfsspiegel umgeleitet.

Stern

Ein aus Gasen bestehender Himmelskörper, der selbst leuchtet. Während der meisten Zeit ihres Dasein werden Sterne durch zwei widerstreitende Kräfte im Gleichgewicht gehalten: durch die Gravitation, die den Stern zusammenzudrücken sucht, und durch den Strahlungsdruck, der durch Kernfusionsprozesse im Inneren entsteht und die Gaskugel auseinanderzutreiben versucht. Unterschiede zwischen den Sternen und ihren Entwicklungswegen kommen im Wesentlichen durch ihre unterschiedliche Masse zustande.

Sternbilder

Konstellationen aus mehreren auffällig angeordneten Sternen am irdischen Himmel, die von Beobachtern mit einem bestimmten Namen belegt wurden, um sie leicht merken zu können. Praktisch alle Kulturkreise der Welt haben so Ordnung in die verwirrende Vielfalt an scheinbar zufällig verteilten, unterschiedlich hellen Sternen gebracht. Als Namensgeber fungierten Figuren aus der Mythologie, Tiere oder Gegenstände aus dem gewohnten Umfeld. Für die moderne Astronomie spielen Sternbilder keine Rolle. Doch für die Amateurastronomen oder für erste Orientierungsversuche am Nachthimmel haben sie einen hohen Wert. Die meisten der heute insgesamt 88 offiziell anerkannten Sternbilder wurden aus der griechischen Mythologie übernommen.

Sternhaufen

Eine Ansammlung von Sternen, die physisch zusammengehören. Ein offener Sternhaufen ist eine relativ lockere Ansammlung von Sternen, die gemeinsam aus einer Gaswolke entstanden sind. Sie sind mit einigen Millionen Jahren relativ jung und insbesondere in der Ebene des Milchstraßensystems anzutreffen. Kugelsternhaufen sind regelmäßig geformt und enthalten einige Tausend bis einige Millionen alte Sterne.

Sternkarte

Darstellung von einzelnen Ausschnitten der Himmelssphäre, in der die Sterne und andere Objekte wie Galaxien, Sternhaufen und Nebel mit ihrer Position und Helligkeit verzeichnet sind.

Sternkatalog

Systematisches Verzeichnis von Sternen mit ihren für eine bestimmte Epoche gültigen Positionen am Himmel und bestimmten Eigenschaften wie z.B. Helligkeit, Spektraltyp, Entfernung, Eigenbewegung und Radialgeschwindigkeit.

Sternschnuppe

Umgangssprachliche Bezeichnung für ein Meteor, die Leuchterscheinung, die ein einzelner Körper (Meteoroid oder Asteroid) hervorruft, wenn er in die Erdatmosphäre eindringt und dabei verglüht.

Strahlung

Die Ausbreitung von Energie im Raum in Form von elektromagnetischen Wellen oder atomaren Teilchen. Elektromagnetische Wellen breiten sich stets mit Lichtgeschwindigkeit aus. Teilchenstrahlung kann sich unterhalb der Lichtgeschwindigkeit mit sehr unterschiedlicher Geschwindigkeit ausbreiten, die von der kinetischen Energie der Partikel abhängt. Die Analyse der Strahlung kosmischer Objekte ist für Astronomen die wichtigste Methode, um Informationen über diese Himmelskörper zu bekommen.

Strahlungsenergie

Die Energie E eines Photons elektromagnetischer Strahlung ist gemäß der Formel E = h f mit der Frequenz f des Photons verknüpft. Hierbei ist die Konstante h das plancksche Wirkungsquantum (h = 6,626 · 10⁻³⁴ J s). Für Teilchenstrahlung ist die kinetische Energie E_kin eines Teilchens der Masse m: E_kin = ½ m v², wobei v die (nicht-relativistische) Geschwindigkeit des Teilchens ist.

Streuung

Die Schwächung der Intensität einer Strahlung durch Materie, wobei die Strahlung ohne Energieänderung aus der ursprünglichen Ausbreitungsrichtung abgelenkt wird. Das Ausmaß der Streuung elektromagnetischer Strahlung hängt von der Größe der streuenden Teilchen relativ zur Wellenlänge der Strahlung ab. Ein Beispiel ist die Rayleighstreuung von Sonnenlicht an den Atomen und Molekülen der Erdatmosphäre (Größe der streuenden Teilchen viel kleiner als die Wellenlänge des Lichts): Die Stärke der Streuung ist dann umgekehrt proportional zur vierten Potenz der Wellenlänge, wodurch blaues Licht etwa zehnmal stärker gestreut wird als rotes. Deshalb erscheint der Taghimmel blau. Sonnenauf- und untergänge hingegen erscheinen rötlich, weil mehr blaues Licht aus der Sichtlinie des Beobachters herausgestreut wird.

Strichspuraufnahme

Fotografische Langzeitaufnahme des Nachthimmels ohne Nachführung, wodurch die punktförmigen Sterne wegen der Drehung der Erde zu Strichen auseinandergezogen werden. Die einzelnen Strichspuren bilden Bögen von Kreisen, deren Mittelpunkt der Himmelspol ist.

Sublimation

Der direkte Übergang vom festen Aggregatzustand eines Stoffes in den gasförmigen unter Umgehung des flüssigen Aggregatzustands. Sublimation erfolgt insbesondere bei geringem Umgebungsdruck. Beispiele sind die eisigen Polkappen auf dem Mars, die sich während des Sommers durch Sublimation verkleinern, und die Ausgasungen auf der Oberfläche eines Kometenkerns in Sonnennähe durch sublimierendes Eis, wobei große Mengen Staub herausgerissen werden.

Supernova

Die Explosion eines massereichen Sterns am Ende seiner Entwicklung und der damit verbundene Anstieg seiner Leuchtkraft auf das Milliardenfache seiner ursprünglichen Helligkeit. Für kurze Zeit kann eine Supernova heller strahlen als die Galaxie, in der sie aufleuchtet. Das Abklingen der Helligkeit erfolgt über viele hundert Tage. Ursprünglich wurden Supernovae nach der Form ihrer Lichtkurve und ihres Spektrums klassifiziert: Supernovae des Typs I (mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic) zeigen keine Wasserstofflinien im Spektrum, während solche des Typs II Wasserstofflinien im Spektrum enthalten. Heute weiß man, dass Supernovae des Typs Ia auf die Detonation eines Weißen Zwergs in einem engen Doppelsternsystem zurückzuführen sind, während die anderen Typen ihre Ursache im Kollaps eines massereichen Sterns haben, der seinen Fusionsbrennstoff vollständig verbraucht hat und plötzlich instabil geworden ist. Supernovae der Typen Ib und Ic haben vor dem Kollaps die Phase von Wolf-Rayet-Sternen durchlaufen, bei denen sie ihre wasserstoffreichen (Ib) und heliumreichen (Ic) äußeren Schichten über einen starken Sternwind abgestoßen haben. Während bei einer Kernkollaps-Supernova das ursprüngliche Zentralgebiet des Vorläufersterns zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch kollabiert, werden die äußeren Teile weggesprengt und reichern die interstellare Materie mit schweren Elementen an.

Supernova des Typs Ia

Supernovae dieses Typs entstehen in kataklysmischen Doppelsternsystemen, bei denen auf einen Weißen Zwerg Materie von einem engen Begleiter überströmt. Ein solches System kann zuvor mehrere Nova-Ausbrüche erlitten haben, bei denen Wasserstoff explosionsartig fusioniert und die Fusionsprodukte (z.B. Sauerstoff und Kohlenstoff) zurückbleiben. Bei weiterer Massezufuhr zündet schließlich der angesammelte Kohlenstoff infolge einer Dichtezunahme – der Stern detoniert als Supernova, wobei es den Weißen Zwerg vollständig zerreißt. Die Sternmaterie wird ins All geschleudert und ist später als Nebel sichtbar (Beispiel: Krebsnebel, der Überrest einer Supernova aus dem Jahr 1054). Der Begleitstern fliegt mit seiner ursprünglichen (hohen) Bahngeschwindigkeit davon, er wird zu einem sogenannten Runaway-Stern.

Szintillation

Das Funkeln der Sterne, bedingt durch Turbulenzen der Erdatmosphäre, die den Lichtweg des punktförmigen Sterns hin- und herspringen lassen. In Horizontnähe ist die Szintillation am stärksten, da das Licht eine besonders dicke Atmosphärenschicht durchqueren muss. Planeten funkeln weit weniger, da sie nicht punktförmig sind, sondern ein winziges Scheibchen haben.

Tag

1) Der Zeitraum, während dem die Sonne über dem Horizont steht. (2) Die Dauer für eine Umdrehung der Erde um ihre Achse. Der Sterntag, die auf die Sterne bezogene Rotationsdauer der Erde (z.B. gemessen als die Zeit zwischen zwei aufeinanderfolgenden Meridiandurchgängen eines Sterns oder des Frühlingspunkts), ist mit 23 Stunden, 56 Minuten 4,091 Sekunden um knapp vier Minuten kürzer als der mittlere Sonnentag, der genau in 24 Stunden eingeteilt wird. Ursache dieser Differenz ist die Bahnbewegung der Erde um die Sonne: Während eines Tages hat sich die Erde auf ihrer Bahn ein Stück weiterbewegt.

Tag

Der Zeitraum, während dem die Sonne über dem Horizont steht.

Die Dauer für eine Umdrehung der Erde um ihre Achse. Der Sterntag, die auf die Sterne bezogene Rotationsdauer der Erde (z.B. gemessen als die Zeit zwischen zwei aufeinanderfolgenden Meridiandurchgängen eines Sterns oder des Frühlingspunkts), ist mit 23 Stunden, 56 Minuten 4,091 Sekunden um knapp vier Minuten kürzer als der mittlere Sonnentag, der genau in 24 Stunden eingeteilt wird. Ursache dieser Differenz ist die Bahnbewegung der Erde um die Sonne: Während eines Tages hat sich die Erde auf ihrer Bahn ein Stück weiterbewegt.

tägliche Bewegung

Die scheinbare Bewegung der Gestirne an der Himmelssphäre im Verlauf eines Tages von Ost nach West. Dieser Effekt kommt durch die Rotation der Erde zustande, die sich von West nach Ost dreht.

Tagundnachtgleiche

Das Äquinoktium, der Zeitpunkt, zu dem die Sonne bei ihrem jährlichen scheinbaren Lauf entlang der Ekliptik den Himmelsäquator kreuzt und deshalb Tag und Nacht für alle Orte der Erde gleich lang sind. Zum Frühlingsäquinoktium (Frühlingsanfang auf der nördlichen Erdhalbkugel, um den 21. März) überquert die Sonne den Himmelsäquator von Süd nach Nord, zum Herbstäquinoktium (Herbstanfang auf der nördlichen Erdhalbkugel, um den 22. September) von Nord nach Süd.

Teleskop (Fernrohr)

Ein optisches Instrument, das ein vergrößertes Bild des beobachteten Objekts erzeugt. Dieses Bild wird entweder in einem Okular mit dem Auge betrachtet oder von einer Kamera oder einem anderen Messinstrument aufgefangen. Es gibt zwei grundsätzliche Arten von Fernrohren: Linsenteleskope (Refraktoren) und Spiegelteleskope (Reflektoren). Für andere Wellenlängenbereiche des elektromagnetischen Spektrums wurden spezielle Teleskopformen entwickelt, z.B. Radioteleskope und Röntgenteleskope.

Terminator

Die Grenze zwischen Tag- und Nachthalbkugel des Mondes oder eines Planeten. Auf dem atmosphärelosen Mond erscheinen die Oberflächenstrukturen durch den Schattenwurf entlang des Terminators besonders ausgeprägt.

Tierkreis

Die Zone von etwa 16° Breite, die sich beiderseits der Ekliptik über die Himmelssphäre zieht, innerhalb derer sich die Sonne, der Mond und die Planeten bewegen. Sie geht durch 13 Sternbilder, nämlich die zwölf, die als Tierkreiszeichen bekannt sind, und einen kleinen Teil des Ophiuchus (Schlangenträger).

totale Mondfinsternis

Eine Mondfinsternis, bei welcher der Mond vollständig in den Kernschatten der Erde eintaucht. Sie kann nur auftreten, wenn Vollmond ist und sich der Mond sehr nahe an einem seiner beiden Bahnknoten befindet. Die totale Phase einer Mondfinsternis kann bis zu 100 Minuten dauern (bei zentralem Durchgang durch den Kernschatten). Eine totale Mondfinsternis ist von jedem Ort der Erde zu beobachten, an dem der Mond über dem Horizont steht.

Transit (Durchgang)

Das Vorbeiwandern eines kleinen Himmelskörpers vor der Scheibe eines größeren (z.B. Venusdurchgang vor der Sonne).

Überriese

Stern besonders großer Leuchtkraft und geringer Dichte. Überriesen haben ähnliche Oberflächentemperaturen wie Hauptreihensterne, doch wegen ihres sehr großen Durchmessers (bis zum Tausendfachen des Sonnendurchmessers) eine extrem hohe Leuchtkraft.

Überriese

Ultraviolettstrahlung (UV-Strahlung)

Elektromagnetische Strahlung mit Wellenlängen kleiner als das violette Licht. Man kann sie daher mit den Augen nicht sehen. Zu noch kleineren Wellenlängen schließt sich der Bereich der Röntgenstrahlung und schließlich der Gammastrahlung an.

Ultraviolettstrahlung (UV-Strahlung)

Umbra

Der dunkle, innere Teil eines Sonnenflecks.

Umlaufzeit

Die Zeit, die ein Himmelskörper oder ein Satellit braucht, um seinen Zentralkörper einmal vollständig zu umrunden.

Abkürzung für Universal Time, Weltzeit. Die Weltzeit ist eine universelle Zeitskala, welche die gemessene Erdrotation widerspiegelt. Sie ist die astronomisch bestimmte mittlere Sonnenzeit des durch die Sternwarte von Greenwich in England führenden Nullmeridians. Die frühere Bezeichnung GMT (Greenwich Mean Time) wird nicht mehr empfohlen, da sie von verschiedenen Stellen für verschiedene Zeitnormale benutzt wurde. Nachdem mit Atomuhren selbst geringste Schwankungen der astronomischen Tageslänge messbar wurden, erfolgte zunächst eine Unterscheidung der Weltzeit in UT0 (örtlich gemessene unkorrigierte Weltzeit), UT1 (wegen der Polhöhenschwankung korrigierte Weltzeit) und UT2 (die zusätzlich um die beobachteten Rotationsschwankungen korrigierte Weltzeit). Die heutige Definition der Weltzeit ist die Koordinierte Weltzeit UTC (Coordinated Universal Time), die auf der internationalen Atomzeit basiert und eine von der Erdrotation unabhängige, völlig gleichmäßige Zeitskala ist.

UTC

Abkürzung für Coordinated Universal Time, koordinierte Weltzeit. Eine weltweit einheitliche Zeitskala, die auf der internationalen Atomzeit basiert und eine von der Erdrotation unabhängige, völlig gleichmäßige Zeitskala ist. Während die UT1 (die um die Polhöhenschwankung korrigierte Weltzeit UT) den Schwankungen der Erdrotation stetig folgt, indem die Länge der Zeiteinheit angepasst wird, behält die UTC gleich lange Sekunden bei. Um ein Auseinanderdriften zwischen UT1 und UTC zu vermeiden, werden der UTC Schaltsekunden hinzugefügt, sobald die Differenz größer als 0,9 Sekunden wird (im Mittel alle 18 Monate). Das Einfügen einer Schaltsekunde zum Anpassen der Zeitskala an die Tageslänge ist völlig analog zum Einfügen eines Schaltjahres zum Anpassen des Kalenderjahres an die Jahreslänge. Die UTC entspricht der Zonenzeit in der Westeuropäischen Zeitzone entlang des Nullmeridians und ist mit der Greenwich Mean Time (GMT) identisch.

veränderliche Sterne

Sterne, deren scheinbare Helligkeit nicht konstant ist, sondern zeitlich schwankt. Bei Bedeckungsveränderlichen ist die Ursache nicht physischer, sondern rein geometrischer Natur: Es sind Doppelsterne, die sich vom irdischen Beobachter aus betrachtet im Rhythmus ihres gegenseitigen Umlaufs bedecken. Die größte Klasse der physisch Veränderlichen sind die Pulsationsveränderlichen, die sich in einem späten Stadium der Sternentwicklung befinden. Ihre äußeren Schichten blähen sich mehr oder weniger periodisch auf und ziehen sich wieder zusammen, wobei sich auch die Oberflächentemperatur und die Leuchtkraft ändern. Je nach Periodenlänge und Form der Lichtkurve werden mehrere Untergruppen unterschieden, z.B. RR-Lyrae-Sterne, Cepheiden und Mirasterne. Das Verhalten von unregelmäßig oder eruptiv veränderlichen Sternen ist nicht vorherzusagen. Hierzu gehören z.B. die zu den Zwergnovae gezählten U-Geminorum-Sterne. R-Coronae-Borealis-Sterne wiederum sind Sterne, die gelegentlich Wolken von Kohlenstoff ausstoßen und deshalb ihre Helligkeit in nicht vorhersagbarer Weise reduzieren.

visuelle Helligkeit

Die scheinbare Helligkeit eines Gestirns bei Betrachtung mit dem Auge (ohne oder mit optischem Instrument). Helligkeitsmessungen mit Instrumenten werden durch Filter dem Empfindlichkeitsmaximum des Auges bei etwa 560 nm Wellenlänge angepasst.

Vollmond

Eine der vier Haupt-Mondphasen, bei der der Mond in Opposition zur Sonne steht (Elongation 180°) und deshalb voll beleuchtet ist.

Weißer Zwerg

Ein kompakter Stern mit ungefähr einer Sonnenmasse, der aber nur etwa so groß ist wie die Erde. Durch seine hohe Dichte (etwa 1000 kg pro cm³) unterscheidet er sich wesentlich von normalen Sternen. Weiße Zwerge entstehen als Endprodukt von Sternen mit einer Anfangsmasse von weniger als acht Sonnenmassen, wenn diese nach dem Durchlaufen der Rote-Riesen-Phase ihren Kernbrennstoff verbraucht haben und ihre äußere Hülle abstoßen. Die Materie im ehemaligen Zentralbereich des Sterns wird dabei so stark zusammengedrückt, dass der Zwischenraum zwischen Atomkernen und ihrer Elektronenhülle verloren geht. Stabilisiert wird ein Weißer Zwerg durch einen quantenmechanischen Effekt, der Elektronenentartung. Der dadurch verursachte Entartungsdruck tritt an die Stelle des thermischen Drucks bei normalen Sternen und bewahrt den Weißen Zwerg vor dem weiteren Kollaps infolge seiner eigenen Gravitation. Weiße Zwerge sind gewissermaßen die Leichen ehemaliger Sterne, die keine Energie mehr umwandeln, aber die vorhandene Energie über viele Milliarden Jahre lang langsam in Form von elektromagnetischer Strahlung ins Universum abgeben.

Wellenlänge

Der Abstand zweier phasengleicher Punkte einer schwingenden Welle. Mit der Frequenz ν einer elektromagnetischen Welle ist deren Wellenlänge λ über die Beziehung c = λ · ν verknüpft, wobei c die Lichtgeschwindigkeit ist.

Wolf-Rayet-Sterne

Außergewöhnlich heiße Sterne hoher Leuchtkraft, deren Spektren keine Absorptionslinien, sondern ausschließlich Emissionslinien aufweisen. Über einen starken Sternwind stoßen diese Sterne ihre wasserstoff- und heliumreichen Hüllen nach und nach in den Weltraum ab. Dadurch werden tiefere Schichten mit schwereren Atomkernen freigelegt, so dass sich Emissionslinien von Stickstoff, Kohlenstoff und Sauerstoff nachweisen lassen. Wolf-Rayet-Sterne sind recht selten und möglicherweise sind die leuchtkräftigsten von ihnen Vorläufer von Supernovae der Typen Ib und Ic.

Zenit

Der Scheitelpunkt an der Himmelssphäre, der sich genau senkrecht über dem Beobachter befindet. Er liegt dem Nadir (Fußpunkt) genau gegenüber.

Zentralmeridian

Der Meridian, der genau durch die Mitte der Scheibe von Sonne, Mond oder eines Planeten verläuft.

Zirkumpolarstern

Ein Stern, der bei seiner täglichen Bewegung von der geografischen Breite des Beobachters nie unter den Horizont sinkt. Am Nord- oder Südpol sind alle Sterne zirkumpolar, am Äquator gibt es keine Zirkumpolarsterne.

Zodiakallicht

Eine schwache, kegelförmige Aufhellung über dem westlichen Horizont nach Sonnenuntergang oder über dem östlichen Horizont vor Sonnenaufgang mit der Ekliptik als Symmetrieachse. Über ein noch schwächeres Lichtband ist das Zodiakallicht mit dem Gegenschein verbunden, der nur in sehr dunklen Nächten am Gegenpunkt der Sonne als schummriges Oval sichtbar ist. All diese Erscheinungen sind auf Sonnenlicht zurückzuführen, das an kleinen Staubpartikeln, die entlang der Erdbahn verteilt sind, gestreut wird.

Zustandsgrößen

In der Astronomie aus Beobachtungen ableitbare Größen, die den physikalischen Zustand von Sternen beschreiben. Zu den Zustandsgrößen gehören z.B. Masse, Radius, mittlere Dichte, Oberflächentemperatur, Spektraltyp, Leuchtkraft, Schwerebeschleunigung, Magnetfeldstärke und chemische Zusammensetzung.

Zwergplanet

Ein Himmelskörper, der die gleichen Eigenschaften hat wie ein Planet, dessen Masse und Gravitation aber zu gering ist, um seine Umlaufbahn von anderen Himmelskörpern freigeräumt zu haben. Im Unterschied zu Kleinkörpern des Sonnensystems haben Zwergplaneten eine genügend große Masse und Gravitation, um eine runde Form ausgebildet zu haben.

Bild: Uwe Reichert

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