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Astrofotografie

Astrofotografie

Die Astrofotografie ist ein Spezialgebiet der Fotografie, die Himmelskörper des sichtbaren Universums abbildet und dauerhaft auf verschiedenen Medien (fotografisch oder elektronisch) speichert.

Allgemeines

Mit ihrer Hilfe kann man insbesondere Objekte darstellen, die zu lichtschwach für visuelle Beobachtung sind. Die Gegenstände der Astrofotografie reichen von den Körpern des Sonnensystems über Objekte in unserer Milchstraße bis zu Galaxien und Galaxienhaufen. Astrografen ermöglichen es, auf Fotoplatten große Felder des Sternhimmels zu erfassen und insbesondere die Helligkeiten vieler Sterne exakt auszumessen (für anspruchsvolle Positionsbestimmungen ist Astrofotografie nicht geeignet). Über eines der weltweit größten Fotoplatten-Archive verfügt die von Cuno Hoffmeister gegründete Sternwarte in Sonneberg. Es umfasst über 277.000 Himmelsaufnahmen, die das astronomische Geschehen im Bereich der nördlichen Milchstraße über nahezu 70 Jahre dokumentieren und auf denen bisher mehr als 11.000 veränderliche Sterne entdeckt wurden. 1948 wurde auf dem Mount Palomar die 48-Zoll-Schmidt-Kamera (heute Oschin Telescope genannt) in Betrieb genommen. Mit diesem Gerät wurde der POSS durchgeführt, die wohl wichtigste Himmelsdurchmusterung der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts. Das Archiv des Harvard-College-Observatoriums umfasst über 500.000 astrofotografische Platten aus der Zeit von 1885 bis 1989. 1965 begann dort mit dem Harvard Sky Patrol Program ein Vorhaben, für das Sonneberg das Vorbild darstellte: eine möglichst lückenlose Dokumentation der Veränderungen am Sternhimmel. Für diesen Zweck wurden sechs eigens hierfür konstruierte Astrografen (nach dem Sponsor „Damon-Cameras“ genannt) eingesetzt, die auf 20x25-cm-Platten 30x40° Gesichtsfeld in drei definierten Farben erfassten. Das Ziel war, über Jahrzehnte hinweg einheitliche und damit vergleichbare Aufnahmen zu gewinnen und zu archivieren. Dieses Programm wurde im Jahr 1989 abgebrochen. Die Astrofotografie stellt hohe Anforderungen an die Optik sowie (angesichts der im Allgemeinen langen Belichtungszeiten) an den Teleskopantrieb. Werden diese erfüllt - heute meist mit elektronischer Steuerung - so lassen sich lang belichtete Aufnahmen extrem lichtschwacher Objekte, wie ferne Galaxien oder feine Gasnebel, gewinnen. fast alle dieser Objekte wären ohne die Astrofotografie unsichtbar.

Geschichte

Bereits Monate vor der Veröffentlichung seines fotografischen Verfahrens (1838) soll Louis Daguerre eine Aufnahme vom Mond gemacht haben - dies wäre die erste Astrofotografie der Welt. 1840 fotografierte John William Draper den Mond, 1843 nahm er das erste Spektrogramm der Sonne auf. Im April 1845 gelang Leon Foucault und Armand Fizeau das erste Sonnenfoto; auf ihrer Daguerreotypie mit 12 cm Durchmesser waren Sonnenflecken klar erkennbar. 1850 wurde am Harvard College Observatory von J. A. Whipple erstmals ein Fixstern - die Vega - aufgenommen; die Mechanik des verwendeten Teleskops war jedoch für die Belichtungszeit von 100 Sekunden nicht präzise genug. Nach Verbesserungen gelang 1857 eine gute Aufnahme des Doppelsternsystems Alkor und Mizar - nunmehr mittels Kollodiumplatte – die sich zu einer präzisen Bestimmung der relativen Positionen nutzen ließ. Anlässlich der Sonnenfinsternis im Juli 1860 konnte mittels fotografischer Aufnahmen die Frage geklärt werden, ob Protuberanzen tatsächlich Sonnenausbrüche darstellen. 1872 konnte Henry Draper das erste Spektrum eines Fixsterns - wiederum war es die Vega - aufzeichnen. Pierre Janssen machte 1874 Fotos vom Venus-Durchgang; auf seinen Aufnahmen war erstmals die Granulation der Sonnenoberfläche zu erkennen. Am 22. Dezember 1891 fand Max Wolf als erster Astronom einen Kleinplaneten mit fotografischen Methoden. 1880 gelang Henry Draper erstmals eine Aufnahme (Bromsilber) von einem Gasnebel in der Milchstraße: es war der Orionnebel. 1884 folgte mit dem Andromedanebel (A. A. Common) die erste Galaxie; 15 Jahre später nahm Julius Scheiner in Potsdam das erste Spektrum dieses Objektes auf. Mit der ständigen Verbesserung des Aufnahmematerials gewann der Gedanke an Boden, Himmelsatlanten mittels Astrofotografie zu erstellen. Damit würde man die Grenzhelligkeit, die etwa bei der Bonner Durchmusterung noch 9-9,5 betragen hatte) erheblich steigern können. Das umfangreichste dieser Vorhaben war die Carte du Ciel unter der Führung des Observatoriums von Paris, das um 1880 begonnen, aber nicht zu Ende geführt wurde. 1905 nahm Barnard auf dem Mount Wilson in Kalifornien (noch vor der Fertigstellung des 60-Zoll-Spiegels) 480 Fotos von Milchstraßenregionen auf, die unser Verständnis vom Aufbau der Milchstraße revolutionierten. Die Aufnahmen, die knapp 20 Jahre später mit dem 100-Zoll-Teleskop von den Außenbezirken des Andromedanebels gemacht wurden, revolutionierten dann unsere Vorstellung von der Struktur des Kosmos. Durch die Verfügbarkeit immer größerer CCDs haben Fotoplatten (auch weil ihre Produktion ausläuft) in der Astronomie seit dem letzten Jahrzehnt des 20. Jahrhunderts keine praktische Bedeutung mehr.

Amateurastrofotografie

In der Amateurastronomie werden neben analogen Kameras digitale Kameras (meist auf CMOS-Basis), CCD-Kameras, spezielle Videokameras und häufig auch Webcams eingesetzt. Astrofotografie ist bereits mit einer einfachen, ruhenden Kamera möglich. Damit bei derartigen Aufnahmen keine Strichspuraufnahmen entstehen, gilt - bei mittlerer Deklination - als Faustformel für die maximale Belichtungszeit (t) in Sekunden: =

Weblinks


- [http://stw-serv.stw.tu-ilmenau.de/science/plate/index_E.html Sonneberger Fotoplatten Archiv (Sternwarte Sonneberg)]
- [http://www.bela1996.de/astronomy/sonneberg.html Experimente mit Plattenscans aus Sonneberg] (von Béla Hassforther)
- [http://www.astrofoto.net/afoto/kurs/afotov02.htm Grundlagen für den Einstieg in die Astrofotografie]
- [http://www.library.gatech.edu/barnard/ Exzellente Astrofotos von E. E. Barnard von 1905] Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie Kategorie:Fotopraxis Kategorie:Fototechnik

Fotografie

Als Fotografie (ältere Schreibweise: Photographie; aus altgr. φως,φωτoς "Licht [der Himmelskörper]", "Helligkeit" und γραφειν, "malen", "schreiben") bezeichnet man: # ein technisches Verfahren, bei dem mit Hilfe von optischen Verfahren ein Lichtbild auf ein lichtempfindliches Medium projiziert und dort direkt dauerhaft gespeichert wird (analoges Verfahren) bzw. in elektronische Daten gewandelt und dann gespeichert wird (digitales Verfahren); # das dauerhafte Lichtbild (umgangssprachlich kurz Foto genannt, auch Abzug, Vergrößerung oder Ausbelichtung), das durch fotografische Verfahren hergestellt wird; dabei kann es sich entweder um ein Positiv oder ein Negativ handeln.

Definition

Die Fotografie ist ein Medium, das in sehr verschiedenen Zusammenhängen eingesetzt wird. Fotografische Abbildungen können beispielsweise Gegenstände mit primär künstlerischem (Künstlerische Fotografie) oder primär kommerziellem Charakter sein (Industriefotografie-, Werbe- und Modefotografie). Die Fotografie kann unter künstlerischen, technischen (Fototechnik), ökonomischen (Fotowirtschaft) und gesellschaftlich-sozialen (Amateur-, Arbeiter- und Dokumentarfotografie) Aspekten betrachtet werden. Des Weiteren werden Fotografien auch im Journalismus, in der Medizin und in der Freizeit verwendet. Die Fotografie ist teilweise ein Gegenstand der Forschung und Lehre in der Kunstgeschichte und der emergierenden Bildwissenschaft; der Kunstcharakter der Fotografie war jedoch lange Zeit umstritten, wird jedoch seit einigen Jahren zunehmend anerkannt. Einige Forschungsrichtungen ordnen die Fotografie der Medien- oder Kommunikationswissenschaft zu (zum Beispiel Werner Faulstich), jedoch ist auch diese Zuordnung umstritten. Fotografie kann als Ausbildungsberuf (Fotograf), aber auch an Kunstakademien und Fachhochschulen oder autodidaktisch (Fotodesigner) erlernt werden (siehe Fotografische Organisationen). Die Fotografie unterliegt dem komplexen und vielschichtigen Fotorecht; bei der Nutzung von vorhandenen Fotografien sind die Bildrechte zu beachten. :Die Photographie ist eine wunderbare Entdeckung, eine Wissenschaft, welche die größten Geister angezogen, eine Kunst, welche die klügsten Denker angeregt – und doch von jedem Dummkopf betrieben werden kann (Nadar, 1856).

Fototechnik

Prinzipiell wird mit Hilfe eines optischen Systems, des Objektivs, das von einem Objekt ausgesendete oder reflektierte Licht auf ein lichtempfindliches Medium, beispielsweise die lichtempfindliche Schicht eines Films, projiziert und als (latentes) Abbild darauf fixiert.

Fotoapparat

Film Der fotografischen Aufnahme dient ein Fotoapparat bzw. eine Fotokamera. Durch Manipulation des optischen Systems (Einstellung der Blende, Scharfstellung, Farbfilterung, die Wahl der Belichtungszeit und der Beleuchtung) stehen dem Fotografen zahlreiche Gestaltungsmöglichkeiten offen. Als höchstentwickelte Fotoapparatbauform hat sich sowohl im Analog- als auch Digitalbereich die Spiegelreflexkamera durchgesetzt

Lichtempfindliche Schicht

Bei der herkömmlichen Fotografie (Analogfotografie, Silber-Fotografie) ist die lichtempfindliche Schicht auf der Bildebene eine Dispersion (im allgemeinen Sprachgebrauch Emulsion). Sie besteht aus einem Gel, in dem gleichmäßig kleine Körnchen eines Silberhalogenids (zum Beispiel Silberbromid) verteilt sind. Je kleiner diese Körnchen sind, umso weniger lichtempfindlich ist die Schicht (siehe ISO 5800), umso besser ist allerdings die Auflösung ("Korn"). Dieser lichtempfindlichen Schicht wird durch einen Träger Stabilität verliehen. Trägermaterialien: Zelluloseacetat, früher Zellulosenitrat (Zelluloid), Kunststofffolien, Metallplatten, Textilien (siehe Film). Bei der Digitalfotografie besteht das Äquivalent der lichtempfindlichen Schicht aus Chips wie CCD- oder CMOS-Sensoren.

Entwicklung und Fixierung

Durch das Entwickeln wird auf chemischem Wege das latente Bild sichtbar gemacht. Beim Fixieren werden die nicht belichteten Silberhalogenid-Körnchen herausgewaschen, so dass ein Bild auch bei Tageslicht betrachtet werden kann, ohne dass es nachdunkelt. Ein weiteres älteres Verfahren ist das Staubverfahren, mit dem sich einbrennbare Bilder auf Glas und Porzellan herstellen lassen. Ein digitales Bild muss nicht entwickelt werden; es wird elektronisch gespeichert und kann anschließend mit der elektronischen Bildbearbeitung am Computer bearbeitet und bei Bedarf ausgedruckt werden.

Geschichte der Fotografie

Siehe: Geschichte und Entwicklung der Fotografie

18. Jahrhundert: Vorläufer und Vorgeschichte

Vorläufer der Fotografie ist die Camera obscura („Dunkle Kammer“), von deren Namen sich auch das Wort Kamera ableitet. Anstelle einer Linse weist diese Kamera nur ein kleines Loch auf, durch das die Lichtstrahlen auf eine Projektionsfläche fallen, von der das (auf dem Kopf stehende) Bild abgezeichnet wurde. In Edinburgh und Greenwich bei London ist eine begehbare, raumgroße Camera obscura eine Touristenattraktion. Siehe auch Laterna magica, Panorama und Diorama. Chemiker wie Humphry Davy begannen bereits, lichtempfindliche Stoffe zu untersuchen und nach Fixiermitteln zu suchen. Ein Durchbruch ist 1550 die Erfindung der Linse, mit der schärfere Bilder erzeugt werden können. 1685: Ablenkspiegel, ein Abbild kann so auf Papier gezeichnet werden. Humphry Davy

19. Jahrhundert: Die frühen Verfahren

Die erste Fotografie wurde 1826 durch Joseph Nicéphore Niépce hergestellt. 1837 benutzte Louis Jacques Mandé Daguerre ein besseres Verfahren, das auf der Entwicklung der Fotos mit Hilfe von Quecksilber-Dämpfen und anschließender Fixierung in einer heißen Kochsalzlösung oder einer normal temperierten Natriumthiosulfatlösung beruhte. Die auf diese Weise hergestellten Bilder, allesamt Unikate auf versilberten Kupferplatten, nannte man Daguerreotypien. Bereits 1835 erfand der Engländer William Fox Talbot das Negativ-Positiv-Verfahren.

20. Jahrhundert: Einführung der Kleinbildfotografie

Leica führte 1925 den 35-mm-Film ein (siehe Film). Oskar Barnack verwendete dazu herkömmlichen 35-mm-Kinofilm und konstruierte eine Kamera um den Film herum. Anfangs belächelt, ermöglichte erst die 35-mm-Kamera eine mobile, schnelle Fotografie. Dies begründete die moderne Reportagefotografie.

Ende des 20. Jahrhunderts: Einführung der Digitalfotografie

Reportagefotografie 1986 stellte Canon mit der RC-701 die erste kommerziell erhältliche Still-Video-Kamera mit magnetischer Aufzeichnung der Bilddaten vor, Minolta präsentierte den Still Video Back SVB-90 für die Minolta 9000; durch Austausch der Rückwand der Kleinbild-Spiegelreflexkamera wurde aus der Minolta 9000 eine digitale Spiegelreflexkamera; gespeichert wurden die Bilddaten auf 2"-Disketten. 1987 folgten weitere Modelle der RC-Serie von Canon sowie digitale Kameras von Fujifilm (ES-1), Konica (KC-400) und Sony (MVC-A7AF); auch Chinon stellte mit dem CP9-AF eine Rückwand für die digitale Bildaufzeichnung vor. 1988 folgte Nikon mit der QV-1000C und 1990/1991|91 Kodak mit dem DCS-System (Digital Camera System) sowie Rollei mit dem Digital Scan Pack. Ab Anfang der 90er Jahre kann die Digitalfotografie im kommerziellen Bildproduktionsbereich als eingeführt betrachtet werden. Die Technik der Digitalen Fotografie revolutionierte auch die Möglichkeiten der Digitalen Kunst, insbesondere durch die Technik der Fotomanipulation. Siehe auch: Chronologie der Fotografie, Geschichte der Fotografie, Liste bedeutender Erfindungen

Differenzierungsbereiche

Die Fotografie lässt sich in verschiedene Stilrichtungen und nach technischen Unterschieden aufteilen. Einteilungen sind beispielsweise möglich nach
- dem verwendeten Gerät (Lochkamera, Sucherkamera, Spiegelreflexkamera, Sofortbildkamera, Digitalkamera, Fachkamera auf optischer Bank oder Laufbodenkamera etc.: Kleinbildfotografie, Mittelformatfotografie, Großformatfotografie, Digitalfotografie usw.
- der Farbwiedergabe der Abbildung: Schwarzweißfotografie und Farbfotografie;
- der Art der Motivwahl und Motivation (Familienfotografie, Stillleben, Reportagefotografie, Portraitfotografie, Aktfotografie, Kriegsfotografie, Werbefotografie, Architekturfotografie, Naturfotografie, Kinderfotografie, Reisefotografie, Partyfotografie usw.)
- dem technisch-gestalterischen Grundkonzepts, wie zum Beispiel Lowkey-Fotografie, Highkey-Fotografie, abstrakte Fotografie, Lomografie,
- dem verwendeten Film- oder Negativformat (Kleinstbildformat, Kleinbildformat, Mittelformat, Großformat),
- der Art der Nachbehandlung (Virage).

Fotografie als Kunst

Der Kunstcharakter der Fotografie war lange Zeit umstritten; zugespitzt formuliert D. Pawek: „Der Fotograf bringt kein neues Sein in die Welt, es macht das Vorhandene nur sichtbar. Der Künstler erschafft die Wirklichkeit, der Fotograf sieht sie.“ Auch der Fotograf Henri Cartier-Bresson, selber als Maler ausgebildet, sah die Fotografie nicht als Kunstform, sondern als Handwerk: „Die Fotografie ist ein Handwerk. Viele wollen daraus eine Kunst machen, aber wir sind einfach Handwerker, die ihre Arbeit gut machen müssen.“ Gleichzeitig wurden gerade Cartier-Bressons Fotografien sehr früh in Museen und Kunstausstellungen gezeigt, so z.B. in der MoMa-Retrospektive (1947) und der Louvre-Ausstellung (1955). Fotografie wurde bereits früh als Kunst betrieben (Julia Margaret Cameron, Lewis Carroll und Oscar Gustave Rejlander in den 1860ern). Erstmals trat die Fotografie in Deutschland in der Werkbund-Ausstellung 1929 in Stuttgart in beachtenswertem Umfang an die Öffentlichkeit, auch schon mit internationalen Künstlern wie Edward Weston, Imogen Cunningham und Man Ray; spätestens seit den MoMa-Ausstellungen von Edward Steichen (The Family of Man, 1955) und John Szarkowski (1960er) ist Fotografie als Kunst allgemein anerkannt. Heute ist Fotografie als vollwertige Kunstform akzeptiert: Indikatoren dafür sind die wachsende Anzahl von Museen, Sammlungen und Forschungseinrichtungen für Fotografie, die Zunahme der Professuren für Fotografie sowie nicht zuletzt der gestiegene Wert von Fotografien in Kunstauktionen und Sammlerkreisen. Zahlreiche Gebiete haben sich entwickelt, so die Landschafts-, Akt-, Industrie-, Theaterfotografie u. a. m., die innerhalb der Fotografie eigene Wirkungsfelder entfaltet haben.

Fotografinnen und Fotografen

1960er Die Fotografie als Objekt der Kunstwissenschaft wurde geprägt durch herausragende Fotografinnen und Fotografen wie beispielsweise - ohne Wertung quer durch die Zeit- und Stilgeschichte der Fotografie - W. H. Talbot, E. S. Curtis, Henri Cartier-Bresson, Ansel Adams, August Sander vor dem 2. Weltkrieg, Otto Steinert, Richard Avedon, Diane Arbus und unzählige andere bis hin zu "Modernen" wie Helmut Newton, Thomas Ruff, Jeff Wall und Wim Wenders. Mit jedem dieser berühmten Fotografen ist eine bestimmte Zeit, eine bestimmte Auffassung von Fotografie, ein persönlicher Stil - möglicherweise innerhalb eines bestimmten Fachgebietes der Fotografie - und eine eigene Thematik verbunden. Einige Fotografen organisierten sich in Künstlergruppen wie f/64 um Edward Weston in den USA in der ersten Hälfte des 20. Jh. oder arbeiteten zusammen in Foto- oder Bildagenturen wie Magnum Photos oder Bilderberg, andere arbeiten dagegen bevorzugt alleine. Oft sind künstlerisch bekannte Fotografen in ihrem "Brotberuf" eher unauffällig und durchschnittliche "Handwerker", erst in ihren freien Arbeiten treten sie mit Ausstellungen oder durch Preisverleihungen in den Blickpunkt der Öffentlichkeit. Als Beispiel seien nur der Modefotograf Helmut Newton, der Werbefotograf Reinhart Wolf und der Landschafts- und Architekturfotograf Robert Häusser genannt: sie wurden mit völlig anderen Sujets als denen ihrer täglichen Arbeit bekannt, nämlich Aktfotografie, Food- und Architekturfotografie und mit künstlerischer eigenwilliger Schwarzweiß-Fotografie. Die Fotografie ist jedoch keine exklusive Kunstform, sondern wird auch von zahllosen Amateurfotografen betrieben; die Amateurfotografie ist der Motor der Fotowirtschaft und Motivation für die Produktion der allermeisten Bilder, deren Zahl weltweit monatlich in die Milliarden geht. Siehe auch: Liste bedeutender Fotografen

Theorie und Praxis

Die Fotografie wird in zahlreichen Einzeltheorien diskutiert, eine einheitliche und umfassende Theorie der Fotografie existiert jedoch bisher nicht. Die Fotopraxis ist gekennzeichnet durch die gestalterische Gratwanderung zwischen der fotografischen Technik und der gewünschten Bildaussage; sie hat sich in den vergangenen rund sechzig Jahren ausdifferenziert und umfasst zahllose Bereiche von Schnappschussfotografie und Urlaubsfotografie über Luftbildfotografie und wissenschaftliche Fotografie bis hin zu Studiofotografie, spiritistischer Fotografie und digitaler Kunst.

Besondere Bereiche der Fotografie

Es gibt einige Bereiche der Fotografie, in denen zum Teil mit besonderen Gerätschaften oder besonderen Filmen gearbeitet wird oder in denen Probleme auftreten, mit denen der "normale" Fotograf nicht konfrontiert wird. Hierzu zählen u.a. die:
- Astrofotografie
- Aktfotografie
- Luftbildfotografie
- Unterwasserfotografie
- Hochgeschwindigkeitsfotografie
- Holografie
- Infrarotfotografie
- Falschfarbenfotografie
- UV-Fotografie
- Röntgenfotografie
- Kernspuraufnahmen
- Kontaktradiografie
- Kirlianfotografie
- Lomografie
- Naturfotografie
- Schlierenfotografie

Siehe auch


- Fotoagentur
- Portal:Fotografie
- Fotoglossar
- Bildfunktion
- Kunst
- Medienwissenschaft
- Bildgebendes Verfahren
- Filmkunst
- Video

Literatur

Bücher
- Ansel Adams, Die Kamera, Christian 2002 - ISBN 388-472-070-8
- Ansel Adams, Das Negativ, Christian 1998 - ISBN 388-472-071-6
- Ansel Adams, Das Positiv, Christian 1998 - ISBN 388-472-072-4
- Roland Barthes, Die helle Kammer. Bemerkung zur Photographie, Frankfurt am Main: Suhrkamp 1994
- Pierre Bourdieu, Eine illegitime Kunst: die sozialen Gebrauchsweisen der Photographie, Frankfurt am Main: Suhrkamp 1983
- Bernd Busch, Belichtete Welt: eine Wahrnehmungsgeschichte der Fotografie, München: Hanser 1989
- Gisèle Freund, Photographie und Gesellschaft, Reinbek bei Hamburg: Rowohlt 1993
- Judith Freyer Davidov, Women's Camera Work: Self/Body/Other in American Visual Culture, Duke University Press 1998
- Stefan Hartwig, Gestaltung und Wahrnehmung von Public Relations-Bildern. Lehren aus der Wissenschaft. In: [http://www.gpra.de]
- Wolfgang Kemp (Hrg.), Theorie der Fotografie, 3 Bände
- Hans-Michael Koetzle, Das Lexikon der Fotografen: 1900 bis heute, München: Knaur 2002
- Therese Mulligan, David Wooters, Geschichte der Photographie von 1839 bis heute, Taschen Verlag 2000
- Beaumont Newhall, Geschichte der Photographie, Schirmer, Mosel, München 1998
- Sigrid Schneider und Stefanie Grebe, Wirklich wahr!: Realitätsversprechen von Fotografien, Ostfildern-Ruit : Hatje Cantz], 2004
- Susan Sontag, Über Fotografie, Wien: Hanser 2002
- Susan Sontag, Das Leiden anderer betrachten , Frankfurt am Main: Fischer 2005
- Tom! Striewisch, Der große Humboldt Fotolehrgang, Humboldt-Verlag 2005 - ISBN 389-994-017-2 Zeitschriften
- Fotogeschichte
- EIKON. Internationale Zeitschrift für Photographie und Medienkunst

Weblinks


- [http://www.uni-duesseldorf.de/WWW/ulb/kun.html#bild Düsseldorfer Virtuelle Bibliothek Bildarchive] - Linksammlung
- [http://www.virtuelleallgemeinbibliothek.de/00315ANF.HTM Virtuelle Allgemeinbibliothek Fotoausstellung online] - Linksammlung
- [http://www.photolinks.ch photolinks.ch] - Linksammlung, handverlesen, Deutsch und Englisch
- [http://www.photolink.de Photolink.de]
- [http://www.fotolinx.de/nachrichten Foto Nachrichten] - Fotografie Nachrichten
- [http://www.striewisch-fotodesign.de/lehrgang/ Foto-Lehrgang]
- [http://www.deviantphoto.de/ Fotografie Community deviantphoto.de]
- [http://www.flickr.com flickr.com] - Photo Sharing ! ja:写真 th:การถ่ายภาพ

Sonnensystem

Das Sonnensystem, auch Solarsystem oder manchmal auch unser Planetensystem genannt, ist die Sonne mit ihren Planeten, Monden, Kleinplaneten, Kometen und Kleinkörpern wie den Meteoroiden, sowie die Gesamtheit aller Gas- und Staubteilchen, die durch die Anziehungskraft der Sonne zu einem System zusammengehalten werden. Dem Planetensystem der Sonne gehört auch unsere Erde an.

Aufbau

Im Zentrum des Sonnensystems befindet sich als Zentralstern die Sonne mit etwa 1,39 Millionen Kilometern Durchmesser, in der fast 99,9 % der Gesamtmasse des Systems konzentriert sind. Um die Sonne herum bewegen sich hauptsächlich die Planeten (siehe auch Tabelle der Planeten). Im Allgemeinen spricht man von den neun Planeten; dem im Mittel am weitesten entfernten Planeten Pluto wird jedoch seit der Entdeckung anderer Plutinos (ähnlich große Objekte mit vergleichbaren Bahneigenschaften) der Planetenstatus mehr und mehr aberkannt. 2003 wurde ein Objekt entdeckt, das größer als Pluto ist und sich am äußersten Rand unseres Sonnensystems befindet: 2003 UB313. Sowohl die Entdecker als auch die NASA stufen das Objekt aufgrund seiner Größe als Planeten ein; die IAU hat jedoch in einer Erklärung mitgeteilt, dass dieses Objekt zumindest bis zu einer neuen klaren Definition für Planeten (welche im Sommer 2006 beschlossen werden soll) nicht als Planet anerkannt wird. Weitere Mitglieder des Sonnensystems sind Millionen von Asteroiden (auch Planetoiden oder Kleinplaneten genannt) und Kometen, die vorwiegend in drei Zonen des Sonnensystems anzutreffen sind, dem Asteroidengürtel, dem Kuipergürtel und der Oortschen Wolke. Der Sonne am nächsten befinden sich die inneren, erdähnlichen Planeten Merkur (Abstand zur Sonne 57,9×106 km, bzw. 0,39 AE), Venus (108,2×106 km, 0,72 AE), Erde (149,6×106 km, 1 AE) und Mars (227,9×106 km, 1,52 AE). Ihr Durchmesser beträgt zwischen 4878 km und 12756 km, ihre Dichte zwischen 3,95 g/cm³ und 5,52 g/cm³. Zwischen Mars und Jupiter befindet sich der so genannte Asteroidengürtel, eine Ansammlung von Kleinplaneten. Die meisten dieser Asteroiden sind nur wenige Kilometer groß (siehe Liste der Asteroiden) und nur wenige haben einen Durchmesser von 100 km oder mehr. Ceres ist mit ca. 960 km der größte dieser Körper. Ihre Bahnen sind teilweise stark elliptisch, einige kreuzen sogar die Merkur- (Icarus) beziehungsweise Uranusbahn (Chiron). Zu den äußeren Planeten zählen die Gasriesen Jupiter (778,3×106 km, 5,2 AE), Saturn (1,429×109 km, 9,53 AE) sowie die Planeten Uranus (2,875×109 km, 19,2 AE) und Neptun (4,504×109 km, 30,1 AE) mit Dichten zwischen 0,7 g/cm³ und 1,66 g/cm³ sowie Pluto (5,900×109 km, 39,5 AE). Seit den 1990ern hat man mehr als 500 Objekte gefunden, die sich jenseits der Neptunbahn bewegen. Diese Objekte bilden den Kuipergürtel, der sich in einem Abstand von 6-7,5 Milliarden km (30-50 AE) zur Sonne befindet und ein Reservoir für die Kometen mit mittleren Umlaufperioden ist. Die Objekte dieser Zone sind wahrscheinlich nahezu unveränderte Überbleibsel aus der Entstehungsphase des Sonnensystems, man nennt sie deshalb auch Planetesimale. Jenseits des Kuipergürtels befindet sich bis zu einem Abstand von etwa 1,5 Lichtjahren (zirka 100.000 AE) die Oortsche Wolke. Man vermutet, dass aus dieser durch Gravitationsstörungen gelegentlich vorbeiziehender Sterne Körper herausgerissen werden und als langperiodische Kometen in die inneren Bereiche des Sonnensystems gelangen. Einige dieser Kometen verbleiben dann auf stark elliptischen Bahnen in der Nähe der Sonne, andere werden von den Planeten, insbesondere von Jupiter, gestört und abgelenkt, so dass sie aus dem Sonnensystem katapultiert werden oder auf Planeten oder in die Sonne stürzen. Den Rand unseres Sonnensystems bildet die Heliopause, die Grenzschicht zwischen Sonnenwind und interstellarem Medium. Man vermutet sie in einer Entfernung von ungefähr 150 AE, das dem 150fachen des Abstands Erde-Sonne oder dem 4fachen von Pluto-Sonne entspricht, der genaue Abstand ist jedoch bis heute nicht bekannt. Die inneren Planeten sowie Jupiter und Saturn waren schon in der Antike bekannt. Sie wurden von den Römern als Götter betrachtet und sind nach diesen benannt. Uranus, Neptun und Pluto wurden zwischen 1781 und 1930 entdeckt und ebenfalls nach römischen Göttern benannt. Innerhalb der von den einzelnen Planeten beherrschten Gravitationsfeldern – ihrer Hill-Späre – befinden sich, außer bei Merkur und Venus, kleinere Himmelskörper als umlaufende Begleiter. Nach dem altbekannten Mond der Erde werden sie analog ebenfalls als Monde, aber auch gleichbedeutend für Begleiter als Trabanten oder Satelliten bezeichnet. Sie sind bis auf den Erdmond und den Plutomond Charon wesentlich kleiner als ihr Planet. Eine definitiv untere Grenzgröße, ab der man nicht mehr von einem Mond spricht, wurde wie bei den Planeten bisher noch nicht offiziell festgelegt. Da astronomische Dimensionen für die meisten Menschen schwer vorstellbar sind, ist ein maßstabsgerecht verkleinertes Modell unseres Sonnensystems hilfreich, um sich die Größenverhältnisse und Distanzen der Objekte unseres Sonnensystems zu veranschaulichen.

Das Sonnensystem im Milchstraßensystem

Die Sonne mit ihren Begleitern ist wie alle Sterne Teil eines Sternsystems. Sie ist mit mindestens 100 Milliarden (manche Schätzungen gehen bis 400 Milliarden) weiteren Sternen ein Mitglied des Milchstraßensystems, der Galaxis, einer Spiralgalaxie mit einem Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren. Das Sonnensystem befindet sich zwischen zwei der spiralförmigen Sternkonzentrationen, zwischen dem Perseusarm und dem Sagittariusarm, in einer lokalen Abzweigung, dem Orionarm. Es ist etwa 26.000 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernt und umkreist es mit einer Geschwindigkeit von rund 220 km/s binnen zirka 230 Millionen Jahren, einem galaktischen Jahr. Die Lage der mittleren Bahnebene der Planeten des Sonnensystems entspricht nicht der Äquatorebene der Galaxis, sondern ist sehr stark dagegen geneigt. Der Nordpol der Erdbahnebene liegt an der Himmelsphäre nur etwa 30 Grad vom galaktischen Äquator in dem am Nachthimmel schimmernden Band der Milchstraße entfernt, im Sternbild Drache. Der südliche Ekliptikpol liegt im Sternbild Schwertfisch. Der Nordpol der Galaxis befindet sich 30 Grad über der Ekliptik im Sternbild Haar der Berenike, und der galaktische Südpol im Sternbild Bildhauer. Das Zentrum der Galaxis liegt nahe der Erdbahnebene, perspektivisch im Sternbild Schütze. Von der hellen zentralen Verdickung, der Bulge, ist jedoch in dem für das menschliche Auge sichtbaren Lichtspektrum nicht viel zu sehen, da sie im Scheibenbereich auch von großen Mengen interstellaren Staubes umgeben ist. Der Drehsinn des Milchstraßensystems um sein Zentrum stimmt nicht mit dem Umlaufsinn der Planeten um die Sonne überein. Die Rotation der galaktischen Scheibe erfolgt von Norden gesehen im Uhrzeigersinn, so, als würden die Spiralarme von der Rotation des Zentralbereiches nachgeschleppt; ihr Drehsinn ist gemessen am Sonnensystem gewissermaßen „gegenläufig“. Der sonnennächste Stern ist Proxima Centauri. Sein Abstand zum Sonnensystem beträgt etwa 4,24 Lichtjahre bzw. 268.000 Astronomische Einheiten. Als Grund der Spiralstruktur in der Verteilung der Sterne vermuten viele Astronomen Dichtewellen noch unbekannter Ursache, an denen die Gas- und Staubmassen der galaktischen Scheibe während deren Rotation auflaufen und dadurch zu der Bildung neuer Sterne angeregt werden. Manche Astronomen machen für die anscheinend periodisch auftretenden Massensterben ein erheblich verstärktes Bombardement von Kometen verantwortlich, die bei den regelmäßigen Begegnungen des Sonnensystems mit diesen Dichtewellen in der Oortschen Wolke aus der Bahn gebracht wurden. Die galaktische Region, in der sich das Sonnensystem befindet, ist von interstellarem Staub weitgehend frei. Es ist die sogenannte lokale Blase (engl.: local bubble). Sie erstreckt sich ungefähr 200 Lichtjahre entlang der galaktischen Ebene und etwa 600 Lichtjahre senkrecht dazu. Diese große Blase besteht aus sehr heißem und extrem verdünntem Gas, hauptsächlich Wasserstoff., das uns diesen Staub fern hält. Durch die extrem geringe Dichte von ungefähr 5.000 Teilchen je Kubikmeter bzw. 5 Teilchen je Liter ist seine Temperatur von etwa 4 Millionen Grad Celsius kein Problem für uns. Außerdem wird im Einflussbereich der Sonne der größte Teil dieses Gases durch den ihm entgegenstürmenden Sonnenwind mit abgeschirmt. Entdeckt wurde die Blase durch eine intensive Röntgenstrahlung, die aufgrund der hohen Temperatur von ihr ausgeht. Vor der Röntgenstrahlung schützt uns die Erdatmosphäre, daher konnte die heiße Blase erst von satellitengetragenen Röntgenteleskopen entdeckt werden. Die Entstehung der Blase wird den Druckwellen von etwa 10 Supernovae zugeschrieben, die demnach vor rund 4 Millionen Jahren in einer dichten Staubwolke explodiert sind. Solche Explosionen waren vermutlich auch an der Entstehung des Sonnensystems beteiligt, indem sie die Urwolke des späteren Sonnensystems durch ihre Druckwellen entscheidend vorkomprimierten. Eine noch größere Blase wurde 500 Lichtjahren von uns entfernt in Richtung des Sternbildes Skorpion entdeckt und Loop I genannt. Sie hat einen Durchmesser von etwa 1.000 Lichtjahren. In ihrem Zentrum befindet sich die junge, sogenannte Scorpio-Centaurus-Assoziation. Es wird vermutet, dass das Milchstraßensystem von Hunderten solch heißer Blasen durchsetzt ist.

Die Entstehung des Sonnensystems

Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren bewegte sich an Stelle unseres Sonnensystems eine ausgedehnte Materiewolke um das Zentrum der Galaxis. Die Wolke bestand zu über 99 % aus den Gasen Wasserstoff und Helium sowie einem geringen Anteil aus nur mikrometergroßen Staubteilchen, die sich aus schwereren Elementen und Verbindungen, wie Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, anderen Kohlenstoffverbindungen, Ammoniak und Siliziumverbindungen zusammensetzten. Der Wasserstoff und der überwiegende Teil des Heliums war bereits beim Urknall entstanden. Die schwereren Elemente und Verbindungen wurden im Innern von Sternen erzeugt und bei deren Explosion freigesetzt. Teile der Materiewolke zogen sich infolge der eigenen Schwerkraft zusammen und verdichteten sich. Den Anstoß hierzu könnte die Explosion einer relativ nahen Supernova gegeben haben, deren Druckwellen durch die Wolke wanderten. Diese Verdichtungen führten zu der Bildung von vermutlich mehreren hundert oder gar tausend Sternen in einem Sternhaufen, der sich wahrscheinlich nach einigen hundert Millionen Jahren in freie Einzel- oder Doppelsterne auflöste. Im Folgenden wird die Entwicklung desjenigen „Fragments“ der Materiewolke betrachtet, aus dem sich unser Sonnensystem bildete. Da bei der Kontraktion der Drehimpuls erhalten bleiben muss, hat sich eine schon minimal existierende Rotation der kollabierenden Wolke erhöht, ähnlich wie eine Eiskunstläuferin durch Anlegen der Arme eine schnelle Rotation erreicht. Die dabei entstehenden, nach außen wirkenden Fliehkräfte führten dazu, dass sich die Wolke in den Außenbereichen zu einer rotierenden Scheibe ausbildete. Fast die gesamte Materie der Wolke stürzte jedoch in das Zentrum und bildete einen Protostern, der weiter kollabierte. Im Innern dieses Gaskörpers stiegen Druck und Temperatur so weit an, bis ein Kernfusionsprozess gezündet wurde, bei dem Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmelzen. Die dabei freigesetzte Energie erzeugte einen Strahlungsdruck, welcher der Gravitation entgegenwirkte und die weitere Kontraktion aufhielt. Ein stabiler Stern - unsere Sonne - war entstanden. Gravitation In der verbleibenden protoplanetare Scheibe führte nach dem bisherigen Modell die Verklumpung von Staubteilchen (Koagulation) zur Bildung von Planetesimalen, den Bausteinen der Planeten. Diese kilometergroßen Gebilde besaßen genug Masse, um sich durch ihre Gravitation mit anderen Planetesimalen zu größeren Objekten zu vereinigen. Nach neueren Modellen könnten auch gravitative Instabilitäten zu sich selbst verstärkenden Massekonzentrationen und damit zur Bildung von Planetesimalen führen. Dabei verlief das Wachstum nicht gleichmäßig. Die schwersten Objekte übten die größten Gravitationskräfte aus, zogen Materie aus einem weiten Umkreis an und konnten so noch schneller wachsen. Der „Protojupiter“ störte schließlich mit seinem Gravitationsfeld andere Planetesimale und beeinflusste deren Wachstum. Offensichtlich verhinderte er auch die Bildung eines größeren Körpers zwischen der Mars- und Jupiterbahn, was zur Entstehung des Asteroidengürtels führte. Einen maßgeblichen Einfluss auf die Prozesse der Planetenentstehung hatte der Abstand der Protoplaneten zur jungen Sonne. In Sonnennähe kondensierten schwerflüchtige Elemente und Verbindungen aus, während leichtflüchtige Gase durch den kräftigen Sonnenwind weggerissen wurden. Hier entstanden die inneren Planeten, Merkur, Venus, Erde und Mars mit festen silikatischen Oberflächen. In den kälteren Außenregionen konnten die entstehenden Planeten auch die leichtflüchtigen Gase, wie Wasserstoff, Helium und Methan festhalten. Hier bildeten sich die „Gasriesen“ Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Ein Teil der Materie, der nicht von den Planeten eingefangen wurde, verband sich zu kleineren Objekten, den Kometen und Asteroiden. Da diese Himmelskörper seit der Frühzeit des Sonnensystems nahezu unverändert blieben, kann deren Erforschung wichtige Hinweise zu dessen Entstehungsgeschichte liefern. Ebenfalls sehr wertvolle Erkenntnisse brachte die Untersuchung von Meteoriten. Dies sind Bruchstücke von Planetoiden, die ins Schwerefeld der Erde gerieten. Auch wenn die Grundprinzipien der Planetenentstehung bereits als weitgehend verstanden gelten, gibt es doch noch zahlreiche offene und nicht unwesentliche Fragen. Eines der Probleme ist die paradox erscheinende Verteilung des Drehimpulses auf die Sonne und die Planeten, denn der Zentralkörper enthält fast 99,9% der Masse des gesamten Systems, besitzt aber nur etwa 0,5% des Drehimpulses; der Hauptanteil daran steckt im Bahndrehimpuls ihrer Begleiter. So ist auch die Neigung der Äquatorebene der Sonne gegenüber der mittleren Bahnebene der Planeten von etwa 7° ein Rätsel. Aufgrund ihrer überaus dominierenden Masse dürfte die Sonne (anders als zum Beispiel die Erde) durch die Wechselwirkung mit ihnen kaum ins Taumeln geraten. Möglicherweise hatte sie in ihrer Frühzeit einen Zwergstern als Begleiter oder erhielt „Besuch“ von einem Nachbarstern des ursprünglichen Sternhaufens, der durch seine Anziehung die protoplanetare Scheibe um etwa 7° kippte, während die Sonne aufgrund ihrer geringen räumlichen Ausdehnung weitgehend unbeeinflusst blieb (C. H. Heller 1993, P. Kroupa 1995).

Merksatz zur Reihenfolge der neun Planeten

Von der Sonne aus gesehen: :„Mein Vater erklärt mir jeden Samstag unsere neun Planeten.“ Hauptartikel: Liste der Merksprüche

Siehe auch


- Astronomisches Objekt
- Ekliptik
- Entstehung des Mondes
- Meteor
- Meteorit
- Meteoroid
- Planetensystem
- Sternensystem
- Tabellarische Übersicht über die Planetendaten

Literatur


- Gürtler, J. und Dorschner, J.: Das Sonnensystem. Wissenschaftliche Schriften zur Astronomie. J. A. Barth Verlag, Leipzig - Berlin - Heidelberg (1993), ISBN 3335002814
- Heller, C. H., 1993, Encounters with protostellar disks. I - Disk tilt and the nonzero solar obliquity, ApJ 408, 337
- Kroupa, P., 1995, The dynamical properties of stellar systems in the Galactic disc, MNRAS 277, 1507 [http://de.arxiv.org/pdf/astro-ph/9508084 PDF bei arXiv]
- Duden Schülerlexikon Astronomie (ISBN 3411714913) / in diesem Buch wird alles über die Astronomie, das Sonnensystem und die Raumfahrt beschrieben

Weblinks


- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html „Die neun Planeten“]
- [http://www.solarviews.com/germ/homepage.htm „Ansichten des Sonnensystems“]
- [http://www.michaelschultz.de/ Animation des Sonnensystems]
- [http://celestia.sourceforge.net Celestia], freie 3D echtzeit Weltraumsimulation (OpenGL)
- [http://ssd.jpl.nasa.gov/ „Solar System Dynamics“], zum Beispiel mit Informationen über die neuesten Entdeckungen von Monden im Sonnensystem (Englisch)
- [http://solarsystem.nasa.gov/planets/charchart.cfm „The Planets: Orbits and Physical Characteristics“], (Englisch)

Videos


- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000910.rm Wie ist das Sonnensystem entstanden?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010121.rm&g2=1 Gibt es einen 10. Planeten?] Kategorie:Sonnensystem ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria nb:Solsystem simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Milchstraße

Milchstraße ist die Bezeichnung für die bandförmige Aufhellung am Nachthimmel, die als hervortretende Symmetrieebene des Milchstraßensystems nahezu längs eines Großkreises die Himmelskugel umspannt. Der Begriff steht gelegentlich auch als abkürzende Bezeichnung für das Milchstraßensystem selbst, auch Galaxis genannt. Das Sternensystem vom Typ einer Spiralgalaxie ist die Heimat unseres Sonnensystems. Andere, extragalaktische Sterneninseln werden Galaxie genannt.

Herkunft der Bezeichnung

Die Bezeichnung Galaxis kommt von dem griechischen Wort galaxías, abgeleitet von gála, gálaktos „Milch“, und bedeutet ebenfalls „Milchstraße“. Die "Milch" soll dem Mythos nach von der den Herakles stillenden Hera über den Himmel verspritzt worden sein, als dieser zu ungestüm zubiss.

Erscheinungsbild

Hera Hera Hera Das Band der Milchstraße erstreckt sich als unregelmäßig breiter, schwach milchig-heller Streifen über das Firmament. Seine Erscheinung rührt daher, dass in ihm mit bloßem Auge keine Einzelsterne wahrgenommen werden, sondern eine Vielzahl lichtschwacher Sterne. Um es zu sehen, sind sehr gute Beobachtungsbedingungen nötig, wie klare Luft und das Fehlen von künstlichen Lichtquellen innerhalb einiger Kilometer um den Beobachtungsort. Darüber hinaus gehören alle der rund 6.000 am Nachthimmel mit bloßem Auge sichtbaren Sterne zum Milchstraßensystem.

Aufbau unserer Galaxis

Das Milchstraßensystem ist eine vier- oder fünfarmige Balkenspiralgalaxie. Sie besteht aus etwa 300 Milliarden Sternen und großen Mengen interstellarer Materie, die nochmals 600 Millionen bis einige Milliarden Sonnenmassen ausmacht. Die Masse dieses inneren Bereichs der Galaxis wird mit ungefähr 3,6×1041 kg veranschlagt. Ihre Ausdehnung in der galaktischen Ebene beträgt etwa 100.000 Lichtjahre (30 kpc), die Dicke der Scheibe etwa 3.000 Lichtjahre (920 pc) und die der zentralen Ausbauchung (engl. Bulge) etwa 16.000 Lichtjahre (5 kpc). Aus der Bewegung interstellaren Gases und der Sternverteilung im Bulge ergibt sich für diesen eine längliche Form. Die Milchstraße ist also vermutlich eine Balkenspiralgalaxie vom Hubble-Typ SBc. Gemäß einer Bestimmung mithilfe des Infrarot-Weltraumteleskops Spitzer ist die Balkenstruktur mit einer Ausdehnung von 27.000 Lichtjahren überraschend lang. Umgeben ist die Galaxis vom kugelförmigen galaktischen Halo mit einem Durchmesser von etwa 165.000 Lichtjahren (50 kpc), einer Art von galaktischer „Atmosphäre“. In ihm befinden sich neben den etwa 150 Kugelsternhaufen nur weitere alte Sterne und Gas sehr geringer Dichte. Dazu kommen große Mengen Dunkle Materie mit etwa 1 Billion Sonnenmassen. Zur ersten Vorstellung der Scheibenform gelangte bereits Wilhelm Herschel im Jahr 1785 aufgrund systematischer Sternzählungen (Stellarstatistik). Man bekommt eine anschauliche Vorstellung von der Größe unserer Galaxis mit ihren 300 Milliarden Sternen, wenn man sie sich im Maßstab 1:1017 verkleinert als Schneetreiben auf einem Gebiet von 10 km Durchmesser und einer Höhe von etwa 1 km im Mittel vorstellt. Jede Schneeflocke entspricht dabei einem Stern und es gibt etwa 3 Stück pro Kubikmeter. Unsere Sonne hätte in diesem Maßstab einen Durchmesser von etwa 10 nm, wäre also kleiner als ein Virus. Selbst die Plutobahn läge mit einem Durchmesser von 0,1 mm an der Grenze der visuellen Erkennbarkeit. Pluto selbst hätte ebenso wie die Erde lediglich atomare Dimension. Damit demonstriert dieses Modell auch die ungeheuer geringe Massendichte im Kosmos, die im Widerspruch zu den beeindruckenden Fotos von Galaxien als dichten Feuerrädern zu stehen scheint.

Lage der Sonne im Milchstraßensystem

Die Sonne umkreist das Zentrum des Milchstraßensystems in einem Abstand von 25.000 bis 28.000 Lichtjahren und befindet sich etwa 15 Lichtjahre nördlich der Mittelebene der galaktischen Scheibe. Für einen Umlauf um das Zentrum der Galaxis, das so genannte Galaktische Jahr, benötigt sie 220 bis 240 Millionen Jahre, was einer Rotationsgeschwindigkeit von etwa 220 km/s entspricht. Die Erforschung dieser Rotation ist mittels der Eigenbewegung und der Radialgeschwindigkeit vieler Sterne möglich; aus ihnen wurden um 1930 die Oortschen Rotationsformeln abgeleitet. Die Sonne befindet sich zwischen dem sog. »Perseus-« und dem »Sagittariusarm« im »lokalen« oder »Orionarm« (braun in der Abbildung), der aber vermutlich kein vollständiger Spiralarm ist. Im Verhältnis zu dieser unmittelbaren Umgebung bewegt sich die Sonne mit etwa 30 km/s in Richtung des Sternbildes Herkules.

Zentrum

Das Zentrum der Milchstraße liegt im Sternbild Schütze und ist hinter dunklen Gaswolken verborgen, so dass es im sichtbaren Licht nicht direkt beobachtet werden kann. Beginnend in den 1950er Jahren ist es gelungen, im Radiowellenbereich sowie mit Infrarotstrahlung und Röntgenstrahlung zunehmend detailreichere Bilder aus der nahen Umgebung des galaktischen Zentrums zu gewinnen. Man hat dort eine starke Radioquelle entdeckt, bezeichnet als Sagittarius A
- , die aus einem sehr kleinen Gebiet strahlt. Damit wird die Vermutung erhärtet, dass sich im Zentrum der Galaxis ein supermassives schwarzes Loch befindet.

Umgebung

Mit der Andromeda-Galaxie und einigen anderen kleineren Galaxien bildet die Milchstraße die lokale Gruppe. Um das Milchstraßensystem herum sind einige irreguläre Zwerggalaxien versammelt. Die bekanntesten davon sind die Große und die Kleine Magellansche Wolke, mit denen die Milchstraße über eine etwa 300.000 Lichtjahre lange Wasserstoffgasbrücke, dem magellanschen Strom, verbunden ist.

Alter

Neusten Messungen aus dem Jahre 2004 zufolge ist das Milchstraßensystem etwa 13,6 Milliarden Jahre alt. Die Genauigkeit dieser Abschätzung, die das Alter anhand des Berylliumanteils einiger Kugelsternhaufen bestimmt, wird mit etwa 800 Millionen Jahren angegeben.

Siehe auch

Astronomie, Kosmologie, Astronomisches Objekt, Urknall, Universum, Iringsweg

Literatur


- Cuno Hoffmeister: Der Aufbau der Galaxis. Akademie-Verlag, Berlin (1966)

Weblinks


- [http://www.sm.go.dlr.de/~hmai/vsw/vsw_milchstr.html Die Milchstraße]
- [http://seds.lpl.arizona.edu/messier/more/mw.html The Milky Way Galaxy]
- [http://www.extrasolar-planets.com/astronomie/milky_way.php extrasolar-planets.com - Milchstraße] (dt.)

Videos


- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990214.rm Wie ist unsere Milchstraße aufgebaut?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Individuelle Galaxie Kategorie:Milchstraße ja:銀河系 ko:우리 은하 simple:Milky Way th:ทางช้างเผือก

Galaxie

(links oberhalb des Zentrums von M 31) und M 110 (unterer Bildrand)]] Als eine Galaxie (griechisch γαλαξίας, galaxías [männlich] - der milchige [Sternennebel], die Milchstraße) wird in der Astronomie allgemein eine gravitativ gebundene große Ansammlung von Materie wie Sternen und Sternsystemen, Gasnebeln, Staubwolken und sonstigen Objekten bezeichnet. Unsere Galaxie heißt auch die Galaxis oder die Milchstraße. In einer dunklen und klaren Nacht sehen die dicht gedrängten Sterne der galaktischen Scheibe tatsächlich wie eine Spur von verschütteter Milch aus.

Allgemeines

Die verschiedenen Galaxien sind durch große, weitgehend leere Zwischenräume voneinander getrennt. Aufgrund der letzten "Ultra-Deep-Field"-Aufnahmen des Hubble-Teleskops vom März 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der Erde aus über 5
- 1010 (50 Milliarden) Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten. Die Anzahl der Sterne in einer durchschnittlichen Galaxie wird mit etwa 1011 (100 Milliarden) angenommen.

Einteilung

Haupt- und Untergruppen

Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt:
- Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark abgeplattet) eingeteilt Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an, d. h. eine Galaxie der Klasse E7 hat die Exzentrizität 0,7. Exzentrizität
- lentikuläre (linsenförmige) Galaxien gehören der Klasse S0 an. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, aber keine Spiralarme (Beispiel: M 102).
- Spiralgalaxien haben einen Kern und davon ausgehende Spiralarme. Sie werden weiter in die Klassen Sa, Sb und Sc unterteilt. Galaxien vom Typ Sa haben einen sehr ausgeprägten Kern (Beispiel: Sombreronebel). Der Typ Sc hat einen relativ schwachen galaktischen Kern und manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen "S" (Beispiel: der Dreiecksnebel). Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch als Scheibengalaxien zusammengefasst; von Laien werden sie meist Spiralnebel genannt.
- Balkenspiralgalaxien haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen. (Beispiel: M 109) Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie je nach der Ausprägung ihres Kerns in die Klassen SBa, SBb und SBc unterteilt. Es gibt Anzeichen, dass unsere Galaxis eine Balkenspirale ist.
- Irreguläre (unregelmäßige) Galaxien haben weder Spiralarme noch elliptische Form. Sie sind im Mittel leuchtschwächer als elliptische und Spiralgalaxien.

Sonderformen

Weiterhin gibt es Sonderformen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen. U. a. sind dies:
- Zwerggalaxien sind Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische (dE), spheroidale (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien. Zwerggalaxie
- Wechselwirkende Galaxien sind Begegnungen zwischen zwei oder mehreren Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, passen auch diese Systeme nicht in das obige Klassifikationsschema.
- Als aktive Galaxien bezeichnet man i. A. eine Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern (engl. auch AGN, Active Galactic Nucleus genannt). Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie hin. Zu dieser Gruppe zählen:
  - Radiogalaxien strahlen sehr viel Synchrotronstrahlung im Bereich der Radiowellen ab und werden daher auch mit Hilfe der Radioastronomie untersucht. Oft beobachtet man bei den Radiogalaxien bis zu zwei Materieströme, so genannte Jets.
  - Seyfertgalaxien haben einen sehr hellen, sternförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrum prominente Emissionslinien.
  - Quasare sind die Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet wurden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte kann man nur deren kompakten, sternförmigen Kern beobachten.
- Polarring-Galaxien beschreiben recht seltene Ergebnisse der Verschmelzung zweier Galaxien. Durch gravitative Wechselwirkung kamen sich hierbei zwei Galaxien so nahe, dass oftmals der masseärmere Wechselwirkungspartner zerrissen wurde und dessen Sterne, Gas und Staub im Schwerefeld der anderen Galaxien eingefangen werden. Dabei ergibt sich, abhängig von der Orientierung des Zusammenstoßes, mitunter auch ein Ring aus Sternen, der wie ein zusätzlicher Spiralarm eine Galaxie umgibt. Da dieser Ring meist senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien. Es gibt hierbei ebenfalls anzeichen, dass unsere Galaxie einen solchen Polarring besitzt.
- Gezeitenarm-Galaxien (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die in einem anti-hierarchischen Prozess gebildet werden. Sie entstehen bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub.
- Starburst-Galaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternenstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Ein gut erforschter Typ dieser Galaxienart ist M 82.

Entstehung und Entwicklung

Der Mikrowellenhintergrund gibt die Materieverteilung des Universums 380 000 Jahre nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10-5. Im Rahmen der Kosmologie kann das Anwachsen der Dichtefluktuation durch Gravitationskollaps beschrieben werden. Dabei spielt vor allem die Dunkle Materie eine große Rolle, da sie gravitativ über die baryonische Materie dominiert. Unter dem Einfluss der Dunklen Materie wachsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen Halos kollabieren. Das Gas fällt in diese Halos, verdichtet sich, und es kommt zur Bildung der Sterne. Die Galaxien beginnen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussen das einfallende Gas, was eine Simulation schwierig macht. Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiter entwickelt. Die Beobachtung von hochrotverschobenen Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen. Ein Modell der Galaxienentstehung geht davon aus, dass die ersten Gaswolken sich durch Rotation zu Spiralgalaxien entwickelt haben. Elliptische Galaxien entstehen nach diesem Modell erst in einem zweiten Stadium durch die Kollision von Spiralgalaxien. Spiralgalaxien wiederum können nach dieser Vorstellung dadurch anwachsen, dass nahe (Zwerg-)Galaxien in ihre Scheibe stürzen und sich dort auflösen (Akkretion). Die Beschreibung der Entwicklung von Galaxien ist als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen. Auch wenn es bei Spiralgalaxien so aussieht, als würde die Galaxie nur innerhalb der Spiralarme existieren, so befinden sich auch in weniger leuchtstarken Teilen der Galaxien-Scheibe verhältnismäßig viele Sterne. Eine Galaxie rotiert nicht starr wie ein Rad; vielmehr laufen die einzelnen Sterne aus den Spiralarmen heraus und hinein. Die Spiralarme sind sichtbarer Ausdruck stehender Dichtewellen (etwa wie Schallwellen in Luft), die in der galaktischen Scheibe umherlaufen. In den Armen ist die Materiedichte erhöht, so dass dort verhältnismäßig viele helle, blaue und kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen die Spiralarme heller als ihre Umgebung. Siehe auch: Astronomisches Objekt - Halo - Hubble-Sequenz - Liste der hellsten Galaxien

Weblinks

Artikel


- [http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/physik_journal_galaxien.pdf Die Entstehung der Galaxien] (PDF)

Bilder


- http://home.ccc.at/heinzscs/bilder1.htm
- http://www.mpa-garching.mpg.de/~felix/Sterne/hubble_small.jpg - Bild

Videos

Real Video Streams (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990606.rm Wie entstehen Galaxien?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000213.rm Wie entstehen Galaxienhaufen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=001217.rm&g2=1 Stoßen Galaxien zusammen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030105.rm Was ist eine Ring-Galaxie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041124.rm Was sind Polarring-Galaxien?] Kategorie:Galaxie ja:銀河 ko:은하 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

Astrograf

Astrografen (auch Astrographen) sind spezielle Kameras, die für die Astrofotografie eingesetzt werden. Bedeutung haben die Astrografen wegen ihrer Fähigkeit, sehr große Felder am Himmel zu erfassen. Für diese Aufgabenstellung sollen ihre Optiken ein besonders großes (z.B. 300x300 mm), verzeichnungsfreies und planes Bildfeld liefern. Auch soll der Abbildungsmaßstab über einen großen Spektralbereich konstant bleiben. Öffnungen mit einem Durchmesser von 400 mm wurden erreicht (siehe Bild des Bruce-Doppelastrografen). Besonders Doppel-Astrografen waren ein nützliches Hilfsmittel der praktischen Astronomie. Sie wurden bis in die 2. Hälfte des 20. Jahrhundert produziert. Dabei werden zwei gleichartige Kameras auf einer Montierung den Sternen nachgeführt. Durch unterschiedliche Ausstattung der beiden Astrografen mit Farbfiltern oder mit einem Prisma vor einem der beiden Objektive können zur selben Zeit Vergleichsaufnahmen vom selben Himmelsgebiet, aber mit unterschiedlichen Informationen angefertigt werden. Man erhält so Fotos derselben astronomischen Beobachtungsobjekte, die sich nur in der Farbe unterscheiden oder ein normales Foto und eines, auf dem die Sterne zu Spektren auseinandergezogen wurden. Es ist auch denkbar, eine der Fotoplatten relativ zum gesamten Instrument zu bewegen. Mit dieser Methode erhält man wieder ein normales Foto einer bestimmten Himmelsgegend, auf dem ein Komet oder Planetoid als Strichspur dargestellt wird und ein zweites, auf dem diese Objekte scharf abgebildet werden und die Sterne als Striche. Zu Anfangszeiten der Astrofotografie dienten die zweiten Platten mitunter auch zur Bestätigung, so dass Entdeckungen, z.B. von Kleinplaneten, auf beiden Platten sein mussten. Am Anfang des 20. Jahrhunderts wurden Objektive für Astrografen verwendet, die den damaligen Foto-Objektiven im Aufbau ähnelten. Diese waren damals 3-linsige symmetrisch aufgebaute Objektive. Zwischen zwei bikonvexen Linsen befand sich eine bikonkave Linse. Für die Fotografie wurde dieses System durch Änderung der hinteren Linse in ein Kittglied aus zwei verschiedenen Gläsern, zu dem bekannten Tessar weiterentwickelt. Der Optikrechner August Sonnefeld ging 1932 für große Astrografen-Objektive einen anderen Weg. Er spaltete die Frontlinse in zwei völlig gleiche Bikonvexlinsen auf und erhielt dadurch ein fast ideales optisches System, den Astro-Vierlinser. Heute werden in der Astrofotografie für die gleichen Aufgaben Schmidt-Kameras und Ritchie-Chretien-Cassegrain-Teleskope verwendet, die ebenfalls ein sehr großes Bildfeld haben. Linsenfernrohre werden in der wissenschaftlichen Astronomie heute weniger benutzt. Auch das Prinzip des Doppelfernrohrs ist obsolet, bzw. wird zu vollständig anderen Zwecken genutzt (Interferometrie).

Literatur


- A. Sonnefeld: Die Bedeutung der Vierlinser für die Astro-Optik, in Zeiss-Nachrichten, 2 (1932) S. 15-20

Weblinks


- [http://www.lsw.uni-heidelberg.de/gelaende/bruce.html Doppelastrograf mit Leitrohr] Kategorie:Astronomisches Instrument

Sternhimmel

Unter Sternhimmel versteht man
- den Anblick des "gestirnten Himmels" - mit freiem Auge einige tausend Sterne - bzw.
- die Richtungs- oder Einheitskugel, auf der sich die antike Astronomie die Sterne "angeheftet" dachte. Der Sternhimmel besteht in mehrfacher Hinsicht aus zwei Hälften:
- Nordsternhimmel und Südsternhimmel (der Süden enthält das Zentrum der Milchstraße und zeigt daher etwas mehr Sterne),
- Sichtbarer Himmel und Himmelshälfte unter dem Horizont,
- Sternhimmel nördlich und südlich der Ekliptik (scheinbare Jahresbahn der Sonne unter den Fixsternen). Für Astrometrie und Sphärische Astronomie ist der Sternhimmel die Basis zur Definition von Bezugssystemen für Koordinaten und für die Orts- bzw. Weltzeit (UT), Zeitsysteme). Der Geodäsie und Navigation gibt er die Möglichkeit, absolute Richtungen zu messen, Ortungen durchzuführen und die Gestalt der Erde zu bestimmen. Für die Physik bietet der Sternhimmel mittels weit entfernter Sterne und Galaxien die wichtigste Möglichkeit, ein Inertialsystem zu definieren. Die Bezugssysteme für Zeit, Koordinaten und physikalische Messungen werden letztlich aus dem Sternhimmel abgeleitet. Ihre bestimmenden Parameter und jene der Erde werden international einheitlich definiert -wobei die Dachverbände der Astronomen (IAU), der Physik, der Geophysik (IUGG) und der Geodäten (IAG, FIG) eng kooperieren.

Weblinks


- [http://www.sternklar.de/planetarium/aktuelle_Sternenhimmel.htm Der aktuelle Sternenhimmel (Simulation)]
- http://www.sternenhimmel-aktuell.de/Hauptseite.htm Kategorie:Astronomisches Koordinatensystem

Scheinbare Helligkeit

Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell ein Himmelskörper für einen Beobachter auf der Erde erscheint. In der Astronomie wird für die scheinbare Helligkeit die Schreibweise 3,m0 oder 3,0 mag oder m = 3,0 mag benutzt, wobei das kleine hochgestellte 'm' für magnitudo (Größe) steht. Die scheinbare Helligkeit ist stark abhängig von der Entfernung Beobachter – Himmelskörper bzw. Erde – Himmelskörper. Eine entfernungsunabhängige Größe ist die absolute Helligkeit.

Messung und Geschichte

Schon in der griechischen Antike teilte der Astronom Hipparchos die mit bloßem Auge sichtbaren Sterne grob in sechs Größenklassen ein, wobei den 15 hellsten Sternen die "1. Größe" zugewiesen wurde. Sterne bis zur 3. Größe gibt es etwa 150, bis zur 6. Größe bereits 5000. Um das Jahr 1800 erweiterten die Astronomen diese Skala nach beiden Seiten und führten eine dezimale Unterteilung ein, was mit dem Beginn der Fotometrie einherging. Die Fixsterne Sirius und Canopus sowie drei helle Planeten haben in dieser Helligkeitsskala negative Werte (-1 bis -4,4 mag). Der Stern Wega (Sternbild Leier) hat m = 0 mag. Ursprünglich ordnete man nur Sternen eine scheinbare Helligkeit zu. In verschieden großen Fernrohren kann man auch noch Sterne 10. bis 20. Größe sehen. Die scheinbare Helligkeit der schwächsten Sterne, die ein Linsen- oder Spiegelteleskop gerade noch erkennen lässt, definiert die Grenzgröße dieses Beobachtungsgerätes. Die scheinbare Helligkeit hängt sowohl von der Leuchtkraft des Objekts als auch von seiner Entfernung zur Erde ab. So erscheint der Mond aufgrund seiner Nähe zur Erde wesentlich heller als weit entfernte Sterne, obwohl diese milliardenfach stärker leuchten. Die Magnituden- bzw. Helligkeits-Skala ist logarithmisch, weil gemäß dem Weber-Fechner-Gesetz fast jede Sinnesempfindung des Menschen (und der meisten Tiere) dem Logarithmus des Reizes proportional ist. Ein Helligkeitsunterschied von 1 : 100 entspricht hierbei einem Unterschied von fünf Größenklassen. Physikalisch ist die Helligkeitsskala durch die Energie des einfallenden Lichtes definiert (bolometrische Helligkeit). Wenn m die Magnituden und s die gemessenen Strahlungsströme zweier Sterne sind, gilt für ihren Helligkeitsunterschied \Delta m = m_1 - m_2 = -2,5 \cdot \log (s_1 / s_2) Für Δ m = 1 entspricht dies einem Verhältnis der Lichtenergie von 1 : 2,512 bzw. einem Logarithmus von 0,4. Als Referenz dieser an sich relativen Skala dient der Stern Vega, dessen Helligkeit mit der Magnitude null festgesetzt wird. Außerdem sind all seine fotometrischen Farben ebenfalls als null definiert. Damit lässt die auf den griechischen Astronomen Hipparchos zurückgehende Größenskala eine beliebige Verfeinerung für moderne Messinstrumente zu, und die negativen Größenklassen für sehr helle Objekte wie Sonne, Mond und Planeten ergeben sich aus der Formel von selbst. Früher wurde die Skala am Polarstern mit 2,1 mag ausgerichtet, bis man bemerkte, dass dessen Helligkeit geringfügig variiert. Zur Eichung fotometrischer Instrumente dient eine Gruppe genau gemessener Sterne nahe dem Himmelspol, die sog. "Polsequenz".
Scheinbare Helligkeit einiger Himmelskörper
Die scheinbare Helligkeit der Sonne, unseres Mondes und der Planeten um unsere Sonne schwankt wegen ihrer u.a. sehr variablen Entfernung zur Erde mitunter sehr stark. Die Erde und Planeten haben elliptische Umlaufbahnen um die Sonne. Auch der Mond umläuft die Erde in einer elliptische Umlaufbahn. Noch stärker wird jedoch die Magnitude des Mondes von seiner Phase (Mondsichel) beeinflusst. Wegen dieser starken Schwankungen ordnet man eigentlich nur Sternen (ohne die Sonne) eine scheinbare Helligkeit zu. Mit bloßem Auge kann man bei guten Bedingungen Sterne bis zur sechsten Größenklasse erkennen, mit einem Feldstecher bis etwa zur neunten. Die größten terrestrischen Teleskope können mit empfindlichen CCD-Sensoren noch Objekte mit einer Magnitude von 25-30 aufzeichnen. Die derzeitige Instrumentierung des Hubble-Weltraumteleskops reicht bis zu Sternen der 31. Größenklasse, was etwa einer kleinen Kerze auf dem Mond entspricht. Mit dem von der ESO geplanten 100-m-Spiegelteleskop OWL wird sogar eine Beobachtung von Himmelskörpern der 38. Magnitude - und damit vielleicht von entfernten Exoplaneten - möglich sein. Ursprünglich wurde unter scheinbarer Helligkeit jene verstanden, wie sie dem Auge erscheint. Sie wird heute visuelle Helligkeit genannt - im Gegensatz zur fotografischen Magnitude, die einer etwas anderen spektralen Empfindlichkeit entspricht. In diesem Zusammenhang ist auch der Unterschied von Punkt- und Flächenhelligkeit von Bedeutung. Ein Fernrohr steigert die Bildhelligkeit eines de facto punktförmigen Sterns proportional zur Fläche seines Objektivs (Quadrat seiner Apertur). Demgegenüber können Flächen auch im größten Fernrohr nie heller erscheinen als dem freien Auge – sondern lediglich deutlicher aufgelöst. Daher konnte erst mit der lichtsammelnden Wirkung der Fotografie die Struktur feiner Nebel und Galaxien genauer erforscht werden.

Siehe auch


- Absolute Helligkeit, bolometrische Helligkeit, Fotometrie
- Astrophysik, Farbindex, Polsequenz
- Portal:Astronomie

Weblinks


- [http://www.greier-greiner.at/hc/helligkeit.htm Wie hell sind die Sterne?] Kategorie:Astronomische Helligkeit ja:等級 (天文) ko:겉보기 등급 th:โชติมาตรปรากฏ

Astrometrie

Die Astrometrie (wörtlich Sternmessung) ist der geometrische Teilbereich der Astronomie und als solcher das Gegenstück zur Astrophysik. Sie umfasst die Messung und Berechnung von Gestirnspositionen (sog. Sternörter) und ihren Bewegungen (siehe auch Himmelsmechanik). Bis zur Etablierung der Astrophysik, die um 1850 nach Erfindung der Spektroskopie erfolgte, machten Astrometrie und Sphärische Astronomie den Großteil der gesamten Sternkunde aus. Nach [de Vegt¹] ist Astrometrie die Wissenschaft vom geometrischen Aufbau des Universums (Ort, Bewegung und Entfernung der Gestirne) oder die Vermessung des Himmels. Gleichzeitig gibt sie eine Koordinaten-Grundlage für die Geodäsie - also die Vermessung der Erde.

Aufgaben der Astrometrie

Konkreter betrachtet, bedeutet Astrometrie heute:
- Erstellung von Katalogen mit genauen Positionen und Eigenbewegungen von Sternen
- Aufbau des fundamentalen Bezugskoordinatensystems von Astronomie und Geowissenschaften
- Aufbau räumlicher astronomischer Datenbanken
- Entwicklung von Messmethoden und Instrumenten
  - einerseits terrestrisch (optische Teleskope und -Sensoren, Infrarot-, Radioteleskope usw.),
  - andrerseits mit Astrometriesatelliten (siehe Hipparcos und künftig Gaia) und interplanetaren Raumsonden
- Durchführung der einschlägigen Messungen und internationalen Messkampagnen
- Reduktion der Messungen und Normung der entsprechenden Verfahren. Die wichtigste Institution für diese Aspekte ist das Astronomische Rechen-Institut (ARI) in Heidelberg. Es betreibt Astrometrie, Stellardynamik und astronomische Dienstleistungen in Form von Ephemeriden und Jahrbüchern, Kalendergrundlagen und Bibliografien.

Historisches und Querverbindungen

Bis zum Aufkommen der Astrophysik nach 1850 - vor allem durch die Spektralanalyse und die Astrofotografie - war die Astrometrie gleichbedeutend mit Astronomie überhaupt [K.Schütte]. Erst im 20.Jahrhundert begann man von Astrometrie oder Positionsastronomie zu sprechen - im Gegensatz zur Astrophysik, die ab 1950 die Astronomie dominierte. Seit der Entwicklung von elektro-optischen Sensoren wie CCD, von Astrometriesatelliten wie HIPPARCOS und der VLBI-Interferometrie erlebt die Astrometrie eine Renaissance. Ihre Querverbindungen zur Geodäsie werden stärker, die Bedeutung hochpräziser Koordinatensysteme nimmt zu. Internationale Aufgaben wie Monitoring der Erdrotation mit Radioastronomie und GPS, Raumfahrt- und Satellitenprojekte wie Galileo oder GAIA werden interdisziplinär und geben jungen Astronomen neue Berufschancen. In der Definition der Zeitsysteme müssen Astronomen mit Physik und weiteren 3-4 Disziplinen kooperieren.

Zwei- bis vierdimensionale Astrometrie

Der 2-D Teil der Astrometrie zählt zur sphärischen Astronomie und beschäftigt sich nur mit der Einfallsrichtung von Lichtquellen aus dem Weltraum - theoretisch, messtechnisch, betreffs der Koordinatensysteme und für diverse Korrekturen der scheinbaren Richtung von Himmelsobjekten (Planeten, Sternen, Galaxien) auf ihre wahre Richtung. Dreidimensional werden die Sternörter durch Messung von Parallaxen - jener scheinbaren jährlichen Verschiebungen, die von gegenüberliegenden Punkten der Erdbahn feststellbar sind. Daraus können Sterndistanzen bis zu 100 Lichtjahren abgeleitet werden, mit HIPPARCOS- und anderen Methoden noch weit darüber hinaus. 4-D könnte man schließlich die Stellardynamik nennen, die sich auf Eigenbewegungen stützt. Man erhält sie aus genauen Sternörtern von weit auseinander liegenden Epochen. Ihre Ergänzung zum räumlichen Geschwindigkeitsvektor gibt die Radialgeschwindigkeit, ein Ergebnis der Spektralanalyse und somit der Übergang zur Astrophysik. Ähnlich steht es um Entfernungsbestimmungen mittels Fotometrie. Die Dynamik ferner Objekte wird umso mehr astrophysikalisch erforscht, je weiter sie entfernt sind. Diese Grenze wird aber durch die Raumfahrt und Astrometriesatelliten ständig ausgeweitet.

Literatur


- Julius Redlich: Ein Blick in das allgemeinste Begriffsnetz der Astrometrie. Verlag Beyer, Langensalza 1907.
- Rudolf Sigl: Geodätische Astronomie. Verlag Wichmann, 3.überarb. Auflage, 300 p., ISBN 387907190X, Heidelberg 1991.
- P.Brosche, H.Schuh: Neue Entwicklungen in der Astrometrie und ihre Bedeutung für die Geodäsie. ZfV Jg.124, p.343-350, Stuttgart 1999.

Weblinks


- http://www.ari.uni-heidelberg.de
- http://www.rssd.esa.int/Hipparcos/catalog.html
- http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Oef/Stw/Projects/node8.html
- http://www.astronews.com/news/artikel/2001/05/0105-020.shtml (GAIA) Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie Kategorie:Astrometrie

Sternwarte Sonneberg

Die Sternwarte Sonneberg befindet sich auf dem Bergrücken des Erbisbühl bei Neufang, dem mit 638 m über NN höchsten Punkt des bebauten Stadtgebietes von Sonneberg. Sie wurde Mitte der 1920er Jahre auf Initiative Cuno Hoffmeisters als städtische Sternwarte mit Unterstützung des Landes Thüringen und der Carl-Zeiss-Stiftung errichtet. Am 28. Dezember 1925 wurde die Beobachtungsstation mit dem ersten Kuppelturm feierlich eingeweiht und bis 1928 als damals "höchste Sternwarte Deutschlands" durch Anbauten wesentlich erweitert. Neben der wissenschaftlichen Himmelsbeobachtung steht die Sternwarte auch interessierten Besuchern, insbesondere Amateurastronomen und Schülern offen, um sie in populärwissenschaftlichen Veranstaltungen mit der Geschichte und neueren Erkenntnissen auf den Gebieten der Astronomie und Astrophysik bekannt zu machen.

Geschichte

Ab 1930 wurde das Observatorium dem preußischen Staat verpachtet und damit de facto zur Außenstelle der Universitätssternwarte Berlin-Babelsberg. Im Zweiten Weltkrieg wurde die Sternwarte ab 1940 auch als Luft- und Wetterbeobachtungsstation genutzt und der Deutschen Luftwaffe unterstellt. Nach dem Krieg gelang es Cuno Hoffmeister die Forschungsprogramme der Sternwarte auch unter sowjetischer Besatzung fortzuführen. Allerdings musste im Zuge der von der Besatzungsmacht 1945 verfügten Demontagen das damals leistungsstärkste Teleskop - ein 40 cm Schmidt-Teleskop - an eine sowjetische Sternwarte abgegeben werden. Ab April 1946 wurde die Sternwarte Sonneberg ein Forschungsinstitut der Deutschen Akademie der Wissenschaften in Berlin. In den 1950er Jahren wurde die Sternwarte beträchtlich vergrößert. Sie besteht seither aus mehreren, durch Grünanlagen getrennten, ein- bis zweigeschossigen Gebäuden mit großzügigen Labor- und Arbeitsflächen und angesetzten Kuppelbauten für die Beobachtungsgeräte. Bis Anfang der 1960er Jahre wurden auch viele neue Instrumente angeschafft und die Anzahl der wissenschaftlichen Mitarbeiter beträchtlich erhöht. 1960 und 1961 wurden zwei Refraktoren mit je 40 cm Durchmesser in Betrieb genommen. Nach dem Mauerbau in Berlin am 13. August 1961 lag die Sternwarte Sonneberg im Grenzsperrgebiet. Damit war sie für auswärtige Besucher nahezu unerreichbar und vom SED-Regime im internationalen Forschungsbetrieb nicht mehr vorzeigbar. Schon 1960 war auf politischen Druck des SED-Politbüros die für Sonneberg geplante Großinvestition des 2 m Schmidt-Teleskops nach Tautenburg bei Jena umgelenkt worden, um dort eine neue Sternwarte, die heutige Thüringer Landessternwarte, außerhalb des Zonengrenzgebiets einzurichten. Nach der so genannten Akademiereform 1967 wurde die wissenschaftliche Leitung abgesetzt und die Sternwarte dem Institut für Astrophysik unterstellt. Pläne sahen den Abbau der Instrumente, eine Umsiedlung des wissenschaftlichen Personals und die vollständige Schließung im Jahre 1969 vor. Der neue wissenschaftliche Leiter, Dr. Wolfgang Wenzel, konnte dies jedoch durch Intervention verhindern. Ein zunächst verhängtes Beobachtungsverbot mit den großen Instrumenten wurde in einem Akt des zivilen Ungehorsams ignoriert und 1969 schließlich rückgängig gemacht. Die wissenschaftliche Arbeit und die Langzeit-Forschungsprogramme liefen danach bis zum Zusammenbruch der DDR 1989 weiter und litten lediglich unter den in der DDR üblichen Mangelerscheinungen, die die Mitarbeiter der Sternwarte mit Improvisationskunst und technischen Eigenentwicklungen überbrücken konnten. Nach der Wiedervereinung 1990 zählte die Sternwarte 36 Mitarbeiter und ging in das Eigentum des Landes Thüringen über. Nach Evaluierung der Forschungseinrichtungen in Thüringen erhielt die Sternwarte Tautenburg auf Grund des oben erwähnten 2-m "Alfred-Jensch-Teleskops" den nur ein Mal zu vergebenden Status einer mit öffentlichen Forschungsmitteln geförderten Landessternwarte. Die Sternwarte Sonneberg dagegen sollte 1991 geschlossen werden. Dem außerordentlichen Engagement des damaligen Leiters der Sternwarte, Waldemar Götz, ist es zu verdanken, dass das Institut zunächst als Außenstelle der Thüringer Landessternwarte Tautenburg weiterbetrieben und ein neuer Schließungstermin auf 1995 verschoben wurde. Es folgte ein massiver Personalabbau, so dass 1992 nur noch 10 Mitarbeiter beschäftigt waren. Auch der aus Tautenburg abgeordnete neue Leiter der Sternwarte, Hans-Jürgen Bräuer, versuchte die Schließung der Sternwarte zu verhindern und unterstützte die Gründung des gemeinnützigen Vereins "Freunde der Sternwarte Sonneberg e. V.". Trotz aller Bemühungen wurde die Sternwarte Sonneberg am 31. Dezember 1994 als staatliches Forschungsinstitut geschlossen. Mit finanzieller Unterstützung der Stadt und des Landkreises Sonneberg sowie der Länder Bayern und Thüringen gelang es jedoch ab Oktober 1995 unter der Leitung von Constanze la Dous mit vier Mitarbeitern ein fünfjähriges Projekt ins Leben zu rufen, um das international anerkannte Sonneberger "Sky-patrol and -survey Programm" fortzuführen. Darüber hinaus wurde im Jahre 1998 ein Astronomie-Museum gegründet. Das Museum zählte im Jahre 2003 etwa 5000 Besucher. Ermöglicht wurde die Durchführung des Projekts und die Einrichtung des Museums auch durch den Einsatz von ABM-Kräften. Als das Projekt im Dezember 2000 endete, gelang es nochmals eine Förderung durch den Landkreis und die Stadt zu erhalten, um bis zum Jahre 2002 weiterarbeiten zu können. Das Projekt wurde letztmalig bis Ende 2003 verlängert. Seit dem 1. Januar 2004 wird die Sternwarte vom Zweckverband Sternwarte Sonneberg und der Firma 4pi Systeme - Gesellschaft für Astronomie und Informationstechnologie mbH weitergeführt. Die Firma, die im Jahre 2000 von ehemaligen Mitarbeitern der Sternwarte Sonneberg gegründet wurde, entwickelt mit 12 Mitarbeitern (1/2004) Software zum Betrieb astronomischer Fernrohre. Zusätzlich hat "4pi Systeme" mit Unterstützung durch den Verein der "Freunde der Sternwarte Sonneberg e.V" die Betreiberfunktion für die wissenschaftlichen Einrichtungen der Sternwarte und das angeschlossene Astronomiemuseum übernommen. Auf Grund dieser privaten Initiative können das Astronomiemuseum, der Hörsaal und die Beobachtungsinstrumente der Sternwarte für Ausstellungen, Führungen und Vorträge auch gegenwärtig noch genutzt werden.

Wissenschaftliche Arbeit

Die Hauptaufgabengebiete der Sternwarte waren:
- Die fotometrische, lichtelektrische Untersuchung und Erforschung veränderlicher Sterne, Kometen, Meteore, Meteorströme und sonstiger extraterrestrischer Objekte.
- Die Langzeitforschungsprogramme "Sonneberger Felderplan" (Field patrol) und "Sonneberger Himmelsüberwachung" (Sky patrol).
- Die Entwicklung und Herstellung wissenschaftlicher Geräte und Instrumente zur Himmelsbeobachtung und Auswertung der Beobachtungsergebnisse. Die Sternwarte Sonneberg verfügt heute (noch) über das zweitgrößte Astroplatten-Archiv der Erde, das eine wertvolle Informationsquelle für die Veränderlichen-Forschung ist. Es umfasst über 270.000 Fotoplatten, die die Veränderungen am nördlichen Sternenhimmel über mehr als 70 Jahre abbilden. Außerdem sind im Archiv ca. 5000 Fotoplatten des südlichen Himmels, die Cuno Hoffmeister auf mehreren Expeditionen in Bolivien und Südafrika zwischen 1926 und 1959 aufgenommen hat. Mehr als ein Viertel aller bekannten variablen Sterne der Milchstraße wurden bisher mit Hilfe der Sonneberger Astroplatten entdeckt. Die meisten Aufnahmen sind im Rahmen des "Sonneberger Felderplans" (Field patrol) und der "Sonneberger Himmelsüberwachung" (Sky patrol) entstanden. Das Langzeitprogramm des "Sonneberger Felderplans" wurde 1924 von Cuno Hoffmeister begonnen und lief bis 1995. Die "Sonneberger Himmelsüberwachung" beruht auf der Idee Paul Guthnicks den gesamten nördlichen Sternenhimmel mittels der Astrofotografie zu überwachen. Dieses Programm läuft seit 1926 bis heute. Da ab 1997 keine unbelichteten Fotoplatten mehr erhältlich waren, musste die Himmelsüberwachung auf Filmmaterial umgestellt werden. Die historischen Fotoplatten stehen für wissenschaftliche Auswertungen zur Verfügung und werden seit