:: wikimiki.org ::

Grenzgröße

Grenzgröße

Die Grenzgröße ist ein Begriff aus der Astronomie. Sie bezeichnet die Helligkeit eines astronomisches Objektes in Größenklassen, die gerade noch wahrnehmbar ist. Beobachtet man ohne technische Hilfsmittel, so ist die Grenzgröße des natürlichen Himmels gegeben. Sie beträgt bis zu 7,5 Größenklassen, je nach Beobachter und klimatischen Bedingungen. In hell erleuchteten Großstädten kann die Grenzgröße auf 0 sinken. Kategorie:Astronomische Helligkeit

Astronomie

] Die Astronomie (griechisch αστρονομία - wörtlich die Gesetzmäßigkeit der Sterne, aus άστρο, ástro - der Stern und νόμος, nómos - das Gesetz) ist die Wissenschaft von den Gestirnen. Sie untersucht mit naturwissenschaftlichen Mitteln die Eigenschaften der Objekte im Weltall, also neben Planeten und Sternen einschließlich der Sonne, Sternhaufen, der interstellaren Materie, Galaxien, Galaxienhaufen und der im Weltall auftretende Strahlung. Darüber hinaus strebt sie nach einem Verständnis des Universums als Ganzes; seiner Entstehung und seinem Aufbau.

Geschichte der Astronomie

Entstehung] Siehe auch den Hauptartikel Geschichte der Astronomie. Die Astronomie gilt als eine der ältesten Wissenschaften. Die Anfänge der Geschichte der Astronomie liegen wahrscheinlich in der kultischen Verehrung der Himmelskörper. In einem jahrtausendelangen Prozess trennten sich zunächst Astronomie und Naturreligion, später Astronomie und Astrologie. Wesentliche Meilensteine für unser Wissen über das Weltall waren die Erfindung des Fernrohrs vor etwa 400 Jahren, das die kopernikanische Wende vollendete, sowie später im 19. Jahrhundert die Einführung der Fotografie und Spektroskopie. Seit der Mitte des 20. Jahrhunderts hat die Astronomie mit der unbemannten und bemannten Raumfahrt die Möglichkeit die Erdatmosphäre zu überwinden und ohne ihre Einschränkungen zu beobachten, also in allen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums. Dazu kommt erstmals die Möglichkeit, die untersuchten Objekte direkt zu besuchen und dort andere als nur rein beobachtende Messungen durchführen. Parallel dazu werden immer größere Teleskope für bodengebundene Beobachtungen gebaut.

Fachgebiete der Astronomie

Teleskop] Die astronomische Wissenschaft unterteilt sich im Allgemeinen nach den untersuchten Objekten, sowie danach, ob die Forschung theoretischer oder beobachterischer Natur ist. Wichtige Fachgebiete sind die Physik der Sterne und der Sonne, das Sonnensystem und andere Planetensysteme, das interstellare Medium, die Milchstraße und ihr Zentrum, der Aufbau anderer Galaxien und ihrer aktiven Kerne, das Verständnis der Gammablitze als die energiereichsten Vorgänge im Universum, relativistische Astrophysik (z.B. Schwarze Löcher) und die Kosmologie. Zunehmend weniger wird die Astronomie nach benutzten Wellenlängenbereichen eingeteilt, also Radioastronomie, Infrarotastronomie, Visuelle Astronomie, Ultraviolettastronomie, Röntgenastronomie, und Gammaastronomie, da im Idealfall Informationen aus allen diesen Quellen auch vom einzelnen Forscher herangezogen werden. Mit der Astronomie sehr eng verbunden ist die Physik, beide Fachgebiete haben sich vielfach befruchtet. Das Universum erweist sich in vielen Fällen als Laboratorium der Physik, viele Theorien der Physik können nur am Himmel getestet werden. In den letzten Jahrzehnten ist auch die Zusammenarbeit der Astronomie mit der modernen Geologie und der Geophysik immer wichtiger geworden, da sich diese Wissenschaften in gewissen Bereichen, etwa der Planetologie, mit denselben Objekten befassen. Insbesondere gilt dies für unser eigenes Sonnensystem, für dessen Erforschung Geologie und Geophysik heute einen unverzichtbaren Beitrag leisten. Die Astrobiologie untersucht die Entstehung und Existenz von Leben außerhalb der Erde.

Astronomie und andere Wissenschaften

Astrobiologie] Neben den engeren Methoden der klassischen Astronomie, die sich mit den Mitteln der Astrometrie und der Himmelsmechanik mit dem Aufbau des Weltalls beschäftigt, und der Astrophysik, die die Physik des Weltalls und der Objekte darin erforscht, gibt es zunehmend fächerübergreifende Forschung. Die Astronomie überschneidet sich mit den Wissenschaften der Chemie, Geologie, Geophysik, Mineralogie, Geodäsie, Biologie, und Mathematik. Zahlreiche Bauten und Funde aus vor- und frühgeschichtlicher Zeit werden in astronomischen Zusammenhang interpretiert. Da sich die Astronomie außerdem mit den Fragen nach der Entstehung, der Entwicklung und dem Ende des Universums beschäftigt, gibt es darüberhinaus Schnittpunkte zu Religionswissenschaft und Philosophie.

Referenzen

Siehe auch

Amateurastronomie - Liste bekannter Astronomen - Sternwarte Einen thematischen Zugang zu den Artikeln bietet das Portal:Astronomie und die Astronomiekategorien, außerdem gibt es einen alphabetischen Index der Astronomieartikel.

Literatur

- Joachim Herrmann: dtv-Atlas Astronomie. Dtv, März 2005, ISBN 3423032677
- Astronomie. Basiswissen Schule (Duden), m. CD-ROM, 2001. 271 S. ISBN 3-411-71491-3
- Der neue Kosmos, Albrecht Unsöld, Bodo Baschek, ISBN 3-540-42177-7, Standardlehrbuch für das Studium
- Meyers Handbuch Weltall, Wegweiser durch die Welt der Astronomie, 7. überarb. Aufl., 1994, ISBN 3-411-07757-3

Periodika

- Sterne und Weltraum [http://www.suw-online.de/], Monatszeitschrift für Astronomie
- Interstellarum [http://www.interstellarum.de/], 2-Monatszeitschrift für praktische Astronomie
- Astronomie Heute [http://www.astronomieheute.de/], Populäres Magazin für Astronomie und Raumfahrt (10 Ausgaben/Jahr, deutsche Ausgabe von Sky & Telescope)
- Astronomische Nachrichten [http://www.aip.de/AN/], englischsprachiges Fachjournal

Videos

- Real Video Streams aus der Fernsehsendung Alpha Centauri, siehe auch das [http://www.br-online.de/alpha/centauri/archiv.shtml Archiv der Sendung]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=980927.rm Warum betreiben wir Astronomie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020106.rm Quo vadis Astronomie?]

Weblinks

- http://www.mpia-hd.mpg.de/suw/suw/SuW/BR-alpha/Elsaesser/Warum_Astronomie-1.html: Warum betreiben wir Astronomie?
- http://www.dsa-faq.de/: Häufig gestellte Fragen in der Deutschen Astronomie-Newsgroup
- http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ NASA: Astronomy Picture of the Day / täglich ein neues astronomisches Bild mit fundierter Erläuterung Für aktuelle Himmelsinformationen, Hinweise zur eigenen Beobachtung und Seiten astronomischer Amateurvereinigungen siehe auch die Links unter Amateurastronomie. ! ja:天文学 ko:천문학 ms:Astronomi simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์

Helligkeit

Helligkeit ist ein Überbegriff subjektiver und objektiver Messgrößen für die räumlich und farblich gemittelte Stärke einer sichtbaren Wahrnehmung.

Helligkeit als Sinnesempfindung

Das Wort Helligkeit wird meist für die subjektive Lichtempfindung benützt, wie sie auf das Auge des Beobachters wirkt (siehe Lit.1). Diese Sinnesempfindung ist physikalisch etwa dem Logarithmus des Reizes proportional (siehe Weber-Fechner-Gesetz), kann aber bei verschiedenen Personen etwas unterschiedlich sein. Sie hängt insbesondere von der spektralen Empfindlichkeit der Sehzellen ab, die bei den meisten Menschen in der Wellenlänge 0,47 µm (gelb-grün) am höchsten ist (Maximum der Sonnenstrahlung), bei vielen Tieren aber zu anderen Farben verschoben ist (z.B. Katzen oder Bienen). Das menschliche Auge arbeitet in einem sehr großen Helligkeitsbereich, der Lichtintensitäten von 1 : 10 Milliarden entspricht (Sehschwelle 10^-13 Lumen, siehe Lit.2). Dennoch können wir verschiedene Helligkeiten als unterschiedlich wahrnehmen, sobald sich ihre Lichtmenge um mehr als 10% unterscheidet. Darauf beruht die fotometrische "Stufenmethode" für scheinbare Helligkeiten, die der Astronom Friedrich Argelander um 1840 entwickelt hat.

Objektivierung der Helligkeit

Will man Helligkeiten objektiver bestimmen, sind zwei Effekte besonders zu berücksichtigen:
a) die individuellen Eigenschaften des Auges
b) gleichzeitige Strahlung im sichtbaren Wellenlängenbereich und im angrenzenden Infrarot bzw. UV. Der Begriff "Helligkeit" versteht sich dann allgemeiner als Intensität der auf einen Beobachter oder Sensor wirkenden Strahlung, die räumlich und über ein Frequenzband mit benachbarter elektromagnetischer Strahlung gemittelt wird. Besonders wichtig ist dies in der Physik bei der sogenannten Schwarzkörper-Strahlung. In der Astronomie ist diese Mittelung von Bedeutung, wenn die relativen oder absoluten Helligkeiten von Sternen oder anderen astronomischen Objekten ermittelt werden. Die je nach vorherrschender Lichtfarbe unterschiedliche visuelle bzw. fotografische Helligkeit wird hier z.B. um einen Farbindex ergänzt.

Physikalische Definition

Als rein physikalische Messgröße wird die Helligkeit durch die Lichtstärke ersetzt, welche die von einem Objekt ausgehende, spektral gemittelte Strahlung in der Maßeinheit Candela (cd) angibt.
Die Helligkeitsskala kann auch durch die Energie des einfallenden Lichtes definiert werden, womit die o.a. Subjektivität bei der Wahrnehmung von Flächen- oder Sternhelligkeiten wegfällt. Wenn m die Magnituden und L die gemessenen Lichtströme zweier Sterne sind, ist ihr Helligkeitsunterschied :

\Delta m = m_1 - m_2 = -2,5 \cdot \log (L_1 / L_2)

Für Δ m = 1 entspricht dies einem Verhältnis der Lichtenergie von 1 : 2,512 bzw. einem Logarithmus von 0,4.
Als Referenzwert dieser an sich relativen Skala dient 2,1 mag für den Polarstern, bzw. Null für die Wega (hellster Stern des Nordhimmels), womit die seit 2000 Jahren übliche Helligkeitsskala des Hipparchos für moderne Messinstrumente und auch für helle Objekte (wie die Sonne) adaptiert ist.

Astronomie

In der Astronomie nutzt man die scheinbare- und die bolometrische Helligkeit zur Beschreibung der Helligkeit eines Himmelkörpers.

Literatur

- H.Schober: Das Sehen, Band I (z.T. Band II). VEB Fachbuchverlag Leipzig, 1957 und 1964
- G.Gerstbach: Auge und Sehen - der lange Weg zu digitalem Erkennen. Sternenbote Heft 11/99, p.142-157, Wien 1999
- A.Schödlbauer: Geodätische Astronomie – Grundlagen und Konzepte. 634 p., De Gruyter-Verlag, Berlin 2000.

Siehe auch:

- Beleuchtungsstärke, Bildschirm, fotometrische Helligkeit,
- Licht, Farbtemperatur, Fotometrie, Grauwert, Sichtbarkeit.

Hilfe

- [http://gimps.de/gimp/bilder-fotos/dunkles-aufhellen/ (Gimps.de) Helligkeit der Farben mit Gimp verbessern. ] Kategorie:Astronomische Helligkeit Kategorie:Optik Kategorie:Sinnesorgan Kategorie:Messtechnik Kategorie:Fernsehtechnik Kategorie:Wahrnehmung

Größenklasse

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

Kategorie:Astronomische Helligkeit

Astronomische Helligkeit Kategorie:Licht

Categorie:Tadzjieks persoon

Persoon Categorie:Persoon naar nationaliteit

hoteles en berlin online casinos online spielautomaten Pozycjonowanie gadu

:: RELATED NEWS ::

Alban W. Phillips
Alban William Phillips (1914 - 1975) found his fame as an economist in the middle of the twentieth century. Phillips was a New Zealander by birth, but spent the most significant part of his academic career at the London School of Economics. His most well-known contribution is the Phillips curve, which h

Symphony No. 1
Among the pieces of music with the title Symphony No. 1 are:
- Ludwig van Beethoven's Symphony No. 1
- Johannes Brahms's Symphony No. 1 (Op.68)
- Havergal Brian's Symphony N

Tao Len
Tao Ren (道蓮 Japanese: Tao Ren; Pinyin: Dào Lián or Dao4 Lian2), known as Tao Len in the English anime and English video games, is a character from the anime and manga Shaman King. Ren's name sometimes is seen in Western order, Ren Tao

Len Tao
Tao Ren (道蓮 Japanese: Tao Ren; Pinyin: Dào Lián or Dao4 Lian2), known as Tao Len in the English anime and English video games, is a character from the anime and manga Shaman King. Ren's name sometimes is seen in Western order, Ren Tao

Ren Tao
Tao Ren (道蓮 Japanese: Tao Ren; Pinyin: Dào Lián or Dao4 Lian2), known as Tao Len in the English anime and English video games, is a character from the anime and manga Shaman King. Ren's name sometimes is seen in Western order, Ren Tao

Wikipedia:Identity verification
There are a number of ways to verify your identity to the Wikipedia community should it be necessary for something. The easiest way to do this is to take any one of the Administrators of Wikipedia (Who can be found at Wikipedia:List of administrators and to either e-mail them through the "E-mail this user" link on their userpage, or to leave a note on their talk page saying that you'd like to have your identity verified. Alternatively, if you and the person who has requested that you verify your identity can agree on some

Paradigmatic analysis
Paradigmatic analysis is the analysis of paradigms embedded in the text rather than of the surface structure (syntax) of the text which is termed syntagmatic analysis. Paradigmatic analysis often uses commutation tests, i.e. analysis by substituting words of the same type or class to calibrate shifts in connotation.

Attila Jozsef
Attila József (April 11, 1905 - December 3, 1937) was one of the most outstanding Hungarian poets in the 20th century. The son of Áron József, a half-Romanian soap factory worker and Hungarian peasant girl Borbála Pőcze, he was born in the poor Ferencváros neighbourhood of Budapest. He had tw

Wikipedia:Votes for deletion/Marie Robinson

Marie Robinson

I can't find any evidence of Marie Robinson being notable enough for wikipedia inclusion. --fvw
- 02:57, 2004 Nov 24 (UTC)
- Delete. Non-notable. I happened to have the Grove Art database open for another article so I looked her up. No entry. Gamaliel 03:01, 24 Nov 2004 (UTC)
- Delete: Not yet notable. At 21 years old, she has not yet

Jun Tao
Tao Jun (道潤 Japanese: Tao Jun; Pinyin: Dào Rùn or Dao4 Run4) is a fictional character in the anime and manga Shaman King. Jun is the older sister of Tao Ren (a.k.a. Tao Len). She a dao-si (a Daoist