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Großer Bär (Sternbild)

Großer Bär (Sternbild)

Ursa Major ist ein Sternbild, das nördlich von etwa 60° Breite ganzjährig sichtbar (zirkumpolar) ist. Der Name kommt aus dem Lateinischen und bedeutet großer Bär (eigentlich große Bärin) und hängt mit den Mythen um Callisto zusammen. Die sieben hellsten Sterne bilden den als Großen Wagen bekannten Teil des Sternbildes, der bereits nördlich von etwa 40° zirkumpolar ist. Dieses Teilsternbild ist ein sogenannter Asterismus - ein charakteristisches Muster am Himmel, das aber nicht als Sternbild gilt. Aristoteles erwähnt in seiner Metaphysik auch die Ansicht, nicht sieben, sondern zwölf Sterne gehörten zu dieser Konstellation. Besonders bekannt ist auch der Stern Mizar (ζ UMa, am Knick der Deichsel des Wagens) der mit seinem unscheinbaren Begleiter Alkor ein optisches Doppelsternsystem bildet, das man Reiterlein, Fuchs oder Augenprüfer nennt.

Geschichte

Es ist eines der 48 Sternbilder, die von Ptolemäus aufgezeichnet wurden. Der Große Bär ist die bekannteste Konstellation und wird gerne in Dichtung und Malerei verwendet. Wenn man vom Stern Merak (48,ß) zum Dubhe (50,α) die Distanz 5 mal verlängert kommt man zum Polarstern, der genau in Nordrichtung steht. Aus dem griechischen Wort árktos für Bär wurde die Bezeichnung "Arktis" abgeleitet, die so viel bedeutet wie "Land unter dem (Sternbild des) Großen Bären".

Mythologie

Viele Zivilisationen kennen die Konstellation als Großer Bär. Die Römer sahen darin sieben Ochsen, die Kirgisen sieben Wölfe.In der klassischen Mythologie verlor Callisto ihre Jungfräulichkeit an Zeus, der sich als Artemis verkleidet hatte. Artemis war entsetzt darüber und verwandelte Callisto in einen Bären. Callistos Sohn, Arcas, tötete seine Mutter beinahe, als er auf der Jagd war und in ihr einen gewöhnlichen Bären sah. Doch Zeus und Artemis hielten ihn davon ab verwandelte ihn auch in einen Bären und setzten ihn als Kleinen Bären neben seine Mutter an den Sternenhimmel. Die Sage behauptet, die beiden Bären seien an ihrem Schwanz in den Himmel geschleudert worden, wodurch sie ihren untypischen Schweif bekamen (Ein indianischer Mythos geht den umgekehrten Weg und erklärt, die irdischen Bären stammten von den himmlischen ab, hätten aber ihren Schwanz verloren). Hera war nicht sehr erfreut über die Platzierung von Callisto und Arcas und bat Tethys um Hilfe. Tethys verdammte die zwei Sternbilder und ließ sie immer um den Sternenhimmel kreisen und nie unterhalb des Horizontes fallen, so dass sie "nie ein Bad nehmen könnten", wie Homer es beschreibt.

Himmelsobjekte

Benannte Sterne

Messier- und NGC-Objekte

Siehe auch: Sternbild, Polarstern Kategorie:Anerkanntes Sternbild ja:おおぐま座 ko:큰곰자리 th:กลุ่มดาวหมีใหญ่

Sternbild

Ein Sternbild ist eine Gruppe von Sternen, die ein auffälliges Muster bilden. Auch wenn die Sterne eines Sternbilds am Himmel nahe beieinander zu liegen scheinen, sind sie oft doch weit voneinander entfernt, da sie ganz unterschiedliche Entfernungen zur Erde haben. Sternbilder sind also Beispiele einer Pseudo-Struktur oder Scheinstruktur. Sie basieren auf der natürlichen Veranlagung des Gehirns, in jedem zufällig erzeugten Muster Strukturen erkennen zu wollen (Gestalttheorie), hier in Form des Sternzuges.

Ursprung der Sternbilder

Es gibt Spekulationen, die schon im Stiersaal der Höhle von Lascaux einen kompletten Tierkreis sehen. Die Identifikation jedenfalls einer Gruppe von Punkten oberhalb des Auerochsen als die Plejaden scheint wahrscheinlich, da sowohl die Position relativ zum Auerochsen (Stier) als auch die relativen Positionen der sechs Punkte zueinander derjenigen der Plejaden entspricht. Das erfordert jedoch die implizite Annahme, im Auerochs ein Sternbild zu identifizieren. Der Geograph Kai Helge Wirth stellte die Theorie auf, dass die Sternbilder Karten zur Navigation von Schiffen sind. Projiziert man die Sternbilder auf die Erde, so passen viele von ihnen zu Küstenverläufen in Europa und der Karibik. Er nimmt an, dass sich die ersten Seefahrer mit Hilfe der Sternbilder die Schiffsrouten entlang der Küsten merkten. Die genaue Übereinstimmung der Sternbilder mit den Küstenlinien erfordert allerdings geographische Kenntnisse, deren Kenntnis vor Ende des Mittelalters spekulativ ist (z.B. Bestimmung der Längengrade). Die ersten gesicherten Sternbilder, besonders die Tierkreiszeichen gehen bis auf die Babylonier zurück. Eratosthenes und einige Jahrhunderte später Ptolemäus beschrieben vor knapp 2000 Jahren 48 Sternbilder, die hauptsächlich nach Gestalten aus der griechischen Mythologie benannt sind. Später legten dann vor allem Johann Bayer, Johannes Hevelius und Nicolas Louis de Lacaille weitere Sternbilder fest, die wir heute noch benutzen. Da seit der Erfindung des Teleskops immer mehr Sterne und Nebel gefunden und katalogisiert wurden, führte man neue Sternbilder ein, um die Übersicht zu bewahren. Einige neue Sternbilder waren politisch motiviert. Zum Beispiel war das Sternbild Schild dem polnischen König Jan III. Sobieski gewidmet. Viele südliche Sternbilder wurden von Nicolas Louis de Lacaille um 1750 neu hinzugefügt und sollten den technischen Fortschritt symbolisieren, etwa der chemische Ofen oder die Luftpumpe. Die Anzahl der bekannten Objekte nahm aber so sehr zu, dass sich allzu viele dieser Erweiterungen als unpraktisch erwiesen, und so verschwanden die späteren wieder. Dazu zählen das Brandenburgische Szepter oder der Königliche Stier von Poniatowski. In einem Sternatlas von 1801 von Johann Elert Bode sind sogar noch weitere neue Sternbilder eingetragen, insgesamt 99, wie etwa der „Heißluftballon“, die „Buchdruckerwerkstatt“, oder die „Katze“ und die „nördliche Fliege“. Davon hat sich aber keines durchgesetzt. Das althergebrachte Sternbild Antinous, das der römische Kaiser Hadrian zu Ehren seines im Nil verunglückten Favoriten eingeführt hatte (der Legende nach opferte sich Antinous, um das Leben Hadrians zu verlängern), wird heute ebenfalls nicht mehr benutzt.

Heutige Sternbilder

1928 wurden von der Internationalen Astronomischen Union in Leiden die noch heute gültigen 88 Sternbilder festgelegt und ihre exakten Grenzen im Äquinoktium von 1875.0 definiert. Die Sternbilder werden oft durch drei Buchstaben abgekürzt, z. B. bei der Bezeichnung von Sternen: Der Hauptstern im Schwan (Cygnus), α Cygni ist abgekürzt α Cyg. Das riesige Sternbild Argo (das Schiff der Argonauten) wurde dabei in Vela (das Segel), Puppis (das Achterdeck), Pyxis (den Kompass) und Carina (den Kiel) aufgeteilt. Diese haben mitsammen nur einen einzigen Satz Bayer'scher Sternbezeichnungen: Es gibt zwar α Car, nämlich Kanopus, aber demzufolge kein α Pup oder α Vel, etc. In ähnlicher Weise springen die griechischen Buchstaben auch zwischen den beiden nicht zusammenhängenden Teilen von Serpens (Serpens caput und Serpens cauda) hin und her. Die Sterne γ Aur und δ Peg existieren überhaupt nicht bzw. heißen jetzt β Tau und α And. Früher trugen sie beide Bezeichnungen nebeneinander, was jedoch heute im Sinne der Eindeutigkeit nicht mehr statthaft ist. Zwölf der dreizehn Sternbilder, die von der Ekliptik geschnitten werden, stimmten vor ca. 2500 Jahren mit den Tierkreiszeichen der Astrologie ungefähr überein, haben sich aber im Zuge der Präzession gegen diese verschoben. Vom dreizehnten Sternbild, Ophiuchus, ragt allerdings nur ein Fuß über die Ekliptik. Die einfachste geometrische Figur, das Viereck, kommt fast nur im Süden vor, und zwar 9mal, während ein zehntes (Sextans) auf dem Äquator liegt. Das andere Extrem ist Draco mit nicht weniger als 50 Ecken und Seiten. Die größte Fläche eines Sternbildes hat Hydra (1302,84 Quadratgrad), gefolgt von Virgo, Ursa Maior, Cetus und Hercules (alle über 1200 Quadratgrad). Das größte südliche Sternbild ist Centaurus, gefolgt von Sagittarius und Puppis. Bezogen auf die Gesamtheit aller 88 Sternbilder liegt Phoenix (469,32 Quadratgrad) am nächsten an der durchschnittlichen Fläche (468,83 Quadratgrad) ). Am kleinsten ist Crux (68,45 Quadratgrad) und danach Equuleus. Die Größenextreme von Crux und Hydra spiegeln sich auch wider in der ebenfalls extremalen Anzahl von Nachbarn. Crux hat nur 2, Hydra 12 echte und einen unechten, der nur in einem Punkt berührt wird. Unechte Berühungspunkte gibt es insgesamt 4, davon einen am Nordhimmel.

Asterismen und Sternbilder anderer Kulturen

Ein Asterismus ist eine Gruppe von Sternen, die allgemein bekannt ist, aber nicht als Sternbild gilt. Der bekannteste Asterismus ist der große Wagen, dessen Sterne einen Teil des großen Bären ausmachen. Andere Asterismen sind das Sommerdreieck und das Wintersechseck. Im Altertum war das Sternbild Haar der Berenike nur ein Asterismus, wird aber spätestens seit der Renaissance als Sternbild anerkannt. Die australischen Aborigines und die San (Buschleute) im südlichen Afrika kennen außer den durch Sterne gebildeten Bildern noch weitere. Die dunklen Staubwolken vor dem Band der Milchstraße werden von den Aborigines als Emu, von den San als Strauß erkannt. Dies sind die größten "Stern"bilder am Himmel. Daneben kennen zumindest die Aborigines noch weitere. Bei den Azteken spielte das Sternbild des Feuerbohrers eine große Rolle. Welche Sterne dieses bildeten, ist heute umstritten.

Pazifischer Raum

Die pazifischen Völker haben nur wenige Sterne und Sternbilder benannt. Neben den Plejaden, deren Sichtbarkeit am östlichen Abendhimmel den Jahresanfang markiert, sind vor allem Dinge der alltäglichen Umwelt und Meeresbewohner als Sternbilder verewigt. Während einige Sternbilder deckungsgleich mit den westlichen sind, unterscheiden sich die Grenzen der meisten. Die Bewohner der Insel Manus nördlich von Papua-Neuguinea kennen unter anderem die folgenden Bilder: Die Gürtelsterne des Orion gelten als Kanuinsassen, die Südliche Krone als Netz, der Fluss Eridanus als Fischnetz. Ein riesiges Sternbild ist der Vogel mit den Sternen Sirius, Canopus und Procyon. Zu den Meerestieren zählen die Krabbe (Nördliche Krone), und als Fische der Hai (Teile des Schützen und des Skorpions), der Stachelrochen (der Teil des Skorpions mit den Scheren) und weitere Fischarten, die zum Beispiel im Delfin oder in einigen Sternen des Zirkel gesehen werden. Mit den Sternbildern sind keine Sagen verbunden, sondern höchstens kurze Geschichten, die sich in wenige Worte fassen lassen. Besonders die Fischsternbilder spielen hierbei eine interessante Rolle. In der Hauptfangsaison steht keines davon am Himmel, sondern nur wenn sich das Fischen nicht lohnt. Die Sternbilder am Himmel symbolisieren so die Abwesenheit der Fische im Meer. Auch der Beginn des Monsuns wird in Verbindung mit dem dann gerade aufgehenden Sternbild Vogel gebracht. Anders als andere Kulturen benutzten die Manus die Sternbilder nicht zur Navigation, weil man nach ihrer Aussage "jeden Stern nehmen kann, denn sie bewegen sich alle gleich".

Liste der 88 Sternbilder

Die mit '
- ' gekennzeichneten Namen werden heutzutage meist ohne die in Klammern stehenden Teile verwendet.
Mit '
  - ' kennzeichnet Namen, die komplett geändert wurden. Der ursprüngliche Name steht in eckigen Klammern '[ ]'

Literatur


- Joachim Herrmann: dtv-Atlas Astronomie, Deutscher Taschenbuch Verlag, ISBN 3-423-03267-7
- Allen, Richard Hinckley: Star Names – Their Lore and Meaning, Dover Publications Inc., New York, 1963, ISBN 0486210790.
- Delporte, E.: Délimitation scientifique des constellation, tables et cartes. IAU, Ath the University Press, Cambridge, 1930

Weblinks


- http://www.allthesky.de/constellations/const-d.html Fotografien der Sternbilder
- ftp://cdsarc.u-strasbg.fr/pub/cats/VI/49/ Katalogdaten der Grenzen der Sternbilder
- http://www.pa.msu.edu/people/horvatin/Astronomy_Facts/obsolete_constellations.htm nicht mehr benutzte Sternbilder (auf englisch)
- http://www.shatters.net/celestia/ Astronomie- und Planetariums-Software (englisch)
- http://sourceforge.net/projects/stellarium/ bzw. http://stellarium.free.fr/ (Homepage) Kostenlose, Real-Time Astronomie- und Planetariums-Software (englisch)
- http://www.winstars.net Komplettes Planetarium auf englisch oder französisch, Freeware-Version (v1.031) oder Shareware-Version (v2.0) gegen geringe Gebühr Kategorie:Sternbild Sternbild ja:星座 th:กลุ่มดาว zh-cn:星座/简 zh-tw:星座/繁

Zirkumpolar (Astronomie)

In der Astronomie bezeichnet man für einen bestimmten Ort auf der Erde diejenigen astronomischen Objekte als zirkumpolar (von lateinisch circum, »herum«, und griechisch pólos, »Wirbel«), die sich in der Nähe des Himmelspols befinden und nicht untergehen. Im Zusammenhang mit Sternen spricht man von Zirkumpolarsternen, bei Sternbildern von Zirkumpolarsternbildern. Sternbild Da die Erde rotiert, beschreiben die Himmelsobjekte scheinbar Kreisbahnen, deren Mittelpunkte auf der Erdachse liegen. Solche Objekte, deren Kreisbahn den Horizont schneidet, werden im Laufe der Drehung darunter verschwinden, also untergehen. An Beobachtungsorten der Nordhalbkugel der Erde mit Breitengrad φ sind dagegen Objekte zirkumpolar, deren Deklination größer als 90°–φ ist. Sie gehen niemals unter, da ihre entsprechende Kreisbahn vollständig oberhalb des Horizonts verläuft, und sind damit die gesamte Nacht hindurch beobachtbar. Analog sind an Beobachtungsorten der Südhalbkugel Objekte mit einer Deklination kleiner –90°–φ (südliche Breite mit negativem Zahlenwert) zirkumpolar. An Nord- bzw. Südpol sind alle sichtbaren Himmelsobjekte zirkumpolar, am Erdäquator dagegen keines. Zwischen den Polen und dem Äquator nimmt in Richtung Äquator der Anteil der zirkumpolaren Objekte ab. Siehe auch: Rektaszension, Längengrad, Kugelkoordinaten Kategorie:Astronomisches Koordinatensystem

Stern

Unter einem Stern versteht man einen selbstleuchtenden, aus Plasma bestehenden Himmelskörper, dessen Strahlungsenergie durch Kernfusion im Sterninneren aufgebracht wird. Aber auch die kompakten Endstadien der Sternentwicklung, wie Neutronensterne und weiße Zwerge, werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie lediglich aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben. Der uns nächste und besterforschte Stern ist die Sonne, das Zentrum unseres Sonnensystems. Ohne die Wärmestrahlung der Sonne wäre auf der Erde kein Leben möglich. Noch im Mittelalter war unbekannt, dass die Sonne ein Stern ist. Früher wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenüber Wandelsternen (heute Planet) verwendet. Auch Fixsterne bewegen sich messbar am Himmel, wenn auch vergleichsweise langsam. So werden in einigen tausend Jahren die heutigen Sternbilder nicht mehr erkennbar sein. Am gesamten Himmel sind etwa 6.000 Sterne mit bloßem Auge zu erkennen. Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Punkte am Himmel täuscht leicht darüber hinweg, dass Sterne nicht nur bezüglich ihrer Entfernung, sondern auch hinsichtlich der immensen Variationsbreiten von Temperaturen, Leuchtkraft, Massendichte, Volumen und Lebensdauer Wertebereiche überspannen, die man durchaus als astronomisch bezeichnen kann. So würde man die äußersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen, während das Innere von Neutronensternen so dicht wie ein Atomkern ist, so dass ein Teelöffel davon so viel wie ein ganzer Berg wiegen würde. Ebenso reichen die beteiligten Temperaturen von wenigen tausend bis zu mehreren Milliarden Kelvin. Neben diesen extrem unterschiedlichen Erscheinungsformen von Sternen liegt oft auch ein erheblicher innerer Strukturreichtum vor. Dieser Artikel kann daher nur einen groben Überblick bieten und auf weiterführende Artikel verweisen. Kelvin]

Sterne aus der Sicht des Menschen

Sterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. Sie wurden religiös interpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch zur Orientierung und Navigation benutzt. In der Antike stellten sich die Naturphilosophen vor, dass die Fixsterne aus glühendem Gestein bestehen könnten, weil normales Kohlenfeuer für die auf so große Entfernung wirkende Hitze nicht auszureichen schien. Dass Sterne hingegen nur aus Gas bestehen, wurde erst vor etwa 300 Jahren erkannt - unter anderem durch verschiedene Deutungen der Sonnenflecke - und durch die im 18. Jahrhundert aufkommende Spektralanalyse bestätigt. Die ersten physikalisch fundierten Hypothesen zur Bildung von Sternen stammen von Kant und Laplace. Beide gingen von einem Urnebel aus, doch unterschieden sich ihre postulierten Bildungsvorgänge.

Sternbilder und Sternbezeichnungen

Die in unserem Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurück. Die zwölf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie. Aufgrund der Präzession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben. Viele der heute bekannten Eigennamen wie Algol, Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen. Etwa ab 1600 nutzte die Astronomie die Sternbilder zur namentlichen Kennzeichnung der Objekte in den jeweiligen Himmelsregionen. Ein noch heute weit verbreitetes System zur Benennung der jeweils hellsten Sterne eines Sternbildes geht auf die Sternkarten des deutschen Astronomen Johann Bayer zurück. Die Bayer-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einem griechischen Buchstaben gefolgt vom Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds, in dem der Stern liegt; so bezieht sich beispielsweise γ Lyrae auf den dritthellsten Stern im Sternbild Leier. Ein ähnliches System wurde durch den britischen Astronomen John Flamsteed eingeführt: Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns wird aus einer vorangestellten fortlaufenden Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds gebildet, wie zum Beispiel bei 13 Lyrae. Die Flamsteed-Bezeichnung wird oft dann gewählt, wenn für einen Stern keine Bayer-Bezeichnung existiert. Die meisten Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer in einem Sternkatalog identifiziert. Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar Sternwarten, die zahlenden Kunden anbieten, Sterne nach ihnen zu benennen. Diese Namen werden jedoch von niemandem außer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt. Die Internationale Astronomische Union, die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle, hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert.

Verteilung der Sterne am Himmel

Der uns nächste Stern ist die Sonne. Der nächste Fixstern in klassischem Sinn ist Proxima Centauri, er befindet sich in einer Entfernung von 4,24 Lichtjahren. Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius. Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören unserer Galaxis an. Sie scheinen sich entlang eines Bandes am Himmel zu konzentrieren, der Milchstraße, das die Ebene unserer Galaxis markiert. Sterne sind aufgrund ihrer enormen Entfernung in Wirklichkeit deutlich kleiner, als die wahrgenommenen Lichtpunkte am Himmel nahelegen, deren Größe lediglich das begrenzte Auflösungsvermögen des menschlichen Auges widerspiegelt. Selbst in den besten irdischen Teleskopen erscheinen Sterne nur punktförmig. Mit dem Hubble-Weltraumteleskop ist es allerdings gelungen, die Riesensterne Beteigeuze und Mira als runde Scheiben abzubilden. Das Flackern der Sterne, das gelegentlich beobachtbar ist, beruht lediglich auf Turbulenzen in der Erdatmosphäre (siehe Szintillation).

Sterne als physikalische Objekte im Universum

Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen. So beruht ein großer Teil unseres Wissens über Sterne aus theoretischen Sternmodellen, deren Qualität an der Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird. Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der Phänomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch für die physikalische Grundlagenforschung von großer Bedeutung.

Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne

Fast alle Sterne finden sich in Galaxien. Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in Galaxienhaufen angeordnet. Nach Schätzungen der Astronomen gibt es im gesamten sichtbaren Universum etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 x 1022) Sternen. Aufgrund der Gravitation umkreisen Sterne das Zentrum ihrer Galaxie mit Geschwindigkeiten im Bereich von einigen Dutzend km/s und benötigen typischerweise für einen Umlauf mehrere 100.000 Jahre. Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein. Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht völlig gleichmäßig verteilt, sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden, auch Siebengestirn genannt, oder Kugelsternhaufen, die sich im Halo von Galaxien befinden. Darüber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen.

Zustandsgrößen der Sterne

galaktischen Zentrum Sterne lassen sich mit wenigen Zustandsgrößen nahezu vollständig charakterisieren. Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter. Dazu zählen
- Oberflächentemperatur
- Schwerebeschleunigung an der Oberfläche
- absolute Helligkeit (Leuchtkraft) und, je nach Zusammenhang:
- Masse
- Radius
- Dichte
- Metallizität (Häufigkeit chemischer Elemente schwerer als Helium)
- Rotationsgeschwindigkeit Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln. Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe, so kann man die Leuchtkraft über die scheinbare Helligkeit berechnen, die durch Fotometrie gemessen wird. Aus diesen Informationen können schließlich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden. Die Rotationsgeschwindigkeit v am Äquator kann nicht direkt bestimmt werden, sondern nur die projizierte Komponente v sini mit der Inklination i, die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt. Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Diese fallen innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD) oder des verwandten Farben-Helligkeits-Diagramms in relativ kleine Bereiche, deren wichtigster die Hauptreihe ist. Durch eine Eichung anhand der bekannten Zustandsgrößen einiger Sternen erhält man die Möglichkeit, die Zustandsgrößen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position in diesem Diagramm abzuschätzen. Die Tatsache, dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen, bedeutet, dass das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird. Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die zugehörige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige Größe festgelegt, nämlich seine anfängliche Masse. Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe, entwickeln sich im Spätstadium zu roten Riesen und enden teilweise als weiße Zwerge. Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben. Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele Größenordnungen. Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 3.000 K bis 45.000 K, ihre Massen von 0,07 bis 120 Sonnenmassen und ihre Radien von 0,15 bis 25 Sonnenradien. Rote Riesen sind deutlich kühler und können so groß werden, dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hätte, bei manchen sogar die des Mars. Weiße Zwerge haben Temperaturen bis zu 100.000 K, sind aber nur so klein wie die Erde, obwohl ihre Masse mit der der Sonne vergleichbar ist.

Sternentwicklung

Entstehung

Ein großer Anteil der Sterne ist im Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden Jahren entstanden. Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema: Sonne # Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine Gaswolke, die überwiegend aus Wasserstoff besteht, und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert. Das geschieht, wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert, und damit das Jeans-Kriterium erfüllt ist. Auslöser kann beispielsweise die Druckwelle einer nahen Supernova, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein. # Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen, aus denen anschließend die Sterne hervorgehen: Dabei entstehen die Sterne selten isoliert, sondern eher in Gruppen. # Bei der weiteren Kontraktion der Globulen steigt die Dichte und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie die Temperatur weiter an (Virialsatz; die kinetische Energie der Teilchen entspricht der Temperatur). Der freie Kollaps kommt zum Stillstand, wenn die Wolke im Farben-Helligkeits-Diagramm die so genannte Hayashi-Linie erreicht, die das Gebiet abgrenzt, innerhalb dessen überhaupt stabile Sterne möglich sind. Danach bewegt sich der Stern im Farben-Helligkeits-Diagramm zunächst entlang dieser Hayashi-Linie, bevor er sich auf die Hauptreihe zubewegt, wo das Wasserstoffbrennen einsetzt, das heißt die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion. Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe aus, die den jungen Stern umkreist, und aus der er weiter Masse akkretiert. Aus dieser Akkretionsscheibe kann entweder ein Planetensystem mit Exoplaneten entstehen oder die beiden Komponenten eines Doppelsternensystems, diese Phase der Sternentwicklung ist jedoch bisher noch nicht gut verstanden. Aus der Ebene der Scheibe wird die Ekliptik. Bei der Akkretion aus der Scheibe bilden sich auch in beide Richtungen der Polachsen Materie-Jets (siehe Bild), die eine Länge von über 10 Lichtjahren erreichen können. Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:
- Sterne mit mehr als etwa 60 Sonnenmassen können durch den Akkretionsprozess vermutlich gar nicht entstehen, da diese Sterne bereits im Akkretionsstadium einen dermaßen starken Sternwind produzieren würden, dass der Massenverlust die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe, wie beispielsweise die blauen Nachzügler (engl. blue stragglers), entstehen vermutlich durch Sternkollisionen.
- Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die UV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie gelangen deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm.
- Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase, in der sie Herbig-Ae/Be-Sterne genannt werden. In dieser Phase befindet sich der Stern schon auf der Hauptreihe, akkretiert aber noch einige Zeit Masse.
- Masseärmere Sterne wie die Sonne bleiben nach der Zündung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse. In dieser Zeit sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar. Während sie sich der Hauptreihe annähern, durchlaufen sie das Stadium der T-Tauri-Sterne.
- Objekte unter 0,07 Sonnenmassen, d. h. etwa 75 Jupitermassen, erreichen nicht die nötige Temperatur, um eine Kernfusion zu zünden. Lediglich die braunen Zwerge, die hinsichtlich ihrer Masse zwischen den großen Gasplaneten und den Sternen angesiedelt sind, können kurzzeitig geringe Energiemengen aus der Fusion von Deuterium gewinnen, bevor sie auskühlen. Man zählt sie jedoch nicht zu den Sternen. Deuterium Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden. Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind. Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population II. Man findet sie vor allem im Halo der Milchstraße. Sterne die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen wieder in die interstellare Materie gelangt sind. Dazu gehören die meisten Sterne der Galaxienscheibe. Man bezeichnet sie als Population I. Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC3603 im Sternbild Schiffskiel in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren. Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra.

Hauptreihenphase

Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das 10.000fache oder mehr. Die Sonne dagegen hat nach 5 Milliarden Jahren erst etwa die Hälfte ihrer Hauptreihenphase verbracht. Die massenarmen roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen noch kein einziger die Hauptreihe verlassen. Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können, oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarios beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstrasse, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen. Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer auf der Hauptreihe. Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und befinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne größer und bewegen sich in Richtung der Riesensterne. Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre. Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 K auf. Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.

Spätstadien

Letzte Brennphasen

Mit dem Erlöschen des Wasserstoffbrennens im Zentrum verlassen die Sterne die Hauptreihe. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.
- Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als schwarze Zwerge.
- Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliardenfache der Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Kohlenstoff. Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem 100fachen der Sonne. Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu weißen Zwergen wie oben beschrieben.
- Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu weißen Zwergen.
- Massereiche Sterne über 8 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen eine großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um eta Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000fache Sonnenleistung und den 50fachen Sonnendurchmesser aufweist: :Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, explodiert er als Supernova vom Typ II. Dabei kollabiert der Eisenkern innerhalb weniger Sekunden während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. :Unter welchen Umständen als Endprodukt einer Supernova ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte insbesondere die Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns, dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen.

Nukleosynthese und Metallizität

Elemente schwerer als Helium werden fast ausschließlich durch Kernreaktionen im späten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt, in der so genannten Nukleosynthese. Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma können alle Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen. Schwerere Elemente, bei denen die Bindungsenergie pro Nukleon wieder ansteigt, werden durch Einfang von Nuklearteilchen in nichtthermischen Kernreaktionen gebildet. Hauptsächlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem β-Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s-Prozess oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova im r-Prozess. Hierbei steht s für slow und r für rapid. Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, findet auch Protoneneinfang und Spallation statt. Die entstandenen Elemente werden zum großen Teil wieder in das interstellare Medium eingespeist, aus dem weitere Generationen von Sternen entstehen. Je häufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde, um so mehr sind die Elemente, die schwerer als Helium sind, angereichert. Für diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebürgert. Da sich diese Metalle einigermaßen gleichmäßig anreichern, genügt es oft, statt der einzelnen Elementhäufigkeiten die Metallizität anzugeben. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als chemisch pekuliar bezeichnet. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.

Veränderliche Sterne

Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen. Man unterscheidet folgende drei Typen von veränderlichen Sternen:
- Bedeckungsveränderliche. Dabei handelt es sich um Doppelsterne, die sich während ihres Umlaufes zeitweise verdecken.
- Pulsationsveränderliche. Dabei verändern sich die Zustandsgrößen mehr oder weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft. Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während ihrer Entwicklung, in der Regel aber erst nach dem Hauptreihenstadium. Man unterscheidet:
  - Cepheiden. Ihrer Periode lässt sich exakt einer bestimmten Leuchtkraft zuordnen. Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von großer Bedeutung.
  - Mira-Sterne. Ihre Periode ist länger und unregelmäßiger als die der Cepheiden.
  - RR-Lyrae-Sterne. Sie pulsieren sehr regelmäßig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90fache Leuchtkraft der Sonne.
- Eruptiv Veränderliche. Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche, die sich oft in mehr oder weniger unregelmäßigen Abständen wiederholen. Man unterscheidet:
  - Kataklysmisch Veränderliche. Dabei handelt es sich üblicherweise um Doppelsternsysteme, bei denen ein Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet. Sie zeigen Ausbrüche in Abständen von wenigen Stunden bis zu mehreren Millionen Jahren.
  - Supernovae. Bei Supernovae gibt es mehrere Typen, von denen Typ Ia ebenfalls ein Doppelsternphänomen ist. Nur die Typen Ib, Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns. Darüber hinaus gibt es weitere Sterne, die eine zeitabhängige scheinbare Helligkeit aufweisen, jedoch nicht zu den veränderlichen Sternen gezählt werden, wie beispielsweise die Pulsare. Dabei handelt es sich um Neutronensterne, die an den magnetischen Polen schmale Strahlungskegel aussenden. Überstreicht dieser Kegel während der Rotation des Sterns die Sichtlinie zum Beobachter, so werden entsprechende Strahlungsimpulse beobachtet. Auch schwarze Löcher können kurzzeitige sowie länger anhaltende Strahlungsausbrüche erleiden, wenn Materie in sie hineinstürzt. Ihre Strahlung variiert jedoch nicht periodisch sondern unregelmäßig.

Die Sonne als Stern

Die Sonne ist ein Stern des Spektraltyps G2V. Solche Sterne sind zwar seltener als die der "späteren" Typen K und M, aber nicht ungewöhnlich. Sie steht nach 5 Milliarden Jahren etwa in der Mitte ihres Lebens auf der Hauptreihe. Viele uns bekannte Phänomene der Sonne sind bei Sternen zwar zu erwarten, aber doch vergleichsweise unscheinbar, so dass sie in anderen Sternen erst in den letzten Jahren oder noch gar nicht gefunden wurden. Dazu zählen beispielsweise die Korona, die Sterne der Typen F, G, K und M umgibt, Protuberanzen, Sonnenflecken und deren 11jähriger Aktivitätszyklus. Flecken wurden auf anderen Sternen zwar ebenfalls gefunden, sind aber nicht wirklich mit Sonnenflecken zu vergleichen. Diese Sternflecken bedecken oft bis zu einem Drittel der Oberfläche von Sternen mit extrem starken Magnetfeldern von vielen tausend Gauß. Das Magnetfeld an der Oberfläche der Sonne beträgt nur zwischen einem und fünf Gauß. Auch der Massenverlust durch Sonnenwind, verantwortlich für Polarlicht und Kometenschweife, ist verglichen mit anderen stellaren Winden sehr gering, um zehn Größenordnungen kleiner als beispielsweise bei Wolf-Rayet-Sternen, massereichen Sternen gegen Ende ihrer Lebensdauer.

Siehe auch


- astronomische Objekte
- Liste der Sterne

Literatur


- H.H. Voigt: Abriß der Astronomie. 4. überarb. Aufl. ISBN 3-411-03148-4
- H. Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarb. Aufl. ISBN 3-411-14172-7
- R. Kippenhahn, A. Weigert: Stellar structure and evolution. 2nd corr. ed., ISBN 3-540-50211-4 (englisch)
- N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Originalausgabe, Becksche Reihe, München 1995, ISBN 3-406-39720-4
- D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65065-8 (hardback), ISBN 0-521-65937-X (paperback)

Weblinks


- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm Sternentstehung] auf www.zum.de
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm Sternentstehung] www.astronomia.de; Zusammenfassung
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] freie 3D echtzeit Weltraumsimulation (OpenGL)
- [http://jumk.de/astronomie/index.shtml Liste spezieller Sterne]

Videos


- Real Video: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990314.rm Kann man zu den Sternen reisen?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000716.rm Rauchen junge Sterne?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010429.rm&g2=1 Was sind Doppelsterne?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020303.rm Was sind Kugelsternhaufen?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=021222.rm Was sind Quark-Sterne?]
  - [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031015.rm Was sind Population-Drei-Sterne?] Kategorie:Stern ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Aristoteles

Aristoteles (griechisch Αριστοτέλης Aristotelēs,
- 384 v. Chr. in Stageira / Makedonien, † 322 v. Chr. in Chalkis / Euböa) war ein griechischer Philosoph, Naturforscher und einer der einflussreichsten Denker der abendländischen Geistesgeschichte, der zahlreiche Disziplinen entweder selbst begründete oder entscheidend beeinflusste. Nach seiner Herkunft wurde Aristoteles auch Der Stagirit genannt.

Leben

384 v. Chr. wird Aristoteles in Stageira als Sohn des Leibarztes Nikomachos am Hof von König Amyntas von Makedonien geboren. Früh versterben seine Eltern, sodass er bei Pflegeeltern aufwächst. 367 v. Chr., mit 17 Jahren, tritt Aristoteles in Platons Akademie in Athen ein. 347 v. Chr. stirbt Platon, die Leitung der Akademie übernimmt aber nicht der offenbar weitaus begabtere und talentiertere Aristoteles, sondern Speusippos, ein Neffe Platons. Aristoteles geht wohl auch wegen der anti-makedonischen Stimmung in Athen an den Hof des Hermias, des Herrschers von Atarneus in Kleinasien, wo er dessen Adoptivtochter Phytias heiratet. Von 342 v. Chr. bis 336 v. Chr. unterrichtet Aristoteles Alexander den Großen in Philosophie, Kunst und Mathematik. 335 v. Chr. kehrt Aristoteles nach Athen zurück und gründet dort seine eigene Schule, das Lykeion (später auch Peripatos genannt), die bis etwa 40 v. Chr. besteht und aus der die philosophische Richtung der Peripatetiker hervorgeht. 323 v. Chr. verlässt Aristoteles Athen, da - nach Alexanders Tod - dort die antimakedonische Partei die Oberhand gewinnt, und geht nach Chalkis, dem Geburtsort seiner Mutter, wo er im folgenden Jahr stirbt.

Lehre und Schriften

Was ist von Aristoteles überliefert?

Bei den überlieferten Schriften des Aristoteles - dem Corpus Aristotelicum - handelt es sich nicht um die von ihm selbst veröffentlichten so genannten exoterischen Schriften, die vielmehr bis auf (z.T. umfangreiche) Zitate bei späteren Schriftstellern verloren sind. Vollständig erhalten sind hingegen die seit dem 19. Jhd. so genannten esoterischen Schriften oder Pragmatien, die als Notizen, Vorlesungsskripte oder Materialsammlungen zunächst nur zum internen Gebrauch bestimmt waren und erst im ersten Jahrhundert v.Chr. durch die Ausgabe des Andronikos von Rhodos (s.u.) einem breiteren Publikum zugänglich gemacht wurden. Diese Schriften sind daher in Stil und Aufbau oft schwer zugänglich. Von den von Aristoteles' zu Lebzeiten veröffentlichten Werken (den exoterischen Schriften), die z.T. als Dialoge im Stil Platons verfasst waren, ist sehr wenig überliefert. Ein Bild dieser Schriften liefert am ehesten noch der Protreptikos, eine auf Öffentlichkeitswirkung angelegte Werbeschrift für die Philosophie.

Aristoteles' Einteilung von Wissensgebieten

Aristoteles befasste sich mit zahlreichen Wissensgebieten, die allerdings in den meisten Fällen nicht deckungsgleich mit den heutigen Gebieten gleichen Namens sind. Beispielsweise ist Ethik für Aristoteles nicht in erster Linie eine Theorie der Moral und in vielen Punkten auch nicht getrennt von der Politik, die er beide auch unter dem Begriff der politischen Wissenschaften häufig gemeinsam nennt. Am wichtigsten ist die Unterscheidung in drei große Arten von Bereichen des Wissen: den theoretischen, praktischen und poietischen (hervorbringenden).
- (1) Die theoretische Wissenschaft betrachtet das, was unabhängig vom Menschen ist und keinen äußeren Zweck außer der Erkenntnis selbst besitzt. In sie fällt vor allem die Physik und die Metaphysik.
- (2) Die praktische Wissenschaft thematisiert das, was im Bereich der menschlichen Handlungen liegt, was aber nichts außer der Handlung selbst hervorbringt. Hierein fällt vor allem Aristoteles' Ethik und die Politik.
- (3) Die poietische Wissenschaft untersucht das, was im Bereich der menschlichen Tätigkeiten liegt und hierbei ein Objekt hervorbringt. Die Schrift Poetik des Corpus Aristotelicum thematisiert dabei (fast) ausschließlich die Dichtung.
- Ein weiterer wichtiger Teil der überlieferten aristotelischen Schriften sind gewissermaßen Metawissenschaften, die neben dieser Dreiereinteilung der Wissenschaften liegen und vor allem die Logik betreffen.

Zentrale methodologische Elemente der Philosophie Aristoteles'

Im Gegensatz zu Platon - der Philosophie als eine alle Bereiche menschlichen Wissens umfassende Einheitswissenschaft auffasst - geht Aristoteles von einem Konzept von Einzelwissenschaften als eigenständigen Disziplinen aus. Hierbei stützt er sich auch auf empirische Forschung (im weitesten Sinne) und setzt sich in der Ausarbeitung seiner Theorien mit dem gesunden Menschenverstand sowie mit den Lehren seiner Vorgänger und der Meinung der Allgemeinheit (Doxographie) auseinander. Die "Erste Philosophie", d.h. die Metaphysik ist als Grundlagenwissenschaft vom Seienden als Seienden den anderen Wissenschaften jedoch vorgeordnet.

Die Substanzlehre als zentrales Element der Philosophie Aristoteles'

Grundlegend für Aristoteles' Philosophie insgesamt ist die Frage: Worin besteht die Grundlage allen Seins? Hierbei ist der Begriff der ousía (griechisch ουσία) zentral, der in der späteren Tradition mit Substanz übersetzt wurde. Was ist nun die ousía einer Sache? Ousia ist, was diese Sache ihrem Sein nach ist, unabhängig von kurzfristig zukommenden und zufälligen Eigenschaften. Die ousía ist dabei dasjenige, was selbst unabhängig von diesen Eigenschaften ist und wovon diese abhängig sind. Grammatisch oder kategorial ausgedrückt, heißt dies, dass die Substanz dasjenige ist, dem die Eigenschaften zugeschrieben werden oder wovon überhaupt etwas ausgesagt wird; das, was von den Substanzen ausgesagt wird, sind deren Prädikate. Aristoteles' Antwort auf die Frage, was denn nun das bleibende Wesentliche sei, ist schließlich, dass die ousía eine bestimmende Form - das eidos - ist, die Ursache allen Seins ist. So ist z.B. das eidos von Sokrates das, was seine Menschengestalt, sein Menschsein bestimmt; der Grundidee nach kann dieser Hylemorphismus - die Lehre, dass ein Gegenstand aus zu bestimmender Materie (hylê) und bestimmender Form (morphê ist ein anderer Ausdruck für eidos) besteht und die Form das organisierende Prinzip der Materie ist - als allgemeiner Vorläufer der Theorie des genetischen Codes verstanden werden. Die Theorie der ousía arbeitet Aristoteles in der sog. ersten Philosophie aus, in einigen unter dem Titel Metaphysik überlieferten Abhandlungen. Sie spielt allerdings auch in vielen anderen Bereichen seines Denkens eine ausgezeichnete Rolle, u.a. in De Anima, der Untersuchung dessen, was spezifisch und determinierend für alles Lebendige ist.

Nachwirkung der Philosophie des Aristoteles

Rezeption in der Antike

Im Peripatos wurde nach dem Tod des Aristoteles zunehmend spezielle Forschung im Bereich der Einzelwissenschaften betrieben. Wie sehr Aristoteles' Schriften hier rezipiert wurden, ist unklar. Klar ist, dass eine Ausgabe dieser Schriften erst Jahrhunderte nach seinem Tod von Andronikos von Rhodos angefertigt wurde. In der Spätantike war Aristoteles nicht ohne Einfluss (siehe Themistios oder den großen Aristoteleskommentar des Simplikios), dennoch ist wenigstens bis ins 5. Jh. eine Präferenz des Neuplatonismus festzustellen, die auch in Byzanz weiter wirkte. [http://12koerbe.de/pan/met12-2.htm Aristoteles' Lehre von der noesis noeseos (dem sich selbst durchdenkenden Denken) und vom unbewegten Bewegenden] wurde dabei in das Prinzip des platonischen [http://12koerbe.de/pan/platon6.htm agathon (d.h. des Guten bzw. Vollkommenen)] so integriert, dass die aristotelische Formursache (to eidos) und die [http://12koerbe.de/pan/met12-2.htm "Seinsheiten" (ousiai, Wesen, Substanzen)] mit den [http://12koerbe.de/pan/platon6.htm vom agathon wie von einer Sonne ausstrahlenden Ideen (s. Sonnengleichnis)] gleichgesetzt werden konnten. Erst im 11. Jh. kam es zu einer Renaissance der aristotelischen Philosophie (Kommentierung mehrerer Schriften des Organon durch Johannes Italos).

Rezeption im Mittelalter

Im islamischen Raum waren die Werke Aristoteles' in Übersetzung größten Teils bekannt (ab 10. Jh.), wobei mehrere bedeutende Kommentare entstanden (siehe Averroes, Avicenna). Im lateinischen Mittelalter war zunächst bis in 12. Jh. von den Schriften des Aristoteles nur eine Auswahl der logischen Schriften verbreitet. Zudem war Aristoteles in einigen Punkten für die christliche Lehre ein unbequemer Denker, so dass seine Schriften in einigen Universitäten verboten waren. Mit Albertus Magnus und Thomas von Aquin setzte dann eine Aristotelesrenaissance ein. Seit der Mitte des 13. Jhs. war aristotelische Philosophie Pflichtprogramm an den Universitäten. Infolgedessen galt in Form des Thomismus Aristoteles bis über das 15. Jh. hinaus (Ende des Mittelalters) als unumstrittene Autorität. In dieser Tradition wurde Aristoteles oft nur Der Philosoph genannt.

Rezeption in der Neuzeit

Im 19. Jh. gab es in der Nachfolge der deutschen Klassik eine starke Rezeption der antiken Klassiker. Für Hegel war Aristoteles eine der wichtigsten Anregungen. Immanuel Bekker edierte in den 1830er-Jahren die erste moderne, textkritische Gesamtausgabe der aristotelischen Schriften. Zu dieser Zeit begann man, Aristoteles als Denker in seinem eigenen historischen Kontext und unabhängig von der scholastischen Tradition zu interpretieren. Anfang des 20. Jhs. befreite Werner Jaeger Aristoteles endgültig von den scholastisch geprägten Konnotationen. Für viele andere Philosophen waren und sind Aristoteles' Schriften bis heute eine wichtige Quelle zum eigenen systematischen Philosophieren. Zudem hat die Aristoteles-Forschung seit Anfang des 20. Jhs. große Fortschritte gemacht. Für den Neuthomismus, den philosophischen Unterbau der heutigen Lehre der katholischen Kirche, ist die Philosophie Aristoteles' der wichtigste Bezugspunkt. Als Pseudo-Aristoteles werden unbekannte Verfasser bezeichnet, deren Schriften zunächst Aristoteles selbst zugeordnet wurden, dessen Urheberschaft heute aber zweifelhaft ist.

Werke (Auswahl)


- Organon (nacharistotelische Zusammenstellung), bestehend aus:
  - Kategorien
  - De Interpretatione
  - Analytica Priora
  - Analytica Posteriora
  - Topik
  - Sophistische Widerlegungen
- Physik
- De Caelo
- De Anima
- Metaphysik
- Nikomachische Ethik
- Eudemische Ethik
- Politik
- Der Staat der Athener
- Rhetorik
- Poetik – Als Webausgabe frei zugänglich bei [http://www.digbib.org/Aristoteles_384vChr/De_Poetik DigBib.Org]
- Protreptikos

Literatur

Primärtexte


- Übersetzungen:
  - Grumach, Ernst (Begr.), Flashar, Hellmut (Hrsg.): Aristoteles. Werke in deutscher Übersetzung, 19 Bde., Akademie Verlag, Berlin 1965 ff. (Mit in der Regel sehr guten Kommentarteilen)
  - Barnes, Jonathan (Hrsg.): The Complete Works of Aristotle, 2 Bde., Princeton 1995 (Sammlung der maßgeblichen englischen Übersetzungen)
  - Rapp, Christof/ Wagner, Tim: Aristoteles, Topik. Übersetzung, Einleitung und Kommentar, Stuttgart 2004 (Reclam)
- Griechische Textausgaben:
  - div. Hgg. in der Reihe: Oxford Classical Texts (OCT) bei Oxford University Press ediert.
  - div. Hgg. und Übersetzer in der Reihe: Loeb Classical Texts (LCT) bei Harvard University Press ediert (Griechischer Text mit englischer Übersetzung)

Sekundärliteratur (hervorgehobenes besonders für Einsteiger)


- Einführungen:
  - Buchheim, Thomas: Aristoteles, Freiburg i.Br. 1996
  - Code, Alan D.: Aristotle, OUP 2005 (Einführung des vermutlich besten Kenners der aristotelischen Metaphysik)
  - Detel, Wolfgang: Aristoteles, Leipzig 2005. (Problemorientierte Einführung)
  - Höffe, Otfried: Aristoteles, Beck´sche Reihe Denker, 2. überarbeitete Aufl., München 1999. (Hervorragende Einführung, welche die praktische Philosophie des Aristoteles und die Rezeptionsgeschichte näher beleuchtet.)
  - Rapp, Christof: Aristoteles zur Einführung, Hamburg 2004 ISBN 3885063980. (die beste deutschsprachige Einführung zu Aristoteles mit sehr guter thematisch gegliederter Bibliografie für Einsteiger)
  - Ross, W.D.: Aristotle, Routledge 2004 (Einführung/Darstellung aus der Feder des wichtigsten Aristoteles-Forscher des 20.Jh.)
- thematische Kompendien:
  - Barnes, Jonathan (Hg.): The Cambridge Companion to Aristotle CUP 1995 (Sehr gute Einführung zu Aristoteles mit thematisch geordneten Beiträgen einiger der namhaftesten Aristotelesforscher und einer aktuellen, thematisch gegliederten 80 Seiten-Bibliografie.)
  - Buchheim, Thomas/Flashar, Hellmut (Hgg.): Kann man heute noch etwas anfangen mit Aristoteles, Hamburg 2003 (Beiträge namhafter Aristotelesforscher in Hinblick auf Aristoteles und moderne Philosophie)
- Philosophiegeschichte & Doxographie:
  - Flashar, Hellmut (Hg.): Grundriss der Geschichte der Philosophie. Die Philosophie der Antike Band 3: Ältere Akademie. Aristoteles. Peripatos 2., durchgesehene und erweiterte Auflage, von Hellmut Flashar, Hans Krämer, †Fritz Wehrli, Georg Wöhrle, Basel 2004. (Die ausführlichste philosophiegeschichtliche Darstellung der Philosophie des Aristoteles und seiner Wirkungsgeschichte.)
- Lexika:
  - Höffe, Otfried (Hg.): Aristoteles-Lexikon, Stuttgart 2005 ISBN 3520459019
  - Horn, Christoph / Rapp, Christof (Hgg.): Wörterbuch der antiken Philosophie, München 2002 (mit zahlreichen Einträgen zu für Aristoteles zentralen Termini) ISBN 3406476236
- Aufsatzsammlungen:
  - Rapp, Christof (Hg.): Aristoteles. Metaphysik. Die Substanzbücher (Ζ, E, Θ), Berlin 1996. (Artikel zu den wichtigsten Textabschnitten zu der aristotelischen Substanzlehre)
  - Code, Alan D.: Collected Papers on Aristotle's Metaphysics, Princeton UP 2005
- Weitere Monographien:
  - Jaeger, Werner: Aristoteles, Berlin 1923 (wichtig innerhalb der Forschungsgeschichte, aber als Einführung ungeeignet)
  - Patzig, Günther: Die aristotelische Syllogistik. Logisch-philologische Untersuchung über das Buch A der "Ersten Analytik", 3. Aufl., Göttingen 1969.
  - Richard Sorabji (Hg.): Aristotle Transformed. The Ancient Commentators and Their Influence, Ithaca/New York 1990.

Kunst

Aristoteles in der Kunst bild:Aristotelesrp.jpg|Aristoteles Image:Aristotelesarp.jpg|Ausschnittsvergrößerung aus einem Wandgemälde Image:Aristotle by Raphael.jpg|Aristoteles, seine Ethik haltend. Detail aus dem Fresko Schule von Athen von Raphael im Vatikan.

Siehe auch


- Subjekt
- zentrale Termini wichtiger Philosophen und Epochen
- Akt-Potenz
- Alexander von Aphrodisias
- Apophansis
- Liste der Philosophen
- Philosophie der Antike
- Portal:Philosophie
- Portal:Antike
- Aristotelische Naturphilosophie
- Gesellschaft für antike Philosophie
- Contra principia negantem disputari non potest, Sprichwort, das auf Aristoteles zurückgehen soll

Weblinks


-
- [http://plato.stanford.edu/contents.html#a Einträge] in der Stanford Encyclopedia of Philosophy
- [http://www.philo.de/Philosophie-Seiten/personen/aristoteles.shtml Aristoteles als Philosoph]
- [http://gutenberg.spiegel.de/autoren/aristote.htm Texte bei Projekt Gutenberg]
- [http://www.litlinks.it/ax/aristoteles.htm Texte und Sekundäres] bei litlinks.it
- [http://www.perseus.tufts.edu/cgi-bin/vor?lookup=aristotle;collection=Perseus%3Acollection%3AGreco-Roman;group=fieldcat;target=en%2C0;alts=1;extern=1;doctype=Text;detail=Creator#Creator Texte (griechisch/englisch)] im Perseus Project
- [http://classics.mit.edu/Browse/browse-Aristotle.html Texte von Aristoteles (englisch)] Kategorie:Mann Kategorie:Grieche Kategorie:Philosoph (Antike) Kategorie:Moralphilosoph Erkenntnistheoretiker Kategorie:Physiker Kategorie:Logiker Kategorie:Universalgelehrter Kategorie:Griechische Philosophie Kategorie:Geschichte der Naturwissenschaft Kategorie:4. Jahrhundert v. Chr. ja:アリストテレス ko:아리스토텔레스 ms:Aristotle simple:Aristotle th:อริสโตเติล

Mizar

Mizar (arab. Mantel) ist der Eigenname des Sterns ζ Ursae Maioris (Zeta Ursae Maioris). Mizar ist der mittlere Deichselstern im Sternbild Großer Wagen. Besonders bekannt ist er, weil er einen bereits mit bloßem Auge sichtbaren Begleiter hat: Alkor, genannt das Reiterlein. Voraussetzung ist allerdings klarer Himmel und ein scharfes Auge (Augenprüfer). Das Sternenpaar erscheint mit bloßem Auge als optisches (scheinbares) Doppelsternsystem, denn Mizar ist 78 Lichtjahre und Alkor 81 Lichtjahre von der Erde entfernt. Als scheinbares Doppelsternsystem sind sie nicht durch Schwerkraft aneinander gebunden, und stellten sich später als Mehrfachsternsysteme heraus, weil beide, sowohl Mizar als auch Alkor, weitere Begleiter haben, die jedoch erst mit dem Teleskop sichtbar werden. Mizar selbst ist ein visueller Doppelstern (mit Teleskopen ab 5 Zentimeter Objektivöffnung trennbar), dessen Komponenten - die +2,3 mag und +4,0 mag hell und vom Spektraltyp A2 sind - sich in einem Winkelabstand von 14,4 Bogensekunden bei einem Positionswinkel von 153 Grad befinden. Giovanni Riccioli hat 1650 als erster die Doppelsternnatur von Mizar erkannt, der erste teleskopische Doppelstern der Geschichte. 1889 entdeckte Edward Charles Pickering, dass die Komponenten A und B selbst wiederum spektroskopische Doppelsterne sind, so dass Mizar sogar ein Vierfachsystem darstellt. Erst in jüngerer Zeit ist es gelungen die Teilsysteme A und B per Interferometrie direkt als getrennte Lichtquellen sichtbar zu machen. Alkor ist in Wirklichkeit ein Dreifachsystem. Koordinaten (Äquinoktium 2000.0)
- Rektaszension: 13 h 23 m 55,50 s
- Deklination: +54° 55' 31,0" Siehe auch: Liste der Sterne Kategorie:Individueller Stern zweiter Größe

Alkor

Alkor - auch "das Reiterlein" genannt - ist der Begleiter des Sterns Mizar im Sternbild Großer Wagen. Er trägt die Bezeichnung 80 Ursae Maioris. Seine Entfernung beträgt etwa 81 Lichtjahre. Der Name (arab.) bedeutet soviel wie "der Verworfene, der Erniedrigte". Andere Namen sind Saidak oder Suha. Ein gutes Auge kann den Stern der fünften Größenklasse bei klarem Himmel unmittelbar bei Mizar, dem mittleren Deichselstern des Großen Wagens, erkennen (Augenprüfer). Mit bloßem Auge erscheint das Sternenpaar deshalb als Doppelsternsystem. Obwohl beide nur ein scheinbares Doppelsternsystem sind, handelt es sich jedoch sogar um ein Mehrfachsternsystem, denn mit dem Teleskop sind bei beiden weitere Begleiter zu erkennen. So bildet Alkor ein Dreifachsystem und Mizar ist tatsächlich ein Vierfachsystem. Nebenbei: Nach einer indianischen Vorstellung ist Mizar eine Frau, die ein Kind (Alkor) auf dem Rücken trägt. Koordinaten ( Äquinoktium 2000.0)
- Rektaszension: 13h25m13.50s
- Deklination: +54°59'17.0" Kategorie:Individueller Stern FS Alkor ist ein Forschungsschiff des Leibnitz-Instituts für Meereswissenschaften an der Universität Kiel.

Fuchs (Sternbild)

Das Sternbild Fuchs (Vulpecula) ist ein schwaches Sternbild des nördlichen Fixsternhimmels, das inmitten des Sommerdreiecks aufzufinden ist. Es wurde von Johannes Hevelius eingeführt.

Beschreibung

Es gibt in diesem Sternbild keine Sterne, die heller als 4m leuchten. Der "hellste" ist Anser (α Vul), ein Roter Riese (Spektralklasse M0 III) in einer Entfernung von 297 Lichtjahren, mit einer Stärke von 4,44m.
Anser ist ein Doppelstern (Distanz zwischen den beiden Sternen: 413,7") und kann bereits mit einem Feldstecher "getrennt" werden. 1967 wurde der erste Pulsar (PSR 1919+21) in diesem Sternbild von Antony Hewisch und Jocelyn Bell in Cambridge entdeckt. Sie waren eigentlich auf der Suche nach Radiosignalen von Quasaren, entdeckten jedoch einen schnell rotierenden Neutronen Stern, welcher CP 19191 getauft wurde. Später wurde er in PSR 1919+21

Sterne mit Namen


- Alpha Vulpeculae (Lukida Anseris)

Deep Sky Objekte

Es gibt zwei bedeutende Deep Sky Objekte im Sternbild Fuchs:
- Der Dumbbell Nebula (M27) ist einer der meistbeobachteten planetarischen Nebel und kann bereits mit einem guten Feldstecher als schwach leuchtende Scheibe mit einem Durchmesser von ca. 6 Bogenminuten betrachtet werden. Mit einem Teleskop erkennt man bereits eine Sanduhr-Form. Der Nebel wurde 1764 von Charles Messier als erster seiner Art entdeckt.
- Brocchis Haufen ist ein offener Sternhaufen, der besonders aufgrund seines typischen Musters bereits mit bloßem Auge erkannt werden kann. Weitere offene Sternhaufen sind:
- Stock 1, ein großer und heller Sternhaufen, der leicht mit einem Feldstecher gefunden werden kann.
- NGC6940, NGC6823, NGC6830, die alle heller als 8 mag sind. Einige Galaxien und weiter planetarische Nebel sind in den New General Catalogue aufgenommen; allerdings sind all diese Objekte dunkler als 13 mag.

Geschichte

Im späten 17. Jahrhundert wurde dieses Sternbild vom polnischen Astronomen Johannes Hevelius eingeführt. Ursprünglich war es als "der Fuchs und die Gans" (Vulpecula cum ansere) bekannt. Die Gans ist zwar vom Himmel verschwunden, doch erinnert der Stern Anser (lat. Feldgans) noch daran. Vulpecula bedeutet eigentlich kleiner Fuchs wird aber üblicherweise als Fuchs übersetzt. Kategorie:Anerkanntes Sternbild ja:こぎつね座 ko:작은여우자리 th:กลุ่มดาวหมาจิ้งจอก

Augenprüfer

Der Augenprüfer ist der Doppelstern Zeta Ursae Maioris (ζ UMa), der mittlere Deichselstern des Sternbilds Großer Wagen respektive Großer Bär. Die beiden Partner des optischen (also scheinbaren) Doppelsternsystems heißen Alkor und Mizar und sind nur etwa 12 Bogenminuten voneinander entfernt. Der Doppelstern heißt Augenprüfer weil er, gute Augen und gute Sichtbedingungen vorausgesetzt, mit bloßem Auge getrennt werden kann, wobei die geringe Helligkeit von Alkor noch erschwerend hinzukommt. siehe auch Polarstern Kategorie:Sonstiges (Astronomie)

Merak

Merak (auch "Mirak", arab. "Lende") ist die Bezeichnung des Sterns Beta Ursae Maioris. Merak bildet zusammen mit Dubhe den Abschluss des Kastens des großen Wagens, dessen Verlängerung über Dubhe hinaus zum Polarstern zeigt. Merak hat eine scheinbare Helligkeit von +2,4 mag. Merak gehört dem Spektraltyp A1 an. Seine Entfernung zur Erde beträgt 78 Lichtjahre. Koordinaten (Äquinoktium 2000)
- Rektaszension 11h1m51s
- Deklination +56°22'57" Weiterhin Namensgeber des Sportwagens Maserati Merak. Kategorie:Individueller Stern ja:メラク

Dubhe

Dubhe ist die Bezeichnung des Sterns Alpha Ursae Maioris (α UMa). Dubhe bildet zusammen mit Merak den Abschluss des Kastens des großen Wagens, dessen Verlängerung über Dubhe hinaus zum Polarstern zeigt. Dubhe hat eine scheinbare Helligkeit von +1,8m. Dubhe gehört dem Spektraltyp G9 an. Seine Entfernung beträgt ca. 123 Lichtjahre (Hipparcos Datenbank). Anderer Name: Alruccabah. Koordinaten (Äquinoktium 2000)
- Rektaszension 11h 3m 44s
- Deklination +61° 45' 3" Kategorie:Individueller Stern zweiter Größe ja:ドゥーベ

Arktis

Die Arktis ist die Region innerhalb des nördlichen Polarkreises am Nordpol der Erde. Sie umfasst Teile von Russland, Alaska (USA), Kanada, Grönland, Lappland (Norwegen, Schweden, Finnland) und Spitzbergen (Norwegen) sowie den zu großen Teilen von Eis bedeckten Arktischen Ozean (Nordpolarmeer). Die Bezeichnung "Arktis" leitet sich her aus dem griechischen Wort árktos für Bär, und bedeutet so viel wie "Land unter dem (Sternbild des) Großen Bären". Im Gegensatz zur Antarktis ist die Arktis nicht, wie oft angenommen wird, ein Kontinent, sondern der bis über 5.000 Meter tiefe Arktische Ozean, da sich unter dem Eis der Arktis keine Landmasse befindet. Bezüglich der Uhrzeit gelten in der Arktis, im Gegensatz zur Antarktis, keine speziellen Regelungen. Es ist deshalb möglich, am geographischen Nordpol bei einer Umkreisung alle Zeitzonen in kürzester Zeit zu durchschreiten.

Nördlicher Polarkreis

Der nördliche Polarkreis ist einer der fünf wichtigen Breitengrade, die die Erde einteilen. Alles nördlich dieses Polarkreises gehört zur Arktis. Es ist der Breitengrad 66,5° nördlich vom Äquator. Innerhalb des Polarkreises geht zur Sommersonnenwende die Sonne für mindestens 24 Stunden nicht unter, das heißt sie bleibt oberhalb des Horizonts sichtbar. Daher wird die Arktis auch das Land der Mitternachtssonne genannt. Zur Wintersonnenwende geht die Sonne in Gegenzug für mindestens 24 Stunden nicht auf, das heißt sie bleibt unsichtbar unterhalb des Horizonts. Wintersonnenwende

Bevölkerung

In der Arktis leben gegenwärtig etwa zwei Millionen Menschen. Zu den Polarvölkern zählen Inuit, Nenzen, Jakuten, Saami, Athapasken, Ewenken und Tschuktschen. Zudem leben in der Arktis zahlreiche Skandinavier, Russen und Nordamerikaner. Der typische Bewohner aus dem Tierreich ist der Eisbär, so, wie es in der Antarktis der Pinguin ist. Zum Schutz der Umwelt und der Ureinwohner in der Arktis wurde 1996 der Arktische Rat gegründet.

Die Arktis in der Urzeit

Im Nordpolarmeer herrschten vor 55 Millionen Jahren subtropische Wassertemperaturen. In Bohrkernen wurden Reste von Süßwasserpflanzen entdeckt, die unter anderem in Reiskulturen vorkommen. Dies deutet darauf hin, dass die gesamte Arktis vor mehr als 50 Millionen Jahren ein abgeschlossener gigantischer Süßwassersee war. Andere Funde zeugten von heftigen biologischen Umwälzungen und vom plötzlichen Aussterben vieler Organismen.

Historischer Irrtum

Heute ist bekannt, dass die Eiskappe der Arktis ein unwirtlicher Ort ist. Anfang des 19. Jhds. entwickelte der Amerikaner John Cleve Symmes eine Theorie, nach der die Pole der Erde Öffnungen ins Erdinnere darstellen. Um zu diesen unbekannten Welten vorzudringen, müssten die Pole erobert werden. Jules Verne hat wohl in seiner Geschichte Reise zum Mittelpunkt der Erde diese Theorie noch am Ende des 19. Jhds. kolportiert, obwohl in diesem Buch der Eingang in das Innere der Erde nach Island (und somit an einen Ort südlich des Polarkreises und 2700 km südlich des Nordpols) gelegt wird. Die Symmes'sche Theorie wurde aber schon in den 30er Jahren des 19. Jhds. nicht mehr akzeptiert. Eine weitere Theorie, nach der nördlich des Eisgürtels wieder eisfreies und schiffbares Meer existiere, wurde so populär, dass von verschiedenen Nationen, vorwiegend USA und England, immer wieder Expeditionen zum Erreichen des Nordpols entsandt wurden. Diese drangen vorwiegend über die Baffinbucht westlich von Grönland nach Norden vor und sollten das eisfreie Meer finden. Erst in den 1880er Jahren begann man an dieser Theorie zu zweifeln.

Literatur

Blümel, W.D. (1999): Physische Geographie der Polargebiete. – 239 S., Stuttgart. Vom 9.-12. Mai 1926 erreichen die US-amerikanischen Marineflieger Byrd und Bennett mit dem Flugzeug, vor Amundsen und Nobile im Luftschiff "NORGE" den Nordpol.

Weblinks


- [http://www.wissenschaft.ag/Arktis.php4 Arktis-Newsletter]
- [http://www.wissenschaft.ag/Arktis.php4?tvsearch=Arktis Arktis im Fernsehen]
- [http://www.arctic.noaa.gov Arctic Theme Pages] Kategorie:Arktis Kategorie:Region ja:北極 ko:북극 simple:Arctic

Callisto (Mythologie)

Kallisto (lateinisch Callisto) war in der griechischen Mythologie eine der vielen "Geliebten" des Göttervaters Zeus. Der römische Dichter Ovid erzählt in seinen lateinischen Metamorphosen Kallistos Geschichte so: Kallisto war als eine der Nymphen Dianas (=Artemis') zur Keuschheit verpflichtet, erweckte durch ihre Schönheit jedoch Jupiters (=Zeus') Begierde. Jupiter nähert sich Kallisto in der Gestalt Dianas und küsst sie -- aber nicht wie eine Jungfrau küssen soll... Sie wehrt sich, aber wer kann Jupiter bezwingen? Kallisto versucht, ihre Schwangerschaft zu verbergen, wird aber beim Bad von den anderen Nymphen bloßgestellt und daraufhin von Diana verstoßen. Nach der Geburt ihres Sohnes Arkos wird sie von der eifersüchtigen Juno (=Hera), Jupiters Frau, in eine Bärin verwandelt. Als sie nach 15 Jahren mit ihrem Sohn Arkos, der nun Jäger ist, zusammentrifft, will sie ihn umarmen, er aber das vermeintliche wilde Tier töten; Jupiter greift ein und versetzt beide als Sternbilder in den Himmel: den großen und den kleinen Bären. Juno ist beleidigt, dass Jupiter seine Mätresse so offen am Himmel zeigt, und erwirkt als Rache bei der Meeresgöttin Thetis, dass die beiden Sternbilder niemals in das kühle Meer eintauchen dürften, daher werden sie zu zirkumpolaren Sternbildern. Es gibt auch andere Versionen der Legende, so wird der Zeugungsakt auch als "Verführung" statt als Vergewaltigung beschrieben; auch wird die Verwandlung der Kallisto manchmal Jupiter/Zeus selbst zugeschrieben, der sie dadurch vor Juno/Hera verbergen wollte.

Siehe auch


- Portal:Mythologie
- Das Bad der Diana mit Aktäon und Kallisto Kategorie:Griechische Mythologie Kategorie:Literarische Figur ja:カリスト

Indianer

Indianer (englisch Indians bzw. American Indians, Native Americans oder First Nations spanisch indios bzw. pueblos indigenas) ist die verbreitete Bezeichnung aller Menschen, die den Kontinent Amerika (Nord-, Mittel- und Südamerika) bereits vor der europäischen Kolonisierung bevölkert haben. Diese Völker sind ihrerseits allmählich durch Völkerwanderungen auf verschiedenen Wegen von Asien und möglicherweise auch von weiteren Kontinenten nach Amerika gelangt und haben sich dort vielfältig weiterentwickelt. Sie werden im Unterschied zu europäischen Einwanderern auch "Ureinwohner Amerikas" oder "indigene Völker Amerikas" genannt. Asien

Der Begriff

Die Bezeichnung "Indianer" (ursprünglich spanisch: indios) geht auf ein Missverständnis von Christoph Columbus zurück, der glaubte, in "Indien" gelandet zu sein, als er Amerika im Jahre 1492 für die Europäer entdeckte. "Indien" nannten die europäischen Seefahrer allgemein Ostasien, das sie über den westlichen Seeweg zu erreichen suchten. Auch nachdem sie ihren Irrtum erkannt hatten, behielten sie den Begriff bei. "Indianer" ist die deutsche Version des englischen "Indians", mit dem die nordeuropäischen Kolonialmächte besonders die Ureinwohner Nordamerikas meinten. In Süd- und Mittelamerika dagegen wurden die voreuropäischen Bewohner auf Spanisch "Indios" genannt. "Indianer", "Indians" oder "Indios" ist ein von Europäern verwendeter Sammelbegriff, der viele verschiedene Ethnien umfasst, die kulturell zum Teil sehr stark voneinander abweichen. Damit vereinheitlichten die Kolonialherren die Bewohner der eroberten Gebiete als fremde "Rasse". Deshalb unterliegt der Begriff bis heute dem Verdacht einer diskriminierenden "Markierung". Die so genannten Völker Amerikas selbst kannten vor Columbus keine entsprechende Gesamtbezeichnung; sie definierten sich ausschließlich über ihre jeweilige Volksgruppe. Im Zuge der weißen Vorherrschaft, Verfolgung und Genozide gewannen besonders die Ethnien Nordamerikas jedoch zunehmend ein Zusammengehörigkeitsgefühl. Heute verwenden sie in den USA für sich die englischen Begriffe American Indian (Indianer) oder Native American (amerikanische Ureinwohner), wobei ersterer - besonders von politisch aktiven Menschenrechtskämpfern - bevorzugt wird [http://www.infoplease.com/ipa/A0762158.html]. In Kanada ist First Nations (Erste Nationen) synonym dafür üblich. Dieser Begriff umfasst auch die Inuit, Unangan und Yupik in Alaska und der nordkanadischen Arktis. Sie trafen wesentlich später in Amerika ein und unterscheiden sich genetisch und kulturell stark von den vorherigen Einwanderern. Dies gilt auch für die Ureinwohner Hawaiis, Amerikanisch-Samoas und der Osterinseln. Sie werden daher in der Regel nicht in den Begriff "Indianer" eingeschlossen. Dies gilt auch für die Métis, die Nachfahren von europäischen Pelzhändlern und indianischen Frauen. In Lateinamerika heißen Nachkommen von Europäern und Indianern "Mestizen". Für die Ureinwohner herrscht hier die Bezeichnung Pueblos Indígenas (Indigene Völker Süd- bzw. Mittelamerikas) vor. Weniger gebräuchlich ist Indios. Im brasilianischen Portugiesisch versteht man unter "Indio" allgemein "Ureinwohner". Man kennt also nicht nur den "Indio latinamericano" sondern auch den "Indio africano" oder den "Indio australiano".

Besiedlung Amerikas

Mittelamerikas Siehe Hauptartikel: Besiedlung Amerikas Die Besiedelungsgeschichte Amerikas ist stark umstritten. Wahrscheinlich ist aber, dass der amerikanische Kontinent in mehreren Einwanderungswellen besiedelt worden ist und dass diese im Zeitraum von 28.000 v. Chr. und 9.000 v. Chr. Amerika erreichten. Die am häufigsten erwähnte Route führte von Sibirien über die Beringstraße nach Alaska und von da nach Süden über den ganzen Doppelkontinent. Nimmt man eine alleinige Einwanderung über diese Route an, so hätte man in Alaska die ältesten Spuren finden müssen. Der bisher älteste gesicherte archäologische Fund (ca. 13.800 v. Chr.) stammt jedoch aus Chile. Die Inuit als Bewohner der nördlichsten Regionen Amerikas sind erst mit der letzten großen voreuropäischen Einwanderungswelle dorthin gelangt. Darum kommen für frühere Ethnien auch andere mögliche Einwanderungswege in Frage, etwa über Polynesien oder den Nordatlantik. Für letzteres spricht u.a. die frappierende Ähnlichkeit von Steinklingen der Clovis-Kultur mit europäischen Steinklingen derselben Zeit. Clovis-Kultur Die Indianer passten sich ihrer jeweiligen neuen Umwelt an, wurden Fischer, nomadische Jäger und Sammler oder sesshafte Ackerbauern. Sie züchteten Pflanzen wie Mais, Kürbis und Kartoffel. In Mittel- und Südamerika entwickelten die Indianer städtische Hochkulturen, die großteils erst von den spanischen Kolonisten vernichtet wurden. Tenochtitlan, die Hauptstadt des Aztekenreiches, war vor der Zerstörung durch Hernando Cortez' Truppen eine der größten Städte der Welt, größer als die europäischen Städte der Zeit. In Nordamerika existierten im östlichen Einzugsgebiet des Mississippi komplexe Gemeinwesen (Templemound-Kulturen), die jedoch bis kurz vor Ankunft der ersten europäischen Siedler weitgehend zerfallen waren, wahrscheinlich wegen zahlreichen Krankheitserregern, die frühe europäische Entdecker mitgebracht hatten. An ihre Stelle traten kleinere Gemeinwesen von Überlebenden der Epidemien, die in dörflichen Gemeinschaften lebten und Ackerbau betrieben. Im Südwesten der heutigen USA entstanden teilweise mehrstöckige Lehmbausiedlungen mit bis zu 500 Räumen, die Pueblos. Viehzucht konnte sich unter den indianischen Kulturen fast gar nicht entwickeln, da es außer dem Lama, anderen Kameloiden wie Alpaca und Vicuña im Reich der Inka, dem Truthahn und dem Wolf keine domestizierbaren Tierarten gab. Man ging zu Fuß und transportierte Lasten selbst. Würdenträger in hierarchischen Gesellschaften Mittel- und Südamerikas wurden mitunter auch in Sänften getragen. Als Lasttiere standen neben dem Lama der Inka nur noch Hunde für kleinere Lasten zur Verfügung, die man in Nordamerika in einfache dreieckige Schleppgeschirre, Travois, einspannte. Obwohl Amerika von weitverzweigten Handelsnetzen überzogen war, erwiesen sich die großen Wüsten Nordmexikos und die undurchdringlichen Urwälder Mittelamerikas als erhebliche Barrieren für den Technologieaustausch in der westlichen Hemisphäre. Außer einigen mittelamerikanischen Kulturen, die eine Art Bilderschrift besaßen (die Maya entwickelten diese zu einem echten Schriftsystem), hinterließen die Kulturen der westlichen Hemisphäre keine schriftlichen Zeugnisse der Vergangenheit. Unter den Prärieindianern existierten Chroniken, die graphische Symbole für das wichtigste Ereignis eines jeden Jahres innerhalb einer Gruppe verwendeten. Ohne mündlichen Kommentar waren diese Chroniken jedoch nicht verständlich. Die bedeutendste Bilderschrift ist die auf Baumrinde festgehaltene Stammes-Sage der im Osten der heutigen USA beheimateten Lenni Lenape, bekannt als Walam Olum. Indianische Überlieferung erfolgte daher großteils mündlich, wobei Tatsachenberichte und Mythen oft fließend ineinander übergehen. In jüngerer Zeit haben archäologische und geologische Funde jedoch bewiesen, dass indianische oral history Jahrhunderte und teilweise gar Jahrtausende zurückliegende Ereignisse bewahrt hat. Um 1000 n. Chr. fand eine Gruppe Wikinger unter Leif Eriksson den Weg nach Amerika. Sie gründete in Neufundland eine Kolonie. Unklar ist, wie lange diese bevölkert war. Möglicherweise gab es im 12. Jahrhundert eine Gruppe um den walisischen Prinz Madoc, die nach Nordamerika segelte und den Indianerstamm der Mandan gründeten. Nach der Ankunft von Christoph Columbus in Amerika wurde der Doppelkontinent in grossem Stil von Europäern besiedelt.

Kolonialgeschichte

Christoph Columbus Siehe Hauptartikel: Indianer Nordamerikas, Indigene Völker Südamerikas Die europäischen Kolonisten änderten das Leben der Indianer stark. Viele indianische Volksgruppen wurden durch Vernichtungskrieg, eingeschleppte Krankheiten, Umsiedlungen und Versklavung gänzlich vernichtet. Umstritten ist, wie zahlreich die Bevölkerung Amerikas vor Ankunft der Europäer war. Bevölkerungsschätzungen erfolgten oft erst, nachdem große Teile von regionalen Bevölkerungen bereits vernichtet worden waren. Viele Völker verschwanden nach