:: wikimiki.org ::

Internationale Astronomische Union

Internationale Astronomische Union

Die Internationale Astronomische Union, gegründet 1919, ist die Vereinigung der nationalen astronomischen Gesellschaften weltweit. Sie ist ein Mitglied des International Council of Scientific Unions (ICSU). Sie ist zuständig für die Namensgebung von Sternen, Planeten, Planetoiden und anderen Himmelskörpern sowie von auf ihnen gelegenen Oberflächenmerkmalen, wie zum Beispiel Berge und Krater. Außerdem legte sie 1922 die genauen Grenzen der 88 Sternbilder fest. Arbeitsgruppen:
- WGPSN: Working Group for Planetary System Nomenclature Siehe auch: Sternbenennung

Weblinks

- http://www.iau.org/ Kategorie:Astronomische Organisation Kategorie:Wissenschaftliche Gesellschaft ja:国際天文学連合 th:สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล

1919

Ereignisse

Politik

- Während der Friedensverhandlungen in Versailles tritt der englische Delegierte Keynes aus Empörung über die Höhe der Reparationsforderungen an Deutschland zurück
- 1. Januar: Die Tschechoslowakei besetzt Preßburg, Ungarn
- 1. Januar: Die bereits am 25. Dezember 1918 proklamierte Sowjetrepublik Weißrussland wird gegründet
- 1. Januar: Gustave Ador wird neuer Bundespräsident der Schweiz
- 1. Januar: Der Achtstundentag tritt als Folge des Stinnes-Legien-Abkommens im Deutschen Reich in Kraft
- 1. Januar: Karl Liebknecht, Rosa Luxemburg und Leo Jogiches gründen die KPD als selbständige Partei
- 4. Januar: Parade der Eisernen Garde vor Gustav Noske und Friedrich Ebert in Berlin
- 15. Januar: Rosa Luxemburg und Karl Liebknecht werden von Soldaten der Garde-Schützen-Kavallerie-Division in Berlin ermordet; ihre Leichen im Landwehrkanal versenkt
- 19. Januar: Wahlen zur Nationalversammlung in Deutschland. Zum ersten Mal sind Frauen stimmberechtigt und auch wählbar
- 23. Januar: Beginn des Polnisch-Tschechoslowakischen Grenzkrieges um das Olsa-Gebiet
- 6. Februar: Eröffnung der Weimarer Nationalversammlung durch Friedrich Ebert
- 11. Februar: Friedrich Ebert wird von der Nationalversammlung zum ersten Reichspräsident der Weimarer Republik gewählt und bleibt dies bis 1925
- 21. Februar Der bayrische Ministerpräsident Kurt Eisner wird ermordet
- 6. März: Das Gesetz über die Bildung einer vorläufigen Reichswehr tritt in Kraft
- 21. März: Gründung der Ungarischen Räterepublik
- 13. April: Bildung der zweiten kommunistischen Münchner Räterepublik
- 14. April: Der Vollzugsrat der Betriebs- und Soldatenräte ruft in München zur Bewaffnung auf
- 2. Mai: Reichswehrtruppen des Obersten von Epp besetzen nach heftigen Kämpfen gegen Kommunisten und Anarchisten München
- 7. Juni: Arbeiteraufstand auf Malta
- 22. Juni: Jens Olivur Lisberg hisst die erste Flagge der Färöer
- 23. Juni: Schlacht von Wenden
- 23. Juni–1. Juli: Sülzeunruhen in Hamburg. In ihrer Folge besetzen Reichswehr und Freikorps die Stadt
- 28. Juni: Unterzeichnung des Versailler Vertrages
- 1. August: Auflösung der Ungarischen Räterepublik
- 10. August: Vertrag von Rawalpindi. Afghanistan wird unabhängig von Großbritannien
- 11. August: Die Weimarer Nationalversammlung gibt Deutschland eine demokratisch-parlamentarische Verfassung
- 17. August: Beginn des ersten polnischen Korfanty-Aufstandes in Oberschlesien
- 4. September -Beginn des Sivas Kongress in der Türkei
- 10. September: Annahme des Friedensvertrags von Saint-Germain-en-Laye durch die österreichische Nationalversammlung. Dadurch wird Südtirol italienisch
- Rote Garden besetzen den Münchner Hauptbahnhof
- Max Brauer (SPD) wird unter dem liberalen Oberbürgermeister Bernhard Schnackenburg Bürgermeister von Altona
- November: Der Berliner Stadtkommandant Otto Wels bildete Soldatenwehren zum Schutz vor Plünderungen und Bürgerkrieg in Berlin

Wissenschaft und Technik

Luftfahrt

- Gründung der IATA
- Februar: Erstflug der Farman F.60 Goliath
- März: Erstflug der De Havilland DH 16
- Juni: Erstflug der Junkers F13
- 14./15. Juni: Erster Nonstop-Flug über den Atlantik durch John Alcock und Arthur Whitten-Brown
- 7. September: Die Koninklijke Luchtvaart Maatschappij: KLM wird gegründet und ist somit die älteste noch existierende Fluggesellschaft der Welt
- Oktober: Erstflug der Fokker F II
- Dezember: Erstflug der Handley Page W.8

Wissenschaft

- Ernest Rutherford wandelt künstlich Stickstoff in Sauerstoff um: ¹⁴₇N + ⁴₂He → ¹⁷₈O + ¹₁H
- Francis William Aston entdeckt, dass Isotopie eine über das ganze Periodensystem verbreitete Erscheinung ist
- Arthur Eddington beobachtet während einer Sonnenfinsternis in Brasilien am 29. Mai, dass das Schwerefeld der Sonne Licht genau so ablenkt, wie es die allgemeine Relativitätstheorie vorhersagt

Chemie

- Ernst Späth gelingt die Strukturaufklärung und Synthese des Meskalins

Kultur

- 21. Februar: Uraufführung der Oper Absalom i Eteri von Sacharij Paliaschwili in Tiflis
- 18. März: Uraufführung der Oper Gaudeamus von Engelbert Humperdinck in Darmstadt
- 10. April: Uraufführung der musikalischen Komödie Masques et bergamasques von Gabriel Fauré in Monte Carlo
- 16. April: Uraufführung der Oper Don Ranudo de Colibrados von Othmar Schoeck in Zürich
- 6. Oktober: Uraufführung der Operette Apple Blossoms von Fritz Kreisler am Globe Theatre in New York
- 21. Oktober: Uraufführung der Oper Fennimore und Gerda von Frederick Delius am Opernhaus in Frankfurt am Main
- Die Künstlervereinigung „Die Kugel“ wird in Magdeburg gegründet

Katastrophen

- Ende der Influenza-Pandemie („Spanische Grippe“), die 1918 begonnen hatte

Sport

Einträge von Leichtathletik-Weltrekorden siehe unter der jeweiligen Disziplin unter Leichtathletik.
- 18. März: Gründung des Fußballclubs FC Valencia

Geboren

- 1. Januar: Karl Otto Dehnert, Bürgermeister von Wuppertal († 2004)
- 1. Januar: Jerome David Salinger, US-amerikanischer Schriftsteller
- 2. Januar: Josef Moser (Bautenminister), Bautenminister († 2003))
- 9. Januar: Hans Lebert, österreichischer Schriftsteller und Opernsänger († 1993)
- 12. Januar: Hans Richter (Schauspieler), Schauspieler
- 13. Januar: Ludwig Janda, ehemaliger deutscher Fußballspieler († 1981)
- 15. Januar: Heinz Bethge, deutscher Physiker († 2001)
- 18. Januar: Anton Turek, deutscher Fußballspieler, († 1984)
- 22. Januar: Victor Futter, US-amerikanischer Anwalt und Professor († 2005)
- 23. Januar: Hans Hass, Biologe und Ichthyologe
- 26. Januar: Bill Nicholson, britischer Fußballspieler († 2004)
- 27. Januar: David Seville, US-amerikanischer Sänger und Songschreiber († 1972)
- 29. Januar: Konrad Hesse, deutscher Rechtswissenschaftler, Richter am Bundesverfassungsgericht († 2005)
- 31. Januar: Hans Katzer, deutscher Politiker († 1996)
- 1. Februar: Eugen Stadelmann, österreichischer Lehrer und Heimatdichter († 1998)
- 2. Februar: Lisa Della Casa, Schweizer Opern- und Operettensängerin
- 4. Februar: Widukind Lenz, deutscher Humangenetiker († 1995)
- 5. Februar: Robert R. Merhige Jr., US-amerikanischer Jurist und Bundesrichter († 2005)
- 8. Februar: Leopold Neumer, deutscher und österreichischer Fußballspieler († 1990)
- 11. Februar: Gretchen Frazer, ehemalige US-amerikanische Skifahrerin († 1994)
- 12. Februar: Ernst-Joachim Gießmann, Minister für Hoch- und Fachschulwesen der DDR († 2004)
- 13. Februar: Willi Bars, deutscher Fußballspieler
- 13. Februar: Tennessee Ernie Ford, US-amerikanischer Country- und Gospel-Sänger († 1991)
- 17. Februar: Kathleen Freeman, US-amerikanische Schauspielerin († 2001)
- 17. Februar: Joseph Hunt, US-amerikanischer Tennisspieler († 1945)
- 18. Februar: Jack Palance, US-amerikanischer Schauspieler
- 20. Februar: Jesco von Puttkamer (Publizist), deutscher Politiker und Diplomat († 1987)
- 22. Februar: Henri Arnoldus, niederländerischer Autor († 2002)
- 26. Februar: Mason Adams, US-amerikanischer Schauspieler († 2005)
- 27. Februar: Roman Haubenstock-Ramati, Komponist († 1994)
- 1. März: Ludwig Volkholz, Politiker († 1994)
- 2. März: Tibor Flórián, ungarischer Schachspieler, Problemkomponist, Autor und Funktionär († 1990)
- 2. März: Jennifer Jones, US-amerikanische Schauspielerin
- 3. März: Hannelore Schmidt, Ehefrau von Helmut Schmidt
- 7. März: Juanita Kidd Stout, Richterin († 1998)
- 12. März: Christian Broda, österreichischer Politiker († 1987)
- 17. März: Nat King Cole, US-amerikanischer Sänger und Jazz-Musiker († 1965)
- 19. März: Josef Stingl, deutscher Politiker († 2004)
- 19. März: José Alí Lebrún Moratinos, Erzbischof von Caracas und Kardinal († 2001)
- 19. März: Peter Abrahams, südafrikanischer Schriftsteller
- 19. März: Lennie Tristano, US-amerikanischer Jazzmusiker (Pianist und Komponist) († 1978)
- 20. März: Gerhard Barkhorn, deutscher Jagdflieger im 2. Weltkrieg († 1983)
- 20. März: Ernst Topitsch, österreichischer Philosoph und Soziologe († 2003)
- 24. März: Robert Heilbroner, US-amerikanischer Volkswirtschaftler († 2005)
- 29. März: Robert Lowry (Schriftsteller), Schriftsteller († 1994)
- 29. März: Eileen Heckart, US-amerikanische Schauspielerin († 2001)
- 1. April: Joseph Edward Murray, US-amerikanischer Chirurg
- 2. April: Delfo Cabrera, argentinischer Marathonläufer († 1981)
- 3. April: Reno Nonsens, deutscher Satiriker und Theaterleiter († 2001)
- 9. April: John Presper Eckert, US-amerikanischer Computerpionier († 1995)
- 10. April: Richard Bergmann, österreichischer Tischtennisspieler († 1970)
- 13. April: Howard Keel, US-amerikanischer Schauspieler und Musical-Darsteller († 2004)
- 14. April: Raúl Francesco Primatesta, Erzbischof von Córdoba und Kardinal
- 14. April: Karel Berman, tschechischer Komponist und Opernsänger († 1985)
- 16. April: Liesel Christ, Frankfurter Volksschauspielerin († 1996)
- 16. April: Merce Cunningham, US-amerikanischer Tänzer und Choreograf
- 18. April: John Taras, Choreograf und Ballettmeister († 2004)
- 21. April: Michael Thomas Mann, deutscher Musiker und Literaturwissenschaftler († 1977)
- 21. April: Licio Gelli, Gründer der Geheimloge Propaganda Due
- 21. April: Don Cornell, US-amerikanischer Sänger der 1940er und 1950er († 2004)
- 23. April: Silja Walter, Benediktinerin und Schriftstellerin
- 23. April: Yoshitaro Nomura, japanischer Filmregisseur († 2005)
- 24. April: César Manrique, Künstler, Architekt, Bildhauer und Umweltschützer von Lanzarote († 1992)
- 24. April: Axel von dem Bussche, Offizier des Heeres während des 2. Weltkrieges († 1993)
- 24. April: Wolfgang Panofsky, US-amerikanischer Teilchenphysiker
- 25. April: Heinz Wunderlich, deutscher Organist und Komponist
- 29. April: Alla Rakha, indischer Musiker (Tabla) († 2000)
- 1. Mai: John Meredyth Lucas, US-amerikanischer Drehbuchautor, Filmregisseur und Filmproduzent († 2002)
- 3. Mai: Pete Seeger, US-amerikanischer Folk-Musiker
- 5. Mai: Georgios Papadopoulos, griechischer Offizier und Politiker († 1999)
- 8. Mai: Lex Barker, US-amerikanischer Schauspieler († 1973)
- 8. Mai: Leon Festinger, US-amerikanischer Sozialpsychologe († 1989)
- 10. Mai: Daniel Bell (Soziologe), US-amerikanischer Soziologe
- 11. Mai: Dan O'Herlihy, irischer Schauspieler († 2005)
- 11. Mai: John Michael Hayes, US-amerikanischer Drehbuchautor
- 15. Mai: Eckhard Reith, ehemaliges CDU-Bundestagsmitglied
- 16. Mai: Albert Osswald, Ministerpräsident des Landes Hessen († 1996)
- 16. Mai: Liberace, US-amerikanischer Entertainer († 1987)
- 18. Mai: Margot Fonteyn de Arias, britische Tänzerin († 1991)
- 26. Mai: Rubén González, kubanischer Pianist († 2003)
- 30. Mai: Benno Hoffmann, deutscher Ballettmeister und Schauspieler († 2005)
- 3. Juni: Hans Reiser (Schauspieler), deutscher Schauspieler († 1992)
- 4. Juni: Fedora Barbieri, italienische Opernsängerin (Mezzosopran) († 2003)
- 8. Juni: Grete Wurm, deutsche Schauspielerin († 2002)
- 8. Juni: Erwin Lehn, deutscher Orchesterleiter
- 9. Juni: Gerd Oswald, deutscher Filmregisseur, Filmproduzent, Schauspieler und Drehbuchautor († 1989)
- 9. Juni: Isaak Boleslawski, sowjetischer Schachspieler († 1977)
- 12. Juni: Uta Hagen, deutsch-amerikanische Bühnenschauspielerin († 2004)
- 15. Juni: Phaolo-Giuse Pham Dinh Tung, Erzbischof von Hanoi und Kardinal der römisch-katholischen Kirche
- 15. Juni: Alberto Sordi, italienischer Filmschauspieler († 2003)
- 19. Juni: Mario Revollo Bravo, Erzbischof von Bogotá und Kardinal der römisch-katholischen Kirche († 1995)
- 19. Juni: Pauline Kael, Filmkritikerin († 2001)
- 19. Juni: Louis Jourdan, französischer Schauspieler
- 21. Juni: Paolo Soleri, italienischer Architekt
- 23. Juni: Gerda Gmelin, deutsche Schauspielerin († 2003)
- 23. Juni: Hermann Gmeiner, Gründer der SOS-Kinderdörfer († 1986)
- 24. Juni: Eugen Oker, deutscher Schriftsteller und Spielekritiker
- 29. Juni: Ernesto Corripio y Ahumada, römisch-katholischer Erzbischof und Kardinal
- 29. Juni: Slim Pickens, US-amerikanischer Filmschauspieler († 1983)
- 1. Juli: Hans Bender (Schriftsteller), deutscher Schriftsteller
- 2. Juli: Albert Batteux, französischer Fußballtrainer und Fußballspieler († 2003)
- 6. Juli: Oswaldo Guayasamín, ecuadorianischer Maler und Bildhauer († 1999)
- 8. Juli: Walter Scheel, deutscher Politiker, 1974–1979 Bundespräsident der BRD
- 13. Juli: David Nillo, US-amerikanischer Tänzer, Choreograf und Arrangeur († 2005)
- 16. Juli: Hermine Braunsteiner-Ryan, Aufseherin in den KZs Ravensbrück und Majdanek († 1999)
- 16. Juli: Edith Schneider, Schauspielerin und Synchronsprecheirn
- 16. Juli: Choi Kyu-ha, südkoreanischer Premierminister und Präsident
- 18. Juli: Josef Müller (CDU), deutscher Politiker († 1997)
- 19. Juli: Robert Pinget, Schweizer Schriftsteller († 1997)
- 20. Juli: Edmund Hillary, Bergsteiger, Expeditionsleiter
- 24. Juli: Ferdi Kübler, Schweizer Radrennfahrer
- 26. Juli: James Lovelock, Chemiker, Mediziner, Biophysiker und Erfinder
- 26. Juli: Elinborg Lützen, erste färöische Grafikerin († 1995)
- 26. Juli: Angelo Felici, Kardinal
- 31. Juli: William F. Quinn, erster Gouverneur von Hawaii
- 31. Juli: Primo Levi, italienischer Schriftsteller und Chemiker († 1987)
- 4. August: Emmy Lopes Dias, niederländische Schauspielerin († 2005)
- 6. August: Pauline Betz, ehemalige Tennisspielerin
- 8. August: Dino De Laurentiis, italienischer Filmproduzent
- 9. August: Joop den Uyl, niederländischer Politiker († 1987)
- 11. August: Ginette Neveu, französische Violinistin († 1949)
- 13. August: George Shearing, Jazzpianist
- 14. August: Ingrid Leodolter, österreichische Politikerin und Gesundheitsministerin (1971–1979) († 1986)
- 21. August: Tommy Reilly, kanadischer Musiker († 2000)
- 24. August: Egon Hartmann, deutscher Architekt und Stadtplaner
- 24. August: Niels Viggo Bentzon, ein dänischer Komponist und Pianist († 2000)
- 24. August: Benny Moré, kubanischer Sänger († 1963)
- 25. August: George Wallace, Gouverneur von Alabama († 1998)
- 28. August: Godfrey Hounsfield, englischer Elektrotechniker († 2004)
- 29. August: János Rácz, Mathematiker, Lehrer, Author († 2005)
- 30. August: Wolfgang Wagner, deutscher Regisseur und Festspielleiter
- 30. August: Jiří Orten, tschechischer Dichter († 1941)
- 2. September: Karl-Ernst Maedel, Journalist († 2004)
- 2. September: Lance Macklin, Rennfahrer († 2002)
- 4. September: Howard Morris, US-amerikanischer Komiker († 2005)
- 5. September: Albert Häberling, Schweizer Komponist und Dirigent
- 6. September: Trudi Gerster, Märchenfee der deutsche Sprache|deutschsprachigen Schweiz
- 7. September: Michael Guttenbrunner, österreichischer Dichter und Schriftsteller († 2004)
- 7. September: Andreas Maurer (Politiker), österreichischer Politiker und Landeshauptmann von Niederösterreich
- 8. September: Maria Lassnig, Künstlerin
- 11. September: Ota Šik, tschechisch-Schweizer Wirtschaftswissenschaftler und Maler († 2004)
- 15. September: Fausto Coppi, italienischer Radrennfahrer († 1960)
- 16. September: Sven-Erik Bäck, schwedischer Komponist († 1994)
- 17. September: Horst Krüger, deutscher Schriftsteller († 1999)
- 18. September: Marga Petersen, deutsche Leichtathletin und Olympiateilnehmerin († 2002)
- 19. September: Alberic Schotte, belgischer Radrennfahrer († 2004)
- 19. September: Juan Barjola, spanischer Maler († 2004)
- 22. September: Franz Peter Wirth, deutscher Regisseur († 1999)
- 23. September: Heinz Kreutzmann, deutscher Politiker
- 24. September: Václav Nelhýbel, US-amerikanischer Komponist und Professor
- 27. September: James Hardy Wilkinson, Mathematiker († 1986)
- 28. September: Helmut Pigge, Philosoph, Dramaturg und Spielleiter
- 29. September: Margot Hielscher, deutsche Sängerin und Filmschauspielerin
- 1. Oktober: Hans Schiefele, deutscher Journalist und Sportfunktionär († 2005)
- 2. Oktober: Alfred Mallwitz, deutscher Bauforscher und Architekt und Archäologe († 1986)
- 3. Oktober: Jean Lefebvre, französischer Schauspieler († 2004)
- 3. Oktober: James M. Buchanan, Nobelpreisträger für Wirtschaftswissenschaften
- 7. Oktober: Annemarie Renger, deutsche Politikerin
- 11. Oktober: Art Blakey, US-amerikanischer Schlagzeuger († 1990)
- 12. Oktober: Gerhard Kienbaum, deutscher Politiker († 1998)
- 13. Oktober: Hans Hermann Groër, römisch-katholischer Bischof, Kardinal († 2003)
- 17. Oktober: Zhao Ziyang, Politiker der Volksrepublik China († 2005)
- 18. Oktober: Pierre Trudeau, kanadischer Politiker (Ministerpräsident) († 2000)
- 18. Oktober: Anita O'Day, US-amerikanische Jazzsängerin
- 22. Oktober: Doris Lessing, britische Schriftstellerin
- 22. Oktober: Walter Bauer, deutscher Politiker
- 23. Oktober: Manolis Andronikos, griechischer Archäologe († 1992)
- 25. Oktober: Beate Uhse, deutsche Pilotin und Günderin des gleichnamigen Sex-Shops († 2001)
- 26. Oktober: Mohammad Reza Pahlavi, Schah von Persien († 1980)
- 28. Oktober: Johannes Braun, deutscher Bischof der Apostolischen Administratur Magdeburg († 2004)
- 28. Oktober: Bernhard Wicki, österreichischer Schauspieler und Filmregisseur († 2000)
- 29. Oktober: Alexandre Hay, Schweizer Anwalt († 1991)
- 1. November: Hermann Bondi, britischer Mathematiker und Kosmologe († 2005)
- 3. November: Joachim Seyppel, deutscher Schriftsteller und Literaturwissenschaftler
- 5. November: Félix Gaillard, ehemaliger französischer Premierminister († 1970)
- 6. November: Emil Bücherl, deutscher Wissenschaftler und Herzchirurg († 2001)
- 7. November: Helmuth Hoffmann, deutscher Tischtennisspieler
- 9. November: Werner Eberlein, deutscher Kommunist und Politbüro-Mitglied († 2002)
- 10. November: Kurt Schmücker, deutscher Politiker († 1996)
- 10. November: Willi-Peter Sick, deutscher Politiker und MdB
- 10. November: Rudi Adams, deutscher Politiker und MdB
- 10. November: Michail Timofejewitsch Kalaschnikow, russischer Erfinder
- 11. November: Wolfgang Döring, deutscher Politiker († 1963)
- 14. November: Lisa Otto, deutsche Opern-Sopranistin
- 14. November: Günther Eckerland, deutscher Politiker
- 14. November: Veronica Lake, Hollywood-Schauspielerin († 1973)
- 14. November: Ludwig Mecklinger, Minister für Gesundheitswesen der DDR († 1994)
- 14. November: Stephan Koren, österreichischer Politiker († 1988)
- 16. November: Gemini Ganesan, indischer Schauspieler († 2005)
- 16. November: Christoph Probst, Mitglied der Weißen Rose († 1943)
- 20. November: Alan Brown, Formel-1-Rennfahrer († 2004)
- 20. November: Henryk Tomaszewski (Schauspieler), polnischer Schauspieler und Pantomime († 2001)
- 23. November: Jupp Schlaf, deutscher Tischtennisfunktionär und -spieler († 1989)
- 24. November: David Kossoff, Schauspieler († 2005)
- 26. November: Marie Schlei, deutsche Politikerin († 1983)
- 26. November: Ryszard Kaczorowski, letzter Staatspräsident von Polen im Exil
- 26. November: Vera Salvequart, Personal des Konzentrationslagers Ravensbrück († 1947)
- 27. November: Siegfried Naumann, schwedischer Komponist und Professor († 2001)
- 28. November: José María Pinilla Fábrega, 34. Staatspräsident von Panama († 1979)
- 29. November: Adolf Brockhoff, katholischer Priester († 1997)
- 3. Dezember: Hans Bunge, deutscher Dramaturg, Regisseur und Autor († 1990)
- 3. Dezember: Helmut Wunderlich, Minister für Allgemeinen Maschinenbau der DDR († 1994)
- 4. Dezember: Heinz Spundflasche, deutscher Fußballspieler († 1972)
- 4. Dezember: Inder Kumar Gujral, Premierminister von Indien
- 5. Dezember: Hennes Weisweiler, deutscher Fußballtrainer († 1983)
- 6. Dezember: Gideon Klein, Komponist († 1945)
- 8. Dezember: Mieczysław Weinberg, russischer Komponist polnischer Abstammung († 1996)
- 9. Dezember: Ilse Decho, deutsche Glas- und Porzellangestalterin († 1978)
- 10. Dezember: Alexander Courage, US-amerikanischer Komponist, vor allem von TV- und Filmmusik
- 11. Dezember: Jockel Fuchs, deutscher Politiker und Oberbürgermeister von Mainz († 2002)
- 12. Dezember: Fritz Muliar, österreichischer Kammerschauspieler und Regisseur
- 12. Dezember: Hermann Neuberger, Präsident des deutscher Fußball-Bund|Deutschen Fußball-Bundes († 1992)
- 13. Dezember: Hans-Joachim Marseille, deutscher Jagdflieger, Hauptmann und Fliegerass im 2. Weltkrieg († 1942)
- 14. Dezember: Agnes Fink, deutsch-Schweizer Schauspielerin († 1994)
- 14. Dezember: Alfred Fischer (Richter), Richter am Bundesverwaltungsgericht († 2004)
- 15. Dezember: Gustav Niermann, deutscher Politiker († 1989)
- 17. Dezember: Tomáš Špidlík, Kardinal
- 19. Dezember: Edda Seippel, deutsche Schauspielerin († 1993)
- 19. Dezember: Giancarlo De Carlo, italienischer Architekt († 2005)
- 21. Dezember: Ove Sprogøe, dänischer Schauspieler, bekannt durch die Rolle des Egon Olsen († 2004)
- 21. Dezember: Ivan Blatný, tschechischer Dichter und Schriftsteller († 1990)
- 22. Dezember: Gerd Pfeiffer, Von 1977 bis 1987 Präsident des Bundesgerichtshofs
- 23. Dezember: Ludwig Poullain, Präsident des Deutschen Sparkassen- und Giroverbandes (DSGV)
- 24. Dezember: Pierre Soulages, französischer Maler und Grafiker

Gestorben

- 4. Januar: Georg von Hertling, deutscher Reichskanzler (
- 1843)
- 6. Januar: Theodore Roosevelt, Vizepräsident der USA (
- 1858)
- 8. Januar: Peter Altenberg, österreichischer Schriftsteller (
- 1859)
- 15. Januar: Rosa Luxemburg, Politikerin (
- 1871)
- 15. Januar: Karl Liebknecht, Politiker (
- 1871)
- 22. Januar: Carl Larsson, Künstler und gilt als bekanntester Maler Schwedens (
- 1853)
- 29. Januar: Franz Mehring, marxistischer Publizist und Politiker (
- 1846)
- 2. Februar: Xavier Leroux, französischer Komponist (
- 1863)
- 17. Februar: Wilfrid Laurier, kanadischer Premierminister (
- 1841)
- 21. Februar: Kurt Eisner deutscher Politiker und Schriftsteller (
- 1867)
- 22. Februar: Perito Moreno, argentinischer Geograph, Anthropologe und Entdecker (
- 1852)
- 25. März: 1931 gegründeten internationalen Dachverband wissenschaftlicher Gesellschaften und Akademien. 1998 wurde die Organisation zwar in International Council for Science umbenannt, das Kürzel ICSU wurde aber beibehalten, um Verwechslungen mit anderen Organisationen zu vermeiden. Das International Council for Science ist eine wissenschaftliche Nonprofit- und Nichtregierungs-Organisation, die sich laut Satzung zum Ziel gesetzt hat, die wissenschaftlichen und technologischen Aktivitäten weltweit, die Verstärkung der Forschungsressourcen sowie das Verständnis der Öffentlichkeit für Wissenschaft zu fördern. Dabei arbeitet das ICSU intensiv mit der UNO und anderen staatlichen und nichtstaatlichen Organisationen zusammen. Mitglieder sind 25 internationalen Vereinigungen, sowie 95 nationale Akademien. Als Vorstandsgremium wirkt das Executive Board, alle drei Jahre findet die General Assembly (Vollversammlung) der Mitglieder, die das ICSU vollständig finanzieren, statt.

Weblinks

- http://www.icsu.org Kategorie:Internationale Organisation Kategorie:Akademische Bildung

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

Planetoid

Als Asteroiden bezeichnet man kleine planetenähnliche Objekte, die sich in Keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. In der Terminologie der Astronomen wird ein Asteroid (sternähnliches Objekt) häufig als Kleinplanet oder Planetoid (planetenähnliches Objekt) bezeichnet. Bislang sind etwa 220 000 Asteroiden bekannt, wobei die tatsächliche Anzahl wohl in die Millionen gehen dürfte. Nur die wenigsten haben allerdings mehr als 100 km Durchmesser. Bis vor einigen Jahren war Ceres der größte bekannte Planetoid. Diesen Rang musste er inzwischen abgeben. Im Kuipergürtel wurden Objekte wie Quaoar (vorherige vorläufige Bezeichnung 2002 LM₆₀) mit 1250 km Durchmesser, Orcus (2004 DW) mit einem Durchmesser von 1600–1800 km und 2003 UB₃₁₃ mit 2500–3200 km Durchmesser gefunden. Jenseits des Kuipergürtels wurde Ende 2003 der etwa 1700 km große Asteroid Sedna (2003 VB₁₂) entdeckt. Weitere große Asteroiden sind Pallas, Vesta, Juno, Hebe, Iris, Hygeia, Parthenope, Eunomia, Arethusa und Astraea.

Die Geschichte der Asteroidenforschung

Bereits im Jahre 1760 entwickelte der deutsche Gelehrte Johann Daniel Titius eine einfache mathematische Formel (Titius-Bode-Reihe), nach der die Abstände der Planeten zueinander ins Verhältnis gesetzt werden. Die Reihe enthält jedoch eine Lücke, da zwischen Mars und Jupiter, im Abstand von 2,8 AE, ein Planet fehlt. Ende des 18. Jahrhunderts setzte eine regelrechte Jagd auf den unentdeckten Planeten ein. Das erste internationale Forschungsvorhaben wurde ins Leben gerufen, organisiert von Baron Franz Xaver von Zach, der seinerzeit an der Sternwarte Gotha tätig war. Der Himmel wurde in 24 Sektoren eingeteilt, die von Astronomen in ganz Europa systematisch abgesucht wurden. Für den Planeten hatte man bereits den Namen „Phaeton“ reservieren lassen. Fündig wurde man allerdings nicht. In der Neujahrsnacht des Jahres 1801 entdeckte der Astronom und Theologe Giuseppe Piazzi im Teleskop der Sternwarte von Palermo (Sizilien) bei der Durchmusterung des Sternbildes Stier einen schwachen Stern, der in keiner Sternkarte verzeichnet war. Piazzi hatte von dem Forschungsvorhaben gehört und beobachtete den Stern in den folgenden Nächten, da er vermutete, den gesuchten Planeten gefunden zu haben. Er sandte seine Beobachtungsergebnisse an Zach, wobei er das Objekt zunächst als neuen Kometen bezeichnete. Piazzi erkrankte und konnte seine Beobachtungen nicht fortsetzen. Bis zur Veröffentlichung von Piazzis Beobachtungen war viel Zeit vergangen. Der Himmelskörper war weiter in Richtung Sonne gewandert und konnte zunächst nicht wieder gefunden werden. Der Mathematiker Gauß hatte allerdings ein numerisches Verfahren entwickelt (unter Anwendung der Methode der kleinsten Quadrate), die es erlaubte, die Bahnen von Planeten oder Kometen anhand nur weniger Positionen zu bestimmen. Nachdem Gauss die Veröffentlichungen Piazzis gelesen hatte, berechnete er die Bahn des Himmelskörpers und sandte das Ergebnis nach Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers entdeckte das Objekt daraufhin am 31. Dezember 1801 wieder, dass schließlich den Namen Ceres erhielt. Im Jahre 1802 entdeckte Olbers einen weiteren Himmelskörper, den er Pallas nannte. 1803 wurde Juno, 1807 Vesta entdeckt. Bis zur Entdeckung des fünften Asteroiden, Astraea im Jahre 1847, vergingen fast 40 Jahre. Es folgten allerdings rasch weitere Entdeckungen, wie die Düsseldorfer Planetoiden, so dass im Jahre 1890 etwa 300 Asteroiden bekannt waren. Nach 1890 brachte die Einführung der Fotografie in die Astronomie wesentliche Fortschritte. Die Asteroiden, die bis dahin mühsam durch den Vergleich von Teleskopbeobachtungen mit Himmelskarten gefunden wurden, verrieten sich nun durch Lichtspuren auf den fotografischen Platten. Durch die im Vergleich zum menschlichen Auge höhere Lichtempfindlichkeit der fotografischen Emulsionen konnten äußerst lichtschwache Objekte nachgewiesen werden. Durch den Einsatz der neuen Technik stiegt die Zahl der entdeckten Asteroiden rasch an. Die Einführung der CCD-Kameratechnik um 1990 und die Möglichkeiten der computerunterstützten Auswertung der elektronischen Aufnahmen bedeutete einen weiteren wesentlichen Fortschritt. Bislang sind etwa 220.000 Asteroiden katalogisiert worden. Ist die Bahn eines Asteroiden bestimmt worden, kann die Größe des Himmelskörpers aus der Untersuchung seiner Helligkeit und des Rückstrahlvermögens, der Albedo, ermittelt werden. Dazu werden Messungen im optisch sichtbaren Licht sowie im Infrarotbereich durchgeführt. Diese Methode ist mit Unsicherheiten verbunden, da die Oberflächen der Asteroiden chemisch unterschiedlich aufgebaut sind und das Licht unterschiedlich stark reflektieren. Genauere Ergebnisse können mittels Radarbeobachtungen erzielt werden. Dazu können Radioteleskope verwendet werden, die, als Sender umfunktioniert, starke Radiowellen in Richtung der Asteroiden aussenden. Durch die Messung der Laufzeit der von den Asteroiden reflektierten Wellen kann deren exakte Entfernung bestimmt werden. Die weitere Auswertung der Radiowellen liefert Daten zu Form und Größe. Regelrechte „Radarbilder“ lieferte beispielsweise die Beobachtung der Asteroiden Castalia und Toutatis. Eine Reihe von Asteroiden konnte mittels Raumsonden näher untersucht werden:
- Die Raumsonde Galileo flog auf ihrem Weg zum Planeten Jupiter im Jahre 1991 am Asteroiden Gaspra und 1993 an Ida vorbei.
- Die Sonde NEAR-Shoemaker flog 1997 an dem Asteroiden Mathilde vorbei und landete 2001 auf Eros.
- Die Sonde Deep Space 1 passierte 1999 den Asteroiden Braille in 26 km Abstand.
- Die Sonde Stardust zog 2002 in 3.300 km Entfernung am Asteroiden Annefrank vorbei.
- Die japanische Sonde Hayabusa ereichte 2005 den Asterioden Itokawa und soll von dort Gesteinsproben zur Erde transferieren.

Die Benennung der Asteroiden

Hauptartikel: Benennung von Asteroiden und Kometen Die Namen der Asteroiden setzen sich aus einer vorangestellten Nummer und einem Namen zusammen. Die Nummer gab früher die Reihenfolge der Entdeckung des Himmelskörpers an. Heute ist sie eine rein numerische Zählform, da sie erst vergeben wird, wenn die Bahn des Asteroiden gesichert ist (das Objekt ist jederzeit wieder auffindbar). Das kann durchaus auch erst Jahre nach der Erstbeobachtung erfolgen. Der Entdecker hat innerhalb von 10 Jahren nach der Nummerierung das Vorschlagsrecht für die Vergabe eines Namens. Dieser muss aber durch eine Kommission der Internationalen Astronomischen Union bestätigt werden, da es Richtlinien für die Namen astronomischer Objekte gibt. Dementsprechend existieren zahlreiche Asteroiden zwar mit Nummer, aber ohne Namen, vor allem in den oberen Zehntausendern. Neuentdeckungen, für die noch keine Bahn mit ausreichender Genauigkeit berechnet werden konnte, werden mit dem Entdeckungsjahr und einer Buchstabenkombination, beispielsweise 2003 UB₃₁₃, gekennzeichnet. Die Buchstabenkombination setzt sich aus dem ersten Buchstaben für die Monatshälfte (beginnend mit A und fortlaufend bis Y ohne I) und einem fortlaufenden Buchstaben zusammen. Wenn mehr als 24 Kleinplaneten in einer Monatshälfte entdeckt werden - was heute die Regel ist - beginnt die Buchstabenkombination von vorne, gefolgt von jeweils einer je Lauf um eins erhöhten laufenden Nummer. Der erste Asteroid wurde 1801 von Giuseppe Piazzi an der Sternwarte Palermo auf Sizilien entdeckt. Piazzi taufte den Himmelskörper auf den Namen Ceres Ferdinandea. Die römische Göttin Ceres ist Schutzpatronin der Insel Sizilien. Mit dem zweiten Namen wollte Piazzi König Ferdinand IV., den Herrscher über Italien und Sizilien ehren. Dies missfiel der internationalen Forschergemeinschaft und man ließ ihn weg. Die offizielle Bezeichnung des Asteroiden lautet demnach (1) Ceres. Bei den weiteren Entdeckungen wurde die Nomenklatur beibehalten und die Asteroiden wurden nach römischen und griechischen Göttinnen benannt; dies waren (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta ... (17) Thetis (der erste von 24 Düsseldorfer Planetoiden), (288) Glauke (der letzte der Düsseldorfer Planetoiden) und so weiter. Anfänglich galt auch das ungeschriebene Gesetz, dass Asteroiden stets weibliche Namen erhielten; dieses wurde erstmals beim Asteroiden (334) Chicago gebrochen. Als immer mehr Asteroiden entdeckt wurden, gingen den Astronomen die antiken Gottheiten aus. So wurden Asteroiden unter anderem nach den Ehefrauen der Entdecker, zu Ehren historischer Persönlichkeiten oder Persönlichkeiten des öffentlichen Lebens, Städten, Märchenfiguren und Gottheiten aus anderen Religionen benannt. Beispiele hierfür sind die Asteroiden Kleopatra, Albert, Annefrank, Jodiefoster, Lutetia, Rumpelstilz, Varuna, Quaoar und Sedna. Diese Praxis trieb Blüten. So ist beispielsweise der 1935 entdeckte Planetoid Haremari