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Orion (Sternbild)

Orion (Sternbild)

Das Sternbild des Himmelsjägers Orion (Ori) liegt zwischen Fluss Eridanus und dem Einhorn auf dem Himmelsäquator. Daher ist Orion von Spätherbst bis Frühlingsanfang auf beiden Erdhälften zu sehen. Es ist aufgrund seiner Vielzahl heller Sterne und einprägsamen Anordnung das auffallendste Sternbild des Winterhimmels.

Beschreibung

Die Hauptsterne im Sternbild des Orion sind Beteigeuze (Bestandteil des Winterdreiecks), Rigel (Eckpunkt des Wintersechsecks) und Bellatrix. Alnitak, Alnilam und Mintaka (ζ, ε und δ) bilden den Gürtel des Orion (auch Jakobsstab oder Jakobsleiter genannt). Diese drei Gürtelsterne dürften das Haupterkennungsmerkmal des Orion sein; sie liegen in dem großen, hellen offenen Sternhaufen Cr 70. Abgesehen von Beteigeuze weisen die Hauptsterne alle ein ähnliches Alter und ähnliche Zustandsgrößen auf, so dass sie möglicherweise zusammen entstanden sind. Besonders auffällig ist der auch mit bloßem Auge sichtbare Orionnebel M 42, der flächenhellste Emissionsnebel, in dem die Entstehung von neuen Sternen zu beobachten ist. Er umgibt die Sterne θ¹ Ori (das Trapez) und θ² Ori in der Mitte des »Schwertgehänges«. Er stellt allerdings nur die leuchtende Spitze eines enormen Wolkenkomplexes interstellarer Materie dar, der sich von uns weg erstreckt und das gesamte Sternbild durchzieht. Direkt nördlich von M 42 befindet sich der gelegentlich als kleiner Orionnebel oder auch de Mairans Nebel bezeichnete Emissionsnebel M 43, der ein Teil des Orionnebels ist. Als »Schwertgehänge« wird dabei die Kette von Sternen bezeichnet, die sich von Norden nach Süden aus 45 Ori, θ Ori und ι Ori zusammensetzt. Nördlich von ihr liegt der offene Sternhaufen NGC 1981. Der etwa 8° lange Bogen der schwächeren Sterne π1, π2, π3, π4, π5 und π6 Orionis wird in verschiedenen alten Darstellungen mal als Keule, als Bogen, oder, bei Albrecht Dürer, als Umhang interpretiert. Der Stern Heka, λ Ori, der Orions Kopf markiert, befindet sich in dem offenen Sternhaufen Cr 69. Etwa ein halbes Grad südlich des linken Gürtelsterns Alnitak befindet sich der berühmte Pferdekopfnebel B 33, eine Dunkelwolke, die sich deutlich vor dem Emissionsnebel IC 434 abzeichnet. Im Orion befindet sich auch der riesige Emissionsnebel Barnard's Loop, der sich in einem weiten Bogen von etwa 12° Durchmesser von Norden her um die Gürtelsterne zieht und im Süden bis nahe Rigel reicht.

Geschichte

Aufgrund seiner Auffälligkeit wurden der Konstellation von altertümlichen Völkern verschiedenste Bedeutungen zugeschrieben. Die Sumerer sahen darin ein Schaf. Bei ihnen war Beteigeuze, der aus dem Arabischen mit »Achsel« übersetzt wird, die »Achsel des Schafs«. Im alten China ist sie eines der 28 chinesischen Tierzeichen, der Xiu 宿. Sie wird als Shen 參 bezeichnet, was »drei« bedeutet und wahrscheinlich von den drei Gürtelsternen herrührt. Bei den Ägyptern sah man darin eine Widerspiegelung ihres Gottes Osiris. Bei den Wikingern fand sich oft die Interpretation des Gottes Thor der durch einen Fluß watet und den Gott Loki an seinem Gürtel hängend hinüber zieht .

Mythologie

Der Name des Sternbildes bezieht sich auf den großen Jäger Orion aus der griechische Mythologie, von dessen Lebensgeschichte es allerdings verschiedene Versionen gibt. In einer davon brüstet Orion sich, der beste Jäger der Welt zu sein, was ihm von Zeus Ehefrau Hera verübelt wird. Sie schickt einen Skorpion aus, der Orion einen tödlichen Stich zufügt. Zeus versetzt daraufhin beide an den Himmel. Wenn das Sternbild Skorpion im Osten aufgeht, muss Orion den Himmel im Westen verlassen. Dadurch stehen die beiden Rivalen niemals zusammen am Himmel. Möglicherweise ist der Name des Sternbilds älter, als die griechische Mythologie selbst. So wird bisweilen die Vermutung geäußert, der Name leite sich vom Akkadischen Uru-anna, »Licht des Himmels«, ab und sei später von den Griechen übernommen worden. Orion wird in Horaz' Oden, Homers Odyssee und Ilias sowie in Vergils Aeneis erwähnt.

Himmelsobjekte

Aeneis

Benannte Sterne

Doppelsterne

Veränderliche Sterne

Messier- und NGC-Objekte

Weblinks


- [http://www.astropix.com/HTML/B_WINTER/ORION.HTM Foto des Sternbilds] von Jerry Lodriguss (engl.) Siehe auch: Sternbenennung, scheinbare Helligkeit (Größe) Kategorie:Anerkanntes Sternbild ja:オリオン座 ko:오리온자리 th:กลุ่มดาวนายพราน

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

Einhorn (Sternbild)

Das Einhorn ist ein Sternbild am Himmelsäquator und ist daher von der ganzen bewohnten Welt aus zu sehen, hat jedoch nur lichtschwache Sterne. Es enthält die offenen Sternhaufen M50, NGC 2232, NGC 2236, NGC 2251, NGC2250, NGC 2254, NGC 2264, NGC 2269, NGC 2286, NGC 2335 NGC 2343 und NGC 2353. Ein weiteres bemerkenswertes Objekt ist der Rosettennebel. Benannte Sterne:
- Lukida, α Mon Kategorie:Anerkanntes Sternbild ja:いっかくじゅう座 ko:외뿔소자리 th:กลุ่มดาวยูนิคอร์น

Himmelsäquator

Der Himmelsäquator ist der Großkreis auf der gedachten Himmelskugel, auf dem sie von der Ebene des Erdäquators geschnitten wird. Er hat die Deklination 0°. Da die Erdachse gegenüber der Ebene der Umlaufbahn der Erde um die Sonne, der Ebene der Ekliptik, um 23° 27' geneigt ist, schneidet der Himmelsäquator die Ekliptik unter eben diesem Winkel. Die beiden Schnittpunkte werden als Frühlings- bzw. Herbstpunkt bezeichnet, da sich in ihnen die Sonne zu den Tagundnachtgleichen in Frühling bzw. Herbst befindet. Siehe auch: Rektaszension 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

Beteigeuze

Beteigeuze, auch α Orionis genannt, ist ein Stern im Sternbild Orion. Er wird auch der Schulterstern des Orion genannt. Der Name stammt vom Arabischen Yad al-Jauza` (dt. "Armbeuge des Mittleren"), in Bezug auf das Sternbild Orion. Aufgrund der mit dem bloßen Auge erkennbaren roten Farbe wurde der Stern (wie auch der Planet Mars) mit dem Krieg in Verbindung gebracht. Da er der erste Stern des Orion ist, der über dem Horizont erscheint, wurde er in der Antike auch der "Ankündiger" genannt. Folgendes sind Bezeichnungen in verschiedenen Sprachen und Kulturkreisen:
- Al Dhira (der Arm),
- Al Mankib (die Schulter)
- Al Yad al Yamma (die rechte Hand)
- Ardra (Hindu),
- Bahu (Sanskrit),
- Bed Elgueze
- Beit Algueze
- Besn (Persisch) (der Arm),
- Beteigeuze
- Beteiguex
- Betelgeuze(Bet El-geuze),
- Betelgeza (Slowenisch),
- Betelguex
- Gula (Euphratisch),
- Ied Algeuze (Orions Hand),
- Klaria (Koptisch) (Ärmchen)
- Yedelgeuse

Daten

Beteigeuze ist ein Riesenstern und wird im Hertzsprung-Russell-Diagramm in die Klasse der roten Riesensterne eingeteilt. Beteigeuze ist etwa 800-mal so groß wie unsere Sonne und hat eine etwa 10.000-fach größere Leuchtkraft. Von der Erde aus gesehen ist Beteigeuze der zwölfthellste Stern. Beteigeuze ist von großem astronomischen Interesse. Sein Durchmesser war der erste, der mittels Interferometrie bestimmt wurde. Es stellte sich heraus, dass er zwischen 290.000.000 km und 480.000.000 km schwankt. Hierdurch schwankt auch Beteigeuzes Helligkeit zwischen +0,3 und +0,6 m mit einer halbregelmäßigen Periode von 2070 Tagen (μ-Cephei-Typ). Bei seiner größten Ausdehnung würde der Stern (im Sonnensystem gedacht) bis über die Umlaufbahn des Planeten Mars hinausgehen. Er ist der einzige Stern, der von der Erde aus mit derzeitiger Teleskoptechnik als Fläche sichtbar ist. Harvard Revised Number: HR 2061 Bonner Durchmusterung: +7 1055 Henry-Draper-Katalog Number: HD 39801 Smithsonian Astrophysical Observatory compendium SAO-Katalog Number: SAO 113271

Zukunft als Supernova

Nach gängiger Meinung der Astronomen wird Beteigeuze als Supernova enden. Über den Zeitraum, in welchem dieses Ereignis zu erwarten ist, gehen die Meinungen auseinander: manche erwarten es innerhalb der nächsten 1.000 Jahre, andere frühestens in 100.000 Jahren. Sowie dieser Fall eintritt, wird die Supernova jedoch auf der Erde unübersehbar sein und würde über das ganze Firmament strahlen. Bei roten Riesen des Typs Beteigeuze kann man bei einer Supernova durchschnittlich von einer 16.000-fachen Steigerung der Leuchtkraft ausgehen. Beteigeuze erstrahlt derzeit mit ca. 0,5mag am Sternenhimmel, bei einer Supernova würde die scheinbare Helligkeit - 9,5 bis -10,5mag erreichen, entsprechend einer absoluten Helligkeit von -15.1 bis -16.1. Dies entspricht in etwa der Leuchkraft eines Halbmondes am Himmel. Nach anderen Quellen erreichen Supernova-Ausbrüche sterbender Riesensterne sogar absolute Helligkeiten um -17 bis -18, gelegentlich (vor allem bei Sternen mit sehr großem Radius) auch darüber. In letzterem Fall würde die Supernova sogar die Helligkeit des Vollmondes erreichen. Siehe auch:
- Liste der Sterne Kategorie:Individueller Stern erster Größe und heller ja:ベテルギウス

Winterdreieck

Das Winterdreieck ist die im Winter auf der nördlichen Hemisphäre sichtbare Anordnung der drei hellen Sterne Sirius, Prokyon und Beteigeuze in Form eines gedachten Dreiecks. Es verbindet die Sternbilder Großer Hund, Kleiner Hund und den markanten Orion. Siehe auch:
- Sommerdreieck Kategorie: Sternbild ja:冬の大三角形

Rigel

Rigel ist der hellste Stern im Sternbild Orion, der siebthellste des Himmels. Sein Name kommt vom arabischen Rijl Jauza al-Yusra und bedeutet »linker Fuß des Mittleren«. Obwohl er in der Astronomie als β Orionis bezeichnet wird, ist er in Wahrheit heller als α Orionis (Beteigeuze). Er ist Teil des Wintersechsecks. Seine Entfernung beträgt zwischen 700 und 900 Lichtjahren; der Hipparcos-Satellit maß sie mit 773 Lichtjahren, bei derartigen Entfernungen ist der Fehlerbereich allerdings recht groß. Rigel ist ein Überriese mit Spektralklasse B8 und Leuchtkraftklasse Ia und strahlt mit etwa der 62.000-fachen Leuchtkraft der Sonne, seine absolute Helligkeit beträgt -7,1m. Damit ist er mit Abstand der hellste Stern in unserer Region der Milchstraße. Aufgrund seiner Entfernung besitzt er eine scheinbare Helligkeit von 0,12m. Er weist dabei eine gewisse Veränderlichkeit in seiner Helligkeit auf, in der schwach ausgeprägten, unregelmäßigen Art, wie sie typisch für Überriesen ist. Diese Amplitude entspricht wegen der logarithmischen Definition der scheinbaren Helligkeit etwa 30 Prozent des Gesamtlichtes in einem mittleren Zeitraum von 25 Tagen. Man nimmt an, dass Rigel ein Dreifachsystem ist, in dem der Hauptstern Rigel A von zwei kleineren Begleitern, Rigel B und C, in 2000 AE Entfernung umkreist wird. B und C sollen wiederum einander in 28 AE Entfernung umkreisen. In kleinen Fernrohren können die Sterne Rigel B und C nicht getrennt werden. Allerdings kann man Rigel A von Rigel B/C trennen. Der Winkelabstand zwischen dem 0,12m hellen Rigel A und den nur 6,8m hellen Rigel B/C-System beträgt 9,5" und der Positionswinkel 202°. Um Rigel B/C zu erkennen, muss ein Fernrohr von 6 Zentimeter Objektivöffnung verwendet werden. Rigel befindet sich in einem Bereich, der reich an interstellarer Materie ist, und bringt aufgrund seiner Leuchtkraft mehrere Staubwolken zum Leuchten. Eine davon ist der Hexenkopfnebel mit der Bezeichnung IC 2118. Rigel wird auch mit dem Orionnebel M 42 in Verbindung gebracht, der zwar in derselben Himmelsregion steht, aber etwa doppelt so weit entfernt liegt. Verfolgt man jedoch Rigels räumliche Bewegung entsprechend seines angenommenen Alters zurück, so kommt man nahe an den Nebel heran. Daher wird Rigel gelegentlich als entferntes Mitglied der Orion-OB1-Sternassoziation angesehen, einer lockeren Ansammlung von Sternen der Spektraltypen O und B, zu der auch eine Reihe anderer heller Sterne des Orions gehören. Häufiger wird Rigel allerdings als Mitglied der Taurus-Orion-R1-Sternassoziation betrachtet und die Orion-OB1-Sternassoziation den räumlich näher bei ihr liegenden Sternen vorbehalten. Siehe auch: Sternbenennung Siehe auch: Liste der Sterne

Weitere Bedeutung

Argentinische Höhenforschungsrakete, Rigel (Rakete)

Weblinks


- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-id.pl?protocol=html&Ident=Rigel&NbIdent=1&Radius=10&Radius.unit=arcmin&CooFrame=FK5&CooEpoch=2000&CooEqui=2000&output.max=all&o.catall=on&output.mesdisp=N&Bibyear1=1983&Bibyear2=2004&Frame1=FK5&Frame2=FK4&Frame3=G&Equi1=2000.0&Equi2=1950.0&Equi3=2000.0&Epoch1=2000.0&Epoch2=1950.0&Epoch3=2000.0 Astronomische Daten zu Rigel (SIMBAD)]
- http://www.extrasolar-planets.com/astronomie/rigel.php extrasolar-planets.com - Rigel (dt.) Kategorie:Individueller Stern erster Größe und heller ja:リゲル

Wintersechseck

Das Wintersechseck ist eine markante Sternenkonstellation am nördlichen Sternenhimmel. Es ist kein Sternbild im Sinne der IAU. Es besteht aus den Sternen
- Capella im Fuhrmann
- Aldebaran im Stier
- Rigel im Orion
- Sirius im Großen Hund
- Prokyon im Kleinen Hund
- Pollux in den Zwillingen. Von Mitteleuropa aus ist das Wintersechseck in den Monaten Januar bis März gegen 22 Uhr MEZ über dem Südhorizont zu sehen. Sternbildnamen weiß, Sternnamen rot, Sternbildlinien violett, Formationslinien gelb Das Sechseck ist nicht regelmäßig, außerdem sind Kastor und Pollux fast gleich hell. Ebenso erscheinen auch die Sterne im Orion sehr hell. Im Vergleich zum Sommerdreieck, Herbstviereck oder Frühlingsdreieck ist diese Formation daher vielleicht etwas "hingebogen", aber gerade in der Großstadt mit Lichtverschmutzung durch Straßenbeleuchtung ist das Sechseck sehr markant und gut zu erkennen. Kategorie:Asterismus

Alnitak

Alnitak ist die Bezeichnung für den Stern ζ Orionis (Zeta Orionis), den östlichsten Gürtelstern im Orion. Der Name (arab.) bedeutet "Gürtel" (dessen östliches Ende). Alnitak hat eine scheinbare Helligkeit von +1,78 mag und gehört der Spektralklasse O9 an. Die Entfernung von Alnitak beträgt ca. 817 Lichtjahre (Hipparcos Datenbank). Alnitak hat in einem Winkelabstand von 2,3" bei einem Positionswinkel von 165 Grad einen Begleiter der Helligkeit +4,0 mag ( Spektraltyp B0). Dieser Stern ist in Fernrohren ab etwa 8 Zentimeter Objektivöffnung zu sehen. Koordinaten (Äquinoktium 2000)
- Rektaszension 5h40m46s
- Deklination -1°56'34" Kategorie:Individueller Stern zweiter Größe ja:アルニタク

Mintaka

Mintaka (Mintika) (arab. "Gürtel" [dessen westliches Ende]) ist die Bezeichnung des Sterns δ Orionis (Delta Orionis) im Sternbild Orion. Er bildet zusammen mit den Sternen Alnitak und Alnilam den Gürtel des Sternbildes Orion. Die Helligkeit von Mintaka beträgt +2,23 mag. Mintaka ist vom Spektraltyp B0 (Morgan-Keenan: O9.5II). Die Entfernung beträgt ca. 916 Lichtjahre. Mintaka ist ein Doppelsternsystem vom Typ Algol. Koordinaten (Äquinoktium 2000.0)
- Rektaszension: 05h 32m 0.4s
- Deklination: -0° 17' 57" Harvard Revised Number: HR 1852 Bonner Durchmusterung: +0 983 Henry-Draper-Katalog Number: HD 36486 Smithsonian Astrophysical Observatory compendium SAO-Katalog Number: SAO 132220 Kategorie:Individueller Stern ja:ミンタカ

Offener Sternhaufen

Als offene Sternhaufen (oder galaktische Haufen) werden Ansammlungen von etwa 20 bis zu einigen Tausend Sternen bezeichnet, deren Konzentration im Haufenzentrum relativ gering ist. Doch heben sie sich deutlich vom Sternhintergrund ab. Engere Ansammlungen werden als Kugelsternhaufen bezeichnet.

Entstehung und Entwicklung

Sternhaufen entstehen aus molekularen Wolken, die sich an einigen Stellen langsam zu Sternen verdichten. In der Folge sind die Mitglieder eines Haufens etwa gleichalt. Sie kommen im Inneren von Galaxien vor. Durch die Gravitation werden die Sterne des Haufens zusammengehalten. Je enger die Sterne beisammen sind, desto stabiler ist ein Haufen. Die Gravitationswirkung anderer Sterne sowie die Eigenbewegung der Sterne im Haufen bewirken mit der Zeit eine Auflösung. Die typische Lebensdauer von offenen Sternhaufen beträgt ein bis zwei Milliarden Jahre.

Beispiele

Zwei bekannte, mit bloßem Auge gut sichtbare offene Sternhaufen sind die Plejaden (Siebengestirn) und die Hyaden, beide im Sternbild Stier. Gerade noch freiäugig als Nebelfleckchen erkennbar ist auch die Praesepe im Krebs und der Doppelsternhaufen h Persei und Chi Persei zwischen Perseus und Cassiopeia. Das Siebengestirn (Plejaden) besitzt im Inneren einige Gasnebel, die durch das Licht mehrerer heißer Sterne zu blauem Leuchten angeregt werden. Die Hyaden gaben 1913 den Anstoß zur Entdeckung des Hertzsprung-Russell-Diagramms - denn durch ihre fast gleiche Entfernung ist die Leuchtkraft jedes Sterns aus seiner Helligkeit bestimmbar. Die Durchmesser offener Sternhaufen schwanken zwischen 1 und 10 pc, die Massen zwischen 100 und 10.000 Sonnenmassen. In unserer Milchstraße kennt man bereits über tausend, doch gehen die Schätzungen bis 15.000 Haufen. Weitere Beispiele, siehe :Kategorie:Individueller offener Sternhaufen. Siehe auch: Astronomisches Objekt, Galaxis, Sternentwicklung Kategorie:Sternhaufen ja:散開星団

Orionnebel

Der Orionnebel (auch Messier 42 und NGC 1976) ist ein Emissionsnebel im Sternbild Orion. Dank seiner scheinbaren Helligkeit von 4,0m und seiner verhältnismäßig großen Ausdehnung am Himmelsgewölbe ist er mit bloßem Auge als Teil des 'Schwertes' des Orion sichtbar. Der Orionnebel ist eines der aktivsten Sternentstehungsgebiete in der galaktischen Nachbarschaft der Sonne. Die Entfernung von unserem Sonnensystem beträgt ca. 460 Parsec (1500 Lichtjahre), der Durchmesser ca. 7,5 Parsec (25 Lichtjahre). Schon die mittelalterlichen arabischen Astronomen beobachteten den Orionnebel und gaben ihm den Namen "Na'ir al Saif" Am besten kann man den Orionnebel im Winter beobachten, wenn er spät am Abend aufgeht und bis zum Morgendämmern am Himmel steht. Der Nebel erschließt sich schon mit einem kleinen Teleskop und 30facher Vergrößerung dem Betrachter. Ein größeres Instrument bringt Strukturen in die Wolken. Die in den Aufnahmen abgebildeten äußeren roten Nebelfelder kann man im Allgemeinen nicht sehen, da sie zu lichtschwach sind. Mit einem Fotoapparat und einem Standardobjektiv kann man den Nebel aufnehmen und die roten Wolken als kleine Flecken auf dem Bild sehen. der US-amerikanische Astronom Edward Singleton Holden schrieb Ende des 19. Jahrhunderts eine Arbeit, in der er nachwies daß der Orionnebel seit Mitte des 18. Jahrhunderts wohl nicht seine Form, jedoch seine Helligkeit geändert habe. Koordinaten (Äquinoktium 2000.0)
- Rektaszension: 5h35m24s
- Deklination: -05°27'

Weblinks

[http://www.seds.org/messier/m/m042.html M42 bei SEDS] Kategorie:Individueller astronomischer Nebel ja:オリオン大星雲

Messier-Katalog

Der Messier-Katalog ist eine Auflistung von 110 astronomischen Objekten, hauptsächlich Galaxien, Sternhaufen und Nebel.

Geschichte

Die Objekte des Katalogs wurden zwischen 1764 und 1782 von Charles Messier, später vor allem mit Hilfe von Pierre Méchain, zusammengestellt und größtenteils auch entdeckt.

Hintergrund

Messier suchte den Nachthimmel systematisch nach Kometen ab. Dabei fand er immer wieder neblig aussehende Objekte, die Kometen ähnlich waren. Im Gegensatz zu den Kometen wiesen diese Objekte jedoch keine messbaren Eigenbewegungen auf und mussten sich somit weit außerhalb des Sonnensystems befinden. Um Verwechslungen auszuschließen, legte er daher einen Katalog mit nebligen Objekten an.

Chronologie

Das erste Objekt war der Krebsnebel (Crabnebel, Krabbennebel) im Sternbild Stier, der die Katalognummer M1 erhielt. Die weiteren Objekte wurden in der Reihenfolge ihrer Aufnahme in den Katalog durchnumeriert. Die Andromeda-Galaxie im Sternbild Andromeda hat zum Beispiel die Bezeichnung M31. Der eigentliche Katalog enthielt letztlich die Objekte M1-M103 und wurde in drei Teilen veröffentlicht: 1774 (M1-M45 in Mémoires de l'Academie 1771), 1780 (M1-M70 in Connaissance des Temps 1783) und 1781 (M1-M103 in Connaissance des Temps 1784). Heute umfasst der Messier Katalog noch zusätzlich die Objekte M104-M110. M104 wurde von Messier handschriftlich in sein eigenes Exemplar eingetragen. Die Objekte M105-M109 wurden von Méchain 1781 und 1782 entdeckt, und in einem Brief 1783 an Johann Bernoulli erwähnt (M108 und M109 wurden auch schon von Messier in seiner Beschreibung zu M97 erwähnt). M110 wurde schon 1773 von Messier entdeckt (aber aus unbekannten Gründen nie in seinen Katalog übernommen) und 1798 in einer seiner Veröffentlichungen beschrieben. Die "offiziellen" Einträge in den Messier Katalog nahmen zwischen 1921 und 1966 Historiker vor. Gerechtfertigt wird ein Messier Eintrag der Objekte M104-M110 u.a. damit, dass Messier vor hatte, eine vierte Version zu veröffentlichen, und es als sehr wahrscheinlich gilt, dass M104-M110 in dieser Version gewesen wären.

Bedeutung

Der Messier Katalog war nicht der erste seiner Art, er war jedoch der erste "brauchbare". Er hatte höchstens einen Fehleintrag (Messier 102, siehe dort) und nur zwei Einträge, die keine flächenhaften Objekte sind (Messier 40 und Messier 73). Da die Natur der Objekte des Katalogs zum Zeitpunkt der Erstellung nicht klar war, war er zusammen mit dem New General Catalogue Ausgangspunkt zur Erforschung von Galaxien, Nebeln und Sternhaufen. Auch heute noch sind die meisten Objekte des Katalogs vor allem unter ihren Messier-Nummern bekannt. Unter Amateurastronomen und in Volkssternwarten ist der Messier Katalog insbesondere beliebt, da die darin aufgeführten Objekte bereits mit relativ kleinen Teleskopen oder starken Ferngläsern beobachtet werden können (z.B. während eines sog. Messier-Marathons).

Der Katalog

Viele bekannte Nebel sind aber nicht im Messier-Katalog, weil sie zu lichtschwach sind. Zu ihnen gehören unter anderem der Pferdekopfnebel und einige hellere Galaxien des NGC- und IC-Katalogs. Allerdings wurden im Messier-Katalog auch keine Objekte südlich der Deklination -35 Grad berücksichtigt und auch einige hellere Objekte wie der Doppelsternhaufen h + Chi im Perseus und die Hyaden besitzen keine Eintragung im Messier-Katalog. Auch wurden einige Objekte von verschiedenen Astronomen (z.B. Wilhelm Herschel), unabhängig noch einmal entdeckt. Dies trifft insbesondere auf die letzten Messier Objekte zu, da sie nie offiziell von Messier veröffentlicht wurden.

Andere Kataloge von Gasnebeln, Sternhaufen und Galaxien


- NGC-Katalog
- Index-Katalog
- PGC (reiner Galaxienkatalog)

Weblinks


- [http://www.seds.org/messier/xtra/history/m-cat.html Originalkatalog]
- [http://www.astronomie-bilder.de/messier.html Kleiner Messierkatalog]
- [http://www.seds.org/messier/ Kleinbilder]
- [http://www.astronomie.de/galerie/projekte/messier/ Deutscher Messierkatalog]
- [http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/messiercat.html 2MASS Messier Katalog] Kategorie:Sternkatalog ja:á·¨)S

Emissionsnebel

Als Emissionsnebel (lat. emittere, »aussenden«) werden in der Astronomie Wolken interstellaren Gases (Nebel) bezeichnet, die selbst Licht in verschiedensten Farben emittieren. Damit unterscheiden sie sich von Reflexionsnebeln, die lediglich eingestrahltes Licht reflektieren. Die Energiequelle, die den Nebel zum Leuchten anregt, sind üblicherweise hochenergetische Photonen eines oder mehrerer benachbarter heißer Sterne. Zur Lichtaussendung durch die Atome des Nebelgases kommt es auf zweierlei Arten: # Ionisation und Rekombination: Atomen werden zunächst durch Photonen, deren Energie höher als die notwendige Ionisationsenergie ist, Elektronen entrissen; es entstehen Ionen und freie Elektronen. Dieser Vorgang wird auch Photoionisation genannt. Die freien Elektronen können anschließend von ionisierten Atomen eingefangen werden (Rekombination), wobei die Elektronen ihre kinetische Energie in Form eines Photons wieder abgeben.
Dabei wird sich ein eingefangenes Elektron zunächst meist auf einer höheren als der energetisch niedrigsten, nicht vollbesetzten Elektronenschale aufhalten, wodurch sich das Atom in einem angeregten Zustand befindet. Nach kurzer Zeit wird es aber auf eine niedrigere Schale springen und den Energieunterschied zwischen beiden Schalen in Form eines Photons charakteristischer Wellenlänge und Energie abgeben. Dies wird solange fortgesetzt, bis der Grundzustand erreicht ist, in dem zu keiner niedrigeren Schale mehr gesprungen werden kann. # Anregungszustände: Ein an ein Atom gebundenes Elektron wird durch ein Photon bestimmter Energie nur auf eine höhere Elektronenschale, in einen energetisch höheren Zustand angehoben. Die Photonenenergie muss dabei genau dem Energieunterschied zwischen ursprünglicher und höherer Schale entsprechen und kann auch durch das Zusammenwirken von mehreren Photonen aufgebracht werden. Das Zurückspringen, möglicherweise in mehreren Schritten, erfolgt wie bei der Rekombination. Diese Mechanismen bewirken, dass die Spektralanalyse von Emissionsnebeln keine reine Kontinuumstrahlung zeigt, sondern diskrete, stärkere Emissionslinien auftreten. Die Sterne, die für das Leuchten der Emissionsnebel verantwortlich sind, sind meist heiße, junge Sterne der Spektralklassen O, B oder A, da nur sie die notwendige Energie abstrahlen können. Meist handelt es sich bei den Nebeln um die Überreste der Gaswolken, aus denen diese Sterne entstanden sind. Diese Art von Emissionsnebeln sind häufig H-II-Gebiete, d. h. Gebiete, in denen Wasserstoff ionisiert vorkommt. Ebenfalls zu den Emissionsnebeln gehören prinzipbedingt die planetarischen Nebel, bei denen allerdings ein heißer weißer Zwerg, also der Überrest eines Sterns, für die Erleuchtung sorgt. Hier besteht der Nebel aus den abgestoßenen äußeren Gashüllen des früheren Sterns. Die Farbe des Nebels hängt von seiner chemischen Zusammensetzung und von der Energie des eingestrahlten Lichts ab. Wegen der Häufigkeit von Wasserstoff im interstellaren Gas und seiner relativ niedrigen Ionisationsenergie leuchten viele Nebel mit dem für ihn charakteristischen Rot bei einer Wellenlänge von 656,2 nm. Steht noch mehr Energie zur Verfügung, ist es auch möglich, dass andere Elemente ionisiert werden, und Nebel mit grüner und blauer Farbe entstehen. Aus dem Spektrum eines Nebels können Astronomen die enthaltenen Elemente bestimmen. Die meisten Emissionsnebel bestehen zu 90% aus Wasserstoff, des Weiteren aus Helium, Sauerstoff, Stickstoff und anderen Elementen. Schöne Beispiele für Emissionsnebel sind der Lagunennebel M 8 und der Orionnebel M 42. Emissionsnebel enthalten oftmals dunklere Regionen, wo dichte Staubwolken, so genannte Dunkelwolken, kein Licht hindurchlassen. Solche Kombination von Emissionsnebeln und Dunkelwolken ergeben interessant aussehende Objekte, deren Form häufig die Namensgebung beeinflusste, so z. B. beim Konusnebel NGC 2264. Emissions- und Reflexionsnebel können häufig zusammen beobachtet werden und werden manchmal zusammengefasst als diffuse Nebel bezeichnet. Beispiele dafür sind der Omeganebel M 17 und der Trifidnebel M 20. Siehe auch: Astronomische Objekte, Energieniveau Kategorie:Interstellare Materie

Interstellare Materie

Als interstellare Materie bezeichnet man die Materie im interstellaren Raum, die sich zwischen den Sternen innerhalb einer Galaxie befindet. Zum interstellaren Medium wird neben der interstellaren Materie auch die Elektromagnetische Strahlung und das Magnetfeld gezählt. Die interstellare Materie besteht aus neutralem und ionisiertem Gas sowie aus Staub. Sie spielt eine wesentlich Rolle in der Astrophysik, da aus interstellarer Materie Sterne entstehen, die mit Sternwinden und Supernovae aber auch wieder Materie in den interstellaren Raum abgeben. Sie verursacht die sogenannte interstellare Absorption und Verfärbung von Sternenlicht. Die Materie zwischen Galaxien gehört nicht zur interstellaren Materie und wird analog als intergalaktisches Medium bzw. Gas oder kurz IGM bezeichnet, entsprechend nennt man die Materie in der direkten Umgebung eines Sterns interplanetare Materie.

Zusammensetzung und Verteilung

Der Ursprung der interstellaren Materie liegt im Urknall, Sternwinden und Supernovaexplosionen, wobei sein Masseanteil in unserer Galaxis nur wenige Prozent beträgt. Sie besteht in der Milchstraße im Durchschnitt aus etwa 90% Wasserstoff, 10% Helium und Spuren schwererer Elemente, die in der Astronomie als Metalle bezeichnet werden, wobei 99% der Materie als Gas vorliegt und der Staubanteil etwa ein Prozent beträgt. Weder Dichte noch Temperatur der interstellaren Materie sind konstant, sie ist vielmehr sehr ungleichmäßig verteilt zwischen dichten Interstellaren Wolken und dünnen Blasen und Superblasen. Die Dichte schwankt zwischen 10-4 Atomen/cm3 in koronalem Gas und 105 Atomen/cm3 in Molekülwolken, der Temperaturbereich erstreckt sich von 20 bis 50 Kelvin in Molekülwolken bis zu mehreren Millionen Kelvin in koronalem Gas. Gewöhnlich werden anhand der gemessenen Temperaturen drei Phasen der interstellaren Materie unterschieden (nach McKee, Ostriker 1977):
- heiß - koronales Gas mit Temperaturen über eine Million Kelvin
- warm - Bereiche mit Temperaturen von einigen tausend Kelvin
- kalt - H-I-Gebiete und Molekülwolken mit Temperaturen von weniger als 100 Kelvin

Siehe auch


- Diffuser Nebel Kategorie:Interstellare Materie ja:星間物質

New General Catalogue

Hier wird der Katalog selbst beschrieben. Zum Inhalt des Katalogs siehe Liste der NGC-Objekte ---- NGC ist die Abkürzung für New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, einem Katalog von galaktischen Nebeln, Sternhaufen und Galaxien. __TOC__

Der Katalog

Der NGC wurde in den 1880er Jahren zusammengestellt und 1888 von Johan Ludvig Emil Dreyer veröffentlicht; vor allem nach Beobachtungen von Wilhelm Herschel. 1895 und 1908 wurde er erweitert um die beiden Index-Kataloge IC I und IC II. Der NGC enthält ca. 8000 Objekte, darunter auch die meisten des Messier-Katalogs. Im Unterschied zum Messier-Katalog sind die Objekte des NGC-Katalogs nach Rektaszension geordnet. Aufgrund der großen Anzahl enthält er auch einige kleinere Fehler, so sind z. B. einige Objekte mehrmals unter verschiedenen Katalognummern enthalten oder in einem der Index-Kataloge nochmals aufgenommen. Eine neuere Version des NGC ist der RNGC. In Dauerbeobachtung wird der Katalog vom NGC/IC Projekt (siehe Weblinks) verfeinert. Echte Nachfolger dieses Katalogs in Verbindung mit seiner Index-Katalog Erweiterung gibt es nicht. Seit dem frühen 20. Jahrhundert wurden Kataloge nur noch speziell für die einzelnen Objekttypen angelegt. Insbesondere existieren einige Galaxienkataloge. Der NGC wird gerne von Amateurastronomen verwendet, weil er viele Objekte enthält, die auch mit Amateurteleskopen noch beobachtet werden können.

Weblinks


- [http://www.seds.org/messier/xtra/ngc/ngcindex.html Verschiedene NGC Indices]
- [http://www.seds.org/~spider/ngc/ngc.html Interaktiver NGC Katalog]
- [http://www.ngcic.com/ Das NGC/IC Project]
- [http://www.klima-luft.de/steinicke/ngcic/history.htm Geschichte der NGC/IC Kataloge] Kategorie:Sternkatalog ja:ニュージェネラルカタログ

Albrecht Dürer

Albrecht Dürer (
- 21. Mai 1471 in Nürnberg; † 6. April 1528 ebenda) war Maler, Grafiker und Kunsttheoretiker von europäischem Rang. Dürer war ein großer Künstler zur Zeit des Humanismus und der Reformation.

Leben

Bis zur Selbständigkeit 1497

Reformation Albrecht Dürers Vater, der ebenfalls Albrecht hieß, kam 1455 aus Ungarn nach Nürnberg und übte hier den Handwerksberuf eines Goldschmieds aus. 1467 heiratete er Barbara Holper, die Tochter seines Nürnberger Meisters. Von den 18 Kindern dieser Ehe wurde Albrecht am 21. Mai 1471 als drittes Kind geboren. Seit 1475 lebte die Familie Dürer in einem eigenen Haus unterhalb der Burg (Burgstr.27: Eckhaus der Gasse unter der Vesten/(Obere) Schmiedgasse). In früher Jugend nahm ihn der Vater in seine Werkstatt, um ihn gleichfalls zum Goldschmied auszubilden. Aus diesen Lehrjahren stammen sein Brustbild, das er 1484 nach dem Spiegel auf Pergament zeichnete (jetzt in der Albertina in Wien) und eine Madonna mit zwei Engeln von 1485 (Berliner Kupferstichkabinett). Ende 1486 bis 1490 lernte und arbeitete er bei dem Nürnberger Maler Michael Wolgemut; Indizien sprechen dafür, dass Dürer an den Entwurfsarbeiten zur Schedelschen Weltchronik (erschienen 1493) beteiligt war. Daneben bildete sich Dürer auch anhand zeitgenössischer Kupferstiche (z. B. Martin Schongauer). Martin Schongauer Ostern 1490 bis Pfingsten 1494 begab sich Dürer auf Wanderschaft an den Oberrhein; der genaue Weg dieser ersten von drei größeren Reisen zeit seines Lebens ist unbekannt. Möglicherweise war er zunächst in den Niederlanden oder am Mittelrhein, bevor er sich 1492 im Elsaß aufhielt, wo er in Colmar nicht mehr den am 2. Februar 1491 verstorbenen Martin Schongauer antraf; dann wandte er sich nach Basel. 1494 heiratete er die wohlhabende und schöne Agnes Frey († 1539), eine Nürnberger Bürgerstochter. In der Folgezeit bis 1500 schuf er eine Serie von kleinen Landschaftsaquarellen mit Nürnberger Motiven bzw. mit Motiven von Stationen seiner Venedig-Reise, die er in der ersten Hälfte des Oktober 1494 antrat. Im Mai 1495 kehrte er zurück nach Nürnberg.

1497 bis 1505

Er machte sich 1497 selbständig. In diese erste Periode seines Künstlerlebens fallen vorwiegend Porträts und einige Selbstportäts: das Bildnis seines Vaters (1497) in London (National Gallery), sein Selbstporträt (1498) im Prado in Madrid, das des Lindauer Kaufmanns Oswald Krell (beschriftet "Oswolt Krel. 1499") in München (Bayerische Staatsgemäldesammlung), sein Selbstporträt (1500) ebenfalls in München, Bildnis Friedrichs des Weisen (1494/97) in der Berlin (Staatliche Museen Preußischer Kulturbesitz) u. a. Von 1500 stammt auch der kleine Christus am Kreuz in der Dresdener Galerie, ein Bildchen von unvergleichlicher Feinheit der Ausführung, und aus derselben Zeit ein Altarwerk ebenfalls in Dresden ("Die sieben Schmerzen Mariä" und Maria das Kind anbetend, Mitteltafel in München), der "Dresdner Altar" sowie der Altar in Ober-St.Veit bei Wien mit der Kreuzigung Christi. Die Haupttätigkeit widmete er jedoch dem Kupferstich und dem Vorlagenzeichnen für den Holzschnitt. Besonders den Kupferstich erprobte er schon sehr frühzeitig; das erste datierte Blatt ist von 1497, dem aber gewiss schon verschiedene vorangegangen waren. Aus dieser Zeit stammen ferner: die Offenbarung Johannis (1498), eine Folge von 16 Holzschnitten; Adam und Eva (1502), ein Kupferstich. Dürers Verbindung zum Humanismus kommt u.a. in den Illustrationen zur Conrad Celtis' Schrift "Quatuor libri Amorum (1502) zum Ausdruck, der seinerseits Dürer zuvor bereits als zweiten Apelles gepriesen hatte.

Reise nach Venedig (1505 bis 1506)

Conrad Celtis Im Jahr 1505 unternahm er eine zweite Reise nach Venedig, wo damals die größten Renaissancemaler der venezianischen Schule, Tizian, Giorgione, Palmavecchio tätig waren; vor allen aber beeindruckte ihn Giovanni Bellini, den er in einem Brief als den "pest in gemell" (Bester in der Malerei) pries. Wenn ihn sein ernstes Studium, sein Fleiß und seine Einsicht schon früher in der Heimat den Wert der Korrektheit der Zeichnung und eine wahre Naturauffassung schätzen lehrten, so sah er hier eine ungeahnte Kraft und Tiefe des Kolorits, die nachhaltig auf ihn einwirkten. Die deutschen Kaufleute zu Venedig bestellten für die Bartholomäuskirche ein großes Bild, das Rosenkranzfest, welches Kaiser Rudolf II. später für eine große Summe erwarb und von vier Männern nach Prag tragen ließ, wo es sich jetzt in der Národni Galerie (Nationalgalerie) befindet (zuvor im dortigen Kloster Strahow). Es stellt eine Krönung der Madonna durch zwei Engel dar. Die Jungfrau reicht dem Kaiser, das Christuskind dem Papst Rosenkränze, ebenso der heilige Dominik und mehrere Engel den Umstehenden. In dem durch Übermalung sehr verdorbenen Bild ist der venezianische Einfluss deutlich zu erkennen. Obgleich Dürer in Venedig hohe Anerkennung fand und der Rat von Venedig ihm einen Jahresgehalt von 200 Dukaten anbot, wenn er sich in der Stadt dauernd niederlassen wolle, trat er doch im Spätherbst 1506 die Rückreise in seine Vaterstadt an.

1506-1514

Ab 1509 ist Dürer Genannter des Größeren Rats in Nürnberg und so kann man davon ausgehen, dass er maßgeblich an der Planung künstlerischer Projekte der Stadt beteiligt war.

Gemälde

1506 1506 Von den ersten Werken Dürers nach seiner Rückkunft von Italien sind zu nennen: das Bildnis eines jungen Mannes (1507) im Kunsthistorischen Museum in Wien; 1507 schuf er die Aktbilder von Adam und Eva, die sich im Prado befinden. In den Jahren 1507 und 1508 beschäftigte ihn ein Gemälde, das vom Kurfürsten Friedrich dem Weisen von Sachsen für die Kollegiatkirche in Wittenberg bestellt, die Marter der zehntausend Christen unter dem Perserkönig Sapor zum Gegenstand hat und sich jetzt im Kunsthistorischen Museum in Wien befindet. Heller-Altar Nach dessen Beendigung arbeitete Dürer an seiner berühmten Himmelfahrt und Krönung der Maria, welche der Patrizier Jakob Heller in Frankfurt am Main als Altarblatt für die dortige Dominikanerkirche bestellt hatte (Heller-Altar). Das Bild brachte dem Dominikanerkloster, dessen Insassen es gegen eine Vergütung anschauen ließen, eine reiche Einnahme. Nachdem Kaiser Rudolf vergeblich 100.000 Gulden dafür geboten hatte, wurde es 1613 von dem nachmaligen Kurfürsten Maximilian I. von Bayern für 1000 Joachimsthaler erworben, ging aber bei dem großem Brand des Münchener Schlosses 1673 zu Grunde. Eine Kopie von Paul Juvenel befindet sich im Saalhof zu Frankfurt am Main neben den noch erhaltenen Flügeln (heute Historisches Museum). Hier gelangt Maria aus dem irdischen Leben durch Engel getragen in die himmlische Glorie. Gott-Vater und -Sohn empfangen sie liebevoll und setzen ihr die himmlische Krone auf; die Apostel sehen erstaunt auf das leere Grab. Dürer hat sich selbst in den Mittelgrund der Landschaft dargestellt, er stützt sich auf eine Tafel, worauf zu lesen ist: "Albertus D. Alemanus faciebat post Virginis partum 1509". Die Altarflügel sind Werkstattarbeiten. 1511 bis 1513 malte er die repräsentativen Kaiserbilder für die Stadt Nürnberg; die Bilder sind ausnahmsweise unsigniert. Mit diesen Bildern wollte die Stadt offensichtlich ihren Anspruch auf die Aufbewahrung der Reichskleinodien untermauern; Karl der Große wird im kaiserlichen Ornat dargestellt, mit dem Schwert in der Rechten und dem Reichsapfel in der Linken, und Kaiser Sigismund als Gegenstück (beide Bilder befinden sich heute in Nürnberg, Germanisches Nationalmuseum). Image:Albrecht Dürer 047.jpg|Karl der Große, 1511-13 Image:Albrecht Dürer 082.jpg|Kaiser Sigismund, 1511-13