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Messier 48

Messier 48

Messier 48 (auch als NGC 2548 bezeichnet) ist ein +5,80 mag heller offener Sternhaufen mit einer Flächenausdehnung von 54' x 54' im Sternbild Wasserschlange. Koordinaten (Äquinoktium 2000.0)
- Rektaszension: 8h13m42.00s
- Deklination: -05°45'00.0"

Weblinks

[http://www.seds.org/messier/m/m048.html M48 bei SEDS] Kategorie:Individueller offener Sternhaufen

Scheinbare Helligkeit

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

Messung und Geschichte

Schon in der griechischen Antike teilte der Astronom Hipparchos die mit bloßem Auge sichtbaren Sterne grob in sechs Größenklassen ein, wobei den 15 hellsten Sternen die "1. Größe" zugewiesen wurde. Sterne bis zur 3. Größe gibt es etwa 150, bis zur 6. Größe bereits 5000. Um das Jahr 1800 erweiterten die Astronomen diese Skala nach beiden Seiten und führten eine dezimale Unterteilung ein, was mit dem Beginn der Fotometrie einherging. Die Fixsterne Sirius und Canopus sowie drei helle Planeten haben in dieser Helligkeitsskala negative Werte (-1 bis -4,4 mag). Der Stern Wega (Sternbild Leier) hat m = 0 mag. Ursprünglich ordnete man nur Sternen eine scheinbare Helligkeit zu. In verschieden großen Fernrohren kann man auch noch Sterne 10. bis 20. Größe sehen. Die scheinbare Helligkeit der schwächsten Sterne, die ein Linsen- oder Spiegelteleskop gerade noch erkennen lässt, definiert die Grenzgröße dieses Beobachtungsgerätes. Die scheinbare Helligkeit hängt sowohl von der Leuchtkraft des Objekts als auch von seiner Entfernung zur Erde ab. So erscheint der Mond aufgrund seiner Nähe zur Erde wesentlich heller als weit entfernte Sterne, obwohl diese milliardenfach stärker leuchten. Die Magnituden- bzw. Helligkeits-Skala ist logarithmisch, weil gemäß dem Weber-Fechner-Gesetz fast jede Sinnesempfindung des Menschen (und der meisten Tiere) dem Logarithmus des Reizes proportional ist. Ein Helligkeitsunterschied von 1 : 100 entspricht hierbei einem Unterschied von fünf Größenklassen. Physikalisch ist die Helligkeitsskala durch die Energie des einfallenden Lichtes definiert (bolometrische Helligkeit). Wenn m die Magnituden und s die gemessenen Strahlungsströme zweier Sterne sind, gilt für ihren Helligkeitsunterschied

\Delta m = m_1 - m_2 = -2,5 \cdot \log (s_1 / s_2)

Für Δ m = 1 entspricht dies einem Verhältnis der Lichtenergie von 1 : 2,512 bzw. einem Logarithmus von 0,4. Als Referenz dieser an sich relativen Skala dient der Stern Vega, dessen Helligkeit mit der Magnitude null festgesetzt wird. Außerdem sind all seine fotometrischen Farben ebenfalls als null definiert. Damit lässt die auf den griechischen Astronomen Hipparchos zurückgehende Größenskala eine beliebige Verfeinerung für moderne Messinstrumente zu, und die negativen Größenklassen für sehr helle Objekte wie Sonne, Mond und Planeten ergeben sich aus der Formel von selbst. Früher wurde die Skala am Polarstern mit 2,1 mag ausgerichtet, bis man bemerkte, dass dessen Helligkeit geringfügig variiert. Zur Eichung fotometrischer Instrumente dient eine Gruppe genau gemessener Sterne nahe dem Himmelspol, die sog. "Polsequenz". Scheinbare Helligkeit einiger Himmelskörper
Die scheinbare Helligkeit der Sonne, unseres Mondes und der Planeten um unsere Sonne schwankt wegen ihrer u.a. sehr variablen Entfernung zur Erde mitunter sehr stark. Die Erde und Planeten haben elliptische Umlaufbahnen um die Sonne. Auch der Mond umläuft die Erde in einer elliptische Umlaufbahn. Noch stärker wird jedoch die Magnitude des Mondes von seiner Phase (Mondsichel) beeinflusst. Wegen dieser starken Schwankungen ordnet man eigentlich nur Sternen (ohne die Sonne) eine scheinbare Helligkeit zu. Mit bloßem Auge kann man bei guten Bedingungen Sterne bis zur sechsten Größenklasse erkennen, mit einem Feldstecher bis etwa zur neunten. Die größten terrestrischen Teleskope können mit empfindlichen CCD-Sensoren noch Objekte mit einer Magnitude von 25-30 aufzeichnen. Die derzeitige Instrumentierung des Hubble-Weltraumteleskops reicht bis zu Sternen der 31. Größenklasse, was etwa einer kleinen Kerze auf dem Mond entspricht. Mit dem von der ESO geplanten 100-m-Spiegelteleskop OWL wird sogar eine Beobachtung von Himmelskörpern der 38. Magnitude - und damit vielleicht von entfernten Exoplaneten - möglich sein. Ursprünglich wurde unter scheinbarer Helligkeit jene verstanden, wie sie dem Auge erscheint. Sie wird heute visuelle Helligkeit genannt - im Gegensatz zur fotografischen Magnitude, die einer etwas anderen spektralen Empfindlichkeit entspricht. In diesem Zusammenhang ist auch der Unterschied von Punkt- und Flächenhelligkeit von Bedeutung. Ein Fernrohr steigert die Bildhelligkeit eines de facto punktförmigen Sterns proportional zur Fläche seines Objektivs (Quadrat seiner Apertur). Demgegenüber können Flächen auch im größten Fernrohr nie heller erscheinen als dem freien Auge – sondern lediglich deutlicher aufgelöst. Daher konnte erst mit der lichtsammelnden Wirkung der Fotografie die Struktur feiner Nebel und Galaxien genauer erforscht werden.

Siehe auch

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

Weblinks

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

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

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

Koordinaten

Mit Hilfe eines Koordinatensystems lassen sich die Positionen von Punkten im Raum angeben. Die Position im Raum wird im gewählten Koordinatensystem durch Angabe von Zahlenwerten, Koordinaten genannt, eindeutig bestimmt. Mittels einzelner Punkte lassen sich dann durch mehrere Punkte bestimmte Objekte (Linien, Abstände, Flächen, Körper) angeben. Die Anzahl der zur Beschreibung notwendigen Werte entspricht der Dimension des Raumes (oft als n abgekürzt). Man fasst die Koordinaten eines n-dimensionalen Raumes dann auch als ein n-Tupel von Koordinaten auf. Der Punkt, bei dem alle Koordinaten den Wert 0 annehmen, nennt man den Koordinatenursprung.

Unterschiedliche Koordinatensysteme

Die Positionen desselben Punktes im Raum können in verschiedenen Koordinatensystemen dargestellt werden. In den unterschiedlichen Darstellungen wird diese durch unterschiedliche Koordinaten repräsentiert. Bei Systemen, die eine Symmetrie aufweisen kann man durch Darstellung in einem geeigneten Koordinatensystem erreichen, dass einzelne Koordinaten konstant bleiben. Z.B. genügt zur Festlegung einer Position auf der Erdoberfläche, wenn es auf die Höhe über Normalnull (genauer: Ortsabhängigkeit des Erdradius) nicht ankommt, die Angabe von lediglich zwei Koordinaten wie (Längengrad und Breitengrad), die dritte Koordinate ist durch den Erdradius festgelegt. Während sich in solchen Fällen die Verwendung sphärischer Polarkoordinaten (Kugelkoordinaten) anbietet, erfolgt die Beschreibung von Punkten auf einer Ebene im Raum hingegen einfacher in kartesischen Koordinaten: zwei Koordinaten sind variabel, die dritte ist (ohne Beschränkung der Allgemeinheit) durch den konstanten Abstand der Ebene vom Koordinatenursprung festgelegt. variabel Im Allgemeinen unterscheidet man zwischen geradlinigen (affinen) und krummlinigen Koordinatensystemen. Wenn außerdem Koordinatenlinien in jedem Punkt senkrecht aufeinander stehen, nennt man solche Koordinatensystemen orthogonal. Beispiele:
- geradlinige Koordinatensysteme: ::Vektorraum
- geradlinige orthogonale Koordinatensysteme: ::Kartesisches Koordinatensystem
- krummlinige Koordinatensysteme: ::Elliptische Koordinaten
- krummlinige orthogonale Koordinatensysteme: ::ebene Polarkoordinaten und Zylinderkoordinaten ::räumliche und sphärische Polarkoordinaten (Kugelkoordinaten) ::Toruskoordinaten

Transformationen zwischen Koordinatensystemen

Die Transformation zwischen unterschiedlichen Koordinatensystemen erfolgt durch Koordinatentransformation. Die unterschiedlichen Zahlenwerte der n-Tupel beschreiben dieselbe Position im Raum. Beim Übergang von geradlinigen (affinen) Koordinaten zu krummlinigen Koordinaten ist zur Berechnung von Größen wie Volumen die Funktionaldeterminante (Jacobi-Determinante) anzuwenden.

Koordinatenursprung

Der Koordinatenursprung bezeichnet den Punkt in einem Koordinatensystem oder einer Karte, an welchem alle Koordinaten den Wert Null annehmen. Er wird deshalb häufig auch als Nullpunkt bezeichnet.

Spezielle Koordinatensysteme

Null Null Der uns umgebende und in Mathematik und Physik benutzte Raum ist der dreidimensionale euklidische Raum. Oft kann eine Raumdimension vernachlässigt werden, so dass nur ein zweidimensionaler Raum zu betrachten ist. Unter Einbeziehung der Zeit entsteht der vierdimensionale Minkowskiraum der Relativitätstheorie. Diese Räume lassen sich durch Kartesische Koordinaten beschreiben, das sind affine (geradlinige) Koordinaten, in der die Koordinaten entlang senkrecht aufeinander stehender Achsen gemessen werden. Bei der Beschreibung in Polarkoordinaten werden der Abstand von einem festgelegten Koordinatenursprung und Winkel zu gegebenen Achsen als Koordinaten verwendet. Auch hier stehen die Koordinatenachsen senkrecht aufeinander, aber sie sind krummlinig. Andere Koordinatensysteme werden in Bezug auf geometrische Objekte (Zylinder, Kegelschnitt) definiert: Zylinderkoordinaten, Hyperbolische Koordinaten. Einige nur in Fachgebieten (z. B. Geodäsie, Geographie, Fernerkundung, Astronomie) gebräuchliche Koordinatensysteme sind:
- Geographisches Koordinatensystem
- Soldner Koordinatensystem
- Gauß-Krüger-Koordinatensystem
- UTM-Koordinatensystem
- Astronomische Koordinatensysteme wie das ekliptikale oder galaktische
- Baryzentrische Koordinaten
- bewegte Koordinatensysteme
- rotierende Koordinatensysteme

Mathematische Betrachtungen

In einem (endlichdimensionalen) Vektorraum ist durch eine Basis automatisch ein Koordinatensystem gegeben. Die Koeffizienten der Basisvektoren lassen sich als Koordinaten verstehen. Der Transformation zwischen zwei Basissystemen entspricht eine Transformation zwischen den entsprechenden Koordinatensystemen. Da eine Transformation von einer Basis zu einer anderen eine lineare Abbildung ist, die etwa durch eine Matrix dargestellt werden kann, sind auch die entsprechenden Transformationen der Koordinatensysteme linear.

Weblinks

- http://www.mathe-online.at/mathint/zeich/i.html - Einfache und verständliche Erklärung (hpts. durch Abbildungen)
- http://mo.mathematik.uni-stuttgart.de/lexikon/K/koordinatensystem.html - Mathematisch exakte Definitionen (mit Formeln) Kategorie:Geometrie ja:座標 ko:좌표계

Rektaszension

In der Astronomie ist Rektaszension (der in alten deutschen Büchern benutzte Begriff lautet "gerade Aufsteigung") die Entsprechung der geografischen Längenkreise auf der (imaginären) Himmelskugel. Als Nullpunkt der Rektaszension dient dabei der Frühlingspunkt. Die Rektaszension, die bei der Positionsangabe von Himmelsobjekten verwendet wird, wird von Norden aus betrachtet im Gegenuhrzeigersinn gemessen. Bild:AstroDeklinationRektazension.jpg In der Astronomie hat es sich durchgesetzt, die Rektaszension nicht in Grad, sondern in Stunden anzugeben, wobei 24 h = 360° gesetzt werden. Es gilt: Als Kürzel wird RA (engl. Right Ascension) benutzt, wobei der griechische Buchstabe α den Winkel zwischen dem Längengrad des Frühlingspunkts bis zum Längengrad über dem das beobachtete Objekt steht, definiert (auf der Äquatorebene gemessen) . RA bzw. α ist die gebräuchlichste Abkürzung für Rektaszension - jene im Raum feststehende Himmelskoordinate, die der geografischen Länge auf der rotierenden Erde entspricht. Erde Sie zählt entlang des Himmelsäquators und ihr Nullmeridian ist durch den Frühlingspunkt definiert, den nordwärts gerichteten Schnittpunkt zwischen Ekliptik (Erdbahnebene) und Äquator.
Die zweite Koordinate (δ) heisst Deklination. RA und δ lassen sich mittels der Ekliptikschiefe ε in die ekliptikale Länge λ und Breite β umrechnen - siehe kleines Dreieck rechts auf der Skizze. Diese Koordinatentransformation ist für die Berechnung der Umlaufbahnen von Planeten und anderer Körper des Sonnensystems unerlässlich. Der Interessierte kann bei bekannter Rektaszension eines Sternes oder anderer astronomischer Objekte leicht abschätzen, zu welcher Zeit im Jahr das Objekt am Besten zu beobachten ist, indem er das Datum berechnet/abschätzt, an dem seine höchste Erhebung über dem Horizont in etwa auf Mitternacht fällt (Opposition). Der Trifidnebel z.B. hat eine Deklination von ca -22° und ist daher in unseren Breiten nur schwer zu beobachten (Höchststand nur rund 15°). Wenn man die Rektaszension des Nebels von ca 18h auf die 12 Monate des Jahres bezieht, erhält man 9 Monate. Vom Frühlingspunkt ausgehend ergibt sich so ein Datum um den 21. Dezember. Das ist der Zeitpunkt, wo die höchste Erhebung auf Mittag fällt, daher liegt die optimale Sichtbarkeit 6 Monate davor bzw. danach und fällt demzufolge im genannten Beispiel in etwa auf den 21. Juni. Siehe auch: Deklination Kategorie:Astronomisches Koordinatensystem ja:赤経 ko:적경 th:ไรต์แอสเซนชัน

Deklination (Astronomie)

Die Deklination wird in der Astronomie als eine Koordinate bei der Positionsangabe von Himmelsobjekten verwendet. Sie entspricht der Projektion der Breitenkreise der Erde auf eine (imaginäre) Himmelskugel. Die Deklination gibt somit den Winkelabstand eines Objektes vom Himmelsäquator an. Werte nördlich des Äquators sind positiv, Werte südlich davon negativ. Als Symbol wird in der Astronomie der Buchstabe δ benutzt. Die Deklination hängt eng mit der astronomischen Höhe zusammen, ist jedoch unabhängig von Beobachtungsort und -zeitpunkt. Am Nordpol ist die Deklination mit der maximalen Höhe identisch. Darstellung der Deklination auf einer Kugeloberfäche Siehe auch: Rektaszension, Sommersonnenwende, Wintersonnenwende Kategorie:Astronomisches Koordinatensystem ja:赤緯 th:เดคลิเนชัน

Kategorie:Individueller offener Sternhaufen

Individueller offener Sternhaufen

National Weather Association

The mission of the National Weather Association is to support and promote excellence in operational meteorology and related activities. To accomplish this, the Association's objectives are: (1) to provide a medium for all persons interested in weather, including climate, forecasting, observations, observational systems and related research and development for the publishing of letters, pamphlets, periodicals, papers, and Web pages concerning activities in said fields; (2) to provide information, publications, materials, and seminars that will promote forecasting, analysis, observations, training, and education in the meteorological disciplines. http://www.nwas.org/

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Atlas
Atlas može značiti:
- Atlas (mitologija), titan iz grčke mitologije
- Atlas (kartografija), kolekcija zamljopisnih karata
- Atlas (gorje), gorje u sjevernoj Africi
- Atlas (mjesec)