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
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.
(links oberhalb des Zentrums von M 31) und M 110 (unterer Bildrand)]]
Als eine Galaxie (griechisch γαλαξίας, galaxías [männlich] - der milchige [Sternennebel], die Milchstraße) wird in der Astronomie allgemein eine gravitativ gebundene große Ansammlung von Materie wie Sternen und Sternsystemen, Gasnebeln, Staubwolken und sonstigen Objekten bezeichnet. Unsere Galaxie heißt auch die Galaxis oder die Milchstraße. In einer dunklen und klaren Nacht sehen die dicht gedrängten Sterne der galaktischen Scheibe tatsächlich wie eine Spur von verschütteter Milch aus.
Allgemeines
Die verschiedenen Galaxien sind durch große, weitgehend leere Zwischenräume voneinander getrennt. Aufgrund der letzten "Ultra-Deep-Field"-Aufnahmen des Hubble-Teleskops vom März 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der Erde aus über 5 - 1010 (50 Milliarden) Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten. Die Anzahl der Sterne in einer durchschnittlichen Galaxie wird mit etwa 1011 (100 Milliarden) angenommen.
Einteilung
Haupt- und Untergruppen
Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt:
- Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark abgeplattet) eingeteilt Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an, d. h. eine Galaxie der Klasse E7 hat die Exzentrizität 0,7.
Exzentrizität - lentikuläre (linsenförmige) Galaxien gehören der Klasse S0 an. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, aber keine Spiralarme (Beispiel: M 102).
- Spiralgalaxien haben einen Kern und davon ausgehende Spiralarme. Sie werden weiter in die Klassen Sa, Sb und Sc unterteilt. Galaxien vom Typ Sa haben einen sehr ausgeprägten Kern (Beispiel: Sombreronebel). Der Typ Sc hat einen relativ schwachen galaktischen Kern und manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen "S" (Beispiel: der Dreiecksnebel). Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch als Scheibengalaxien zusammengefasst; von Laien werden sie meist Spiralnebel genannt.
- Balkenspiralgalaxien haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen. (Beispiel: M 109) Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie je nach der Ausprägung ihres Kerns in die Klassen SBa, SBb und SBc unterteilt. Es gibt Anzeichen, dass unsere Galaxis eine Balkenspirale ist.
- Irreguläre (unregelmäßige) Galaxien haben weder Spiralarme noch elliptische Form. Sie sind im Mittel leuchtschwächer als elliptische und Spiralgalaxien.
Sonderformen
Weiterhin gibt es Sonderformen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen. U. a. sind dies:
- Zwerggalaxien sind Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische (dE), spheroidale (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien.
Zwerggalaxie - Wechselwirkende Galaxien sind Begegnungen zwischen zwei oder mehreren Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, passen auch diese Systeme nicht in das obige Klassifikationsschema.
- Als aktive Galaxien bezeichnet man i. A. eine Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern (engl. auch AGN, Active Galactic Nucleus genannt). Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie hin. Zu dieser Gruppe zählen:
- Radiogalaxien strahlen sehr viel Synchrotronstrahlung im Bereich der Radiowellen ab und werden daher auch mit Hilfe der Radioastronomie untersucht. Oft beobachtet man bei den Radiogalaxien bis zu zwei Materieströme, so genannte Jets.
- Seyfertgalaxien haben einen sehr hellen, sternförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrum prominente Emissionslinien.
- Quasare sind die Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet wurden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte kann man nur deren kompakten, sternförmigen Kern beobachten.
- Polarring-Galaxien beschreiben recht seltene Ergebnisse der Verschmelzung zweier Galaxien. Durch gravitative Wechselwirkung kamen sich hierbei zwei Galaxien so nahe, dass oftmals der masseärmere Wechselwirkungspartner zerrissen wurde und dessen Sterne, Gas und Staub im Schwerefeld der anderen Galaxien eingefangen werden. Dabei ergibt sich, abhängig von der Orientierung des Zusammenstoßes, mitunter auch ein Ring aus Sternen, der wie ein zusätzlicher Spiralarm eine Galaxie umgibt. Da dieser Ring meist senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien. Es gibt hierbei ebenfalls anzeichen, dass unsere Galaxie einen solchen Polarring besitzt.
- Gezeitenarm-Galaxien (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die in einem anti-hierarchischen Prozess gebildet werden. Sie entstehen bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub.
- Starburst-Galaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternenstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Ein gut erforschter Typ dieser Galaxienart ist M 82.
Entstehung und Entwicklung
Der Mikrowellenhintergrund gibt die Materieverteilung des Universums 380 000 Jahre nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10-5. Im Rahmen der Kosmologie kann das Anwachsen der Dichtefluktuation durch Gravitationskollaps beschrieben werden. Dabei spielt vor allem die Dunkle Materie eine große Rolle, da sie gravitativ über die baryonische Materie dominiert. Unter dem Einfluss der Dunklen Materie wachsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen Halos kollabieren. Das Gas fällt in diese Halos, verdichtet sich, und es kommt zur Bildung der Sterne. Die Galaxien beginnen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussen das einfallende Gas, was eine Simulation schwierig macht. Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiter entwickelt. Die Beobachtung von hochrotverschobenen Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen.
Ein Modell der Galaxienentstehung geht davon aus, dass die ersten Gaswolken sich durch Rotation zu Spiralgalaxien entwickelt haben. Elliptische Galaxien entstehen nach diesem Modell erst in einem zweiten Stadium durch die Kollision von Spiralgalaxien. Spiralgalaxien wiederum können nach dieser Vorstellung dadurch anwachsen, dass nahe (Zwerg-)Galaxien in ihre Scheibe stürzen und sich dort auflösen (Akkretion).
Die Beschreibung der Entwicklung von Galaxien ist als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen.
Auch wenn es bei Spiralgalaxien so aussieht, als würde die Galaxie nur innerhalb der Spiralarme existieren, so befinden sich auch in weniger leuchtstarken Teilen der Galaxien-Scheibe verhältnismäßig viele Sterne.
Eine Galaxie rotiert nicht starr wie ein Rad; vielmehr laufen die einzelnen Sterne aus den Spiralarmen heraus und hinein. Die Spiralarme sind sichtbarer Ausdruck stehender Dichtewellen (etwa wie Schallwellen in Luft), die in der galaktischen Scheibe umherlaufen. In den Armen ist die Materiedichte erhöht, so dass dort verhältnismäßig viele helle, blaue und kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen die Spiralarme heller als ihre Umgebung.
Siehe auch:Astronomisches Objekt - Halo - Hubble-Sequenz - Liste der hellsten Galaxien
Weblinks
Artikel
- [http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/physik_journal_galaxien.pdf Die Entstehung der Galaxien] (PDF)
Real Video Streams (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990606.rm Wie entstehen Galaxien?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000213.rm Wie entstehen Galaxienhaufen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=001217.rm&g2=1 Stoßen Galaxien zusammen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030105.rm Was ist eine Ring-Galaxie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041124.rm Was sind Polarring-Galaxien?]
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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 GeographKai 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
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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 sphärischerPolarkoordinaten (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.
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)
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Äquinoktium
Unter Äquinoktium oder Tagundnachtgleiche versteht man den Zeitpunkt, zu dem die Sonne während ihrer scheinbaren jährlichen Bewegung im Schnittpunkt von Ekliptik und Himmelsäquator steht. Zu diesem Zeitpunkt sind für alle Orte der Erde Tag und Nacht gleich lang. Dies gilt von jedem Punkt der Erde aus gesehen, daher der Name Tagundnachtgleiche.
Die Angabe eines Äquinoktiums dient auch zur genaueren Bezeichnung astronomischer Koordinatensysteme, die auf den veränderlichen Schnittpunkt von Ekliptik und Himmelsäquator bezogen werden.
Die beiden Punkte auf der Ekliptik, in denen sich die Sonne im Moment der Äquinoktien befindet, sind die Äquinoktialpunkte, zum Frühlingsanfang ist es der Frühlingspunkt (Widderpunkt), zum Herbstanfang der Herbstpunkt (Waagepunkt).
- Das Frühlingsäquinoktium fällt zwischen den 19. und 21. März (abhängig von der Lage des Jahres zum nächsten Schaltjahr). Astronomisch durchschreitet die Sonne auf ihrer scheinbaren Bahn am Himmel (Ekliptik) den Himmelsäquator (0° Deklination, Frühlingspunkt) in aufsteigender Richtung. Dieser Tag ist der Beginn des astronomischen Frühlings.
- Das Herbstäquinoktium fällt zwischen den 22. und 24. September (abhängig von der Lage des Jahres zum nächsten Schaltjahr). Astronomisch durchschreitet die Sonne auf ihrer scheinbaren Bahn am Himmel (Ekliptik) den Himmelsäquator (0° Deklination, Herbstpunkt) in absteigender Richtung. Dieser Tag ist der Beginn des astronomischen Herbstes.
Sonne
Dem gegenüber stehen die Sonnenwenden, an denen die Sonne senkrecht über den Wendekreisen steht und damit jeweils den Beginn der JahreszeitSommer zur Sommersonnenwende am 21. Juni und entsprechend Winter zur Wintersonnenwende am 21. Dezember markiert. Wichtig bei diesen Datumsangaben sind hierbei die Verschiebungen um bis zu zwei Tage durch Schaltjahre („Kalenderjahr“ entspricht nicht dem „tropischen Jahr“) und unterschiedliche geographische Zeitzonen zu beachten.
Am 22. September passiert der Sonnenmittelpunkt den Himmelsäquator. Definitionsgemäß geht die Sonne jedoch bereits dann auf, wenn der obere Rand die Horizontlinie berührt, also etwas früher als der Mittelpunkt der Sonne. Abends ereignet sich der Sonnenuntergang etwas später, nämlich dann, wenn der letzte Sonnenstrahl des oberen Sonnenrandes erlischt. Auch die Lichtbrechung, die eine scheinbare Anhebung der Sonnenscheibe um etwa 0,5 Grad am Horizont bewirkt, verursacht eine kleine Verlängerung des lichten Tages. Dadurch ist das Herbstäquinoktium erst am 25. September. Für das Frühlingsäquinoktium gilt dieselbe Betrachtung.
Wanderung des Äquinoktiums
Durch die Präzession (das Vorangehen) der Erdachse, vergleichbar mit einem rotierenden Kreisel, die einer Lageveränderung der Pole in einem Zyklus von ca. 25.800 Jahren (Platonisches Jahr) entspricht, verschieben sich die Äquinoktialpunkte kontinuierlich.
Ein zusätzlich überlagernder Einfluss ergibt sich aus der Schiefe der Umlaufbahn des Mondes, die 5° 9' gegen die Ekliptik geneigt ist, der Knotenlinie der Mondumlaufbahn und periodischen Schwankungen in der Verlagerung der Rotationsachse der Erde. Diese verschiedenen Schwankungen, die die Präzession periodisch überlagern, werden in der Astronomie unter dem Begriff Nutation zusammengefasst. In Folge dessen vollführt die Wanderung der Äquinoktien keinen glatten, sondern einen zeitlich "gewellten" Prozess.
Als dynamisches Äquinoktium wird der Punkt bezeichnet, an dem die Bahn der mittleren Sonne den Äquator von Süden nach Norden schneidet; üblich ist auch der Ausdruck "Äquinoktium des Datums".
Äquinoktium von astronomischen Koordinaten
Die äquatorialen HimmelskoordinatenRektaszension und Deklination sind durch Himmelspol und Frühlingspunkt definiert. Dieses Koordinatensystem verschiebt sich deshalb durch die Präzession ständig. Äquatoriale Koordinaten ändern sich also, ohne daß dies einer eigentlichen Bewegung des Himmelsobjekts entspricht. Bei ihrer Angabe muß deshalb stets der Zeitpunkt, also die Lage des Frühlingspunkts, angegeben werden, auf den sich die Koordinaten beziehen. Dieser Zeitpunkt (nicht identisch mit einer der Tagundnachtgleichen) heißt ebenfalls Äquinoktium und wird in Bruchteilen von Jahren angegeben. Von Bedeutung für Beobachtungen sind die Koordinaten für das Äquinoktium des Beobachtungszeitpunkts (z.B. 2005.432). Kataloge von Himmelsobjekten werden dagegen auf Standardäquinoktien wie B1950.0 oder J2000.0 bezogen. Die Umrechnung von Koordinaten zwischen verschiedenen Äquinoktien ist ein häufig anzutreffendes Problem.
Ähnliches gilt für die ebenfalls auf den Frühlingspunkt bezogenen ekliptikalen Himmelskoordinaten.
Nicht mit dem Äquinoktium verwechselt werden darf der Begriff der Epoche.
Die Epoche bezeichnet den tatsächlichen Zeitpunkt einer Beobachtung oder eines Vorgangs, das Äquinoktium das Koordinatensystem in dem gemessen wird. Schiebt sich ein Stern durch seine Eigenbewegung vor einem entfernteren Stern vorbei, dann ist die Angabe der Epoche wichtig um zu wissen wie weit dieser Vorgang fortgeschritten ist, während das Äquinoktium das Koordinatengitter definiert in dem er beschrieben wird.
Hier wird der Katalog selbst beschrieben. Zum Inhalt des Katalogs siehe Liste der NGC-Objekte
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NGC ist die Abkürzung für New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars,
einem Katalog von galaktischen Nebeln, Sternhaufen und Galaxien.
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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:Sternkatalogja:ニュージェネラルカタログ
Timeline of trends in music from the United Kingdom
- 1. januar - Den franske del af Cameroun opnår selvstændighed.
- 2. januar - Senator John F. Kennedy meddeler, at han opstiller som præsidentkandidat.
- 4. januar - EFTA, den europæiske frihandelssammenslutning, træder i kraft.
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1. September
1. september er dag 244 i året i den gregorianske kalender (dag 245 i skudår). Der er 121 dage tilbage af året.
Ægidius dag. Ægidius er født i Grækenland, men slår sig ned som eremit i Provence. Han lever af mælken fra en hind, der kommer og besøger ham. Han bygger klosteret Saint-Gilles ved sin hule i skoven og lever der som abbed til sin død i 720. Han regnes for en af nødhjælperne og er berømt for at kunne hjælpe lamme, kræftsyge samt ammende mødre.
