Wie beobachte ich?

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Grundsätzlich unterscheide ich bei der Planung von Beobachtungsabenden nach den vier folgenden Punkten.

  1. Mond- Planetenbeobachtung
  2. Doppelsterne
  3. Veränderliche
  4. Sonstige Objekte / Deep Sky(Messier, Nebel, Galaxien, OH etc.)

Das kann man noch etwas differenzieren:

1. Mond- Planetenbeobachtung

Merkur beobachten

Merkur ist sehr schwierig zu beobachten, weil er recht na an der Sonne steht. Wie die Venus kann man ihn morgens oder abends beobachten. Merkur zählt zu den inneren Planeten des Sonnensystems, also die zwischen Erde und Sonne. Er kann sich von der Erde aus gesehen am Himmel nur bis zu einem Winkel von maximal 28 Grad (größte Elongation) von der Sonne entfernen. Das macht die Beobachtung so schwierig. Als orangefarbener Lichtpunkt mit einer scheinbaren Helligkeit von ungefährt 1 mag bis maximal -1,9 mag findet man den Planeten in der Nähe des Horizonts. Der Planet zeigt sich als halbmondförmiges Scheibchen ohne Oberflächendetails im Teleskop.

Venus beobachten

Venus ist deutlich besser zu beobachten. Ihre größte Elongation kann bis zu 48° betragen. Damit geht sie bis zu 4,5 Stunden nach der Sonne unter bzw. davor auf. Die Venus kann man morgens oder abends beobachten. Venus zählt zu den inneren Planeten des Sonnensystems, also die zwischen Erde und Sonne. Als Abendstern am Westhimmel findet man die Venus, wenn sie östlich der Sonne steht. Steht sie westlich von der Sonne, kann sie als Morgenstern am Osthimmel sehen. Die größte Helligkeit erreicht sie mit etwa -4 mag ungefähr 35 Tage nach oder vor der unteren Konjunktion. Das ist der Moment, wo Venus zwischen Sonne und Erde steht. und für uns nicht mehr sichtbar ist (Obere Konjunktion = Venus hinter der Sonne)

Mars beobachten

Mars zählt zu den äußeren Planeten des Sonnensystems, also die nach der Erde folgen. Am besten zu beobachten ist er, wenn er in Opposition zur Erde steht, das heißt am erdnächsten Punkt. Mars ist als rötliche Scheibe zu beobachten. Mit mittleren Teleskopen sind auch einige Details auf der Oberfläche und die Polekappen zu erkennen. Befinden sich die Sonne, die Erde und der Mars in einer Linie, so steht der Mars von der Erde aus gesehen in Opposition zur Sonne. Das ist die Zeit, wo Mars besonders gut zu beobachten ist. Alle 15 bis 17 Jahre findet die Periheloppositionen statt. Zu dieser Zeit steht Mars der Sonne am nächsten und bieten die besten Gelegenheiten zur Beobachtung. Der Planet hat dann einen scheinbaren Durchmesser von bis zu 25,8 Bogensekunden.

Jupiter beobachten

Jupiter ist bekannt durch seine vier Galileische Monde (größte Jupitermonde Ganymed, Kallisto, Io und Europa.), dem Großen Roten Fleck und den Wolkenbändern. An seiner maximalen Helligkeit gemessen ist Jupiter – nach Sonne, Mond und Venus – das vierthellste Objekt am Himmel. Eine der ersten Personen, die Jupiter mit einem Fernrohr beobachteten, war Galileo Galilei und Simon Marius.

Saturn beobachten

Auch dieser Planet ist bereits mit kleiner Vergrößerung schön zu beobachten. Besonders bekannt ist er durch sein Ringsystem, welches sich über die Jahre hin mit verschieden starker Neigung uns zeigt.

Uranus beobachten

Uranus ist auf Grund seiner Entfernung schon etwas schwieriger zu beobachten. In mittelgroßen Teleskopen stellt er sich als blaß grünliches Scheibchen dar, was man recht schnell mit einem Stern verwechseln kann. Während seiner Opposition ist Uranus in klaren, dunklen Nacht unter günstigen Bedingungen auch mit dem freien Auge zu sehen. Der scheinbare Durchmesser beträgt zwischen 3,4 und 3,7 Bogensekunden

Neptun beobachten

Neptun ist wegen seiner scheinbaren Helligkeit zwischen +7,8m und +8,0m mit dem freien Auge nie sichtbar. In mittelgroßen Teleskopen stellt er sich als bläuliches Scheibchen dar, was man recht schnellmit Urans verwechslen kann. Auch hier kann man den Planet mit einem Stern verwechseln. Der scheinbare Durchmesser beträgt etwa 2,5 Bogensekunden.

1.2 Mondbeobachtung

Sowohl bei zunehmenden Mond als auch bei abnehmenden Mond bietet der Terminator (die Tag/Nachtgrenze) sehr interessante Schattenspiele. Das wohl bekannteste ist der „goldene Henkel“.
Mit Hilfe eines Mondatlas kann man auch die Landungsplätze der Mondmissionen (Apollo, Ranger, Surveyor, Lunar.) aufsuchen.

2. bis 4. Doppelsterne, Veränderliche, Sonstige Objekte
wie Deep Sky (Messier, Nebel, Galaxien, OH etc.)

Hier kann man Sternbild für Sternbild durcharbeiten.
Die Reihenfolge wird dabei entweder alphabetisch oder der aktuellen Sichtbarkeit nach sein.
Also könnte man sich beispielsweise voll und ganz der Cassiopeia oder dem Perseus widmen und die Objekte nach Katalog aufsuchen.

Folgend finden sich Hinweise und Erläuterungen zu Begriffen, die als Basiswissen in der Astronomie gelten.

Sternschnuppen, Boliden

Doppel-, Mehrfachsternsysteme

Galaxien

Gasnebel

Kometen

Der Erdmond

Die Planeten

Sternhaufen

Variable Sterne

Was sind Meteore ?

Ein Meteor (griech. metéoros, bedeutet: „in der Luft schwebend“) nennt man eine Leuchterscheinung am Himmel, die durch das Eintreten von Staub- Gesteinspartikel in die Erdatmosphäre verursacht werden. Die Helligkeit richtet sich nach Geschwindigkeit der Partikel und nach deren Größe.

Was sind Bolide ?

Das sind extrem helle Meteore, die beim Eintritt in die Atmosphäre auseinander brechen oder explodiert.Oft wird auch eine Rauchspur oder ein länger anhaltendes Nachleuchten (Sekunden) der Flugbahn beobachtet.

: Zum Anfang :

Was sind Doppelsterne ?

Doppelsterne oder auch Doppelsternsysteme unterscheidet man nach drei Typen

1. Optische Doppelsterne (oder Mehrfachsternsysteme)

2. Physische Doppelsterne

3. Geometrische Doppelsterne

  • Optische Doppelsterne:
    Oder auch scheinbare Doppelsterne genannt sind zwei Sterne, die von der Erde aus gesehen in gleicher Richtung am Himmel erscheinen, die aber räumlich in keinem Zusammenhang stehen. Mehrfachsternsysteme haben nicht nur zwei Komponenten sondern können aus drei, vier oder mehr Sternen bestehen.
  • Physische Doppelsterne:
    sind Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ gebunden sind und einen gemeinsamen Schwerpunkt besitzen.
  • Geometrische Doppelsterne:
    sind Sterne, die einander räumlich nahe sind, aber aufgrund ihrer hohen Relativgeschwindigkeiten nicht aneinander gebunden sind. Sie besitzen also keinen gemeinsamen Schwerpunkt.

Unterscheidung nach Beobachtungsmöglichkeit

Man kann die Doppelsterne auch nach ihrer Beobachtungsmöglichkeit unterscheiden.

1. Visuelle Doppelsterne

2. Spektroskopische Doppelsterne

3. Photometrische Doppelsterne (sind als Untergruppe der spektroskopischen Doppelsterne zu sehen)

4. Astrometrische Doppelsterne (Sterne mit unsichtbarem Begleiter)

  • Visuelle Doppelsterne:Visuelle Doppelsterne sind gut geeignet, um das Auflösungsvermögen eines Fernrohrs zu bestimmen. Dazu wählt man eine Reihe von Doppelsternen (Winkelabstand abnehmend) aus, deren beiden Komponenten ungefähr gleich hell sind.
    Nun kann durch Beobachten dieser Doppelsterne festgestellt werden, ab welchem Winkelabstand die Sterne nicht mehr getrennt zu sehen sind.Allerdings ist hier auch auf das Seeing hinzuweisen, daß eine sehr große Rolle beim Trennen der Doppelsterne spielt.
    Das Seeing entsteht durch Turbulenzen in Luftschichten, wobei das Licht unregelmäßig abgelenkt wird.
    Bei der Beobachtung mit dem bloßen Auge wird dies als Funkeln der Sterne sichtbar.
    Im Teleskop wird das Bild mit zunehmender Vergrößerung unscharf und unruhig.
    Außerdem ist der Ablenkungseffekt um so größer, je niedriger die beobachtete Wellenlänge ist.
    Es kann also durch aus sein, daß ein Doppelstern bei schlechtem Seeing nicht getrennt werden kann. Am nächsten Beobachtungsabend dagegen stellt sich der Erfolg ein.Einen Richtwert zum Auflösungsvermögen einer Optik kann man über die Faustformeld = 115 / Dd : Auflösungsvermögen in Bogensekunden;
    D : Öffnung in Millimeternerrechnen.In meinem Fall erhalte ich 1,127″ als Richtwert für den TS Refraktor 102/660 mm.
  • Spektroskopische Doppelsterne:
    Sind optisch nicht mehr zu trennen und werden über Anomalien des Spektrums identifiziert.
  • Photometrische Doppelsterne:
    Sie sind Bedeckungsveränderliche und verraten ihren Doppelsterncharakter durch periodischen Wechsel der Helligkeit.
    Die Bahnebene der Komponenten fällt also in die Sichtlinie zum Beobachter, so daß sich beide Sterne periodisch verdecken. Dieser Helligkeitswechsel lässt sich durch Fotographie nachweisen.
  • Astrometrische Doppelsterne:
    Diesen Typ kann man durch periodisch verändernde Positionen relativ zu anderen Sternen in der Sichtlinie nachweisen.
    Diese Positionsänderungen überlagern sich der Eigenbewegung des beobachteten Sterns.(durch den Umlauf um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit einem nicht sichtbaren Stern)

: Zum Anfang :

Über Galaxien…

Die verschiedenen Galaxien sind durch große, weitgehend leere Zwischenräume im Universum voneinander getrennt.
Den Daten („Deep-Field“ – Aufnahmen) des Hubble Weltraumteleskop nach kann grob abgeschätzt werden, daß mit heutiger Technologie von der Erde aus über 50 Milliarden Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten.
Die Anzahl der Sterne in einer durchschnittlichen Galaxie wird auf ungefähr 100 Milliarden geschätzt.

Unsere Galaxie wird auch Galaxis genannt. In diesem Wort steckt das griechische Wort galaktos (Milch) drin. Daher ist Milchstraße auch ein geläufiger Begriff.
In einer dunklen und klaren Nacht sieht man die galaktischen Scheibe als nebelartiges Band am Himmel.
Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen eingeteilt:

1. Elliptische Galaxien

2. linsenförmige Galaxien

3. Spiralgalaxien

4. Balkenspiralgalaxien

5. Irreguläre Galaxien

6. Sonderformen ( Zwerggalaxien, Wechselwirkende und aktive Galaxien)

  • 1. Elliptische Galaxien:
    werden nach ihrer Exzentrizität in Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark abgeplattet) unterteilt.
    Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an,
    d. h. eine Galaxie der Klasse E7 hat die Exzentrizität 0,7.
  • 2. linsenförmige Galaxien:
    auch lentikuläre Galaxien genannt, gehören der Klasse S0 an.
    Sie haben einen Kern wie die Spiralgalaxien , jedoch keine Spiralarme.
  • 3. 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.
    Galaxien vom Typ Sc haben einen relativ schwachen galaktischen Kern und manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen „S“.
    Zusammen mit den linsenförmigen Galaxien werden Sa, Sb und Sc ebenso als Scheibengalaxien zusammengefasst.
    Von Laien werden sie meist als Spiralnebel bezeichnet.
  • 4. Balkenspiralgalaxien:
    haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen.
    Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie je nach der Ausprägung ihres Kerns in Klassen SBa, SBb und SBc unterteilt.
  • 5. Irreguläre Galaxien:
    oder unregelmäßige Galaxien genannt, haben weder Spiralarme noch eine elliptische Form. Sie sind im Durchschnitt leuchtschwächer als Elliptische und Spiralgalaxien.
  • 6. Sonderformen ( Zwerggalaxien, Wechselwirkende und aktive Galaxien)
    Es gibt noch Galaxientypen, die man nicht den oben genannten Gruppen zuordnen kann.

    • Zwerggalaxien sind Galaxien kleinerer Helligkeit. Ihr Auftreten ist zahlreicher als Riesengalaxien. Bei den Zwerggalaxien überwiegen die elliptische (dE), spheroidale (dSph) und irreguläre (dIrr) Typen
    • Wechselwirkende Galaxien sind Begegnungen zweier oder mehreren Galaxien.
      Je nach Stadium der Wechselwirkung unterscheiden sich die Kerne und ebenso die Arme.
    • Aktive Galaxien besitzen eine hohe Leuchtkraft, was sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches Schwarzes Loch im Zentrum hindeutet.
      Zu dieser Gruppe zählen:- Radiogalaxien.
      Diese strahlen sehr viel Synchrotronstrahlung (eine elektromag. Welle, derren Teilchen (Elektronen und Positronen) in Vorwärtsrichtung austreten und durch ein Magnetfeld tangential abgelenkt werden.) im Bereich der Radiowellen aus.
      Demnach sind sie vorwiegend mit Radioteleskopen zu beobachten.- Seyfertgalaxien.
      Sie haben einen sehr hellen, sternförmigen Kern und ein starkes Emissionslinienspektrum.- Quasare.
      Das sind Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet wurden.
      Sie haben einen kompakten, sternförmigen Kern, der sich im Zentrum einer normale Galaxien befindet.
      Oft beobachtet man ebenso zwei davon ausgehende Materieströme, so genannte Jets.

: Zum Anfang :

Der Begriff Gasnebel steht als Oberbegriff folgender Gruppierungen

1. Emissionsnebel

2. Reflexionsnebel

3. Planetarische Nebel

4. Supernovaüberreste

5. Dunkelwolken

  • 1. Emissionsnebel:
    sind Gasansammlungen die angeregt durch das Licht heißer Sterne selbst Licht aussenden, z. B. der Orionnebel M 42.
  • 2. Reflexionsnebel:
    sind Objekte die das eingestrahlte Licht naher Sterne reflektieren, wie z. B. in den Plejaden M 45.
  • 3. Planetarische Nebel:
    sind Objekte bei denen die abgestoßenen Gashüllen (heiße Überreste) eines Sterns zum Leuchten angeregt werden, z. B. der Ringnebel M 57 in der Leier.
  • 4. Supernovaüberreste:
    sind abgestoßene „Sternhüllen“ die mit hoher Geschwindigkeit auf die interstellare Materie treffenden und dadurch zu Leuchten beginnen,
    z. B. der Krebsnebel M1.
  • 5. Dunkelwolken:
    auch Dunkelnebel genannt sind Objekte, die das Licht dahinterliegender Objekte absorbieren. An dieser Stelle im Raum ist ein scheinbar sternfreier Bereich, z. B. der Pferdekopfnebel oder der Kohlesack sind hier für sehr bekannte Objekte.

: Zum Anfang :

Über Kometen…
Ein Komet ist ein kleiner Himmelskörper, der sich auf einer stark elliptischen Bahn um die Sonne bewegt.
In den sonnennahen Teil seiner Bahn (Perihel) entsteht ein Koma. Dies ist eine gasförmige Hülle, die beim Eintritt eines Kometen in das mittlere Sonnensystem (Einwirkung des Sonnenwind) durch Sublimation des Kometeneises entsteht und den Kometen umgibt.
Das auffälligste Kennzeichen der von der Erde aus sichtbaren Kometen ist der Schweif, der aus der Koma entsteht.
Er kann eine sichtbare Länge von 10 bis 100 Millionen Kilometern erreichen.

Kometen werden in kurz- und langperiodisch unterteilt.

1. kurzperiodische Kometen

2. langperiodische Kometen

  • 1. kurzperiodische Kometen:
    haben eine Umlaufzeit von mehr als 200 Jahren und kommen vermutlich aus der Oortschen Wolke.
    Ihre Bahnneigungen sind statistisch verteilt und sie umlaufen die Sonne wie die Planeten oder retrograd.
    Die Exzentritäten ihrer Bahnen liegen nahe bei 1 – die Kometen sind in der Regel aber durch die Schwerkraft an die Sonne gebunden,
    obwohl sie für ihren Umlauf bis zu 100 Millionen Jahre benötigen.
    Exzentritäten größer als 1 (Hyperbelbahnen) werden nur in seltenen Fällen durch Störungen der großen Planeten hervorgerufen.
    Diese Kometen kehren nicht mehr in Sonnennähe zurück, sondern verlassen das Sonnensystem.
  • 2. langperiodische Kometen:
    haben eine Umlaufzeiten kleiner als 200 Jahre und stammen vermutlich aus dem Kuipergürtel.
    Sie bewegen sich meist im üblichen Umlaufsinn wie die Planeten und ihre Bahnneigung liegt im Mittel bei ungefähr 20°.
    Sie liegen also in der Nähe der Ekliptik. Bei mehr als der Hälfte dieser Objekte liegt der größte Sonnenabstand (genannt Aphel) in der Nähe der Jupiterbahn bei 5 und 6 AE (Jupiter-Familie).
    Es handelt sich dabei um ursprünglich längerperiodische Kometen, deren Bahnen durch den gravitativen Einfluss des Jupiter verändert wurden.

Die Namensgebung neu entdeckte Kometen wird durch die Internationale Astronomische Union durchgeführt.
Das Entdeckungsjahr und ein großer Buchstabe bilden den ersten Teil des Namens.
Beginnend mit A am 1. Januar und B am 16. Januar im Halbmonatsrhythmus nach dem Zeitpunkt der Entdeckung werden also max. 24 Buchstaben vergeben.
Zusätzlich kommt noch eine Ziffer hinzu, damit man mehrere Kometen im halben Monat unterscheiden kann.

Sobald die Bahnelemente des Kometen genauer bestimmt sind, wird dem Namen nach folgenden Systematik ein zusätzlicher Buchstabe vorangestellt:

A – man stellt nachträglich fest, dass es sich nicht um einen Kometen, sondern um einen Asteroiden handelt
C – die Umlaufzeit ist größer als 200 Jahre
D – Periodischer Komet, der verloren ging oder nicht mehr existiert
P – die Umlaufzeit ist kleiner als 200 Jahre (Periodischer Komet)
X – die Bahn ist nicht bestimmbar

Als Beispiel dient hier der Komet Macholz (C/2004 Q2). Er wurde demnach als Komet mit einer Umlaufzeit größer 200 Jahre eingeordnet.
(Wieder) Entdeckt wurde dieser 2004 im September (vor denm 16 September) als zweiter Komet.

: Zum Anfang :

Der Erdmond

Über dem Mond könnte man Seiten über Seiten schreiben.
Ich möchte hier allerdings nur auf die beobachtungsrelevanten Dinge eingehen. Dazu gehören meiner Meinung nach:

Die Mondbahn

Die Mondrotation

Die Mondtäuschung

  • Die Mondbahn:
    Sie ist eine Ellipse mit einer Exzentrität von 0,055.
    Die große Halbachse mißt 384.400 Kilometer. Den erdnächsten Punkt der Bahn nennt man Perigäum, den erdfernsten Apogäum.Die Ebene der Mondbahn ist um 5,1 Grad gegen die Ekliptik geneigt. Die Durchgänge des Mondes durch die Ekliptik nennt man Mondknoten, wobei der aufsteigende Knoten den Eintritt in die Nord-, der absteigende den in die Südhemisphäre beschreibt.Die Dauer eines Bahnumlaufs des Mondes kann man nach verschiedenen Kriterien festlegen:

    • siderischen Monat (27,32 d)
      siderisch kommend aus dem Latein von sideris („Stern“ oder „Gestirn“) und beschreibt die mittlere Umlaufzeit des Mondes um die Erde, gemessen an den Fixsternen.
    • synodischen Monat (29,53 d)
      Beim Mond ist die synodische Periode die Zeitspanne, die unter zwei gleichen Mondphasen vergeht.
      Also z. B. Vollmond. (29 Tage, 12 Stunden, 44 Minuten und 2,9 Sekunden)
  • Die Mondrotation:
    Durch die Gezeitenwirkung, die durch die Gravitation der Erde entsteht, hat der Mond seine Rotation der Umlaufzeit (siderischer Monat) angepasst.
    Dies nennt man auch gebundene Rotation.
    Der Mond dreht sich also bei einem Umlauf um die Erde einmal um die eigene Achse. Daher ist von der Erde aus jederzeit die selbe Seite zu sehen.Alledings ist dies nicht die ganze Wahrheit, denn da gibt es noch die Libration.Die Mondtäuschung:

    • Libration ist eine scheinbare Taumelbewegung des Mondes. Dadurch können wir etwas mehr las die Hälfte (59 Prozent) der Mondoberfläche sehen.
      Verursacht wird dies durch die Neigung Rotationsachse des Mondes um 6,7° gegen seine Bahnebene.Dies führt zu einer Libration in Breite, so daß man etwas über die Mondpole „hinausschauen“ kann.
      Die Libration in der Länge kommt durch das Zusammenspiel Eigenbewegung und Bahngeschwindigkeit des Mondes zustande.
      Die Rotation des Mondes bleibt während seines Bahnumlaufs konstant, während seine Bahngeschwindigkeit mit dem Abstand zur Erde variiert.
      Dies führt zu der Libration in Länge die bei 7,6° liegt. Man kann also auf dem Mond etwas über den Ost- bzw. Westhorizont schauen.
  • Als Mondtäuschung bezeichnet man den Effekt, daß der untergehende Mond in Horizontnähe größer aussieht als im Zenit.
    Dies ist keine Folge der Lichtbrechung, sondern eine optische Täuschung.
    Das menschliche Gehirn stellt automatisch ein Größenvergleich an, der in Horizontnähe anders ausfällt als im Zenit, da hier die Vergleichsobjekte fehlen.

: Zum Anfang :

Die Planeten

Die Planeten unseres Sonnensystems kann man in drei Gruppen aufteilen.

  • die erdähnlichen, felsigen Planeten, die die Gruppe der innere Planeten bilden.
  • die zweite Gruppe sind die äußeren Planten, die sogenannten Gasriesen.
    Der Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter trennt die inneren von den äußeren Planeten.
  • die dritte Gruppe sind die Transneptunobjekte. Dazu gehören alle plantenähnliche Objekte, die hinter Neptun liegen.

Die inneren Planeten

Die äußeren Planeten

Transneptunobjekte

  • Die inneren Planeten
    • Merkur, der erste Planet von der Sonne aus gesehen.
    • Venus, der zweite Planet
    • Erde, der dritte Planet
    • Mars, der vierte Planet
  • Die äußeren Planeten
    • Jupiter, der fünfte Planet
    • Saturn, der sechste Planet
    • Uranus, der siebte Planet
    • Neptun, der achte Planet
  • Die Transneptunobjekte
    • Pluto, (Pluto ist künftig nur noch ein Zwergplanet (eine Gruppe unter der Planetoiden, Asteroiden etc. zusammengefaßt werden).
      Das Sonnensystem hat seit dem 24. August 2006 nur noch acht Planeten.
      Dies wurde in der Generalversammlung der IAU – Internationalen Astronomischen Union – entschieden
    • Quaoar
    • 2004 DW
    • Sedna

    weitere werden bestimmt noch gefunden…

: Zum Anfang :

Über Sternhaufen…

Ein Sternhaufen ist ein Gebiet erhöhter Dichte von Sternen im Vergleich zum umgebenden Bereich. Die Konzentration gegenüber dem Stern-Hintergrund kann allerdings sehr verschieden sein. Die Sterne eines Haufens gehören nicht nur im räumlichen Sinne zusammen, sondern ebenso dass sie zeitlich gemeinsam entstanden sind.

Kugelsternhaufen

Offene Sternhaufen

Stern-Assoziationen

  • Kugelsternhaufen:
    Bei diesen Objekten geht man häufig von einem gemeinsamen Entstehen der Sterne aus.
    Aufgrund der Gravitation bleiben die Sterne aneinander gebunden. Kugelsternhaufen umgeben die Galaxis in größerer Entfernung und sind wesentlich älter als die offenen Sternhaufen.
    Ihr Alter liegt in der Größenordnung von 10 Milliarden Jahren (das Universum ist nach heutigem Kenntnisstand 12-15 Mrd. Jahre alt).
  • Offene Sternhaufen:
    sind lockere Ansammlungen von Sternen, die aus großen Materiewolken (Gas und Staub) gemeinsam entstanden sind, quasi Sterngeburtsstätten..
    Dennoch lösen sie sich meistens mit der Zeit auf, weil ihre Eigenbewegungen zu verschieden sind. Daher sind viele offene Sternhaufen „astronomisch junge“ Objekte von einem Alter bis zu einigen hundert Millionen Jahren.
    Sie besitzen viele junge, massereiche Sterne, die durch ihre hohe Temperatur v.a. im weiß-blauen Licht strahlen.
  • Stern-Assoziationen:
    sind Sternhaufen die auch als Bewegungshaufen oder Sternströme bezeichnet werden.
    Sie sind mit den Offenen Sternhaufen verwandt und beinhalten vorwiegend junge heiße Sterne, die sich gemeinsam auf einen Fluchtpunkt, dem Vertex, hinzubewegen scheinen.
    Zu ihnen gehören z.B. die Hyaden.

: Zum Anfang :

Was sind variable Sterne ?

Das sind Sterne die unregelmäßige bzw. periodische Helligkeitsschwankungen aufweisen.
Dies ist allerdings nicht mit dem Funkeln der Sterne, wie man es mit bloßem Auge am Himmel sieht, zu verwechseln.

1. Bedeckungsveränderliche

2. Pulsationsveränderliche

3. Eruptiv Veränderliche

  • Bedeckungsveränderliche:
    Bedeckungsveränderliche Sterne sind eigentlich Doppelsternsysteme.
    Wenn die Sterne eines Doppelsternsystems hintereinander vorbeilaufen und sich dabei gegenseitig bedecken kommt es zur Helligkeitsschwankung.
    Ein bedeckungsveränderlicher Stern hat eine periodische Lichtkurve. Die beiden Sterne selbst variieren ihre Leuchtkraft dabei nicht.
    Deswegen werden diese auch manchmal als optische Veränderliche bezeichnet.
  • Pulsationsveränderliche:
    Die Ursache für die Leuchtkraftänderung von Pulsationsveränderlichen liegt darin, dass diese Sterne selbst ihre Zustandsgrößen verändern.
    Vorallem den Radius und die Oberflächentemperatur. Dadurch ändert sich ebenso die Leuchtkraft.
    Dieser Typ von Stern hat aber nichts mit Pulsaren zutun!
  • Eruptiv Veränderliche:
    Dieser Typ von Stern verändert seine Leuchtkraft binnen sehr knapper Zeit teilweise sehr stark. Auch wenn sich die Ausbrüche wiederholen findet man keine periodische Wiederholung. Diesen Typ kann man nochmal unterscheiden in:

    • Zwergnovae oder Kataklysmisch Veränderliche, die in Abständen von 1,5 bis 15 Stunden jederzeitnochmal ihre Leuchtkraft erhöhen können.
    • Novae, bei denen in der Materie, die sie von einem alten roten Riesen abziehen, die Kernfusion zündet und einen schnellen Helligkeitsanstieg bewirkt.
    • Supernovae, der Tod eines Sterns mit einer Masse von ca. 1,6 Sonnenmassen. Eine Supernova ist sehr viel heller als eine Nova.

 

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