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Datum
Eine Zuordnung einer Zahl oder Kombination von Zahlen, um einen Zeitpunkt zu charakterisieren (eindeutig zu beschreiben). In der Regel werden Daten so gewählt, dass man mit Hilfe eines Kalenders einfach Differenzen zwischen verschiedenen Daten (Mehrzahl von Datum) bilden kann. Eine Datumsangabe ist vollständig, wenn sie einen Nullpunkt und die seitdem vergangene Zeit in einer Zeiteinheit angibt. Der “alltägliche” Kalender der westlichen Welt verwendet als Nullpunkt “die Geburt Christi” (auch wenn die wohl nicht in dem Jahr war; weniger religiös veranlagte Menschen nennen das auch die Zeitenwende) und besteht aus der Anzahl Jahre, Monate, Tage und der Uhrzeit, die seither vergangen ist. Zum Beispiel 25. März 2002, 19:54.
Dämmerung
In der Astronomie verwendet man ein Datum, dass das Berechnen von Zeitunterschieden einfacher zulässt als in der obigen Datumsangabe. Das ist das julianische Datum, auch als j.D. oder J.D. abgekürzt, welches als Nullpunkt den 1.1.4713 v. Chr 12 h UT (Universal Time) hat und in Tagen gezählt wird. Es geht auf J. Scaliger zurück.
Deklination
Der Winkelabstand zwischen einem Himmelsobjekt (z.B. einem Stern) und dem Himmelsäquator.
Deklinationsachse
[declination axis] Bei äquatorialen Montierungen ist die Deklinationsachse senkrecht zur Polachse angebracht und erlaubt die Bewegung des Teleskops in Richtung der Deklination.
Deklinationskreis
[declination circle] Ein Grosskreis am Himmel durch die beiden Pole. Alle Punkte entlang eines Deklinationskreisen haben den gleichen Stundenwinkel (Rektaszension).
Deimos
[Deimos] Der äussere der beiden Marsmonde, der sich auf einer fast kreisförmigen mit einer Exzentrität von 0.001 in 23459 km Entfernung vom Marszentrum in 30 h 18 min 42 s um seinen Planeten bewegt. Die Inklination der Bahn zum Marsäquator ist 1.82 0, die Bahn ist rechtläufig. Deimos rotiert (wie der Erdmond) gebunden um den Mars, d.h. seine Rotationsdauer ist gleich seiner Umlaufzeit. Seine Form ist unregelmässig, die Grösse etwa 10 km mal 12 km mal 15 km. Die Masse ist 2 * 1015 kg, seine mittlere Dichte ist 1.9 g/cm3. Die scheinbare visuelle Helligkeit ist 12.7 mag, die Albedo 0.02. Von Marssonden wurde die Oberfläche untersucht, welche durch unzählige Krater charakterisiert ist. Die Oberfläche besteht aus Staub und Gesteinstrümmern (Regolith), die von den Meteoriteneinschlägen herrühren. Aus Spektraluntersuchungen ergab sich eine Ähnlichkeit mit kohligen Chondriten. Entdeckt wurde Deimos 1877 von A. Hall.
Del
Abkürzung für das Sternbild Delphinus. →
Delta Cephei
[delta Cephei] -Cephei ist ein Doppelstern im Kepheus. Die hellere der beiden Kompoenten ist der Prototyp der pulsationsveränderlichen Sterne der Klasse der delta-Cepheiden. Er hat eine Periode von 5.37 d, seine scheinbare visuelle Helligkeit schwankt zwischen 3.5 mag und 4.4 mag.
Denebola
Eigenname für den Stern beta Leonis. Es ist ein Zwergstern (Leuchtkraftklasse V) des Spektraltyps A3 und der scheinbaren visuellen Helligkeit von 2.1 mag. Die Entfernung beträgt 12 pc. Es ist ein Doppelsternsystem mit einer Separation von 176″. Der Begleiter hat eine scheinbare visuelle Helligkeit von 7.6 mag. Der Name stammt aus dem Arabischen und bedeutet Schwanz des Löwen.
Deneb
Daneb ist wahrlich einer der grossen Sterne in der Milchstrasse. Seine Name stammt aus dem arabischen und bedeutet “Schwanz”. Er ist der neunzehnhellste Stern am Himmel und symbolisiert den Schwanz von Cygnus dem Schwan, einer klassischen Figur, die ewigen Süden entlang der Milchstrasse fliegt. Ausserdem bildet Daneb die westliche Spitze des berühmten Sommer Dreiecks mit Altair und Vega.
Daneb ist 1600 – 3200 Lichtjahre von uns entfernt und leuchtet zwischen 60.000 – 250.000-mal heller als unsere Sonne und macht ihn damit zum hellsten Stern seiner Klasse in der gesamten Galaxie. Daneb ist ein wahrer Supergigant, anhand seiner Oberflächentemperatur von 8400 Kelvin hat man seinen Durchmesser auf 200 Sonnendurchmesser geschätzt. Mit einem Gewicht von 25 Sonnenmassen ist er dazu verurteilt, in den nächsten Millionen Jahren zu explodieren. Das Licht des Sterns ist konstant, doch sein Spektrum ist geringfügig variabel. Er ist einer der beeindruckendsten Sterne, die man mit blossem Auge sehen kann.
Deutsche Montierung
[german mounting] Ein Konstruktionstyp der äquatorialen Montierungen. Die aufrechte Polarachse und die Deklinationsachse bilden ein T. Das Teleskop ist an das eine Ende der Deklinationsachse montiert, die andere trägt Gegengewichte. Die Montierung wurde von Joseph Fraunhofer erfunden, und wird heute noch bei kleinen Teleskopen verwendet.
Dione
Mit 1120 km Durchmesser der viertgrösste Mond von Saturn, auch als Saturn IV bekannt; die Masse ist 1.05 *1021 kg, die Dichte ist 1.43 g cm-3. Dione umkreist den Saturn rechtläufig in 2737 Tagen in einer Entfernung von 377400 km halbgebunden, d.h. die Umlaufperiode entspricht der Rotationszeit. Die Bahnexzentrität beträgt 0.002, die Inklination ist klein. In Opposition ist die scheinbare Helligkeit 10.7 mag. Die mittlere Albedo ist 0.5.
Es handelt sich offenbar um einen eisartigen Mond mit einem Gesteinskern. Die Oberfläche ist durch Voyager 1 und 2 untersucht worden.
Diphda
Eigenname des Sterns beta Ceti, auch unter dem Namen Deneb Kaitos bekannt. Es ist ein Riese (Leuchtkraftklasse III) des Spektraltyps K0 und der scheinbaren visuellen Helligkeit von 2.0 mag. Die Entfernung beträgt 16 pc.
Dioptrie
Die Brechkraft einer Linse ist das Reziproke der Brennweite, also eins geteilt durch die Brennweite. Sie wird in dpt (Dioptrie) angegeben.
Doppelstern
Ein Sternpaar, das sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegt. Als Doppelstern bezeichnet man auch weniger häufig zwei Sterne, die zwar nahe beieinander zu sehen sind, in Wirklichkeit jedoch sehr unterschiedliche Entfernungen von der Erde haben (optische Doppelsterne) oder zwei Sterne, deren Bewegungen zwar miteinander in Verbindung stehen, einander jedoch nicht umkreisen (physische Doppelsterne). Ungefähr 50% aller Sterne sind Mitglieder von Doppel- bzw. Mehrfachsystemen. Letztere bestehen aus mehr als zwei Komponenten. Es wird angenommen, dass die Komponenten von Doppel- bzw. Mehrfachsternsystemen gleichzeitig entstehen. Unter visuellen Doppelsternen versteht man Sterne, die mit einem Teleskop als solche gesehen werden können. Es gibt relativ wenig visuelle Doppelsterne, da die Entfernungen zwischen den Komponenten im Vergleich zu interstellaren Entfernungen sehr klein sind. Beispiele für visuelle Doppelsterne sind Capella, Procyon, Sirium und Alpha Centauri.
Dobson-Teleskop
Ein Spiegelteleskop der Bauart Newton, das auf einer altazimutalen Montierung sitzt. Es ist in der Regel drehbar auf einer Bodenplatte montiert. Es ist bei Amateuren beliebt, da es für visuelles Beobachten dank grosser Öffnung gut geeignet ist.
Doppelgalaxie
[binary galaxy] Zwei Galaxien, die gravitativ gebunden umeinander rotieren. Es ist nicht einfach, echte Doppelgalaxien von falschen, d.h. welchen, die zwar am Himmel nahe aneinander stehen, aber in verschiedenen Entfernungen liegen, zu unterscheiden. Wenn das Paar eng ist, werden die Sternbahnen stark beeinflusst, was zu einem Orbitzerfall der beiden Galaxien und letztlich zur Verschmelzung der beiden Galaxien führt.
Doppelsternhaufen
[Double Cluster] Der auch als h- und chi-Persei bekannte Doppelsternhaufen, auch NGC 869 und NGC 884. Beide Sternhaufen haben eine Ausdehnung von etwa einem halben Grad und sind etwa 450 parsec entfernt. Sie liegen im Perseus-Arm der Galaxis und gehören zur Perseus OB1-Assoziation. Beide Haufen sind nur wenige Millionen Jahre alt.
Doppelsterne
Als Doppelsterne werden Sterne bezeichnet, die nahe beieinander am Himmel stehen. Eine Teil dieser Doppelsterne sind nur scheinbare Doppelsterne, da sie sich in verschiedenen Entfernungen vom Sonnensystem befinden; sie werden als optische Doppelsterne bezeichnet. Die “echten” Doppelsterne, physische Doppelstern oder Binärsterne genannt, sind gravitativ aneinander gebunden. Neben den sichtbaren physischen Doppelsternen gibt es noch die spektroskopischen Doppelsterne, die so nahe aneinander stehen, dass sie nicht mehr in einem Teleskop aufgelöst werden können. Mit Hilfe einer spektroskopischen Untersuchung kann man charakteristische Verschiebungen der Sternspektren messen, an Hand derer man die spektroskopischen Doppelsterne identifizieren kann. In manchen Fällen ist die Umlaufbahn der Sterne so gelegen, dass sie sich abwechselnd verdecken. Diese Gruppe nennt man Bedeckungsveränderliche oder photometrische Doppelsterne.
Neben den getrennten Doppelsternen gibt es noch weitere: Extrem enge Doppelsternsysteme können sogar Materie austauschen (halbgetrennte Systeme). Dies tritt dann ein, wenn einer der beiden Sterne sein sogenanntes Roche-Volumen ausfüllt. Ist diese der Fall, ist ein Teil der Materie dieses Sterns schwächer an ihn selbst gebunden als an seinen Begleiter, auf welchen diese Materie dann überströmt. Oft verursacht dieses überströmende Material auf dem Begleiter explosionsartige Ausbrüche. Solche Doppelsternsysteme nennt man kataklysmische Veränderliche. Die Novä gehören zu dieser Gruppe. Im Extremfall haben die engen Doppelsterne eine gemeinsame Hülle (Kontaktsysteme, common envelope).
Man schätzt, dass die Hälfte oder mehr aller Sterne (bis 80%) sich in Doppel- oder Mehrfachsternsystemen befinden. Dabei laufen die einzelnen Komponenten um den gemeinsamen Schwerpunkt, der auch innerhalb einer der Komponenten liegen kann, wenn die Massenunterschiede sehr gross sind. Visuelle Doppelsterne werden oft dafür benutzt, das “Seeing”, als die Qualität der Beobachtungsbedingungen an einem Ort zu einer bestimmten Zeit, zu bestimmen.
Die Sterne eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems nennt man Komponenten, manchmal auch Mitglieder. Wenn die Komponenten sehr unterschiedlich sind, wird die dominierende als Hauptkomponente bezeichnet.
Doppelsterne haben Umlaufzeiten von einigen Minuten bis zu wenigstens mehreren hundert Jahren.
Drache
[draco] Sternbild der Nordhemisphäre mit dem lateinischen Namen Draco, dem Genitiv Draconis und der Abkürzung Dra. Es ist ein langes, gewundenes Sternbild zwischen dem grossen und dem kleinen Bären. Der Kopf des Drachen liegt nahe bei der Wega. Der hellste Stern ist gamma Draconis mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 2.2 mag, auch als Eltanin bekannt. Alpha Draconis alias Thuban mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 3.7 mag ist einer der Sterne, die im Lauf der Präzessionsperiode Polarstern sind. Das an sich sternarme Sternbild hat eine Reihe Doppelsterne. Der Nordpol der Ekliptik liegt im Sternbild Drache.
Dreiecksnebel
[triangulum galaxy] Die auch als Triangulumsgalaxie genannte Scheibengalaxie M33 oder NGC 598 im Sternbild (nördliches) Dreieck. Sie gehört zur Lokalen Gruppe und ist von uns aus fast face-on zu sehen. Sie ist vom Hubble-Typ Sc, ist etwa 10 im Durchmesser, hat eine scheinbare visuelle Helligkeit von 6 mag und ist 0.89 Mpc entfernt. Damit ergibt sich ein 1470;echter Durchmesser 1480; von 16 kpc.
Dubhe
[Dhube] Eigenname des Sterns alpha Ursä Majoris. Er hat eine scheinbare visuelle Helligkeit von 1.8 mag, hat eine Spektraltyp K0, Leuchtkraftklasse III, und ist knapp 30 parsec entfernt. Er hat einen Begleiter vom Spektraltyp A8 mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 4.8 mag. Es ist einer der beiden “Zeigersterne” für den Polarstern. Der Name stammt aus dem arabischen, dubb, und bedeutet Bär.
Dunkelwolken
[dark nebula] Wolken aus Gas und Staub, welche das Licht von dahinterliegenden Objekten abschwächen oder auslöschen können. Die Absorption des Lichtes ist abhängig von der Wellenlänge, also auch von der Farbe. Rotes Licht wird weniger stark gestreut als blaues (kurzwelliges) Licht. IR- und Radiostrahlung wird nur wenig abgeschwächt, so dass die Dunkelwolken in diesen Spektralbereich durchsichtig erscheinen. Das “Verschlucken” des Lichtes nennt man auch Extinktion.
Bekannte Beispiele für Dunkelwolken ist der Pferdekopfnebel und der Kohlensack im Kreuz des Südens. Die Dunkelwolke Rho Ophiuchi bedeckt mit fast 1000 Quadratgrad fast 2% des Himmels. Die verhältnissmässig kleinen Bok-Globulen, welche man beispielsweise auf HST-Aufnahmen vom Orionnebel erkennen kann, gehören auch in die Kategorie der Dunkelwolken. Etwa 30% der Milchstrasse sind mit Dunkelwolken bedeckt. Die meisten davon sind zwischen 3 und 100 pc gross, wobei die grösseren häufig eine Fragmentierung (Unterteilung) aufweisen. Die Globulen haben Durchmesser von 0.005 bis 1 pc.
Die Dunkelwolken bestehen zu etwa 1%. An diesen Staubteilchen können sich Atome und Moleküle anlagern, wachsen, und wieder abgetrennt werden. Vermutlich ist dies ein effizienter Mechanismus für die Bildung von (komplexen) Molekülen.
Die Temperaturen in den Kernen der Dunkelwolken betragen nur etwa 10 K. In diesen Regionen können Instabilitäten auftreten, wachsen und zur Bildung von Sternen führen.