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Parallaxe
Das Wort Parallaxe stammt aus dem Griechischen (wörtlich: Vertauschung). Die Parallaxe bezeichnet den Winkel zu einem Punkt von zwei verschiedenen Beobachtungspunkten aus, deren Verbindungslinie bekannt ist. Ein Beispiel ist die jährliche Parallaxe (auch jährliche trigonometrische oder nur trigonometrische Parallaxe genannt) eines Sterns: dazu misst man den Ort eines Sterns in einem Abstand von einem halben Jahr. Sofern der Stern nicht zu weit entfernt ist, kann man die Verschiebung des Sterns gegenüber den weiter entfernten und damit unbewegten Sternen bestimmen und daraus einen Verschiebungswinkel, den parallaktischen Winkel bestimmen (die Messgrenze ist etwa eine hunderstel Bogensekungen oder eine Entfernung von 100 pc oder 300 Lichtjahre, wenn man mit bodengebundenen Instrumenten arbeitet; da dies ein sehr kleiner Winkel ist, war es sehr lange nicht möglich, die Entfernungen selbst zu den Nachbarsternen zu messen.), kann man mit dem Winkel und dem bekannten Erdbahndurchmesser die Entfernung zu dem beobachten Stern bestimmen (über den Tangenssatz mit dem halben Winkel und dem Erbahnradius).
F.W. Bessel konnte 1837/38 erstmals die Entfernung zu einem Stern bestimmen: 61 Cygni hat eine Parallaxe (der parallaktische Winkel wird meistens so abgekürzt; überhaupt ist Parallaxe oft als Synonym für Entfernung gebraucht) von 0.292 Bogensekunden). W. Struve mass zwischen 1835 und 1838 die Parallaxe von Wega: 0.123 Bogensekunden. Die grösste Parallaxe besitzt Proxima Centauri mit 0.762 Bogensekunden. Proxima Centauri gehört zum Mehrfachsternsystem alpha Centauri (auch als Toliman bekannt), dessen Hauptkomponente eine Parallaxe von 0.750 Bogensekunden hat.
Neben der jährlichen Parallaxe, welche die wichtigste im astronomischen Zusammenhang ist, gibt es die tägliche Parallaxe. In diesem Fall misst man, von einem festen Ort aus, die Position eines Objektes mit 12 Stunden Zeitdifferenz. Die Basislänge ist dann genau der Erddurchmesser. Alternativ kann man die Position eines Objekts zur gleichen Zeit von zwei auf der Erde gegenüberliegenden Punkten bestimmen.
Weiter gibt es die säkulare Parallaxe, die aufgrund der Bewegung der Sonne (und mit ihr der Planeten), um das galaktische Zentrum zustande kommt. Diese Bewegung macht pro Jahr 4.1 AU aus. Im Gegensatz zur jährlichen Parallaxe resultiert die säkulare in einer sich aufsummierenden geradlinigen Verschiebung, während die jährliche eine Ellipse ergibt, deren Grösse sich erst dann merklich verändert, wenn die Entfernung zum entsprechenden Objekt sich signifikant geändert hat.
Die astrometrischen Messung beruhend auf Parallaxenmessungen haben mit dem Kopernikus-Satelliten eine Renaissance erlebt. Der Nachfolgesatellit Gaia soll direkte Entfernungsmessungen bis 10 kpc erlauben, was der Entfernung bis über das Milchstrassenzentrum hinaus bedeutet.
Bisweilen findet man auch den Begriff spektroskopische Parallaxe. Tatsächlich bestimmt man hier keinen Winkel oder Verschiebung, sondern den Spektraltyp und die Leuchtkraft eines Sterns, und berechnet aus der so erhaltenen absoluten Helligkeit und der gemessenen scheinbaren Helligkeit die Entfernung des Sterns über den Entfernungsmodul. Gegebenenfalls ist hier die interstellare Extinktion durch Gas- und Staubwolken zu berücksichtigen, da diese die scheinbare Helligkeit verändern.
Parallaktische Montierung
Besser geeignet ist die so genannte parallaktische Montierung, bei der eine der beiden Achsen, die so genannte Stundenachse, parallel zur Erdachse ausgerichtet ist und somit genau auf den Himmelsnordpol zeigt; sie wird daher auch oft als Polachse bezeichnet. Mit Hilfe der Stunden- und der Deklinationsachse kann das Fernrohr auf jeden beliebigen Punkt am Himmel ausgerichtet werden. Dabei werden mit der Stundenachse Bewegungen parallel zum Himmelsäquator, mit der Deklinationsachse Bewegungen parallel zum Meridian ausgeführt. Dreht man nun die Stundenachse mit der Winkelgeschwindigkeit der Erde, aber entgegengesetzt zur Erddrehung, dann wird die durch die Erddrehung hervorgerufene scheinbare Bewegung der Sterne ausgeglichen, und ein eingestelltes Objekt bleibt über längere Zeit im Gesichtsfeld.
Diese Nachführung erfolgt bei den meisten Fernrohren durch einen elektrisch betriebenen Synchronmotor, bei höherwertigen Systemen auch mit quarzgesteürten Schrittmotoren.
Bis auf die billigsten Versionen verfügen parallaktische Montierungen über ausreichend genau Teilkreise in Rektaszension und Deklination, die ein Ausrichten des Teleskops nach Koordinaten ermöglichen; wahrend die Einstellung der Deklination unmittelbar erfolgen kann, braucht man zusätzlich zur Rektaszension noch die aktülle Sternzeit.
Fast ebenso wichtig wie eine sauber laufende prazise Nachführung ist die stabile Aufstellung des Achsenkreuzes. Gerade hier versagen die oftmals billigen “Fernrohre van der Stange” ohne Ausnahme. Wer einen festen Beobachtungsplatz hat, kann das wacklige Holzdreibein durch eine stabile Säule ersetzen. Wer dagegen sein Fernrohr immer erst in den Kofferraum des Autos packen und zu einem günstigen Beobachtungsort fahren muss, sollte sich zumindest ein Dreibeinstativ aus massiven Vierkantholzern bauen.
Parsec
[parsec] Als pc abgekürzte Entfernungseinheit in der Astronomie, ausgeschrieben: Parallaxensekunde. 1 pc sind 3.26 Lichtjahre. Eine Parallaxensekunde ist die Entfernung, in welcher ein Objekt unter einer jährlichen trigonometrischen Parallaxe von 1 Bogensekunde verschoben erscheint. Parsec ist die gebräuchliche Entfernungseinheit für Entfernungen in der Sonnenumgebung, Kiloparsec (kpc) für Entfernungen innerhalb der Galaxies (oder einer Galaxie im allgemeinen) und Megaparsec (Mpc) für Entfernungen zwischen Galaxien. Das Universum ist von der Grössenordung Gigaparsec (Gpc).
Phobos
Einer der beiden kleinen Marsmonde. Er wurde zusammen mit seinem Compagnion Deimos von A. Hall im Jahr 1877 entdeckt. Phobos ist der innere der beiden Monde mit einem Abstand von 9300 km vom Marszentrum, bzw. 5900 km von der Marsoberfläche. Mit seiner Umlaufzeit von nur 7 h 39 min ist der schneller als die Marsrotation und erscheint daher dem Beobachter auf der Marsoberfläche gegenläufig (von West nach Ost). Die kurze Seite von Phobos misst etwa 20 km, die lange 28 km. Die Oberfläche weist viele, zum Teil sehr grosse Einschlagskrater auf.
Photosphäre
Die sichtbare Schicht der Sonne. Sie hat etwa 60000. Nach aussen hin (Richtung Chromosphäre) fällt die Dichte steil ab. Die Photosphäre sitzt auf der Konvektionszone, deren oberen “Rand” man als Granulation (Mesogranulation, Supergranulation) beobachten kann.
Pisces
Im deutschen als Fische bekanntes kleines Sternbild in der Ekliptik, also eines der sogenannten Tierkreiszeichen. →
Planet
Das aus dem Griechischen stammende Wort (planetes = Umherschweifende) bedeutet Wanderer, Wandelsterne. In der Antike wurden diejenigen ständig vorhandenen Himmelskörper (keine Kometen, Meteore, etc.), die sich relativ zu den anderen fixen (Fixsternen) bewegten, als Planeten bezeichnet. Obgleich von gleicher oder sogar grösserer Helligkeit sind die Planeten im Vergleich zu den Sternen sehr leuchtschwache und kleine Gebilde, ohne eigene starke Energiequelle wie jene. Nur aufgrund der Nähe sind sie gut sichtbar. Tatsächlich können bislang nur die Planeten unseres eigenen Sonnensystems direkt beobachtet werden. In diesem unterscheiden sich die Planeten in zwei Gruppen: die inneren (Gesteins)Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars (von innen nach aussen), und die jenseits der Marsbahn um die Sonne kreisenden Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Der Pluto bildet eine Ausnahme in vielerlei Hinsicht (Exzentrität der Bahn, Bahnneigung, Zusammensetzung). Die Planeten von Merkur bis Saturn waren bereits in der Antike bekannt (macht also mit Mond und Sonne acht bewegte Körper). Die vier grössten Monde des Jupiter entdeckte wahrscheinlich Galilei als erster mit einem Fernrohr. 1781 wurde der Uranus von William Herschel gefunden (was ihm eine Karriere als Astronom dank einer königlichen Pension sicherte). Neptun wurde von Galle 1846 nach Berechnungen von Leverrier (und zeitgleich von Adams) lokalisiert. Pluto wurde 1930 von Tombaugh nach Vorarbeit vor allem von Powell entdeckt.
Planetarischer Nebel
Planetarische Nebel haben nichts mit Planeten zu tun, ausser dass sie bei ihrer Entdeckung von ihrem Entdecker, William Herschel, aufgrund ihrer Ausdehnung für Planeten gehalten wurden. Um 1790 erkannte Herschel, dass es sich um Gasnebel handelte, die er für entstehende Sterne hielt. Tatsächlich sind PNs absterbende Sterne, die ihre Hülle abgeblasen haben. Der freiliegende Kern kontrahiert zu einem weissen Zwerg mit Oberflächentemperaturen von bis zu mehr als 100000 Grad (Kelvin oder Celsius; spielt keine grosse Rolle mehr), dessen UV-Strahlung die expandierende Hülle zum Leuchten anregt. PNs strahlen einen grossen Teil ihres Lichtes in verbotenen Linien ab, dass sind Spektrallinien, die in irdischen Labors nicht erzeugt werden können, da die Atome selbst in Hochvakuum (was man halt so Vakuum nennt auf der Erde) zu oft zusammenstossen, wodurch die sogenannten angeregten Zustände (durch Stösse) abgeregt werden und kein Licht ausgesandt wird. Im All ist das Vakuum ein bisschen besser, so dass diese Atome mit den angeregten Zuständen diese so lange behalten, bis ihnen einfällt, dass sie mal einen Lichtstrahl wegschicken könnten.
Plejaden
Ein naher (etwa 100 pc Entfernung), offener Sternhaufen im Sternbild Stier mit etwa 130 bekannten Mitgliedern. Die Plejaden sind auch unter dem Namen Siebengestirn bekannt, obgleich mit blossem Auge in der Regel nur 6 Mitglieder sichtbar sind, unter exzellenten Bedingungen 10.
Pluto
Der – in der Regel – äusserste Planet des Sonnensystems mit einer Umlaufzeit von 230 Jahre. Der Pluto wurde als letzter Planet von Tombaugh 1930 nach Vorarbeiten von, v.a., Powell entdeckt. Zwischen 1979 und 1999 hat Pluto die Rolle als äusserster Vorposten unseres Planetensystems aufgrund seiner stark exzentrischen Umlaufbahn dem Neptun überlassen (Perihel 1989, nächstes Aphel 2113). Pluto (Durchmesser etwa 2200 km) besitzt einen, im Vergleich zu ihm, sehr grossen Mond namens Charon (Durchmesser etwa 1100 km; entdeckt von Christy 1978). Bei einem Abstand von 19000 km beträgt die Umlaufzeit etwa 6 Tage und 9 Stunden. Dank der günstigen Bahnlage von Pluto und Charon konnte die Plutooberfläche mit dem HST relativ gut kartiert werden. Pluto ist bislang der einzige Planet, der noch nicht von einem künstlichem Satelliten (heim)besucht wurde. Pluto hat den Status “Planet” verloren und wird nun als Zwergplanet bezeichnet.
Polachse
Die Polachse, auch Stundenachse genannt, ist die parallel zur Erdachse ausgerichtete Achse einer parallaktischen Montierung. Senkrecht zur Polachse ist die Deklinationsachse angebracht.
Polarisation
Elektromagnetische Strahlung ist eine Wechselspiel von einem elektrischen mit einem magnetischen Feld, welche immer zueinander senkrecht stehen. Somit genügt die Angabe einer Komponente, in der Regel der des elektrischen Wechselfeldes. Das elektrische Feld kann immer in einer festen Raumrichtung schwingen (anschaulich gesprochen “rauf und runter” oder “links und rechts” in Bezug auf die Ausbreitungsrichtung des Lichtstrahls), was man lineare Polarisation nennt, oder die Raumrichtung periodisch variieren (der Lichtvektor beschreibt eine “Korkenzieherlinie”), was man zirkulare Polarisation nennt. Die Polarisation kann wichtige Hinweise auf die Entstehungsprozesse der Strahlung liefern. Reflektierte Strahlung weist beispielsweise oft eine feste Polarisationsrichtung auf. Diesen Effekt kann man auf der Erde beobachten, wenn man eine Kamera mit Polarisationsfilter im rechten Winkel gegen die Sonne gegen den Himmel richtet und den Polarisationsfilter dreht (es sollte keine Wolken haben!).
Polarkreis
Der Polarkreis bezeichnet den Breitengrad von 90 – 23.7 = 66.3 Grad nördlicher oder südlicher Breite. An diesem Breitengrad gibt es an genau einem Tag im Jahr eine “Mitternachtssonne” (zur Sommersonnenwende) und einen Tag ohne Sonnenaufgang (zur Wintersonnenwende). Die 23.7 Grad sind die Neigung der Erdbahnebene (der Bahn der Erde um die Sonne; Ekliptik) zur Äquatorebene.
Polarlicht
Eine atmosphärische Erscheinung, die durch Wechselwirkung von schnellen elektrisch geladenen Teilchen mit Luftmolekülen (vor allem Stickstoff und Sauerstoff) entsteht. Die elektrisch geladenen Teilchen sind vor allem Elektronen und Protonen (Wasserstoffkerne) aus dem Sonnenwind. Da der Sonnenwind Schwankungen gemäss dem Sonnenaktivitätszyklus unterliegt, sind die Polarlichter häufiger in Phasen der aktiven Sonne. Sonnenwindteilchen haben typische Geschwindigkeiten bis 500 km/s, und brauchen somit etwa 2 Tage von der Sonne bis zur Erde. Im Fall von Sonnenstürmen im Gefolge von solaren Ausbrüchen (welche in Zeiten des Maxiumums der solaren Aktivität deutlich häufiger sind) betragen die Geschwindigkeiten auch 800 km/s, und die Teilchen erreichen die Erde in etwa 1 Tag. Hier angekommen, wird der Grossteil im Erdmagnetfeld abgelenkt, und aufgrund der Form des Erdmagnetfeldes in den polaren Zonen tief in die Erdatmosphäre gelenkt (die Pole des Erdmagnetfeldes sind nicht identisch mit den geografischen Polen (die durch die Rotationsachse definiert sind), aber liegen relativ nahe dran). In den tiefen Atmosphärenschichten stossen diese, im Magnetfeld gebundenen, elektrisch geladenen Teilchen mit den Stickstoff- und Saurstoffmolekülen der irdischen Lufthülle zusammen und regen diese so zum Leuchten an (Neonröhreneffekt). In den meisten Fällen bleiben die Polarlichter auf Regionen bis etwa zum Polarkreis beschränkt. In selten Fällen kann man allerdings Polarlichter bis in niedrige Breiten (etwa bis 40 Grad) beobachten.
Die meisten Polarlichter sind grün und/oder rot. Es gibt quasistationäre und zeitlich schnell variable Formen von Polarlichtern. Ebenso zeichnen sie sich durch eine grosse Formvielfalt aus.
Polarnacht
Bei grösseren geografischen Breiten als 66.3 Grad (nördlicher bzw. südlicher Polarkreis) geht an wenigstens einem Tag im Jahr die Sonne nicht auf, d.h. die Bahn der Sonne liegt unterhalb des Horizonts. Am extremsten ist dieser Effekt an den geografischen Polen: so ist im Nordhalbkugelwinter für eine halbes Jahr lang Nacht am Nordpol, und während des Nordhalbkugelsommers (= Südhalbkugelwinters) am Südpol.
Polartag
Der umgekehrte Effekt der Polarnacht: nördlich des nördlichen Polarkreises geht für mindestens einen Tag im Jahr (Sommersonnenwende) die Sonne nicht unter, und je weiter man nach Norden kommt, desto länger ist diese Tagesperiode. Am geographischen Nordpol ist es Tag von Frühjahrsäquinoktium zum Herbstäquinoktium. Auf der Südhalbkugel sind die Zeiten entsprechend um ein halbes Jahr verschoben.
Polarstern
[polaris] Ein Stern am Nordhimmel im Sternbild Ursa minor (kleiner Bär), der nahe am Himmelspol steht (die Abweichung ist derzeit 0.8 Grad). Der arabische Name ist Alrukaba (das Knie). Polaris ist vom Spektraltyp F8 mit einer Oberflächentemperatur von 6300 K, einer Masse von 8 Sonnenmassen und der 2300 fachen Leuchtkraft der Sonne; er ist 130 pc entfernt. Seine scheinbare Helligkeit ist 2.0 mag. Er besitzt einen visuellen Begleiter von 9.0 mag in 18.3 arcsec Abstand und einen spektroskopischen Begleiter mit 30.5 Jahren Umlaufzeit. Polaris ist ursprünglich als delta-Cepheid mit sehr kleiner Amplitude von 0.1 mag klassifiziert, zeigt aber seit 1994 keine Variabilität mehr.
Polbewegung
Die Symmetrieachse der Erde fällt nicht genau mit der Rotationsachse zusammen. Darum “torkelt” die Erde ein wenig, was bezüglich eines weit entfernten, statischen Bezugspunkts bemerkbar ist. Die Polschwankung ist periodisch mit 415 bis 433 Tagen (Chandlersche Periode) und macht etwa 10 bis 15 m von der mittleren Lage aus. Die Schwankung in der Periodendauer hängt mit jahreszeitlichen Änderungen, z.B. durch Vegetationsperioden, Vereisung und Abschmelzen sowie mit Massenverschiebungen im Erdinneren zusammen. Für Beobachter astronomischer Objekte ergibt die Polbewegung eine Abweichung der Polhöhe und der geografischen Breite von maximal 0.35 Bogensekunden. Entdeckt wurde der Effekt von F. Küstner im Jahr 1885 in Bonn. Die 1899 gegründete International Polar Motion Service, IPMS; ursprünglich Internationale Breitenservice) misst kontinuierlich die Polbewegung mit Stationen, die alle auf 39.8 Grad nördlicher Breite liegen. Neben diesen gibt es weltweit verteilte weitere Stationen.
Pollux
Stern von 1.1 mag scheinbarer Helligkeit in 10 pc Entfernung. Es handelt sich um einen Roten Riesen vom Spektraltyp K0 mit 4500 K Oberflächentemperatur und etwa 60 facher Sonnenleuchtkraft.
Polsequenz
Die (Internationale) Polsequenz (IPS) ist eine Reihe von Sternen in der Umgebung des nördlichen Himmelspols, die als Eichsterne für Helligkeitsmessungen dienen. Die schwächsten Sterne sind von 17 mag. Die IPS wurde 1922 eingeführt, nachdem sich herausgestellt hatte, dass der ursprünglich als Standard verwendete Polarstern (Polaris) leichte Helligkeitsschwankungen aufweist. Die Sterne sind deshalb um den Pol gewählt, weil sie so das ganze Jahr hoch am Himmel stehen, und so Refraktion etc, die nahe am Horizont quantitative Lichtmessungen erschweren, minimiert werden. An die IPS wurden in der Folge Kataloge mit anderen Sterne angeschlossen.
Population
Eine Gruppe von Sternen mit ähnlichen Eigenschaften. Die Population l enthält junge, sehr leuchtmächtige und verhältnismässig metallreiche Sterne, die vor allem in den Spiralarmen der Galaxien vorkommen. Dazu gehören u.a. Sterne vom Spektraltyp 0, Cepheiden und offene Sternhaufen. Zur Population 2 gehören alte, metallarme Sterne, die vor allem in den Kernen der Galaxien auftreten. Sie beschreiben meist stark exzentrische Bahnen, die sie weit vom Zentrum der Galaxien wegführen. Zu ihnen gehören u.a. langperiodische Veränderliche, Kugelsternhaufen und Cepheiden vom Typ 2.
Praesepe
[M44] Ein offener Sternhaufen im Sternbild Krebs in 180 pc Entfernung mit etwa 500 Sternen von der scheinbaren Helligkeit 6 mag bis 17 mag. Der Durchmesser ist etwa 4 pc.
Protosterne
Frühe Phase der Sternentwicklung: die Gaswolke, aus der Stern entsteht, ist im Zentrum bereits zu einer sphärischen Anordnung kontrahiert, die in der Regel von einer Gasscheibe (Proplyds) umgeben ist. Der Kern des Protosterns kontrahiert soweit, bis im Kern die Bedingungen für Wasserstoffusion erreicht werden. Nach Einsetzen derselben – schneller für massereiche Sterne, langsamer für massearme – wird das umgebende Gasmaterial durch den beginnenden Sternwind abgeblasen, und der Stern beendet sein Protosterndasein mit dem Einschwenken auf die Hauptreihe im HRD.
Proxima Centauri
Der von der Sonne aus gesehen derzeit am nächsten befindliche Stern in 1.3 pc Entfernung. Er ist auch unter den Namen Toliman und Rigli bekannt.
Pulsar
Kunstwort für PULsating StAR. Pulsare sind rotierende Neutronensterne, die entlang ihrer Magnetfeldlinien stark gebündelte Synchrotronstrahlung emittieren. Liegt die Erde in einem der beiden Strahlkegel, ist der Neutronenstern als Pulsar sichtbar. Manche Pulsare sind im optischen sichtbar (die der im Krebsnebel), die meisten findet man allerdings im Radiobereich. Einige strahlen auch im Röntgenbereich (X-ray pulsars).