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Himmelsobjekte
Inhaltsverzeichnis
- Die Elektromagnetische Strahlung
- Das Frequenzspektrum des Lichtes
- Sterne
- Hertzsprung-Russel-Diagramm = Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm
- Doppelsterne und Mehrfachsterne
- Veränderliche Sterne
- Sternhaufen
- Nebel
- Galaxien
- Sternsysteme
Die Elektromagnetische Strahlung, vor allem ihr sichtbarer Teil – das Licht – ist unsere einzige Informationsquelle über die Objekte des Weltraums. Das Licht setzt sich aus einer Reihe von Spektralfarben zusammen, die durch die Wellenlänge Lambda charakterisiert sind. Sie wird in Nanometern angegeben: 1 nm = 10-9 m = 1 Milliardstel Meter. Das kontinuierliche Spektrum der sichtbaren Strahlung reicht von Violett (Lambda = 300 nm) über Blau, Gelb, Orange bis zu Dunkelrot (Lambda = 700nm). Manche Objekte senden kein kontinuierliches Spektrum aus, sondern strahlen nur in ganz bestimmten, sehr eng begrenzten Farbbereichen (Spektrallinien).
Unser Sehvermögen ist kein besonders sensitiver Detektor für Farbnuancen. Von Ausnahmen abgesehen, nehmen wir den entfernten Weltraum mehr oder weniger nur schwarz-weiss wahr. Ein objektiveres und genaueres Bild bieten uns in Verbindung mit grossen Fernrohren die Photographie oder moderne Methoden elektronischer Bildaufzeichnung und -verarbeitung. Für wissenschaftliche Zwecke wird das untersuchte Objekt in der Regel getrennt in verschiedenen Spektralfarben dargestellt.
Nicht weniger wichtig für das komplexe Erkennen eines Weltraumobjekts ist seine für uns nicht sichtbare Strahlung. Die Erdatmosphäre lässt nämlich neben dem sichtbaren Licht nur einige Bereiche der infraroten und Radiostrahlung auf die Oberfläche unseres Planeten gelangen. Im ganzen Umfang des elektromagnetischen Spektrums kann man heute kosmische Objekte mit Hilfe von Spezialgeräten von künstlichen Erdsatelliten aus beobachten. Neben der klassischen optischen Astronomie wird der Kosmos auch mit den Mitteln der Radioastronomie sowie der Infrarot-, der Ultraviolett- und der Röntgen- und Gammaastronomie erforscht. Die Aufzeichnungen der entsprechenden Detektoren lassen sich dann je nach Bedarf zu Bildern in beliebigen Farben verarbeiten, die z. B. die Verteilung der Strahlungsintensität ausdrücken.
Das Bild links zeigt ein kontinuierliches Spektrum im sichtbaren Bereich der Elektromagnetischen Strahlung.
Die Tabelle zeigt den Frequenz-Bereich des Lichtes mit den Farbnamen und der relativen Augenempfindlichkeit des Standard-Betrachters für die sichtbaren Lichtbänder für die synoptischen und photoptischen Sensoren des menschlichen Auges.
|Band Name||Frequenz Bereich||Relative Empfindlichkeit|
|Scotoptic||Photoptic|
|Sehr fernes Infrarot||300 GHz - 7.3 THz||0% - 0%||0% - 0%|
|Fernes Infrarot||7.5 THz - 49.2 THz||0% - 0%||0% - 0%|
|Mittleres Infrarot||50 THz - 187.5 THz||0% - 0%||0% - 0%|
|Nahes Infrarot||200 THz - 400 THz||0% - 0%||0% - 0%|
|Sichtbares Rot||400 THz - 482 THz||0% - 0.5%||<0.1% - 3%|
|Sichtbares Orange||482 THz - 502 THz||0.5% - 4%||3% - 6.5%|
|Sichtbares Gelb||502 THz - 520 THz||4% - 20%||6.5% - 90%|
|Sichtbares Grün||520 THz - 610 THz||18% - 95%||90% - 35%|
|Sichtbares Blau||610 THz - 659 THz||95% - 60%||30% - 6%|
|Sichtbares Violett||659 THz - 811 THz||60% - 0.2%||6% - <0.1%|
|Nahes Ultraviolett||811 THz - 1.0 PHz||0% - 0%||0% - 0%|
|Fernes Ultraviolett||1.0 PHz - 1.5 PHz||0% - 0%||0% - 0%|
|Extremes Ultraviolett||1.5 PHz - 30 PHz||0% - 0%||0% - 0%|
Potenzen
|1'000'000||=||1 MHz (1 Mega Herz)||=||1 x 106 Hz|
|1'000'000'000||=||1 GHz (1 Giga Herz)||=||1 x 109 Hz|
|1'000'000'000'000||=||1 THz (1 Tera Herz)||=||1 x 1012 Hz|
|1'000'000'000'000'000||=||1 PHz (1 Peta Herz)||=||1 x 1015 Hz|
|1'000'000'000'000'000'000||=||1 EHz (1 Exa Herz)||=||1 x 1018 Hz|
Scotoptic : Stäbchen
Die Stäbchen sind die Helligkeits-Sensoren des Auges und sind in der peripheren Regionen der Retina angesiedelt. Ihre Dichte beträgt etwa 150'000 Stäbchen pro mm². Die maximale Empfindlichkeit ist etwa bei 594 THz irgendwo zwischen Grüngelb und Türkis.
Photoptic : Zäpfchen
Die Zäpfchen sind für das Farbsehen verantwortlich. Sie sind in der Fovea (Sichtzentrum) konzentriert und es gibt etwa 10'000 Zäpfchen innerhalb eines Durchmessers von 0,3 mm². Ihre Dichte beträgt etwa 1'000 pro mm². Die maximale Empfindlichkeit liegt bei 545 THz bei einem Grün nahe von Gelb. Es gibt drei verschiedene «Farb» Zäpfchen:
|Typ

(Wellenlänge)
|Farbe||max.

Empfindlichkeit
|Menge|
100%
|S (short)||Blau||660 THz||11%|
|M (medium)||Grün||570 THz||30%|
|L (long)||Rot||480 THz||59%|
Wirkungsgrad / Empfindlichkeit
Weil die Zäpfchen etwa 150 mal weniger dicht angeordnet sind als die Stäbchen ist die Nachtsicht farblos («In der Nacht sind alle Katzen grau.», wie das Sprichwort sagt). Da sich die Stäbchen nicht im Zentrum befinden, muss man etwas neben dem lichtschwachen Objekt vorbei blicken, um es besser zu sehen. Eine Erfahrung, welche Hobby-Astronomen schon oft gemacht haben.
Sterne sind heisse, aus Plasma bestehende, meist sphärische Objekte. Sie sind viel massereicher als die Planeten und haben in ihrem Inneren eine thermonukleare Quelle von Strahlungsenergie. Als Mass zum Vergleich des Durchmessers, der Masse, der Leuchtkraft und weiterer Eigenschaften der Sterne wird häufig die Sonne (1 Sonne) verwendet, die ein mittlerer Stern ist.
Am Firmament sieht man die Sterne als verschieden helle Lichtpunkte. Ihre Helligkeit wird in Einheiten der scheinbaren Sterngrösse m (magnitudo) angegeben. Die schwächsten mit freiem Auge gerade noch sichtbaren Sterne haben ungefähr die sechste Grösse (+6m0), die hellsten Sterne etwa die nullte Grösse (0m0), Sirius sogar -1m4. Um die Leuchtkraft der Sterne objektiv beurteilen zu können, rechnet man ihre scheinbare Sterngrösse in die absolute Sterngrösse M um, wie sie die Sterne in einer Einheitsentfernung von 10 Parsec (32,6 Lichtjahren) hätten. Um eine solche Umrechnung durchführen zu können, muss man natürlich die Entfernung des Sterns kennen.
Die Entfernung eines Sterns bestimmt man am genauesten durch eine trigonometrische Methode mit Hilfe der Parallaxe; dies ist der Winkel, unter dem der Erdbahnradius vom Stern aus erscheinen würde. Diese Methode ist jedoch bei Entfernungen von mehr als etwa 300 Lichtjahren nicht anwendbar, weil in solchen Fällen der parallaktische Winkel unmessbar klein ist. Deshalb verwendet man auch Methoden, denen ein umgekehrtes Vorgehen zugrunde liegt. Wenn es gelingt, die absolute Sterngrösse M unabhängig von der Sternentfernung zu bestimmen, dann kann man aus der Differenz M - m durch einfache Rechnung die Entfernung ableiten. Den Wert M erhält man z. B. aus dem Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm, in das man einen Stern nach seiner Spektralklasse einordnet. Solche indirekt abgeleiteten Entfernungen können natürlich keinen Anspruch auf grosse Genauigkeit erheben und in Einzelfällen um 30 % und mehr von der tatsächlichen Entfernung abweichen. Unterschiede – für den Laien sogar erstaunliche Unterschiede – treten auch bei Entfernungsangaben ein und desselben Objekts nach verschiedenen Quellen auf. Nichtsdestoweniger kann man es als einen grossen Erfolg der Astronomie ansehen, dass es ihr gelungen ist, ein recht korrektes Bild von der räumlichen Verteilung der Objekte im Weltraum und ihren gegenseitigen Beziehungen zu zeichnen.
Eine Schlüsselstellung für das nähere Erkennen der Sternenwelt, ihrer Eigenschaften und Entwicklung, hat das Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm – Hertzsprung-Russell-Diagramm. Mit ihm hängt die Einteilung der Sterne in Spektralklassen zusammen.
Sterne entstehen durch einen Gravitationskollaps interstellarer Staub- und Gaswolken. Ein Stern beginnt voll zu leuchten, wenn der Wasserstoff in seinem Kern «zündet». Dann tritt der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm in die Hauptreihe ein, wo er die längste Zeit seines Lebens verbringt. Das Schicksal eines Sterns ist bereits bei seinem Entstehen bestimmt: entscheidend ist seine Anfangsmasse. Je massereicher ein Stern ist, desto schneller verbrennt er seinen Wasserstoff, desto höher ist seine Temperatur und Leuchtkraft und desto früher erschöpft er sein Wasserstoff-Brennmaterial; er verlässt dann die Hauptreihe und wird für eine vorübergehende Zeit zum Riesen oder Überriesen. In seinem Inneren werden komplizierte Kernreaktionen in Gang gesetzt, und nach Erschöpfung des Kernbrennstoffs tritt er schliesslich in sein Endstadium ein. Der gewaltigen Gravitation kann keine Strahlungsenergie aus dem Inneren des Sterns mehr Widerstand leisten, es kommt zu einem raschen Kollaps, der manchmal mit einer Explosion und der Zerstreuung eines Teils der Sternmasse in den Raum verbunden ist. Je nach der Masse des zusammenbrechenden Sterns entsteht dann entweder ein weisser Zwerg, ein Neutronenstern oder, bei sehr massereichen Sternen, ein Schwarzes Loch.
Betrachten wir eine sternenreiche Gegend am Himmel, so stellen wir fest, dass die Sterne unterschiedlich hell leuchten, weil sie einerseits eine unterschiedliche Leuchtstärke haben und andererseits ihre Entfernungen zu uns sehr unterschiedliche sind. Ferner stellen wir fest, dass die Sterne in unterschiedlichen Farben leuchten. Diese Farbnuancen hängen von der Temperatur der Sterne ab: die heissesten Sterne strahlen vorwiegend blaues, die kühlsten rotes Licht aus.
Um die Leuchtstärke der Sterne zu vergleichen, stellt man sie in verschieden grossen Scheiben dar, je grösser die Leuchtstärke, desto grösser die Scheibe. Damit wird ausgedrückt, dass ein Stern mit grösserer Oberfläche leuchtstärker ist als einer mit kleiner Oberfläche. Die Farben der Scheiben zeigen die Temperatur der Sterne an. Die Sterne werden in verschiedene Spektralklassen eingeordnet. Das folgende Bild zeigt nur die 6 Hauptklassen B, A, F, G, K, und M. In Wirklichkeit gibt es eine kontinuierliche Folge von Sterntemperaturen, und eine Spektralklasse geht in die nächste über.
Das chaotische Scheibengemisch wird nun nach der Leuchtstärke L und nach den Farben (Temperatur) sortiert. Wir erhalten Säulen mit gleichfarbigen Scheiben nach ihrer Grösse von oben nach unten sortiert. Alle Sterne am Himmel, oder zumindest eine sehr grosse Anzahl wird auf diese Weise dargestellt, auch unsere Sonne. Sie dient als Masseinheit mit einer Leuchtstärke L = 1. Die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt ca. 6'000 K. Wie wird nun unser Scheibendiagramm aussehen? Es ist sicher zu erwarten, dass bei genügend grosser Anzahl aufgenommener Sterne sich diese gleichmässig auf alle Scheibengrössen und -Farben verteilen.
Es zeigt sich aber ein völlig anderes Bild. Die meisten Sterne reihen sich auf dem Diagramm auf einer Diagonalen entlang der sogenannten Hauptreihe (1) an. Eine weitere Gruppierung bildet sich bei den grossen, roten Scheiben, den Riesen oder Überriesen (2). Eine Dritte Gruppe bildet sich bei den kleinen, heissen Sternen, den weissen Zwergen (3).
Damit haben wir das Hertzsprung-Russel-Diagramm in seiner einfachen Form erstellt.
Doppelsterne und Mehrfachsterne sind die einfachsten Sternsysteme, die sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Wenn man die Komponenten eines Doppelsterns mit einem Fernrohr unterscheiden kann, spricht man von einem visuellen Doppelstern. Wenn hingegen die Komponenten so nahe beieinander liegen, dass man sie optisch nicht auseinanderhalten kann, und wenn sich der Doppelcharakter erst im Spektrum feststellen lässt, dann handelt es sich um einen spektroskopischen Doppelstern. Besondere Aufmerksamkeit verdienen die bedeckungsveränderlichen Doppelsterne, deren Komponenten sich gegenseitig zeitweise überdecken, was mit regelmässigen Helligkeitsschwankungen verbunden ist. Aus den Beobachtungen von Doppelsternen lassen sich die Masse, die Grösse und weitere Charakteristika ihrer Komponenten ableiten. Doppelsterne gehören zu den beliebtesten Beobachtungsobjekten der Amateure. Besonders schön sind vor allem Systeme mit auffallenden Farbkontrasten ihrer Komponenten. Die Komponenten der Doppel- und Mehrfachsterne bezeichnet man in der Reihenfolge ihrer abnehmenden Helligkeit mit A, B, C usw. Die hellere Komponente A wird in schematischen Darstellungen als unbeweglich angesehen, und bei der scheinbar elliptischen Bahn der Komponente B werden dann einige Positionen für ausgewählte Zeitpunkte angeführt.
Epsilon Lyra
Ohne Hilfsmittel ist dies ein schwach leuchtender Stern in der Leier mit einer Magnitude von 3m9.
Mit einem Fernglas kann man aber erkennen, dass dieser Stern aus zwei Komponenten besteht, die in einem Abstand von 209 Bodensekunden zueinander stehen.
Nimmt man ein Teleskop zur Beobachtung, können beide Objekte wiederum in zwei Sterne zerlegt werden, die aber mit etwa je 2.5 Bogensekunden recht nahe beieinander stehen. Alle vier Sterne haben eine Magnitude zwischen 5m0 und 6m1.
Veränderliche Sterne ändern aus physikalischen Gründen regelmässig oder unregelmässig ihre Helligkeit, weil sich ihr Durchmesser oder ihre Oberflächentemperatur verändern. Am häufigsten sind hier die pulsierenden Veränderlichen; man unterscheidet mehrere Arten. Die bekanntesten sind die Cepheiden, die nach einem typischen Vertreter dieser Gruppe, dem Stern Cephei, benannt sind. Man bezeichnet sie manchmal auch als die Leuchtfeuer des Weltalls. Ihre Lichtwechselperioden stehen in einem festen Zusammenhang mit ihrer absoluten Sterngrösse M. Da die Differenz M - m aber ihrer Entfernung entspricht, geben uns die Cepheiden eine einfache Möglichkeit, ihre Distanzen zu bestimmen.
Die «Visitenkarte» eines jeden veränderlichen Sterns ist seine Lichtkurve, d. h. die graphische Darstellung des Verlaufs der Helligkeitsänderungen mit der Zeit. Aussergewöhnlich grosse Helligkeitsschwankungen bringen Explosionsprozesse in den Endstadien der Sternentwicklung mit sich. Je nach dem Charakter der Explosionen unterscheidet man Novae und Supernovae.
delta CepheiDie zeitliche Veränderungen bei delta Cephei
- Helligkeit
- effektive Temperatur
- Spektraltyp
- Radialgeschwindigkeit
- Radius des Sterns
- Fläche des Sterns
Sternhaufen sind gemeinsam entstandene und sich gemeinsam entwickelnde Sternsysteme, deren Mitglieder durch die Schwerkraft aneinander gebunden sind. Offene Sternhaufen enthalten meist Dutzende, Hunderte, ja auch Tausende von Sternen, und ihr wahrer Durchmesser bewegt sich zwischen 5 und 50 Lichtjahren. Es sind uns mehr als 1000 solcher Haufen bekannt, die sich in der Nähe der Milchstrassenebene befinden und verhältnismässig junge Gebilde sind. Kugelsternhaufen enthalten Zehntausende bis Zehnmillionen Sterne. Sie haben eine regelmässige, kugelige Form; am Rand stehen die Sterne weniger dicht, im Zentrum sind sie dichter gepackt. Ihre tatsächlichen Durchmesser liegen zwischen 50 und 300 Lichtjahren. Wir kennen über 120 solcher Haufen. Die kugelförmigen Sternhaufen gehören zu dem sogenannten galaktischen Halo. Es sind mit die ältesten Objekte der Galaxie. Im Schema der Galaxie sind sie als orangefarbene Scheibchen dargestellt.
Nebel sind aus Gas (vor allem Wasserstoff) oder Staub gebildete «Wolken» im interstellaren Raum. In der Nähe heisser Sterne, die eine starke ultraviolette Strahlung aussenden, werden die Gaswolken ionisiert und sind dann als leuchtende Emissionsnebel oder H II-Regionen zu sehen. Sie leuchten intensiv, insbesondere im roten Teil des Spektrums. Staubwolken streuen hingegen das Licht näher, auch weniger heisser Sterne, und man sieht sie als Reflexionsnebel. In dem von den Staubpartikeln gestreuten Licht herrscht oft die blaue Farbe vor.
Da die meisten Nebel sowohl Gas als auch Staub enthalten, findet man oft Emissions- und Reflexionsnebel beisammen. Ihre phantastischen Formen und zarten Farben treten auf Photographien voll zutage. Sie gehören zu den schönsten Objekten im Kosmos.
Wenn Wolken interstellarer Materie weitab von Sternen liegen, leuchten sie nicht. Staubwolken absorbieren das Licht entfernter Sterne und bilden somit Dunkelnebel, die sich deutlich vom Hintergrund der reichen Sternfelder der Milchstrasse abheben.
Planetarische Nebel bilden sich um gewisse Sterntypen am Ende ihrer Entwicklung, wenn sie die äusseren Schichten ihrer Atmosphäre abstossen. Im Fernrohr sind sie meist als kleine Scheiben, ähnlich wie die Planeten, zu sehen – daher auch ihr Name. Die Zentralsterne dieser Nebel sind ausserordentlich heiss. Sie senden eine intensive ultraviolette Strahlung aus, die ein sichtbares Leuchten des stark verdünnten Nebelgases verursacht.
Lagunennebel M8
Die Galaxie, die Milchstrasse genannt wird, ist ein Sternsystem, dessen Mitglied auch unsere Sonne ist. Man kann sie sich als eine riesige Sterneninsel vorstellen. Sie ist ein sphärisches Gebilde. Die meisten Sterne sind allerdings in einer flachen, in der Mitte verdickten Scheibe angesammelt. Der zentrale konvexe Teil der Scheibe hat einen Durchmesser von etwa 15'000 Lichtjahren, die ganze Scheibe von ungefähr 90'000 Lichtjahren. Die Scheibe hat eine Spiralstruktur. In der Nähe ihrer Zentralebene sind Wolken von interstellarem Staub und Gas angehäuft. Die Sonne ist knapp 30'000 Lichtjahre vom Zentrum der Galaxie entfernt, das in der Richtung zum Sternbild Sagittarius (Schütze) liegt.
Wenn man in der Scheibenebene rund um sich schaut, projizieren sich die vielen umliegenden Sterne in der Form des silbrigen Bands der Milchstrasse auf das Firmament. Oberhalb und unterhalb der Galaxieebene findet man sogenannte galaktische Fenster, die den Ausblick in den Weltraum, in die Welt der entfernten Galaxien, ermöglichen.
Das Milchstrassensystem wird von einer riesigen Kugel, genannt Halo (griech. halos = Kreis), umgeben. Ihr Durchmesser beträgt rund 100'000 Lichtjahre. Ausser den Kugelhaufen und den RR-Lyrae-Sternen enthält der Halo interstellares Gas. Die Dichte des Halos ist sehr gering. Seit 1973 weiss man, dass noch ein weiterer äusserer Teil der Galaxie, die Korona, mit einem Durchmesser von mindestens 400'000 Lichtjahren existiert. Diese Korona hat eine äusserst niedrige Dichte, ihre Zusammensetzung ist bisher unbekannt. Sie macht sich durch Gravitationseinwirkungen auf die Rotation der Galaxie bemerkbar. Zusammen mit der Korona hat die Galaxie eine Masse, die wahrscheinlich eine Billion (1012) Sonnen überschreitet.
Sternsysteme, die Galaxien genannt werden, sind die grundlegenden Bausteine des Weltalls. Manche ähneln unserer Galaxie, andere unterscheiden sich durch ihre Masse und ihre Struktur sehr stark von ihr. Nach ihrer äusseren Form unterscheidet man elliptische Galaxien (E), Spiralgalaxien (S) und Balkenspiralen (SB). Elliptische Galaxien haben die Form von Ellipsoiden mit einem unscharfen Rand. Die Spiralgalaxien werden in die Unterklassen a, b, c, je nach der Entfaltung der Spiralarme und der sich verkleinernden Ausmasse des Kerns eingeteilt. Beim Typ SB beginnen die Spiralarme erst an den Enden des den Kern durchschneidenden Balkens. Die Typen SO und SBO haben Merkmale sowohl von elliptischen, als auch von Spiralgalaxien, jedoch keine entfalteten Spiralarme. Galaxien von unregelmässiger Form werden als Irr (Irregular) bezeichnet. Neben der beschriebenen Klassifikation nach HUBBLE benützt man auch andere, detailliertere Klassifikationen.
Mit kleineren Fernrohren kann man nur die hellsten Galaxien sehen, und auch dann meistens nur als diffuse Nebelwölkchen. Grosse Fernrohre bringen jedoch diese faszinierenden Objekte so nahe, dass man – wenigstens bei den am nächsten gelegenen – auch einzelne Sterne, Sternhaufen und Nebel unterscheiden kann. Auf Farbaufnahmen sind die Spiralarme wegen der Strahlung heisser Sterne, die in den Armen entstehen, meist bläulich. Die gelbe bis rote Farbe der zentralen Teile der Galaxien ist auf die dort konzentrierten älteren Sterne zurückzuführen.
Die Galaxien schliessen sich zu Obersystemen zusammen, die aus unterschiedlich vielen Einzelgalaxien bestehen. Manchmal sind es Gruppen mit bis zu einigen Dutzenden Mitgliedern, ein andermal Haufen mit Hunderten bis Tausenden von Mitgliedern. Unsere Galaxie gehört zu der sogenannten Lokalen Gruppe, die etwa 25 Galaxien umfasst.
Wir leben in einem sich ausdehnenden Weltall. Die Galaxien entfernen sich gegenseitig voneinander, und zwar mit einer umso grösseren Geschwindigkeit, je weiter sie voneinander entfernt sind. Diese Erkenntnis kann man zu Entfernungsbestimmungen von Galaxien heranziehen.
Quellen
- Bildatlas des Weltraums, A. Rückl, Weltbild Verlag
- Voyager Astronomie-Programm (Macintosh)
- Veränderliche Sterne, Hoffmeister / Richter / Wenzel