Astronomische Begriffe – Wissenswertes zur Astronomie

Die in Größenklassen ausgedrückte scheinbare Helligkeit, die ein Stern in einer Einheitsentfernung von der Erde von 10 pc oder 32,6 Lichtjahren hätte. Die scheinbare Helligkeit eines Sterns hängt von der Menge seines abgegebenen Lichts und seiner Entfernung ab (die Helligkeit nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab). Wären alle Sterne gleich weit entfernt, wären ihre scheinbaren Helligkeiten genaue Indikatoren für ihre relative Leuchtkraft. Per Definition ist die absolute Helligkeit von Sternen ein Maß ihrer relativen Leuchtkraft, indem die scheinbaren Helligkeiten, die Sterne bei gleicher Entfernung hätten, miteinander verglichen werden.

Absoluter Nullpunkt

Die Temperatur, bei der die thermischen Energie aller Substanzen gleich Null ist, und die somit, so wird angenommen, die niedrigste mögliche Temperatur ist. Obwohl beim absoluten Nullpunkt in vielen Substanzen noch nichtthermische Nullpunktenergie vorhanden ist, kann diese nicht eliminiert werden, weshalb die Temperatur nicht weiter gesenkt werden kann. Der absolute Nullpunkt, der ursprünglich als die Temperatur beschrieben wurde, bei der ein ideales Gas bei konstantem Druck sein Volumen auf Null vermindert, spielt in der Thermodynamik eine wichtige Rolle und wird als Nullpunkt von absoluten Temperaturskalen benutzt. In der Praxis ist der absolute Nullpunkt unerreichbar, jedoch wurden in Tiefsttemperaturlaboratorien Temperaturen innerhalb von ein paar Millionstel eines Grades davon erreicht.

Albedo

Das Verhältnis zwischen der Lichtmenge, die von einer Oberfläche reflektiert wird, und der Lichtmenge, die auf sie auftrifft. Die Albedo wird im allgemeinen für Himmelskörper innerhalb des Sonnensystems angegeben: der Mond reflektiert ungefähr 7% des auf ihn auftreffenden Sonnenlichts und hat damit eine Albedo von 0,07.

Astronomische Einheit

Entfernungseinheit, die der halben großen Achse der Erdbahn entspricht (ungefähr die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne) und dazu benutzt wird, Entfernungen innerhalb des Sonnensystems zu beschreiben. Der Wert einer astronomischen Einheit beträgt 149,6 Millionen km.

Azimut

In der Navigation und Astronomie der entlang des Horizonts nach Osten von 0° bis 360° gemessene Winkel zwischen dem Nordpunkt eines Beobachters und der Schnittlinie des Horizonts mit einem durch den Zenit des Beobachters und einen Stern oder Planeten gehenden Vertikalkreis.

Bedeckung

Das Verdecken eines Himmelskörpers durch einen anderen Himmelskörper. Normalerweise wird damit der Durchgang eines Planeten vor Sternen oder dem Mond bzw. der Durchgang des Mondes vor Sternen oder Planeten bezeichnet.

Brauner Zwerg

Ein Stern von so geringer Masse (wahrscheinlich weniger als 0,08 Sonnenmassen), dass in seinem Kern nie thermonukleare Reaktionen stattfinden. Es wird angenommen, dass braune Zwerge sehr kühl sind und wegen der geringen Wärme nur sehr schwach im Infraroten leuchten.

Deklination

Der Winkelabstand eines Himmelskörpers vom Himmelsäquator entlang des Meridians durch den Körper. Die Deklination wird für einen nördlich des Äquators liegenden Himmelskörper positiv, für einen südlich gelegenen Himmelskörper negativ angegeben. Zusammen mit der Rektaszension bestimmt die Deklination die Position eines Himmelskörpers am Himmel.

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.

Doppler-Effekt

Die beobachtete Veränderung der Wellenlänge einer Welle (z. B. Schallwelle oder elektromagnetische Welle), wenn sich die Quelle der Wellen und der Beobachter relativ zueinander bewegen. Nähert sich die Quelle dem Beobachter, ist jeder Wellenzug näher beim vorhergehenden Wellenzug, als dies der Fall wäre, wenn sich die Quelle nicht relativ zum Beobachter bewegen würde. Dies wird als ein Steigen der Frequenz wahrgenommen, wobei der Grundton einer Schallquelle höher und die Farbe einer Lichtquelle blauer scheint. Wenn eine Schallquelle Schallgeschwindigkeit erreicht, erklingt ein Überschallknall. Entfernt sich die Quelle einer Welle vom Beobachter, wird jeder Wellenzug weiter weg von ihm abgegeben, als es sonst der Fall wäre. Der Grundton scheint daher tiefer und die Farbe röter zu sein als sonst. Der nach Christian Johann Doppler (1803 – 1853) benannte Doppler-Effekt wurde zum ersten Mal im Jahre 1842 beschrieben und ist in der Astronomie von großer Bedeutung. Durch die Beobachtung von Sternspektren kann die relative Geschwindigkeit bestimmt werden, mit der sich Sterne auf uns zu oder von uns weg bewegen.

Ekliptik

Der große Himmelskreis, den die Sonne scheinbar im Laufe eines Jahres auf der Himmelskugel beschreibt und der Bewegung der Erde um die Sonne entspricht. Die Ekliptik geht durch zwölf Sternbilder, die bekannt sind als die Tierkreiszeichen.

Feuerkugel

Ein besonders heller Meteor mit einer Helligkeit von mindestens -5. Die Bezeichnung Feuerkugel wird auch für Kugelblitze verwendet.

Finsternis (Eklipse)

Die partielle oder totale Bedeckung eines Himmelskörpers durch einen anderen Himmelskörper, oder der Eintritt des Mondes in den Schatten der Erde. Die Komponenten eines Doppelsterns (siehe Doppelstern) können sich von der Erde aus gesehen gegenseitig verfinstern und werden in diesem Fall als ekliptische Doppelsterne bezeichnet. Bei der sog. Bedeckung verfinstert der Mond einen Stern oder Planeten.

Frauenhofersche Linien

Dunkle Linien im Sonnenspektrum, die durch die Strahlungsabsorption von bestimmten Frequenzen (und somit Energien) durch Atome in den äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre verursacht werden. Analysen des Sonnenspektrums ermöglichen somit die Identifikation dieser Atome. Die Linien wurden erstmals von Joseph von Fraunhofer aufgezeichnet. Die auffälligsten von ihnen wurden mit Buchstaben gekennzeichnet. Die Linien A und B werden durch Sauerstoff, C durch Wasserstoff, D durch Natrium, E durch Eisen usw. verursacht.

Galaktische Haufen

Sternhaufen, die in oder in der Nähe der galaktischen Ebene liegen und mehrere hundert Sterne umfassen. Wegen ihrer unregelmäßigen Form werden sie auch als offene Sternhaufen bezeichnet. Der bekannteste galaktische Haufen des nördlichen Himmels sind die Plejaden.

Galaxienhaufen

Galaxien findet man häufig in Ansammlungen, die eine bis mehrere tausend Galaxien umfassen. Unsere Galaxie ist ein Mitglied eines kleinen Haufens, der sogenannten lokalen Gruppe. Es gibt aber auch größere Haufen, so sind zum Beispiel im Virgo-Haufen mehrere Tausend Galaxien vorhanden. Mehrere Galaxienhaufen bilden manchmal einen sogenannten Superhaufen.

Geostationäre Bahn

Wenn ein Satellit 35.880 km über dem Erdäquator die Erde umkreist, bewegt er sich mit derselben Geschwindigkeit, mit der die Erde rotiert. Von der Erde aus gesehen scheint die Position des Satelliten am Himmel daher stationär zu sein. Man nennt dies auch erdsynchrone 24-Stunden-Umlaufbahn.

Halo

Einer oder mehrere helle Ringe oder Bögen um Sonne oder Mond, die durch Brechung und Spiegelung ihrer Lichtstrahlen an hochschwebenden, feinen Eiskristallen entstehen. Am häufigsten ist der sog. kleine Ring mit einem Halbwinkel von 22° um Sonne oder Mond.

Helligkeit

Ein in der Astronomie gebräuchliches Maß für die Strahlungsintensität eines Himmelskörpers. Hipparch (ca. 120 v. Chr.) teilte die Sterne in 6 Größenklassen ein. Die hellsten Sterne waren Sterne der 1. Größe, die schwächsten, gerade noch mit bloßem Auge ausmachbaren Sterne waren solche der 6. Größe. Dieses System wurde später erweitert und umfasst heute auch Sterne, die nur mit dem Teleskop gesehen werden können, sowie besonders helle Sterne, denen eine negative Helligkeit zugewiesen wurde (z. B. Sirius mit -1,5). Eine hundertfache Erhöhung der scheinbaren Helligkeit erniedrigt definitionsgemäß die Größenklasse um 5. Diese scheinbaren Helligkeiten hängen stark von der Entfernung des Sterns zur Erde ab. Unter absoluter Helligkeit versteht man die scheinbare Helligkeit, die ein Stern hätte, wenn er 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) von der Erde entfernt wäre: Sirius hätte dann eine Helligkeit von +1,4. Die absolute Helligkeit ist aussagekräftiger als die scheinbare Helligkeit. Sterne besitzen auch eine bolometrische und fotografische Helligkeit sowie eine Helligkeit gemessen in bestimmten unsichtbaren Wellenbereichen des Spektrums (z. B. Infrarot).

Infrarotastronomie

Teilbereich der Astronomie, der die von Himmelskörpern abgegebene Infrarotstrahlung untersucht. Durch die Positionierung eines Infrarotteleskops im Weltraum kann die Infrarothintergrundstrahlung eine Million Mal verringert werden. Zu den Infrarotquellen gehören kühle Staubwolken, warmer Staub um junge Sterne in unserer Galaxis, nahegelegene Galaxien, aktive Galaxien und Quasare.

Inklination

Der Neigungswinkel zwischen zwei Ebenen, so zum Beispiel:

Unter dem Neigungswinkel einer Planetenlaufbahn versteht man normalerweise den Winkel zwischen der Ebene durch die Planetenumlaufbahn und der Ebene durch die Umlaufbahn der Erde.
äquatorialer Neigungswinkel ist der Winkel zwischen der Ebene durch den Äquator eines Planeten und der Ebene durch seine Umlaufbahn.
Der Neigungswinkel der Umlaufbahn eines künstlichen Satelliten ist der Winkel zwischen der Ebene durch seine Umlaufbahn und der Ebene durch den Äquator der Erde.

Keplersche Gesetze

Drei von Johannes Kepler formulierte Gesetze, die die Planetenbewegungen im Sonnensystem beschreiben:

Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen, in deren einem Brennpunkt sich die Sonne befindet.
Die Verbindungslinie Sonne-Planet überstreicht in gleichen Zeiträumen gleiche Flächen, d. h. in Sonnennähe bewegt sich der Planet schneller als in Sonnenferne.
Die Quadrate der Umlaufzeit zweier Planeten verhalten sich wie die dritte Potenz der großen Halbachsen ihrer Bahnellipsen.

Kosmische Strahlung

Elektrisch geladene Teilchen, hauptsächlich Atomkerne von Wasserstoff und anderen Atomen, die isotrop und beinahe mit Lichtgeschwindigkeit die obere Erdatmosphäre bombardieren. Diese Primärstrahlung tritt in eine Wechselwirkung mit Molekülen der oberen Atmosphäre und produziert dabei die sogenannte Sekundärstrahlung, die weit weniger energiereich ist. Die Sekundärstrahlung besteht aus subatomaren Teilchen, die schnell in andere Teilchenarten zerfallen. Ursprünglich wurden Sekundärstrahlen, die unschädlich sind und häufig durch unseren Körper hindurchgehen, mit dem Geigerzähler und der Nebelkammer nachgewiesen. Heute verfügt man jedoch über eine Menge anderer Detektoren, die bei der Untersuchung von kosmischer Strahlung benutzt werden.

Kugelsternhaufen

Scheinbar ellipsenähnlicher, dicht konzentrierter Haufen von bis zu einer Million Sternen, der um eine Galaxis kreist. Die Milchstraße und der Andromedanebel haben jeweils etwa 200 solcher Kugelsternhaufen. Diese enthalten einen großen Anteil an kühlen Roten Sternen und RR-Lyrae-Veränderlichen. RR-Lyrae-Sterne sind pulsationsveränderliche Sterne mit einem regelmäßigen Lichtwechsel und einer Periode von 0,2 bis 1,2 Tagen. Sie werden aufgrund ihres häufigen Vorkommens in Kugelsternhaufen auch Haufenveränderliche genannt. Die Untersuchung der RR-Lyrae-Veränderlichen erlaubt die Berechnung der Abstände der Kugelsternhaufen.

Lichtjahr (Lj)

In der Astronomie eine Längeneinheit, mit der die Strecke bezeichnet wird, die das Licht im luftleeren Raum während eines siderischen Jahres zurücklegt und 9,4605 Billionen km entspricht. Das Lichtjahr wurde weitgehend durch das Parsec (1 Lj = 0,3069 pc) ersetzt.

Magellansche Wolken

Zwei irreguläre Galaxien in der Nähe des südlichen Himmelspols, die die Milchstraße umkreisen. Die Große Magellansche Wolke (Nubecula Major) hat einen Durchmesser von etwa 29.000 Lichtjahren und eine deutlich erkennbare Achse, weshalb es sich um einen embryonalen Spiralnebel handeln könnte. Die Kleine Magellansche Wolke (Nubecula Minor) hat einen Durchmesser von etwa 16.000 Lichtjahren. Beide Wolken verfügen über eine Vielzahl von Cepheiden. Ihr Abstand zum Sonnensystem beträgt etwa 163.000 Lichtjahre (Nubecula Major) bzw. 195.000 Lichtjahre (Nubecula Minor). In der Großen Magellanschen Wolke liegt der riesige Tarantel-Nebel, in dessen Nähe 1987 eine Supernova beobachtet wurde.

Meridian

In der Astronomie die Bezeichnung für den Großkreis, der durch die Himmelspole und den Zenit des Beobachters verläuft. Er schneidet den Horizont im Norden und Süden. Der Ausdruck Meridian wird auch für Längengrade auf der Erde benutzt.

Neutronenstern

Ein Stern, der so stark komprimiert worden ist, dass ein Großteil seiner positiv geladenen Protonen und negativ geladenen Elektronen neutrale Neutronen gebildet haben. Ein solcher Stern hat einen Radius von etwa 10 km und eine Dichte von 1013 bis 1014 g/cm³.

Plejaden

Ein Sternhaufen im Sternbild Stier. Sieben seiner Sterne, benannt nach den Töchtern des Atlas, sind mit bloßem Auge erkennbar. Die Plejaden sind etwa 500 Lichtjahre von der Sonne entfernt und von schwachen reflektierenden Nebeln umgeben.

Polarstern

Alpha Ursae Minoris, ein Cephei-Stern im Sternbild des Kleinen Bären. Wegen seiner Nähe zum nördlichen Himmelspol wird der Polarstern auch als Nordstern bezeichnet und wurde jahrhundertelang in der Seefahrt zur Orientierung benutzt. Aufgrund der Präzession der Erdachse bewegt sich der Polarstern vom nördlichen Himmelspol weg.

Quasar

Eine Kurzform für „Quasistellares Objekt“, ein im optischen Bereich sternähnlicher Himmelskörper, dessen Spektrum eine ungewöhnlich große Rotverschiebung hat. Die größte Rotverschiebung eines Quasars, die je gemessen wurde, beträgt 4,01. Quasare werden allgemein für weit entfernte Objekte gehalten, die sich mit hoher Geschwindigkeit von uns entfernen. Einige Wissenschaftler halten dagegen, daß die Rotverschiebung der Quasare nicht nur durch die Ausdehnung des Weltalls bedingt ist. In diesem Falle wären die Quasare nicht so weit weg, wie sie scheinen.

Radioastronomie

Teilgebiet der Astronomie, das sich mit der Erforschung der von Himmelskörpern ausgestrahlten oder reflektierten elektromagnetischen Strahlung im Wellenlängenbereich zwischen 1 mm und 30 m befasst. Diese wird normalerweise mit einem Radioteleskop gemessen. Die Radioastronomie wurde zufällig im Jahre 1932 von Karl Jansky erfunden, der beim Prüfen eines Telefonnetzes eine Interferenz feststellte, als deren Quelle sich die Milchstraße erwies. 1937 baute der Amerikaner Grote Reber in seinem Hinterhof ein Radioteleskop mit einem Durchmesser von 9,5 m auf und tastete den Himmel mit Wellenlängen von etwa 2 m ab. Nach dem 2. Weltkrieg wurde die Forschung auf diesem Gebiet verstärkt. Untersuchungen des Himmels ergaben, dass Wolken aus Wasserstoffgas in der Milchstraße Radiostrahlung aussenden. Die Erstellung einer Karte dieser Wolken bestätigte die Spiralform unserer Galaxis.

Radioteleskop

Das Hauptinstrument der Radioastronomie. Der Empfänger des Radioteleskops besteht aus einer großen Antenne, die bei den meisten Teleskopen die Form einer parabolischen Schüssel hat. Diese große Schüssel, die genauso funktioniert wie der Parabolspiegel eines Spiegelteleskops, reflektiert Radiosignale zu einer zentralen Antenne. Die empfangenen Signale werden dann verstärkt und untersucht. In der Praxis können Radioteleskope gebaut werden, die viel größer als jede einzelne Schüssel sind, indem mehrere Schüsseln elektronisch miteinander verbunden werden. Ein solches Radioteleskop wird als Array (Mehrspiegelteleskop) bezeichnet. Das größte Mehrspiegelteleskop der Welt, das Very Large Array Radioteleskop, befindet sich in den USA in der Nähe von Socorro, New Mexico und besteht aus 27 steuerbaren Schüsseln.

Röntgenastronomie

Teilgebiet der Astronomie, das sich mit den von Himmelskörpern abgegebenen Röntgenstrahlen befasst. Da der größte Teil der Röntgenstrahlen noch bevor sie die Erdoberfläche erreichen von der Erdatmosphäre absorbiert wird, werden die Beobachtungen von Höhenballonen, Satelliten und Raketen aus gemacht. Röntgenstrahlen werden normalerweise von sehr heißen Materiewolken ausgesandt. Zu den Röntgenquellen gehören die Sonnenkorona, Sonneneruptionen, kompakte Sterne in Doppelsternen, Quasare und intergalaktisches Gas.

Röntgenstrahlen

Hochenergetische, unsichtbare elektromagnetische Strahlung mit einer Wellenlänge zwischen 0,1 pm und 1 nm. Röntgenstrahlen werden im allgemeinen mit Hilfe einer luftleeren Elektronenröhre erzeugt, in der Elektronen durch Anlegung einer Potentialdifferenz von zwischen 1 bis einigen hundert kV von einer geheizten Kathode zu einer große Wolfram- oder Molybdän-Anode beschleunigt werden. Die Elektronen geben ihre Energie an die Anode ab, die dann Röntgenstrahlen emittiert. Röntgenstrahlen werden mit Hilfe von Phosphorbildschirmen (wie z. B. bei der medizinischen Röntgendurchleuchtung), Geiger- und Szintillationszähler sowie auf Fotoplatten nachgewiesen. Sie wurden 1895 von W. C. Röntgen entdeckt, jedoch wurde ihre Wellennatur wegen ihrer extrem kurzen Wellenlänge erst 1911 bestätigt, als von Laude bewies, dass Röntgenstrahlen von Kristallgittern gebeugt werden. Röntgenstrahlen werden in der Medizin häufig für Diagnose- und Behandlungszwecke und in der Technik zum Nachweisen von minimalen Materialschäden in Bauteilen eingesetzt. Röntgenröhren müssen abgeschirmt werden, da Röntgenstrahlen lebendes Gewebe beschädigen.

Scheinbare Helligkeit

Scheinbare Helligkeit eines Sterns oder anderen Himmelskörpers, ausgedrückt in astronomischen Größenklassen. Das System der scheinbaren Helligkeiten hat seinen Ursprung in der von Hipparchus im zweiten Jahrhundert v. Chr. ausgeführten Klassifikation der Helligkeit von Tausenden von Sternen, die 1850 von Pogson standardisiert wurde. Der Mittelwert der zwanzig hellsten Sterne am Himmel ist definiert als Größe 1 (oder 1. Größe). Die Sterne 6. Größe sind gerade noch mit bloßem Auge am klaren Nachthimmel sichtbar und Sterne, die zwischen diesen Extremen liegen, haben einen Zwischenwert. Je heller also ein Stern ist, desto geringer ist der Wert seiner scheinbaren Helligkeit.

Schwarzes Loch

Eine Region im Weltraum, in der Materie in sich zusammengefallen ist und in der die Schwerebeschleunigung so stark ist, dass nichts, auch keine elektromagnetische Strahlung (einschließlich Licht), sie verlassen kann. Die Materie, die das schwarze Loch gebildet hat, wird in einem Punkt mit unendlicher Dichte, der sogenannten Singularität, komprimiert. Ein schwarzes Loch kann durch einen Gravitationskollaps eines Sterns mit großer Masse entstehen, wenn im Stern keine Kernreaktionen mehr ablaufen, welche der Gravitation entgegenwirken könnten. Im heutigen Universum beträgt die Mindestmaße eines Sterns, der so kollabieren kann, ungefähr drei Sonnenmassen. Es wird jedoch angenommen, dass während des Big Bang auch sehr viel kleinere Massen zu „primordialen“ schwarzen Löchern komprimiert worden sind und dass im Kern von aktiven Galaxien supermassive schwarze Löcher von Millionen oder sogar Milliarden von Sonnenmassen existieren.

Stern

Eine große, selbstleuchtende Gaskugel, die durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten wird. Die Sonne ist bezüglich ihrer chemischen Zusammensetzung, ihrer Farbe sowie auch bezüglich anderer Parameter ein ziemlich normaler Stern. Die Lebensdauer eines Sterns hängt von seiner Masse und Helligkeit ab. Ein sehr heller Stern kann z. B. nur eine Million Jahre leben, die Sonne zehn Milliarden Jahre und die schwächsten Sterne der Hauptreihe 10 Billionen Jahre. Sterne werden in zwei Kategorien eingeteilt: Population I und II. Die Sterne der Population I bewegen sich langsamer und kommen im allgemeinen in den Spiralarmen von Galaxien vor. Es wird außerdem angenommen, daß diese Sterne relativ jung sind. Die Sterne der Population II bewegen sich schneller und kommen hauptsächlich in den kugelförmigen Halos von Sternen um eine Galaxie und in Kugelhaufen vor. Sie haben einen geringeren Anteil an Metallen als die Sterne der Population I. Viele Sterne sind Doppelsterne.

Sternbild

Eine Gruppe von Sternen, die am Himmel ein Bild beschreiben, sonst jedoch nicht miteinander in Verbindung stehen. Bereits in frühester Zeit wurden diese Muster als Bilder mit mythologischem Charakter interpretiert.

Supernova

Gewaltige Sternenexplosion, bei der ein Großteil der Masse eines Sterns in den Raum gestoßen oder der Stern sogar vollständig zerstört wird. Hierbei nimmt die Helligkeit des Stern millionen- bis milliardenfach zu, so dass er kurzzeitig so hell wie mehrere Milliarden Sonnen scheint. Man unterschiedet bei den Supernovä zwischen Typ I und Typ II. Supernovä vom Typ I sind in der Regel zehnmal heller als Supernovä vom Typ II. Bei Typ II sind im Gegensatz zu Typ I Wasserstofflinien im Spektrum zu erkennen. Als Vorläufer einer Supernova vom Typ I wird ein weißer Zwergstern angenommen, der von einem Doppelsternbegleiter Materie aufnimmt, bis er durch die Schwerkraft so stark zusammengedrückt und erhitzt wird, dass er aufgrund thermonuklearer Reaktionen explodiert. Supernovä vom Typ II kommen in der Population I vor und lassen sich auf einen massereichen Stern zurückführen, der die nukleare Energie in seinem Inneren aufgebraucht hat. Der Kern kollabiert und bildet schließlich einen Neutronenstern, während die äußeren Sternschichten ins All geschleudert werden und einen sich ausdehnenden Supernova-Überrest wie z. B. den Crabnebel bilden. Supernovä sind sehr selten. Im Schnitt treten in einer typischen Galaxie pro Jahrhundert ca. drei Supernovä auf. Die jüngste sichtbare Supernova in der Milchstraße ereignete sich 1604. Die letzte Supernova, die man von der Erde mit bloßem Auge erkennen konnte, leuchtete 1987 in einer Nachbargalaxie, der Großen Magellanschen Wolke auf.

Ultraviolettstrahlung

Elektromagnetische Strahlung mit Wellenlängen zwischen 0,1 und 380 nm, die z. B. mit Hilfe von Gasentladungsröhren erzeugt wird. Fünf Prozent der Sonnenstrahlung besteht aus Ultraviolettstrahlung, von der jedoch der größte Teil durch den Sauerstoff und das Ozon in der Atmosphäre daran gehindert wird, auf die Erde zu gelangen und das Leben dort zu zerstören. Das bedeutet auch, dass ein optisches Gerät zur Messung von ultravioletter Strahlung luftleer sein muss. Aus einem ähnlichen Grund müssen wegen der starken Absorption von Glas Linsen und Prismen aus Quarz oder Fluorit bestehen. Der Nachweis von Ultraviolettstrahlung geschieht auf fotografischem Wege oder mit Hilfe fluoreszierender Bildschirme. Ultraviolettstrahlung wird hauptsächlich in fluoreszierenden Röhren genutzt, jedoch findet sie auch im medizinischen Bereich Anwendung, wie z. B. in keimtötenden Lampen, bei der Behandlung von Rachitis und einigen Hautkrankheiten sowie bei der Anreicherung von Milch und Eiern mit Vitamin D.

Van-Allen-Gürtel

Der die Erde umgebenden Gürtel aus hochenergetischen Teilchen, hauptsächlich Protonen und Elektronen, der nach Van Allen benannt wurde, der den Gürtel im Jahre 1958 entdeckte. Die Teilchen werden durch das Magnetfeld der Erde in diesen Bereichen eingefangen, die sich einige hundert bis 50 000 km über der Erdoberfläche befinden. Sie geben so starke Strahlung ab, dass Astronauten speziell gegen sie geschützt werden müssen.

Veränderlicher Stern

Ein Stern, der Helligkeitsschwankungen zeigt. Es gibt zwei Hauptkategorien: Bedeckungsveränderliche und physische Veränderliche. Bedeckungsveränderliche sind Sterne, deren Veränderung der scheinbaren Helligkeit durch äußere Ursachen hervorgerufen wird, wie bei photometrischen Doppelsternen. Bei physischen Veränderlichen ändert sich die absolute Helligkeit aufgrund von physikalischen Änderungen in ihrem Innern. Sie können sich entweder regelmäßig oder unregelmäßig verändern. Die meisten physischen Veränderlichen sind pulsierende Veränderliche oder eruptive Veränderliche. Pulsierende Veränderliche, deren Größe sich ändert, sind die am weitesten verbreiteten veränderlichen Sterne. Zu ihnen gehören die RR-Lyrae-Sterne, deren Perioden von 1,5 Std. bis etwas über einen Tag dauern, W-Virginis-Sterne und RV-Tauri-Sterne (alle 3 Typen treten hauptsächlich in Sternhaufen auf), langperiodische und halbregelmäßige Veränderliche, die sogenannten Roten Riesen, und die Cephei-Veränderlichen. Veränderliche, deren Perioden in Beziehung zu ihrer absoluten Helligkeit stehen, sind von besonderer Bedeutung, da sie zur Bestimmung großer astronomischer Distanzen genutzt werden können. Zu den eruptiven Veränderlichen gehören die Flackersterne (UV-Ceti-Sterne), schwache Rote Sterne, die ein oder zwei Mal pro Tag ein bis zwei Größen heller aufleuchten. Novä und Supernovä erfahren viel extremere Eruptionen.