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Glossar: R
Rabe
(Corvus)
Kleines Sternbild südlicher der Jungfrau.
Radar
(radar)
Eine Technik, die die Reflexion von ausgestrahlten Radiowellen an Objekten
misst und auswertet. Im zweiten Weltkrieg entwicklet, war der erste
Einsatzzweck die Fernerfassung von gegnerischen Flugobjekten. Weitere
Entwicklung der Technik brachte Einsatzmöglichkeiten in der Astronomie.
Radarastronomie
(radar astronomy)
Eine “aktive” Methode, bei der man Radiostrahlung aussendet und
die am Mond, Planeten oder Planetoiden reflektierte Strahlung misst. Diese
Technik wird oft zur Entfernungsbestimmung im Planetensystem (vor allem
zum Mond) eingesetzt (Laufzeitmessung), kann aber auch zur Messung
der Rotation und Bewegung von Planeten und zur Untersuchung der
Oberflächenbeschaffenheit verwendet werden. Für letztere macht man
sich vor allem die Verteilung der Polarisation und der Intensität des
zurückkommenden Signals zunutze.
Mit Satelliten wie der Magellan-Sonde kann man das Radarverfahren “vor
Ort” anwenden, indem man eine Radioquelle und einen Empfänger in den
Satelliten einbaut und diesen auf einem Orbit umlaufen lässt, der
möglichst eine vollständige Überdeckung der Planetenoberfläche erlaubt. Die
so gewonnenen Daten kann man im Computer sogar zu dreidimensionalen
Bildern zusammensetzen.
Verfeinerung dieser Technik bietet die Interferometrie. Misst man das
reflektierte Signal mit mehreren, von einander entfernten Antennen, so
kann man direkt dreidimensionale Informationen (zusätzlich die Höhe)
ableiten.
radial
(radial)
Vom Zentrum eines sphärischen oder sphäroidalen Systems oder zu dessen
Zentrum hin gerichtet.
Radialbewegung
(radial motion)
1) Bewegung entlang einer geraden Linie vom oder zum und durch Zentrum
einer Anordnung, z.B. Kugelsternhaufen, Galaxie.
2) Bewegungskomponente eines Objektes in gerader Richtung von oder zu einem
Beobachtungspunkt, z.B. der Erde oder Sonne.
Radialgeschwindigkeit
(radial velocity)
Der Betrag der Geschwindigkeit in radialer Richtung. Zusammen mit den
tangentialen Komponenten kann die Gesamt- oder Raumgeschwindigkeit
bestimmt werden.
Radiant
(radiant)
Der Radiant ist der “Ausstrahlungspunkt”, von dem aus scheinbar
Meteore (Sternschnuppen) “herausfallen”. Die bekanntesten
Meteorströme sind nach ihren Radianten benannt, z.B. die Perseiden, die
Leoniden, Tauriden, Geminiden, etc.
Radioastronomie
(radio astronomy)
Die Radioastronomie macht sich die Tatsache zunutze, dass die Erdatmosphäre
ausser im Bereich des sichtbaren Lichtes auch im Bereich der Radiowellen
transparent ist (Radiofenster). Somit kann man diese Art von elektromagnetischer
Strahlung auch auf dem Boden relativ einfach empfangen. Die dazu nötige
Technik wurde vor allem während des zweiten Weltkriegs im Zuge der
Entwicklung des Radars vorangetrieben.
Durch die Satellitenübertragung von Daten (Telekommunikation,
Fernsehen, ...) werden mehr und mehr Bänder mit technischen
Übertragungskanälen belegt, welche für die astronomische Beobachtungen gar
nicht mehr oder nur mehr eingeschränkt (z.B. im Rahmen von Zeitfenstern)
zur Verfügung stehen. Das Big Business zeigt für Grundlagenforschung wie
oft wenig Verständnis, auch wenn die dort angewendeten Techniken
grösstenteils aus dem wissenschaftlichen Bereich stammen.
Radiofenster
(radio window)
Der Bereich von 1 mm bis 18 m Wellenlänge, für welchen die Erdatmosphäre
durchsichtig ist, wird in Analogie zum optischen Fenter als Radiofenster
bezeichnet. Kürzerwellige Strahlung wird vor allem von Wasserdampf und
einigen anderen Molekülen wie CO2 in den tieferen Schichten
der Atmosphäre absorbiert, längerwellige wird vor allem in der Ionosphäre
in Höhen von 80 bis 250 km reflektiert.
Radiogalaxien
(radio galaxies)
Galaxien, die bei Radiodurchmusterungen gefunden wurden, oder die sich
durch intensive Radiostrahlung auszeichnen, nennt man Radiogalaxien. Es
sind häufig aktive Galaxien, die oft auch Jets besitzen. Die meisten
Radiogalaxien sind Riesenellipsen. Bekannte Radiogalaxien sind M82 und M87.
Radiointerferometrie
(radio interferometry)
Bei dieser Technik wird mit zwei oder mehreren voneinander entfernten
Radioteleskopen ein Objekt beobachtet und die Beobachtungen mit Zeitmarken
versehen. Im nachhinein können diese Beobachtungen in einem Computer
zusammengefügt werden. Der Vorteil dieses Verfahrens ist die stark
verbesserte Winkelauflösung. Mit gegenwärtig im Einsatz befindlichen
Anlagen kann man bessere Auflösungen als mit optischen Geräte erreichen
(zehntel bis hundertstel Bogensekunden). Ein bekanntes Radiointerferometer
ist das VLA in Socorro, New Mexico, USA. Das beste im Moment verfügbare
ist das VLBI (Very long baseline interferometer), welches ein weltweiter
Verbund von grossen Radioteleskopen ist.
Raum
(space)
1) Ein Synonym für ein beschränktes Volumen. Ein Synoym für das Weltall,
Weltraum, das Universum.
2) Ein physikalisches Konzept. Im einfachen Fall, basierend auf dem
Weltbild der klassischen Physik, kann jeder Raumpunkt durch Angabe von drei
Koordinatenwerten eindeutig angegeben werden. Im klassischen Fall ist der
Raum fix, das heisst zeitlich unveränderlich (invariant).
3) Der Raum im relativistischen Weltbild. Bereits in der speziellen
Relativitätstheorie wird das Konzept der Raumzeit eingeführt, was im
mathematischen Formalismus zu einem vierdimensionalen Raum führt. Dabei ist
im Raum kein Punkt und keine Richtung ausgezeichnet, während die Zeit
richtungsbestimmt ist.
4) In der allgemeinen Relativitätstheorie kommt das Prinzip der
Raumkrümmung hinzu. Im klassischen Bild ist der Raum euklidisch, das
heisst, der Raum ist flach. Das bedeutet, dass zwei parallele Geraden
jeweils unendlich lang sind und immer den gleichen Abstand voneinander
haben. In positiv gekrümmten Räumen sind die Geraden in sich geschlossen
und schneiden sich in endlicher Entfernung. Da die Krümmung eines
dreidimensionalen Raumes eine vierdimensionale Topologie aufweist, ist es
für die meisten von uns ein unvorstellbares Konzept. In der Regel behilft
man sich darum mit zweidimensionalen gekrümmten Flächen zur
Veranschaulichung: also, z.B., die Oberfläche einer Kugel. Zeichnet man an
einem Ort auf der Kugel zwei parallele Geraden und verlängert diese, sind
sie nach einem Umlauf um die Kugel wieder in sich geschlossen, und sie
schneiden sich nach dem halben Umfang.
Alle modernen kosmologischen Weltbilder beruhen auf der allgemeinen
Relativitätstheorie (ART). Diese Weltbilder erklären sehr gut die
beobachtete Expansion des Raumes, und sie erlauben eine Rückwärtsrechnung
zurück bis fast zum Anfang des Universums (den man Big Bang oder Urknall
nennt; diese Begriffe sind allerdings verwirrend, da sie das Bild einer
Explosion implizieren. Das ist nicht richtig.).
Raumexpansion
[space expansion]
Die Expansion des Raumes ist schwer anschaulich vorstellbar. Eine
Möglichkeit der Visualisierung ist vielleicht, dass man sich auf einem
Blatt Karo- oder Millimeterpapier ein paar Punkte aufmalt. Ein zentraler
Punkt soll unseren Beobachtungspunkt darstellen. Wenn jetzt die anderen
Punkte in verschiedenen Abständen von der “Erde” (oder unserer
Milchstrasse, das spielt hier keine Rolle) sind, und am besten im rechten
Winkel von der Erde aus gesehen, kann man eine Papiersimulation starten:
man zählt die Kästchen, also die Distanz zu jedem anderen Objekt. Die
Expansion des Raumes ist eine Eigenschaft des Raumes, und sie wirkt an
jedem Ort und in alle Richtungen gleich (homogen und isotrop). In unserer
Simulation bedeutet das, dass pro Zeitschritt jedes Kästchen ein Stückchen
grösser werden würde, sagen wir um die Hälfte (auf Millimeterpapier
meinetwegen ein Zehntel). Dann würden pro zwei Kästchen die Entfernung nach
einem Zeitschritt um ein Kästchen zunehmen (pro 10 Millimeterkästchen um 1
Millimeterkästchen für die mit dem Millimeterpapier). Wenn wir das für
alle Objekte ausrechnen, können wir die Objekte um dieses Stück von der
Erde weg verschieben. Man sieht, dass weiter entfernte Objekte ein
grösseres Stück verschoben werden als näher gelegene. Genau das beobachtet
man auch: um so weiter Galaxien von uns entfernt sind, desto schneller
scheinen sie sich von uns zu entfernen. Dieser Zusammenhang wird auch als
Hubbles Gesetz bezeichnet. Wie gesagt, der Effekt ist unabhängig von der
Richtung.
Eine interessante Schlussfolgerung ist der Ereignishorizont: weil die
Lichtgeschwindigkeit endlich ist, können wir nur von solchen Objekten etwas
empfangen, deren scheinbare Fluchtgeschwindigkeit kleiner als die
Lichtgeschwindigkeit ist. Andersrum gesagt, können wir die Welt nur bis zu
einer gewissen Entfernung wahrnehmen, dem Ereignishorizont. Dahinter hört
die Welt nicht auf, nur können wir sie nicht mehr beobachten.
Raumkrümmung
[space curvature]
Räume mit nicht-euklidischer Geometrie sind gekrümmt. Siehe den Eintrag
Raum.
Raumzeit
(spacetime)
Ausgehend von der Invarianz der Lichtgeschwindigkeit erlaubt das
Konzept der Raumzeit die eindeutige Beschreibung von Ort Ereignissen
durch Angabe von 3 Raum- und einer Zeitkoordinate.
Zeit- oder Raumintervalle, die von Beobachtern in verschiedenen Bezugssystemen
gemessen werden, lassen sich nicht direkt vergleichen. Zeit- und
Raumintervalle in Raumzeit gemessen sind dagegen Invarianten, d.h.
gleich für alle Beobachter in allen Bezugssystemen. In der
Allgemeinen Relativitätstheorie wird die Schwerkraft als
Krümmung der Raumzeit beschrieben.
Raum-Zeit Kontinuum
[space-time continuum]
In der speziellen Relativitätstheorie werden Raum und Zeit zu einer
vierdimensionalen Grösse, der Raum-Zeit, zusammengefasst. Im Raum-Zeit
Kontinuum wird ein Punkt als Weltpunkt mit drei Raum- und der
Zeitkoordinate repräsentiert. Die Bahn eines Teilchens wird durch die
Weltlinie beschrieben.
R Corona Borealis-Sterne
[R Corona Borealis stars]
Eine Klasse von veränderlichen Sternen, vom Typ R-Überriesen. Die Sterne
zeigen lange Zeit die gleiche Helligkeit mit einem abrupt einsetzenden
Helligkeitsabfall um mehrere Grössenklassen und anschliessendem
Wiederanstieg der Helligkeit. In einige Fällen verweilen die Sterne
längere Zeit im Minimum. Periode oder Amplitude sind annähernd konstant.
Die Ursache ist noch nicht bekannt.
Reflektor
(reflecting telescope)
Teleskope, die reflektierende optische Elemente zur Lichtsammlung
verwenden. Im optischen sind das die klassischen Spiegelteleskope, und
praktisch alle Radioteleskope funktionieren nach diesem Prinzip.
Reflexion
[reflection]
1) Brechung von Licht, entweder an Oberflächen oder im Inneren transparenter
Materialien. Das Reflexionsvermögen gibt das Verhältnis von eingefallener
zu austretender Strahlung an. Für Spiegel sollte es möglichst nahe an eins
sein.
2) Das Zurückwerden von mechanischen Körpern.
Reflexionsnebel
[reflection nebulae]
Reflexionsnebel entstehen durch Streuung von Licht an Staubpartikeln. Das
lässt sie blau leuchten. In der Regel stammt das Licht von jungen Sternen,
und der Staub tritt meist in Verbindung mit Gas in Form von Emissionsnebeln
auf. Fast reine Reflexionsnebel findet man um die Plejaden, in der
Mischung mit Emissionsnebeln um den Orionnebel und dem Trifidnebel (als
zwei von vielen möglichen Beispielen).
Refraktion
[refraction]
Die Brechung von Licht, entweder in optischen Geräten (Linsenfernrohre =
Refraktoren) oder allgemein in transparenten Medien. Refraktion tritt in
der Erdatmosphäre auf, so dass astronomische Objekte, sofern sie nicht
exakt im Zenith stehen, umso stärker von ihrer wahren Position abweichen,
je näher sie am Horizont stehen. Bei Positionsmessungen ist dieser Effekt
zu berücksichtigen.
Refraktor
[refractor]
Ein anderes Wort für Linsenteleskop. Das Gegenstück sind Reflektoren oder
Spiegelteleskope, die Licht mit Hilfe von konkaven Spiegeln bündeln.
Regulus
[alpha leonis]
Der hellste Stern im Sternbild Löwe. Der arabische Name ist Kabeleced, was
Herz des Löwen bedeutet. Der kleine König, so die Bedeutung des
lateinischen Namens, ist 24 pc entfernt, 1.3 mag hell, vom Spektraltyp B8
und hat eine effektive Oberflächentemperatur von 13000 K. Er hat zwei
Begleiter in 2 arcsec und 176 arcsec Distanz.
Rektaszension
[right ascension]
Die Rektaszension gibt den Winkelabstand des Stundenkreises eines Objektes
vom Stundenkreis des Frühlingspunktes, angegeben in östlicher Richtung
entweder im Grad- (0 bis 360 Grad) oder im Stundenmass (0 bis 24 Stunden)
an. Die Rektaszension (RA) zusammen mit der Deklination beschreibt
eindeutig die Position jedes astronomischen Objekts.
Relativistische Rotverschiebung
[relativistic redshift]
Ein Lichtstrahl, der von einer Massenkonzentration, zum Beispiel einem
Stern, davonläuft, muss gegen die Anziehungskraft Arbeit leisten. Das
kostet Energie, was sich in einer Verlängerung der Wellenlänge äussert
(langwelligeres Licht ist energieärmer als kurzwelligeres). Dieser Effekt
kann vor allem bei Weissen Zwergen nachgewiesen werden. Bei der Sonne ist
man nur knapp über der Nachweisgrenze. Am besten müsste man diesen Effekt
bei Neutronensternen beobachten können, nur bekommt man von diesen leider
keine Spektren.
Relativitätstheorie
[theory of relativity]
Die älteste Form ist die Galileiinvarianz, die die Gleichwertigkeit von
relativ zueinander gleichförmig bewegter Bezugssysteme im Rahmen der
Newtonschen Gravitationstheorie behandelt.
Albert Einstein publizierte 1905 die Zusammenfassung der Speziellen
Relativitätstheorie (SRT), die die Newtonschen Begriffe der
Absolutheit von Raum und Zeit relativierte, in dem als Leitprinzip die
endliche Lichtgeschwindigkeit gesetzt wird. In der SRT wird die Zeit mit den
drei Koordinaten des Raumes zur Raumzeit verknüpft. Aufgrund der
Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit müssen Begriffe wie die Kausalität
überdacht werden. Eine Wirkung an einem Ort B kann durch einen Vorgang am
Ort A erst dann auftreten, wenn die Information, die nicht schneller als
mit Lichtgeschwindigkeit verbreitet werden kann, in B angekommen ist, also
erst nach einer Zeit t = d/c, wenn d die Distanz zwischen A und B ist und
c die Lichtgeschwindigkeit (rund 300000 km/s). Wenn du also ein
Astronautenrennen auf dem Mond austragen willst, und den
“Startschuss&148; mittels eines Laserblitzes gibst, werden die
olympischen Astronauten erst etwas mehr als eine Sekunde, nachdem du auf den
Laserknopf gedrückt hast, starten. Solange braucht der Lichtstrahl, um zum
Mond zu gelangen.
Weiter wichtige Begriffe sind Relativgeschwindigkeiten, Eigenräume,
Eigenzeiten und Weltlinien.
1916 erschien als Verallgemeinerung die Allgemeine Relativitätstheorie
(ART), die eine vollständig neue Gravitationstheorie darstellt, die im
Grenzwert kleiner Massen und Geschwindigkeiten als Spezialfall die
Newtonschen Gravitation enthält.
Die ART erlaubt die Konstruktion von kosmologischen Weltbildern, die bis
heute hervorragend durch Beobachtungen verifiziert werden können.
Allerdings kann auch heute noch nicht in allen Details zwischen
verschiedenen, auf der ART beruhenden, kosmologischen Modellen
unterschieden (diskriminiert) werden.
relativistische Teilchen
[relativistic particles]
Teilchen mit Geschwindigkeiten, die nahe an der Lichtgeschwindigkeit sind.
Als Faustregel: 10 % der Lichtgeschwindigkeit, also etwa 30000 km/s und
mehr.
Retikulum
Im Deutschen als Netz bekanntes kleines Sternbild am Südhimmel. Die
Abkürzung ist Ret.
Riesen
[giants]
Eine Kurzform für Riesensterne.
Riesenast
[giant branch]
Die Zone im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD), in der man Sterne mit grosser
Leuchtkraft (hell), geringer Oberflächentemperatur (rot) und geringer
Oberflächenbeschleunigung (schmale Spektrallinien, sind also ausgedehnt)
findet. Im HRD ist das eine Linie rechts oben, nach recht oben geneigt.
Sterne wandern nach dem Verbrauch des Wasserstoffs im Kern den Riesenast
hinauf, und können, je nach Masse, einige Schleifen nach links im HRD, zu
höheren Temperaturen hin, durchlaufen. Die Schleifen entsprechen weiteren
Fusionsprozessen (Helium-, Kohlenstoff-, Siliziumbrennen), die allerdings
nur Sterne mit zunehmender Masse durchlaufen können. Massearme Sterne
wandern den Riesenast hinauf, wo sie einen beträchtlichen Teil ihrer Masse
durch Sternwind verlieren, und letztlich den Weg nach links unten antreten,
wo sich (im HRD) die Weissen Zwerge treffen. Sehr massenarme Sterne kommen
nie weit hinauf, auf den Riesenast.
[giant star]
Nach der Farbe unterscheidet man Rote und Blaue Riesensterne. Blaue
Riesensterne sind sehr massereiche, junge Sterne, die beträchtliche
Leuchtkraft haben (die Leuchtkraft nimmt mit der dreieinhalbten Potenz
der Masse zu, das heisst, ein Stern mit 10 Sonnenmassen ist fast 10000 mal
so hell wie die Sonne).
Die Roten Riesen sind bereits weit entwickelte Sterne mit relativ geringen
Massen, aber aufgrund ihrer grossen Ausdehnung sehr grossen Leuchtkraft
(die Leuchtkraft hängt von der Temperatur und der Oberfläche ab; damit ein
Stern, oder allgemein ein Objekt, hell leuchtet, muss es heiss oder gross
sein - oder beides natürlich).
Rigel
Beta Orionis, der zweithellste Stern im Sternbild Orion, heisst zu deutsch
Fuss. Rigel ist etwa 275 pc entfernt. Er hat eine scheinbare Helligkeit von
0.1 mag, womit er zu den hellsten Sternen am Erdhimmel gehört. Er hat
den Spektraltyp B8, eine Effektivtemperatur von 12000K, knapp 20
Sonnendurchmesser und etwa 60000 Sonnenleuchtkräfte. Insgesamt ist Rigel in
einem Vierfachsystem: er selbst sowie sein Begleiter (6.7 mag, 9.4 arcsec
Abstand) sind spektroskopische Doppelsterne.
Rigil Kentaurus
Anderer Name für alpha Centauri, der auch als Toliman bekannt ist.
Ringförmige Bedeckung
(annular eclipse)
Sonnenfinsternis zu einem Zeitpunkt der maximalen Erde-Mond
Entfernung. In diesem Fall ist der Winkeldurchmesser des Mondes
kleiner als der der Sonne, und im Maximum der Bedeckung bleibt
ein Ring von der Sonne sichtbar.
Ringnebel
[ring nebulae]
Populäre Bezeichnung für Planetarische Nebel im allgemeinen und den
Ringnebel in der Leier, M57, im speziellen.
Rochesche Grenze
[Roche limit]
Bei gleicher Dichte von Planet und (einem) Mond wird innerhalb von 2.44
Planetenradien letzterer aufgrund der Gezeitenwechselwirkung zerstört.
Damit kann das Auftreten von Ringen um die grossen Planeten erklärt werden.
Röntgenastronomie
[X-ray astronomy]
Beobachtungen von astronomischen Objekten im Wellenlängenbereich
zwischen 0.01 und 10 nm (zwischen extremem UV und Gammastrahlung). In
diesem Bereich wird anstelle der Wellenlänge häufig die Energie der
Strahlung angegeben: 100 keV bis 0.1 keV.
Da die Erdatmosphäre für Röntgenstrahlung undurchlässig ist, gibt es
Astronomen, die das Problem haben, keine Röntgenstrahlung auf der
Erdoberfläche empfangen zu können. Das Aufkommen von Raketen und
Satelliten ermöglichte Messungen ausserhalb der Erdatmosphäre. Beginnedn
mit kurzen Raketenflügen in den fünfziger Jahren des 20. Jahrhunderts
konnte die Sonne im Röntgenlicht untersucht werden. 1962 wurde mit der
Quelle Scorpius-X1 das erste extrasolare Objekt entdeckt. 1970 waren
bereits mehr als 40 Röntgenquellen bekannt (noch alles mit
Kurzzeitexperimenten auf Raketen).
Der Vela Satellit der US-Army beobachtet von 1969 bis 1979 im
Röntgenbereich, allerdings vor allem terrestrische Quellen in Verbindung
mit Kernwaffentests. Mit Uhuru startete 1970 der erste richtige
astronomische Röngtensatellit (Uhuru war der erste der Small Astronomz
Satellites). 1971 startete der Copernicus-Satellit. 1973 wurde eine abbildende Röngtenkamera an Bord von
Skylab zur Aufnahme der Sonne eingesetzt. Dieses Teleskop verwendete die
Technik des streifenden Einfalls. Durch konzentrische Ringe wird
das einfallende Röntgenlicht abgelenkt und auf eine Kamera fokusiert. Diese
aufwendige Technik ist nötig, da man Röntgenstrahlen nicht wie sichtbares
Licht mit Glaslinsen oder Spiegeln auf einen Fokus konzentrieren kann.
Dieselbe Technik wurde bei den nachfolgenden Missionen verwendet:
Einstein (USA, 1978-81), EXOSAT (Europa, 1983-86), Ginga
(Japan, 1987), Rosat (Deutschland, 1990) und ASCA (Japan).
Thermische Röngtenstrahlung stammt von Quellen mit Temperaturen von mehr
als 1 Million Kelvin. Das ist zum Beispiel in der Korona der Sonne und von
anderen Sternen der Fall und in der heissen Gaskomponente von
Galaxienhaufen. Ein grosser Teil der Röntgenstrahlung ist allerdings
nicht-thermischer Natur, zum Beispiel entstehend durch Wechselwirkung von
Elektronen und Ionen in Plasmen und Kernreaktionen in wechselwirkenden
Doppelsternsystemen.
Die grösste Klasse von hellen Röntgenquellen sind wechselwirkende
Doppelsternsysteme, wovon die eine Komponente ein kompaktes Objekt ist,
also ein Weisser Zwerg, ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Man
unterscheidet Systeme mit massereichen (high mass X-ray
binaries, HMXB) und massearmen (low mass X-ray binaries, LMXB).
Bei ersteren strömt Material direkt vom massereichen Stern auf
den kompakten Begleiter, bei der zweiten Klasse läuft der Materialtransport
über eine Akkretionsscheibe.
[X-ray burster]
Enge Doppelsternsysteme mit Massenüberlauf, deren eine Komponenten ein
Neutronenstern ist, können Ausbrüche haben, die vor allem im
Röntgenbereich des elektromagnetischen Spektrums sichtbar sind. Die
Materie strömt in solchen Systemen (siehe auch kataklysmische Systeme, bei
welchen die kompakte Komponente ein Weisser Zwerg ist, und
Röntgendoppelsterne, bei welchen eine Komponente wahrscheinlich ein
Schwarzes Loch ist)
nicht direkt, sondern in der Regel über eine Akkretionsscheibe auf den
Neutronenstern. (Nahe) An der Oberfläche des Neutronensterns wird das
übergeströmte Material auf einige Millionen Kelvin erhitzt und durchläuft
Kernfusionen.
Röntgendoppelsterne
[X-ray binary]
Doppelsterne mit einer kompakten Komponente (Weisser Zwerg, Neutronenstern,
Schwarzes Loch), bei welchen Materie vom Begleiter auf diese überströmt.
Aufgrund der Drehimpulserhaltung kann das Material nicht direkt auf
geradem Weg überströmen, sondern nimmt den Weg über eine sogenannte
Akkretionsscheibe, in welcher das Material aufgrund von Reibungseffekten
Drehimpuls verliert und nach innen transportiert wird. In der Regel
entsteht die Röntgenstrahlung im Inneren Bereich der Akkretionsscheibe,
speziell an den Schnittstellen zum kompakten Objekt, oder an der
Oberfläche derselben. Bei Neutronensternen mit extremen Magnetfeldern kann
die Materie anstatt durch eine Akkretionsscheibe auch entlang der
Magnetfeldlinien auf die magnetischen Pole gelenkt werden und dort
Bremsstrahlung (wie in einer Röntgenröhre beim Arzt) produzieren.
Bremsstrahlung wird senkrecht zur Einfallsrichtung abgestrahlt.
Verwandte oder überlappende Begriffe sind Röntgen-Burster, Röntgensterne,
Kataklysmische Variable, Novae.
Röntgenstern
[X-ray star]
Röntgenstrahlung emittierender Stern. Häufig Doppelsterne mit
Massenüberfluss von einem Hauptreihenstern/Roten Riesen auf einen kompakten
Stern (Weisser Zwerg, Neutronenstern) oder Schwarzes Loch. Auch bei
kollidierende Schockfronten von Sternwinden massereicher Sterne kann
Röntgenemission eine Rolle spielen.
Röntgenteleskop
[X-ray telescope]
Wie der Name sagt, handelt es sich um Teleskope zur Messung von
Röntgenstrahlung. Von der technischen Seite bedingt die Absorption der
Röntgenstrahlung in den hohen Schichten der Atmosphäre (vor allem in der
Ionosphäre), dass Röntgenteleskope auf Satelliten oder Raumschiffen
installiert sind. Ballone können nicht hoch genug (deutlich mehr als 100
km) steigen, wie das zum Beispiel in der Infrarotastronomie möglich ist
(etwa 25 km Höhe, Stratosphäre). Ein weiterer Aspekt ist, dass
Röntgenteleskope nicht nach einem Reflektorprinzip funktionieren, das
heisst, man kann keine Röntgenspiegelteleskope bauen. Röntgenstrahlung
wird nur bei Auftreffwinkeln von grösser als 87° reflektiert.
Stattdessen ist die
Grundlage der Lichtbündelung, also letztlich der Lichtsammlung, in
Röntgenteleskopen das Prinzip des streifenden Einfalls: dabei hat man ein
System von ineinandergeschachtelten Trichtern mit von vorne
(Eintrittsöffnung) nach hinten (Kamera) steileren Kegelmantelflächen. Die
auftreffenden Röntgenstrahlen werden am vordersten Ring ein wenig
abgelenkt, am nächsten ein wenig mehr und so weiter, bis sie am Brennpunkt
vereinigt werden. Dort verwendet man ein Zählgerät (aus diesem Grund sind
Rohdaten von Röntgenteleskopen in der Einheit count angegeben).
Teleskope dieses Typs nennt man Wolter Typ I. (Im einfachsten Fall
verwendet man nur zwei Trichtergruppen, wobei der vordere parabolisch,
dier hintere hyperbolisch angeordnet ist.)
Bei Wellenlängen kleiner als 1 nm werden Zonenplattengeräte eingesetzt, bei
welchen mittels einer Serie von kreisförmigen Ringen ein Beugungsbild
erzeugt wird.
Rotation
[rotation]
Das vom lateinischen Verb rotare = sich im Kreis drehen abgeleitete
Wort hat folgende Bedeutungen:
1) Physik, Mechanik: (Um)Drehung eines starren Körpers um einen Punkt oder
eine Achse (zum Beispiel ein Kreisel). Physikalisch wird eine Drehbewegung
durch die Winkelgeschwindigkeit und -beschleunigung, den Drehimpuls, das
Drehmoment und das Trägheitsmoment beschrieben. Bei anderen Systemen als
starrren Körpern tritt auch Radialgeschwindigkeit und -beschleunigung auf.
In rotierenden Systemen beobachtet man auch die Scheinkräfte
Zentripetalkraft (bekannter als Zentrifugalkraft) und die Corioliskraft.
2) Astronomie: Eigendrehung eines Himmelskörpers, z.B. der Planeten, in
der Regel um eine Achse. Hier findet man die Begriffe siderische Rotation
(auf die Sterne bezogen), also eine Drehung um 360°, und die
synodische Rotation (auf die Sonne bezogen). In letzterem Fall
unterscheidet sich die Eigendrehung von 360° aufgrund der Bahnbewegung
um die Sonne. Im Fall der gebundenen Rotation, zum Beispiel beim Erde-Mond
System, zeigt wenigstens eine Komponente (der Mond) der anderen immer die
gleiche Seite. Das Auftreten der gebundenen Rotation wird von der
Gezeitenwechselwirkung bewirkt. Anschaulich kann man sich das im Fall der
Erde machen, bei welcher die Erdrotation durch die Verformung des Erdballs
(etwa 30 - 50 cm bei den Kontinenten) und der Gezeiten (Flutberge,
Gezeitenreibung durch das “unter dem Flutberg wegdrehen” der Erde)
verlangsamt wird. Da der Drehimpuls des Erde-Mond Systems erhalten ist
(die Summe aller Komponenten kann sich nicht als Funktion der Zeit
verändern), vergrössert sich der Abstand Erde-Mond (der Drehimpuls ist,
einfach gesprochen, das Produkt aus Abstand mal Rotationsgeschwindigkeit;
im Fall der Erde reduziert sich die Rotationsgeschwindigkeit der
Eigenrotation, und wird - vor allem - in Bahndrehimpuls des Gesamtsystems
Erde-Mond umgewandelt, welcher sich also vergrössert, und zwar durch
Vergrösserung des Abstandes.).
Die Erdrotation bewirkt nebenbei natürlich auch den Tages-Nacht Ablauf, bzw.
die Bewegung der Gestirne - Sonne, Mond, Sterne. Nachweisen kann man die
Erdrotation aufgrund der Scheinkräfte, z.B. mit dem Foucaultschen
Pendelversuch und mit dem Herunterfallenlassen von Gegenständen von hohen
Türmen.
Rotation von Sternen: Sterne sind als Gasbälle keine “guten”
starren Körper, und darum rotieren sie differentiel, das heisst am Äquator
schneller als am Pol. Diesen Effekt kann man besonders gut an der Sonne
studieren, vor allem in der Gegenwart von Sonnenflecken auf verschiedenen
Breiten. Vor allem bei sogenannten Flaresternen kann man die Sternrotation
beobachten. Allerdings ist die eindeutige Bestimmung der
Rotationsgeschwindigkeit auf diese Art recht schwierig. Eine andere Art der
Messung der Sternrotationsgeschwindigkeit kann unter Ausnutzung des
Dopplereffekts gemacht werden
(Rotationsgeschwindigkeit).
.
3) Mathematik, Vektoranalysis: Die Rotation ist ein vektorwertiger
Differentialoperator, der zur mathematischen Beschreibung aller hier
beschriebenen physikalischen Phänomene verwendet wird.
4) Optik: Drehung des Lichtvektors, respektive der Polarisationsebene eines
Lichtstrahls.
[rotational velocity]
Allgemein: Die Geschwindigkeit an einem Punkt in tangentialer Richtung zu
einer Zeit t. Im Fall von starrer Rotation (z.B. Erdoberfläche) hat die
Rotation überall die gleiche Winkelgeschwindigkeit, im Fall von
nichtstarrer Rotation (Gaskugeln = Sterne, Galaxien) ist die
Winkelgeschwindigkeit nicht konstant. Die Rotationsgeschwindigkeit hängt
von der Winkelgeschwindigkeit und vom Abstand von der Drehachse bzw.
Rotationszentrum ab. So ist die Rotationsgeschwindigkeit auf der Erde am
Äquator mit 465.11 m/s am grössten (grösster Abstand zur Erdachse) und an den Polen am
kleinsten, nämlich Null (Abstand Null von der Rotationsachse). Auf der
Höhe von Mainz (ziemlich genau 50 Grad nördlicher Breite) sind es etwa 300
m/s. Die Rotationsgeschwindigkeit folgt bei starren Körpern der Gleichung
vb = v * cos b, wobei v die Rotationsgeschwindigkeit am
Äquator und b die geografische Breite ist.
Die Rotationsgeschwindikeit der Erde kann man bestimmen, in dem man in
einer Nacht die Position eines Sternes zu einer bestimmten Zeit
t1 misst und in der darauffolgenden Nacht die Zeit
t2, an der der ausgewählte Stern genau an der gleichen Stelle
steht.
Rotationsgeschwindigkeit von Sternen: dazu misst man die Breite einer
Spektrallinie und interpretiert deren Verbreiterung gegenüber der
Laborlinienbreite als Dopplerverbreiterung aufgrund der Rotation des
Sternes. Der Stern darf also nicht mit seinem Pol zu uns zeigen, denn dann
sieht man keine Geschwindigkeitskomponenten entlang unserer Sichtlinie (es
sei denn, der Stern würde pulsieren, aber das ist ein anderes Problem).
Die auf uns zukommende Seite und die von uns weglaufende Seite des Sternes
bewirken eine Verbreiterung der beobachteten Spektrallinie auf der
“blauen”, d.h. auf der kurzwelligen, und auf der
“roten”, d.h. langwelligen Seite. Die so gemessenen
Rotationsgeschwindigkeiten zeigen eine Abhängigkeit vom Spektraltyp: je
“früher”, desto schneller: B-Sterne: 200 bis 250 km/s, A-Sterne
150 bis 200 km/s, F-Sterne 25 bis 100 km/s und spätere Typen G, K und M
haben kleinere Geschwindigkeiten als 25 km/s.
Im Fall der Sonne kann man die Rotation ausser mit Sonnenflecken durch
Spektren von einzelnen Punkten, v.a. natürlich an den Rändern, messen.
Damit erhält man einen Wert von etwa 2 km/s.
Rotationsgeschwindigkeit von Galaxien: im Fall der Milchstrasse misst man
die Radialgeschwindigkeit von H I Wolken und erhält damit für jeden
Winkelabstand vom galaktischen Zentrum mit der jeweils gemessenen
Maximalgeschwindigkeit die Rotations(geschwindigkeits)kurve bis zum
Abstand des Sonnensystems vom Galaktischen Zentrum.
Extragalaktische Systeme: man nimmt, entweder mit einem langen Spalt oder
mit einem zweidimensionalen Spektrografen (Fabry-Perot, Fibern) ein
Spektrum auf und erhält aus der Verschiebung der Spektrallinie die
Rotationsgeschwindigkeit, die man noch für die
Inklination korrigieren muss. Dabei zeigt sich,
dass Scheibengalaxien relativ schnell rotieren (Milchstrasse hat am
Sonnenabstand eine Rotationsgeschwindigkeit von etwa 220 km/s) und das
Verhältnis von Rotationsgeschwindigkeit zur Zufallsgeschwindigkeit,
gemessen als Geschwindigkeitsdispersion, grösser als 1 ist. Die
Rotationskurven von Scheibengalaxien können auch durch die 21 cm Linie des
neutralen Wasserstoffs (Emissionslinie im Radiobereich) gemessen werden,
was der Vorteil hat, dass das Wasserstoffprofil meistens viel weiter vom
Zentrum aus gesehen hinausreicht als die sogenannten optischen Profile
(die aus den überlagerten Sternspektren - in Absorption - gewonnen
werden). Dabei hat sich gezeigt, dass fast alle Scheibengalaxien flache
Rotationskurven haben, das heisst, dass die Rotationsgeschwindigkeit nach
aussen hin nicht wieder abfällt (sie steigt von Zentrum, vrot =
0, nach aussen hin zunächst an), wie das zu erwarten wäre, wenn die Menge
des gemessenen Sternlichtes die Verteilung der Masse widerspiegeln würde
(die Galaxien haben helle Kerne, also viele Sterne und leuchtende
Gaswolken, und werden nach aussen hin exponentiell dunkler; wenn die
Materie also nur in Form von diesem leuchtenden Material vorhanden ist,
muss innen viel und nach aussen hin exponentiell weniger Materie vorhanden
sein). Ein Stern oder eine Gaswolke weit weg vom Zentrum sollte also vor
allem eine Anziehungskraft aus Richtung Zentrum verspüren, die mit
zunehmenden Abstand immer ähnlicher zu einer Punktmasse wird. Darum sollte
man erwarten, dass sich die Rotationskurve mit zunehmenden Abstand vom
galaktischen Zentrum einer Keplerkurve (die
genau die Rotationsgeschwindigkeitskurve für eine Punktmasse beschreibt)
annähert. Wenn sie statt dessen flach bleibt, bedeutet das entweder, dass
das Newtonsche Gravitationsgesetz für grossen Entfernungen oder kleine
Beschleunigungen von seiner bekannten Form abweicht, oder dass
nichtleuchtende Materie vorhanden ist, die man
Dunkle Materie nennt.
Bei den elliptischen Galaxien beobachtet man in der Regel sehr viel kleinere
Rotationsgeschwindigkeiten, mit dem Trend je grösser desto langsamer. In
diesen Systemen (v/sigma < 1) kann die Rotation nicht die Rolle des
Stabilisators gegen den gravitativen Kollaps einnehmen (an deren Stelle tritt
bei diesen “heissen” stellaren Systemen die ungeordnete Bewegung).
Nichtsdestotrotz, die meisten elliptischen Galaxien rotieren, wobei in den
meisten Fällen die Rotationsgeschwindigkeit nach aussen hin zunimmt.
[red giant]
Alter Stern, der im Zentrum seinen Wasserstoffvorrat verbraucht hat. Die
Massereicheren können in der Folge noch weiter Fusionsketten
zünden, die sie vom roten Riesenast im HRD in die blaueren Zonen des
HRD schleifen lassen.
Rotverschiebung
[redshift]
Galaxienspektren sind zumeist rotverschoben gegenüber den Laborlinien. Nahe
Galaxien können auch blauverschoben sein aufgrund ihrer Eigenbewegung auf
die Milchstrasse zu. Jedoch fand man bereits in den zwanziger Jahren den
20. Jahrhunderts, dass Galaxien tendenziell um so stärker rotverschoben
sind, je weiter sie entfernt sind. E. Hubble vermass die Spektren vieler
Galaxien und leitete das nach ihm benannte Gesetz ab: v = H0 d,
wobei v die sogenannte Fluchtgeschwindigkeit ist (die aus der
Wellenlängenverschiebung berechnet wird), H0 der Hubbleparameter
(der in Basel einen Wert von kleiner als 60 km/Mpc/s hat) und d die
Entfernung zur Galaxie ist.
RR Lyrae-Sterne
[RR Lyrae stars]
RR-Lyrae sind eine Klasse von Pulsationsveränderlichen Sternen im
Heliumbrennen. Im HRD findet man sie auf dem Horizontalast, was impliziert,
dass die Streuung der absoluten Helligkeit sehr klein ist. Darum werden
RR-Lyrae oft als Standardkerzen verwendet. Man kennt zwei Arten: RR-Lyrae
ab, die im Grundton schwingen, und RR-Lyrae c, die im ersten Oberton schwingen.
Verantwortlich für die Pulsationen ist der Kappa-Mechanismus.
Rudolfinische Tafeln
Die Rudolfinischen Tafeln wurden 1627 von J. Kepler publiziert und dienten
lange Zeit als Grundlage für die Berechnung von Planetenbahnen. Für die
Erstellung dieses Tabellenwerkes waren die Beobachtungen von T. Brahe von
grosser Bedeutung.
Rückstreuung
[backscattering]
Streuung von Teilchen oder Licht um mehr als 90° von der
Einfallsrichtung bezeichnet man als Rückstreuung.
RV Tauri-Sterne
[RV Tauri stars]
Eine seltene Untergruppe der Pulsationsveränderlichen Sterne der
Spektralklassen F, G und K mit Perioden von 50
bis 150 Tagen und Amplituden von 3 mag. Die Lichtkurve hat eine
Doppelwellenstruktur mit abwechselnd flachen und tiefen Minima.
RW Aurigae-Sterne
[RW Aurigae stars]
Die RW Aurigae-Sterne sind Verwandte der T Tauri- und Orionveränderlichen
und gehören zur Gruppe der eruptiven Veränderlichen. Sie zeigen völlig
unregelmässige Lichtwechsel mit 1 bis 4 mag Helligkeitsunterschied. Die
Ausbrüche geschehen offenbar in Form von Jets. Alle Sterne dieser Gruppen
befinden sich nahe der Hauptreihe im HRD und sind in oder nahe bei nebligen
Gebieten. Offenbar sind es sehr junge Objekte.
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