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Glossar: S
SAAO
Abkürzung für South African Astronomical Observatory.
Sagitta
Zu deutsch “Pfeil”. Sternbild zwischen Herkules und Adler. Der
griechischen Mythologie nach ist es der Pfeil, mit dem Herkules den Adler
abschoss, der täglich die Leber des Prometheus behackte, welcher an einen
Felsen im Kaukasus geschmiedet worden war, weil der den Menschen das Feuer
brachte.
Lateinischer Name des Sternbild Schütze, das von mittleren nördlichen
Breiten nicht vollständig sichtbar ist. In ihm befindet sich das Zentrum
der Milchstrasse mit den bekannten Radioquellen
Sagittarius A und B.
Sagittarius A ist eine Radioquelle, die das Zentrum der Milchstrasse
(Galaxis) bezeichnet. Im optischen Wellenlängenbereich ist das Zentrum der
Milchstrasse aufgrund der Extinktion nicht zugänglich, so dass man auf
Infrarot- und Radiobeobachtungen ausweichen muss. Im IR kann man den
zentralen Sternhaufen beobachten, und sogar Eigenbewegungen und
Radialgeschwindigkeiten der Sterne messen, womit man - mit zunehmender
Dauer und damit besser Datenqualität, die Masse des zentralen supermassiven
Schwarzen Lochs im Milchstrassenzentrum bestimmen kann. Gegenwärtig werden
Werte von einigen Millionen Sonnenmassen gehandelt.
Sahm
Arabischer Name für das Sternbild Sagitta = Pfeil. Piazzi wandelte den
Namen um 1800 in Sham und benannte damit alpha Sagittae, einen F8
Stern in einer Entfernung von 190 pc.
SAO
Abkürzung für Special Astrophysical Observatory.
SAO
Abkürzung für das ehemalige Smithonian Astrophysical Observatory.
[Saros’ cycle]
Auf Kenntnisse aus dem 3. Jahrtausend vor der Zeitenwende beruht der
Saroszyklus, der die periodische Abfolge von gleichartigen Finsternissen
beschreibt. Es ist wahrscheinlich die herausragendste Leistung der
babylonischen Astronomie. Der Saroszyklus dauert 223 synodische Monate, was
18 Jahren und 11.3 Tagen entspricht.
Satellit
[satellite]
Durch Gravitation gebundener Mitläufer eines grösseren Körpers.
Monde sind Satelliten der Planeten, die Planeten Satelliten der Sonne.
Künstliche Satelliten, kleine Raumschiffe, umkreisen die Erde oder
andere Planeten oder sind auf Forschungsmissionen im Sonnensystem unterwegs.
Einige der ältesten dieser Sonden befinden sich dabei, das Sonnensystem
zu verlassen.
Für die Entstehung der natürlichen Satelliten gibt es verschiedene
Ursachen. Der Erdmond wurde - nach dem gegenwärtig plausibelsten Modell -
durch eine streifende Kollision eines Himmelskörpers mit der Erde erzeugt.
Somit kann erklärt werden, dass der Mond vor allem aus Silikaten besteht,
wie sie auch in den äusseren Schichten der Erde vorkommen. Die Marsmonde
und einige Monde der grossen Gasplaneten mit gegenläufigen und/oder stark exzentrischen
Umlaufbahnen sind vermutlich eingefangene Planetoiden. Die
“regulären” Monde der grossen Planeten haben sich vermutlich in
einer Scheibe gebildet, ähnlich wie das Sonnensystem im Grossen.
Saturn
Der zweitgrösste Planet des Sonnensystems mit der geringsten Dichte (0.7
g/cm3, der grössten Abplattung (1:10), den
meisten bekannten Monden und dem ausgeprägsten Ringsystem befindet sich in
einer Entfernung von 9.539 AU = 1.427 Milliarden km. Seine siderische
Umlaufzeit beträgt 29.458 Jahre, seine Bahnexzentrität ist 0.055. Die
Rotationsperiode am Äquator beträgt 10 h 14 min, und nimmt nach höheren
Breiten hin langsam zu. Da der Saturn keine feste Oberfläche besitzt wie
die vier inneren Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde und Mars, zeigt er
keine Starrkörperrotation, sondern differentielle Rotation.
Saturn hat wie Jupiter eine sehr turbulente Atmosphähre und zeigt die
gleichen Wolkenbandstrukturen mit Jetstreams von 500 m/s am Äquator; zu
höheren Breiten hin nehmen die Winde auf 150 m/s ab. Die oberen
Wolkenschichten haben Temperaturen von 120 K (etwa -150 Grad Celsius).
Saturnringe
[rings of Saturn]
Von der Erde aus kann man 3, unter sehr guten Bedingungen 4 Ringteile
unterscheiden, die mit A, B, C und D bezeichnet werden. Die Ringe A und B
trennt die Cassini-Teilung. Die Enckesche Teilung befindet sich im Ring A.
Mit den Voyagersonden wurden noch die Ringe E, F und G entdeckt. Diese
äusserst erfolgreichen Missionen entdeckten auch Tausende von Teilungen in
den Ringen und radiale “Speichen”. Die Dicke der Saturnringe
beträgt maximal etwa 1 km. Sie werden aus einer Vielzahl von kleinen
Partikeln gebildet mit Grössen von einige tausendstel Millimeter bis
ungefähr 10 m. Es handelt sich vor allem um Eispartikel und meteoritische
Teilchen. Die kleinsten Partikel finden sich überwiegend in Ring F, die
grössten tendenziell im A-Ring. Die Gesamtmasse der Saturnringe beträgt
irgendwas zwischen dem hunderttausendsten und einmillionsten Teil der
Saturnmasse. Die grösseren Teilungen werden vermutlich von sogenannten
Hirtenmonden verursacht, die wie ein Schneepflug ihren Weg freiräumen.
Saturnmonde
[moons of Saturn]
Die Monde des Saturn haben einige sehr interessante Besonderheiten zu
bieten. Titan ist nach Ganymed der zweitgrösste Mond des
Sonnensystems und hat als einziger
eine Atmosphäre (99 % Stickstoff). Phoebe ist rückläufig. Epimetheus und
Janus treffen sich alle vier Jahre zum Bahntausch. Prometheus und Pandora
bewachen als “Schäferhundmonde” den F-Ring. Einige kleinere
Satelliten laufen um plus/minus 60 Grad versetzt auf den Bahnen grösserer
Satelliten (die 60 Grad bezeichnen die sogenannten Librationspunkte L4 und
L5). Das ähnelt den Trojanern, Planetoiden, die vor und hinter dem Jupiter
auf dessen Bahn um die Sonne laufen.
SBF
Abkürzung für Surface Brightness Fluctuation.
Scheat
heisst mit bürgerlichem Namen beta Pegasi. Es handelt sich um einen
unregelmässig variablen Roten Riesen der Spektralklasse M2 mit einer Helligkeit
zwischen 2.1 mag und 3 mag. Er ist etwa 70 pc entfernt, hat eine
Effektivtemperatur von 3500 K und bringt es im Mittel auf etwa 320
Sonnenleuchtkräfte. Seine Eigenbewegung ist mit 0.235 arcsec/Jahr sehr
gross.
Schedir
Zu deutsch die “Brust” heisst sonst auch alpha Cassiopeiae. Die
Brust ist etwa 70 pc entfernt, hat eine scheinbare Helligkeit von 2.2 mag,
den Spektraltyp K0. Sie hat etwa 400 Sonnenleuchtkräfte.
Scheibe
[disk]
Mit Scheibe wird im allgemeinen die flache Komponenten der Milchstrasse
oder von Spiral- bzw. eben Scheibengalaxien bezeichnet. Die Scheibe hat in
der Regel einen exponentiellen Helligkeitsabfall. Vor allem zu den
sogenannten späten Scheibengalaxien hin enthält die Scheibe einen
beträchtlichen Anteil von Gas und zeigt Sternentstehung. Die Gaswolken
und damit die Sternentstehungsregionen sind in den Spiralarmen
konzentriert, die genau aus diesem Grund so prominent hervorstechen (vor
allem massereiche junge Sterne dominieren). Als Entstehungsmechanismus der
Spiralarme wird gegenwärtig die Dichtewellentheorie von Lindblad, Lin und
Shu favorisiert.
Scheibengalaxien
[disk galaxies]
Scheibengalaxien, bisweilen auch als Spiralgalaxien oder Spiralen
bezeichnet, sind eine der drei Typen von Galaxien. Neben ihnen gibt es
noch die Ellipsen oder elliptischen Galaxien sowie die irregulären
Galaxien. Scheibengalaxien sind rotationsgestützt, das heisst, die Sterne
und das Gas in der Scheibe rotieren im gleichen Sinn um das Zentrum des
Systems, eventuell mit überlagerten Epizyklen, die
durch einen Balken verursacht werden können. Die Zentrifugalkraft gleicht
die Eigenanziehungskraft zum Zentrum des Systems hin aus.
Scheibengalaxien bestehen aus einem mehr oder weniger prominenten Bulge,
der zentralen Verdickung, die elliptischen Galaxien sehr ähnlich ist, der
Scheibe, in der in Gas- und Molekülwolken
Sternentstehung stattfindet, und einem Halo, der von Kugelsternhaufen und
Halosternen bevölkert ist. Bei grösseren Systemen wie der Milchstrasse und
der Andromedagalaxie findet man im Halo bzw. der näheren Nachbarschaft
häufig Zwerggalaxien, die oft gravitativ gebunden sind und am Ende wohl in
die Scheibengalaxien einfallen werden. Manche Scheibengalaxien besitzen
eine zigarrenförmige Struktur in den inneren Bereichen, die Balken (engl.
bar) genannt wird. Diese Balken scheinen sich verstärkt in Gegenwart von
massereicheren Nachbargalaxien zu entwickeln. Somit sind sie wahrscheinlich
ein Indikator von Gezeitenwechselwirkung.
Ebenfalls ein Indikator von Wechselwirkung zwischen Galaxien sind die
Warps, eine meist in Form eines langgezogenen S auftretende Deformation der Scheibe
(eine Verbiegung ähnlich einer Hutkrempe). In vielen Fällen sind die Warps
im optischen Licht kaum sichtbar, aber im Radiobereich sehr prominent (die
Ausdehnung von Radiobeobachtungen ist in den meisten Fällen deutlich
grösser als die im optischen Wellenlängenbereich).
Galaxien können nach ihrer Erscheinung morphologisch klassifiziert werden.
In der Regel wird das auf E. Hubble zurückgehende und nach ihm benannte
(modifizierte) Hubble-Schema, auch als Stimmgabel bekannt, verwendet.
Eine andere Klassifikation ist das von de Vaucouleurs.
Scheibenpopulation
[disk population]
In der Scheiben von Scheibengalaxien dominieren metallreiche Sterne, die
aus bereits prozessierten (in einer ersten oder zweiten Sterngeneration
durch die Kernfusion in diesen Sternen mit
Metallen angereicherten)
Material entstanden sind. Diese nennt man auch Population I nach W. Baade.
Im Gegensatz dazu steht die Population II von metallarmen Sternen, die
im Bulge von Galaxien, im Halo und in Kugelsternhaufen zu finden ist.
Bisweilen findet man auch eine Aufteilung der Pop I in die
extreme Pop I aus O- und B-Sternen, delta-Cepheiden und Sternen in
offenen Haufen, ältere Pop I aus
A-Sternen, normalen
Riesensternen
und allgemein Sterne mit starken Metallinien und der Scheibenpop
bestehend aus Novae, PNs, hellen
Roten Riesen und Sterne mit schwächeren
Metallinien.
scheinbar
(apparent)
Grössen, deren (gemessener) Wert vom Standort des Beobachters
abhängt, werden als scheinbare Grössen bezeichnet. Ein Beispiel
ist die scheinbare Helligkeit. Um absolute Grössen zu bestimmen,
müssen scheinbare Grössen korrigiert und umgerechnet werden (z.B.
für Staub entlang der Sichtlinie korrigiert und auf die Entfernung
normiert).
Scheinbare Doppelsterne
[apparent binaries]
Scheinbare Helligkeit
(apparent magnitude)
Helligkeit eines Himmelsobjekt von der Erde aus gemessen. In der Regel
angegeben in einem Wellenlängenband, zum Beispiel V (visuell), U (UV), B
(blau, oft auch photographisch genannt).
Scheinbarer Ort
(apparent place)
Ort eines astronomischen Objekts vom Erdmittelpunkt aus gerechnet.
Die scheinbare Position muss für Refraktion in der Erdatmosphäre,
Aberration und die jährliche Parallaxe korrigiert werden.
Scheinbare Sonnenzeit
Zeitmass aufgrund der täglichen Bewegung der Sonne. Diese Bewegung ist
aufgrund der Neigung der Ekliptik zum Himmelsäquator und der Elliptizität
der Erdbahn um die Sonne nicht gleichförmig. Der scheinbare Mittag
ist die Zeit, wenn die Sonne den Meridian kreuzt und somit
abhängig von der geografischen Länge des Standortes. Der scheinbare
Sonnentag ist die Zeit zwischen zwei aufeinanderfolgenden
Meridiandurchgängen am selben Ort. Die Differenz zwischen
scheinbarer Sonnenzeit und mittlerer Sonnenzeit heisst
Zeitgleichung.
Schiefspiegler
[]
Auch als Brachyt bekannter Spiegelteleskoptyp, bei dem der Hauptspiegel so
gekippt ist, dass der Strahlengang aus dem Haupttubus austritt und von
einem ausserhalb des Tubus angebrachten Sekundärspiegel zum Okular oder
Kamera reflektiert wird. Damit vermeidet man die Abschattung des Primär-
durch den Sekundärspiegel, allerdings um den Preis einer deutlich
komplizierteren Spiegelgeometrie.
Schiffskiel
Mit lateinischem Namen Carina; es ist ein südliches Sternbild mit einigen
sehr prominenten Sternen, unter anderem alpha Carinae (Canopus), mit -0.7 mag nach
Sirius der scheinbar zweithellste Stern nach Sirius. Sehr auffällig ist
auch der in einem Nebel (wahrscheinlich vom Sternwind des Sterns gebildet)
eingebettete Veränderliche eta Carinae, der 1843
sein Maximum mit -0.7 mag erreichte und derzeit bei 6 bis 8 mag
herumdümpelt. Es gibt sehr beeindruckende HST-Aufnahmen davon.
Sommersternbild mit lateinischem Namen Scutum und der Abkürzung Sct.
[snake]
1) Ein Schuppenkriechtier.
2) Das einzige (durch den Schlangenträger) zweigeteilte
(äquatornahe)
Sternbild mit lateinischem Namen Serpens und der Abkürzung Ser.
Schlangenschwanz
Der östliche Teil des Sternbilds Schlange.
Schlangenträger
Ein Sommersternbild mit dem lateinischen Namen Ophiuchus und der Abkürzung
Oph.
Schmetterlingsdiagramm
(butterfly diagram)
Ein Diagramm, in dem man Sonnenflecken(gruppen) auf eine Karte der
Sonnenoberfläche einträgt. Im Lauf des Sonnenzyklus wandern die
Sonnenfleckengruppen, beginnend bei mittleren nörldichen und südlichen Breiten,
auf den Sonnenäquator hin zu. Da die Sonneflecken mit zunehmenden
Zyklusdauer auch immer grösser werden, sieht man auf den Diagrammen
Schmetterlingsflügelähnliche Form, was diesen Diagramm den Namen gegeben
hat.
Schnelläufer
[]
Schnelläufer nennt man Sterne mit Radialgeschwindigkeiten von mehr als 65
km/s. Die meisten von ihnen gehören vermutlich zur Halopopulation, oder zu
einer sehr alten Scheibenpopulation.
Schütze
Der deutsche Name des Sternbild
Sagittarius.
[weak force]
Die für den radioaktiven Betazerfall verantwortliche Kraft. Sie ist
eine der vier elementaren physikalischen Wechselwirkungen und zusammen mit
der starken Wechselwirkung ist sie eine kurzreichweitige Kraft mit
10-15m als charakteristischer Reichweite. Beim radioaktiven
Betazerfall werden Neutronen und Protonen durch Abgabe von Elektronen
(Neutron in Proton) oder Positronen (Proton in Neutron)
ineinander umgewandelt. Beim
inversen Betazerfall werden Elektronen oder Positronen eingefangen und
damit in Atomkernen Protonen in Neutronen oder Neutronen in Protonen
umgewandelt.
Schwan
Sommersternbild mit lateinischem Namen Cygnus und der Abkürzung Cyg.
Schwarzer Körper
[black body]
Ein Schwarzer Körper hat ein Absorptionsvermögen von 1. Die beste bekannte
Annäherung an das Spektrum eines Schwarzen Körpers liefert die kosmische
Hintergrundstrahlung, wie sie vom COBE-Satelliten gemessen wurde. Stern
kann man in (aller)erster Näherung als Schwarze Körper auffassen, um
Grössen wie die Effektivtemperatur zu definieren.
[black hole]
Eine Singularität in der Raumzeit. In einem Schwarzen Loch geht die Dichte
gegen unendlich, da (im Prinzip) beliebig viel Masse in einem Raumpunkt
gepackt werden kann (da ein Punkt keine Ausdehnung hat, divergiert die
Dichte, die ja gleich der Masse pro Volumen ist und das Volumen eines
Punktes sehr null ist). Ein schwarzes Loch als solches kann man nicht
beobachten, da selbst Licht nicht davon entweichen kann. Erst ausserhalb
des sogenannten Ereignishorizontes können optische beobachtbare Phänomene
auftreten. Die Physik innerhalb von Schwarzen Löchern ist etwas
unanschaulich.
Schwarze Löcher können am Ende des Lebenszyklus von extrem massereichen
Sternen entstehen, wenn der verbleibende Kern nach einer Supernovaexplosion
mehr Masse als das Oppenheimer-Volcov-Limit hat (das ist die maximale
Masse, die ein Neutronenstern haben kann). In diesem Fall gibt es keinen
physikalischen Prozess mehr, der der Eigenanziehungskraft entgegenwirken
kann, so dass der Kern kollabiert.
Ausser den stellaren Schwarzen Löchern könnte es noch sogenannte
primordiale geben, die in der Frühzeit des Universums entstanden sind.
Eventuell sind solche auch Kandidaten für die supermassiven Schwarzen
Löcher mit einigen Millionen bis wenige Milliarden Sonnenmassen, die man
in den Zentren von Galaxien vermutet.
Schwarze Temperatur
[black temperature??]
Die Temperatur, die ein Schwarzer Körper bei einer bestimmten Wellenlänge
haben muss, um das Spektrum eines Sterns bei dieser Wellenlänge zu ergeben.
Schwarzschildradius
[Schwarzschild radius]
Der Schwarzschildradius ist ein Mass für die “Grösse” eines
Schwarzen Loches. Er gibt den Abstand des Ereignishorizontes vom Zentrum eines
nicht-rotierenden Schwarzen Loches an, das ist der Ort, innerhalb von
welchem nicht einmal Licht entkommen kann. Je grösser die Masse des
Schwarzen Loches, desto grösser ist sein Schwarzschildradius (direkt
proportional).
Schwärzungskurve
[saturation curve???]
Die (Schwarzschildsche) Schwärzungskurve ist eine Relation zwischen der
Plattenschwärzung und dem Produkt der Belichtungszeit und dem Logarithmus
der Intensität. Im Zeitalter von CCDs mit sehr gutem linearen Verhalten
und von Fotoelektrischen Messgeräten ist die Schwärzungskurve eher für
Spezialisten interessant geworden.
Schweif
[tail]
Kurzform für Kometenschweif.
Schwedisches ESO Submillimeterteleskop
Reflektor mit 15 m Durchmesser aus 176 einzeln adjustierbaren
Panelen. Steht in La Silla, Chile.
Schwerkraft
[gravity]
Die Schwerkraft oder Gravitation ist eine der vier elementaren physikalischen
Wechselwirkungen (die anderen sind die elektromagnetische, die
schwache und
die starke Kraft). Wie die elektromagnetische ist sie eine
langreichweitige Kraft, im Gegensatz zu dieser aber monopolar, das heisst,
es gibt nur attraktive (anziehende) Massen und nicht wie im
elektromagnetischen Fall Plus und Minus bzw. Nord und Süd (wobei sich
gleichnamige abstossen und verschiedenartige anziehen). Die Schwerkraft
hat dominierenden Einfluss auf die Bewegungen im Sonnensystem, für die
Dynamik der Sterne in Galaxien und für Galaxien untereinander.
Schwerpunkt
(center of mass)
Der Raumpunkt, an dem die Massenverteilung (diskrete Massenteilchen
oder eines ausgedehnten Körpers) ausbalanziert ist. Beispiel: in einem
System aus zwei Kugeln gleicher Masse (Hantel), verbunden durch eine (massenlose)
Stange, befindet sich der Schwerpunkt an der halben Stangenlänge.
Sind die Massen der Hantel unterschiedlich, wandert der Schwerpunkt
zur massereicheren Kugel.
Schwert des Orion
Zwei der schwächeren Sterne im Sternbild Orion (Theta und Iota), die am
`Gürtel´ des Orion `hängen´. Der bekannten Orionnebel M42 liegt
in umittelbarer Nachbarschaft.
Schwertfisch
Mit lateinischem Namen Dorado und der Abkürzung Dor von Bayer 1603
eingeführtes Sternbild am Südhimmel. Bekannt ist das Sternbild als
“Host” von 30 Doradus (NGC 1722), einer der virulentesten
bekannten Sternentstehungsregionen, die in der Grossen Magellanschen Wolke
sitzt. Eventuell ist die Sternentstehung durch die Wechselwirkung der
Grossen Magellanschen Wolke mit der Milchstrasse angestossen worden.
Scorpius
Lateinischer Name des Sternbild Skorpion.
Scorpius X-1
Die als erste entdeckte Röntgenquelle ist bis heute die hellste.
Vermutlich handelt es sich um eine Doppelsternsystem mit Massenüberstrom
auf einen Neutronenstern. Die Röntgenstrahlung entsteht an der
Schnittstelle zwischen Stern und innerer Akkretionsscheibe.
Scuba
Sculptor
Lateinischer Name des Sternbild Bildhauer.
Scutum
Lateinischer Name des Sternbilds Schild.
Seeing
[seeing]
Aus dem Englischen übernommener Ausdruck für die atmosphärische
Szintillation. Durch die Luftunruhe, das Auf- und Absteigen von Luftblasen
verschiedener Temperaturen und anderer physikalischer Parameter und damit
unterschiedlicher Brechungsindizes wird das Licht zeitlich variabel
gestreut. Auf einem Empfänger, z.B. einer Fotoplatte oder einem CCD-Chip,
wird darum bei einer längeren Belichtung eine Punktquelle (Stern) darum
nicht als Punkt, sondern als verschmiertes Scheibchen abgebildet. Bei
Flächenobjekten überlagern sich die Seeingscheibchen, wodurch
Detailinformation, etwa über die Struktur von Spiralarmen, zum Teil
verloren geht. Techniken zum Kompensieren der Seeing-Effekte sind adaptive
optische Systeme und Speckle-Interferometrie.
Deutscher Name des am Südhimmel stehenden Sternbilds Vela. Drei seiner
Sterne, gamma, delta und lambda, gehören zum
falschen Kreuz. Das Sternbild enthält eine
Reihe offener Sternhaufen und beherbergt den Vela-Pulsar.
Sekundärelektronenvervielfacher
[secondary electron-multiplier]
Ein etwas länglicher Ausdruck für
Fotomultiplier.
Sekundärspiegel
[secondary mirror]
Der bei den meisten Spiegelteleskopen verwendete kleinere Spiegel, mit dem
das vom Hauptspiegel (Primärspiegel) reflektierte Licht auf ein Okular
oder eine Aufnahmegerät gelenkt wird.
Selenografie
[]
Die kartografische Erforschung des Mondes bezeichnet man als Selenografie.
Das Wort stammt vom griechischen selene = Mond ab.
Selenologie
[]
Die der Geologie verwandte Disziplin der Erforschung der Mondgesteine.
semianalytical modelling
Wörtlich übersetzt: Halbanalytische Modellierung. Der Ausdruck wird h#Äufig
bei Galaxienentstehungsmodellen verwendet, die sich auf Ergebnissen aus
numerischen kosmologischen Computersimulationen stützen und
astrophysikalische Prozesse mit analytischen Funktionen beschreiben.
Serpens
Lateinischer Name für das Sternbild Schlange.
Sersic-Profil
(Sersic-profile)
Ein Profil zur Beschreibung von Oberflächenhellikeitsprofilen
von Galaxien, das einen weiten Bereich von Formen zulässt. Es
ist besonders beliebt bei Zwerggalaktikern.
SEST
Abkürzung für Swedish ESO Submillimeter Telescope.
SETI
Acronym für Search for ExtraTerrestrial Intelligence, einem Programm zur
Suche von Signalen, die von intelligenten Lebewesen stammen könnten. Dazu
werden Sterne im Radiobereich beobachtet und nach bestimmten Signalmustern
untersucht. SETI ist mittlerweile privatfinanziert und hat ein Programm,
SetiAtHome, gestartet, mit dem am Internet angeschlossene Computer benutzt
werden, diese Muster in den Aufzeichnungen zu suchen. Die Software kommt
in Form eines Bildschirmschoners.
Sextans
Lateinischer Name des südlichen Sternbildes Sextant.
Sextant
[]
1) Ein Instrument zur Winkelabstandsmessung von zwei Objekten. Wurde in der
nautischen Navigation verwendet und in der Astronomie zur
Positionsbestimmung vor allem von Sternen.
2) Ein Sternbild am Südhimmel, bestehend aus lauter schwachen Sternen.
Eingeführt wurde es von Hevelius.
Seyfert-Galaxien
[Seyfert-galaxies]
Seyfert-Galaxien gehören zur Gruppe der Radiogalaxien. Sie haben einen im
Vergleich zum “Körper” der Galaxie extrem hellen Kern; vermutlich
wird dessen (Radio-)Leuchtkraft im Kern durch die Umtriebe um ein
zentrales supermassives Schwarzes Loch erzeugt.
Wahrscheinlich gehören die meisten aktiven Galaxien zu einer einzigen
Klasse, die aus verschiedenen Blickwinkeln und in verschiedenen Phasen
beobachtet werden.
SFB
Sonderforschungsbereich. Ein Förderungsprogramm der Deutschen
Forschungsgemeinschaft, mit dem Forschungsschwerpunkte unterstützt werden,
in welchen viele Projektgruppen involviert sind. Für Astronomie gibt es
einen SFB für Galaxien und Astroteilchenphysik.
SI
Système International. Ein 1973 in Kraft gesetztes
Regelwerk, das die international verwendeten physikalischen
Einheiten beschreibt. Es wird auch Kilogramm-Meter-Sekunde
System (kg-m-s) im Gegensatz zum älteren Gaussschen oder
CGS (Centimeter-Gramm-Sekunde) System genannt. Neben den drei
Grundeinheiten für Masse, Länge und Zeit gibt es noch
den elektrische Strom (Ampère), Temperatur (Kelvin),
Stoffmenge (mol) und Lichtmenge (Candela).
Alle anderen physikalischen Grössen sind aus diesen
abgeleitet.
Sirius
Der bekannte Name von alpha Canis Majoris. Der Name stammt wahrscheinlich aus dem
Babylonischen und könnte Bogenstern bedeuten. Im Arabischen ist er als
Alhabor bekannt (“der über die Milchstrasse ging”). Sirius ist
mit -1.5 mag der hellste Stern am irdischen Himmel. Sirius ist vom
Spektraltyp A1, hat eine Oberflächenhelligkeit von 11000 K und ist in
einer Entfernung von 2.6 parsec. Sirius hat einen Begleiter von 8.7 mag in
2.5 arcsec bis 11 arcsec Distanz mit einer Umlaufperiode um 49.98 Jahren.
Sirrah
Sirrah (arabisch, “Nabel”), auch als Alpheratz bekannt, ist der
hellste Stern (alpha Andromedae) im Sternbild Andromeda. Die scheinbare
Helligkeit ist 2.1 mag, die Entfernung ist 30 parsec. Sirrah hat den
Spektraltyp B8 und ist ein “peculiar”. Er hat einen
spektroskopischen Begleiter mit 96.7 Tagen Periode.
SIRTF
Abkürzung für Space Infrared Telescope Facility.
Skorpion
[scorpion]
Ein Sternbild des Tierkreises, das von mittleren Breiten nur teilweise
sichtbar ist. In der griechischen Mythologie wurde der Skorpion dem Orion
gegenüber an den Himmel gestellt, den er vorgängig gestochen hatte.
Hellster Stern ist Antares, der “Gegenmars”.
SMC
Abkürzung für Small Magellanic Cloud, die kleine Magellansche
Wolke.
Smithonian Astrophysical Observatory, SAO
Im Jahr 1890 begründete Forschungseinrichtungen mit anfangs
bescheidenen Beobachtungsanlagen in Washington, DC. 1955 zog
es nach Cambridge, Massachusetts, auf das Gelände des
Harvard College Observatory und 1967 wurde das Observatorium
auf dem Mount Hopkins eröffnet. 1973 wurden die beiden
Institute SAO und HCO zum Harvard-Smithonian Center for
Astrophysics zusammengelegt. Auf dem Mount Hopkins ist heute das
Multiple Mirror Telescope installiert.
SMM
Abkürzung für Solar Maximum Mission.
SN
Abkürzung für Supernova
SN 1987A
Abkürzung für Supernova 1987A, das heisst: die erste
Supernova (A), die im Jahr 1987 beobachtet wurde.
Socorro
Ort in New Mexico, wo sich das Very Large Array befindet.
SOHO
Abkürzung für Solar Heliospheric Observatory.
Sojus
Russisches Raumschiff mit bis zu drei Kosmonauten Besatzung. Es
wurde vor allem durch das Andockmanöver mit einer amerikanischen
Apollosonden bekannt.
Solar
[solar]
Adjektiv für: die Sonne betreffend/bezeichnend.
Solar-A
Ursprünglicher Name des japanischen Yohkoh Satelliten.
Solarer Apex
[solar apex]
Punkt am Himmel, auf welchen sich die Erde scheinbar hinbewegt
während ihres Umlaufs um die Sonne (ändert sich demnach kontinuierlich).
Solarer Flare
[solar flare]
Normalerweise nur als Flare bezeichnet Erscheinung in der
Chromosphäre und Korona der Sonne.
Solar Heliospheric Observatory
Als SOHO bekannter Satellit der ESA, der in einem Lagrange-Punkte zwischen der Erde
und der Sonne fliegt (der Punkt, an dem sich die Anziehungskraft
der Erde und der Sonne gerade aufheben). Es hat 12 Experimente an
Bord, mit welchen die Mechanismen zur Heizung der Korona,
Sonnenoszillationen und Materialauswürfe der Sonne untersucht werden.
Solarkonstante
(solar constant)
Die Solarkonstante ist ein Mass der durchschnittlich ankommenen
Strahlungsleistung der Sonne ausserhalb der Erdatmosphäre. Sie
hat einen Wert von etwa 1.37 kW/m^2 und ist keineswegs konstant.
Grosse Sonnenfleckengruppen können ihren Wert um bis zu 1 Prozent
erniedrigen; zudem unterliegt sie auch langfristigen
Entwicklungen und periodischen Schwankungen.
Solar Maximum Mission
Amerikanischer Satellit zur Beobachtung der Sonne während des Maximums der
Sonnenaktivität. Der Satellit wurde im Februar 1980 gestartet und quitierte
nach 9 Monaten den Dienst. Bei einer Space Shuttle Mission wurde er
im Jahr 1984 repariert. 1989 verglühte er in der Erdatmosphäre.
Solarer Nebel
[solar nebula]
Wolke aus interstellarem Gas und Staub, aus dem vor etwa 5 Milliarden
Jahren das Sonnensystem entstanden ist.
Solar-terrestrische Beziehungen
[solar terrestrial relations]
Die solar-terrestrischen Beziehungen rufen auf und um die Erde beobachtbare
Phänomene hervor, die durch Aktivitäten auf der Sonne im Zusammenhang mit
dem Sonnenaktivitätszyklus hervorgerufen werden. Polarlichter gehören zu
diesen Phänomenen ebenso wie Störungen der Funkübertragung. Desweiteren ist
die Entstehung der Ionosphäre und der stratosphärischen Ozonschicht auf die
solar-terrestrischen Beziehungen zurückzuführen.
Solis Planum
Eine alte vulkanische Ebene auf dem Mars südlich des Valles Marineris.
Wegen der dunklen Erscheinung wird es auch das `Auge des Mars´
genannt.
Sommerpunkt
[summer point??]
Der 23.5 Grad nördlich des Himmelsäquators, in dem die Sonne am 21. Juni
steht.
Sombrero Galaxie
(sombrero galaxy)
M 104, NGC 4594.
Eine fast von der Kante gesehen Scheibengalaxie vom Typ Sa im
Virgo Haufen. Die gut sichtbare Staubscheibe gibt der Galaxie ihr
charakteristisches hutförmiges Aussehen.
Sommerdreieck
(summer triangle)
Im Sommer am Nordhimmel gut sichtbares, grosses
Dreieck bestehend aus Wega, Altair und Deneb.
Sonne
(sun)
Der nächstgelegene Stern von der Erde aus gesehen. Die Sonne ist ein
Stern vom Typ G2, Leuchtkraftklasse V (Zwerg), etwa 5 Milliarden Jahre
alt und damit mitten im Leben, ein Stern in den besten Jahren.
Über den Umweg der Abstandsbestimmung zu Venus und dem Kleinplaneten Eros
mit Radiolaufzeituntersuchungen kann man mit den Keplerschen Gesetzen die
mittlere Entfernung der Sonne zu 149.598 Millionen km (am 2. Januar
Perihel = Minimalabstand = 147.100 Millionen km, Aphel = Maximalabstand =
152.100 Millionen km) bestimmen. Das Licht braucht somit etwa 8 min von
der Sonnenoberfläche bis zur Erde. Mit den scheinbaren Winkeldurchmessern von
32 arcmin 32 arcsec im Perihel und 31 arcmin 28 arcsec kann man den
tatsächlichen Durchmesser der Sonne zu 1.39252 ≈ 1.4 Millionen km
bestimmen, was etwa 109 Erddurchmessern entspricht. Die Sonne hat eine
Masse von 1.989 · 1030 kg, oder etwa 333000 Erdmassen, oder
99.9 % der Gesamtmasse des Sonnensystem. Die
mittlere Dichte beträgt 1.41 g/cm3, die Dichte im Sonnenzentrum
134 g/cm3. Die Temperatur im Kern liegt bei 15 Millionen Kelvin,
was Wasserstoffusion vor allem über die p-p-Kette erlaubt. Photonen aus
dem Kern, dem Fusions“ofen” der Sonne, brauchen gegen 10
Millionen Jahre bis an die Sonnenoberfläche, deren (Effektiv)Temperatur
5780 K ist. Die Schwerebeschleunigung an der Sonnenoberfläche (der
Photosphäre) beträgt
das dreissigfache der Erdbeschleunigung, nämlich 274
m/s2. Die Sonne hat eine scheinbare Helligkeit von -26.7 mag
und ist damit bei weitem das hellste Objekt am Himmel. Die absolute
Helligkeit ist 4.87 mag. Das entspricht einer Leuchtkraft von
3.8 · 1026 W. Ein Quadratmeter Sonnenoberfläche produziert
folglich etwa 63.5 MW, was etwa 1000 Mittelklassewagen fahren lassen würde
oder für 635000 100 W Glühbirnen reicht. Aufgrund der hohen Temperaturen
ergibt sich, dass der Aggregatszustand der Sonne Gas ist. In anderen
Worten, die Sonnen ist eine heisse Gaskugel.
Die Sonne rotiert differentiell, am Äquator
schneller (25 Tage) als an den Polen (30 Tage 21 h).
Die von der Sonnen sichtbare Schicht ist die Photosphäre, eine 300 km dicke
Schicht, die auf der Konvektionszone aufliegt. Weil 300 km auf die Distanz
zur Sonne weniger als 0.5 arcsec, also weit unter dem optischen
Auflösungsvermögens des Auges von 1 arcmin liegt, scheint die Sonne einen
scharfen Rand zu haben. Die Sonnenatmosphäre
unterteilt sich in die Chromosphäre und die Sonnenkorona. In diesen
Schichten finden eine Reihe von Phänomenen statt wie Sonnenflecken,
Flares, Faculae, Protuberanzen, etc.
Im Sonnenspektrum kennt man gegen 25000 Absorptionslinien, von welchen
mehr als 75 % identifiziert sind. Die ersten Linien wurden von J.
Fraunhofer entdeckt.
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Sonneberg Observatorium
[Sonneberg observatory]
Forschungsinstitut nahe Sonneberg in Thüringen, Deutschland. Es
wurde 1925 eröffnet und ist bekannt für die Suche und Beobachtung von
veränderlichen Sternen.
Sonnenaktivität
(solar activity)
Die Sonne erscheint im sichtbaren Licht als ruhiger Stern, mit der
Ausnahme von Sonnenflecken kann man ohne spezielle Hilfsmittel
wie schmalbandige Filter wenig aussergewöhnliche Ereignisse beobachten.
Doch bereits die Sonnenflecken sind ein Anzeichen von solarer
Aktivität, die einer fast periodischen Veränderung unterliegt.
In anderen Wellenlängenbereichen ist die Sonne keineswegs mehr
ein ruhiger Stern. Ausbrüche wie die Flares, Fackeln und Protuberanzen
sind im Radio-, UV- und Röntgenbereich sehr hell und sehr stark
variabel. Oft stehen sie in Verbindung mit Sonnenflecken und
sind demnach häufiger, wenn die Sonne nahe am Sonnenfleckenmaximum
ist. Insgesamt ist in dieser Zeit die Strahlungsleistung der
Sonne etwas grösser als während der Minima, allerdings ist
diese Variation von der Erdoberfläche aus schwierig zu messen,
da zum einen die Erdatmosphäre einen grossen Teil der Strahlung
der Sonne filtert und zum anderen durch Speichereffekte (z.B.
Treibhauseffekt) für ein Ausschmieren der Variation sorgt. Erst
mit Satelliten konnte die Korrelation von Strahlungsleistung
und Sonnenaktivität bewiesen werden.
Der etwa 11 jährige Sonnenfleckenzyklus ist die bekannteste
Form der Sonnenaktivität. Daneben gibt es noch verschiedene
Zyklen verschiedener Dauer.
Sonnenaktivitätszyklus
[solar activity cycle]
Der etwa 2 mal 11 = 22 Jahre dauernde Zyklus der Sonne, in welchem
verschiedene Aktivitätsphänomene wie Sonnenflecken, Flares und Sonnenstürme
auftreten.
Sonnenaufgang
(sunrise)
Zeitpunkt, zu dem der obere Sonnenrand den astronomischen
Horizont berührt, während die Sonne aufsteigt.
Sonnenblumengalaxie
(sunflower galaxy)
M63 oder NGC 5055. Spiralgalaxie in den Jagdhunden.
Sonnenfinsternis
(solar eclipse) Bedeckung der Sonne durch den Mond. Es gibt
totale, ringförmige und partielle Sonnenfinsternisse. Man beobachtet eine
totale Sonnenfinsternis, wenn man sich im Kernschatten des Mondes befindet.
Dieser ist nur etwa 100 km breit. Wenn der Mond während des Aphels der
(der Erde um die Sonne und des Mondes um die Erde) in die
Sichtlinie zwischen Erde und Sonne tritt, kann der äussere Rand der Sonne
noch beobachtet werden (ringförmige Sonnenfinsternis). Eine partielle
Sonnenfinsternis beobachtet man, wenn man sich ausserhalb der Kernschattenyone
befindet.
Sonnenfleck
(sunspot)
Dunkle Flecken auf der Sonnenoberfläche, die in einem etwa 11 jährigen
Zyklus auftauchen und verschwinden. Es sind magnetische
Phänomene: Magnetfelder behindern die Konvektion von heissem Material an
die Oberfläche, wodurch sich die Oberfächentemperatur um
bis zu 2000 K reduziert. Lebenszeiten von Sonnenflecken betragen einige
Tage bis einige Monate. In den ruhigen Zeiten des elfjährigen Zyklus
beobachtet man oft Monate lange keine Flecken, in den aktiven Phasen sind
immer welche zu sehen. Quantitativ wird die `Versonnenfleckung´ durch die
Zürcher Sonnenfleckenrelativzahl angegeben.
Morphologisch besteht eine Sonnenfleck aus einem inneren Teil
(Umbra) und einem Vorhof (Penumbra), die radial von innerern Teil
ausgerichtet erscheint.
Sonnenfleckenzyklus
Ein periodisch auftretendes Phänomen dunkler Flecken auf der
Sonnenoberfläche. Die Sonnenflecken beginnen nach dem Minimum
auf grossen solaren Breiten als kleine Flecken oder Gruppen. Im
weiteren Verlauf bis zum Maximum nimmt die Zahl und die durchschnittliche
Grösse der Flecken und Gruppen zu, und die Fleckenzone wandert in
Richtung Sonnenäquator. Diese Entwicklung wird in Schmetterlingsdiagrammen
deutlich. Man geht davon aus, dass der Sonnenfleckenzyklus aus einer
Wechselwirkung der magnetischen Dynamos (vor allem in der Konvektionszone)
und der differentiellen Rotation der Sonne ist. Insgesamt dauert
der Sonnenfleckenzyklus 22 Jahre, da nach 11 Jahren die magnetische
Polarität der Flecken wechselt.
Sonnenkorona
(solar corona)
Auch Strahlenkranz genannt. Diese äusseren, sehr heissen Zonen der
Sonne (Temperaturen von etwa einer Million Grad Kelvin) sind unter
normalen Bedingungen unsichtbar, da trotz der hohen Temperatur aufgrund der
geringen Dichte die Korona nur einen millionstel Teil der
Leuchtkraft der Photosphäre hat. Während Sonnenfinsternissen ist die Korona
mit blossem Auge als rosa - violett schimmernder Kranz um die abgedeckte
Scheibe der Sonne sichtbar. Mit Koronographen kann man die Korona
das ganze Jahr beobachten, indem man die Sonnenscheibe mit einer
Kegelblende ausblendet.
Sonnenoszillationen
[solar oscillations]
Die bekanntesten Oszillationen der Sonne sind die 1960 entdeckten
Fünfminutenoszillationen. Diese sind eine Art Oberflächenwelle, die in der
Photosphäre umläuft. Mittlerweile kennt man Oszillationen mit Perioden bis
über einer Stunde. Mit Hilfe dieser Oszillationen kann man das durch Licht
nicht zugängliche Innere der Sonne erforschen. Diese Disziplin ist als
Helioseismologie und Heliotomografie bekannt und hat sehr grosse
Ähnlichkeit mit ihren geophysikalischen Verwandten. Als Faustregel gilt,
dass je kleiner die Periode der Oszillationen ist, umso weniger tief die
dazugehörige Wellen in das Sonneninnere eindringt. Wellen mit
unterschiedlichen Perioden erlauben also die Untersuchung von verschieden
tiefen Schichten der Sonne. Zusammen mit der Untersuchung von solaren
Neutrinos bieten die Sonnenoszillationen die einzige Möglichkeit, das
Innere der Sonne zu erkunden.
(solar system)
Auch Planetensystem. Der Ausdruck bezeichnet das System bestehend
aus der Sonne (99.9% der Masse) zusammen mit den neun Planeten
(von innen nach aussen Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn,
Uranus, Neptun und Pluto), deren
Monden, Asteroiden, Kometen und interplanetares Medium, die
gravitativ an die Sonne als Hauptkörper gebunden sind.
Man nimmt an, dass das Sonnensystem aus einer rotierenden Gaswolke
entstanden ist, die während des Kollapses eine Scheibe gebildet hat, in
welcher sich die Planeten und die diversen kleineren Objekte
bilden konnten. Ein Hinweis dafür ist, dass die Planeten fast in einer
gemeinsamen Ebene um die Sonne und in der gleichen Richtung um die
Sonne laufen. Die Ebende der Planetenumlaufbahnen entspricht zudem
auch dem Sonnenäquator. Die Bahnen der bekannten Planeten liegen alle
innerhalb von 40 AU; ausserhalb liegt die Oortsche Wolke, aus der
vermutliche eine Reihe von Kometen stammt.
Sonnenturm
(solar tower)
Eine spezielle Teleskopbauweise, die aussschliesslich für die
Sonnenbeobachtung eingesetzt wird. In der Regel sind lange Brennweiten von
bis zu 100 Metern realisiert, um Einzelheiten auf der projezierten
Sonnenscheibe einfach unterscheiden zu können. Der Turm ist
wichtig, damit
die von der Sonne aufgeheizten und dadurch unruhigen bodennahen
Luftschichten das Bild nicht verzerren. Die Sonnenteleskope bezeichnet man
auch als Heliostaten oder Coelostaten.
Sonnenuhr
(sundial)
Einfaches Instrument zur Zeitmessung. Ein Stab wirft seinen
Schatten auf eine Fläche, die in periodische Intervalle
aufgeteilt ist (in der Regel Stunden). Eine Sonnenuhr misst die sheinbare
Sonnenzeit.
Sonnenumgebung
[solar neighbourhood]
Um ein anschauliches Modell zu konstruieren, stell dir die Sonne als 10 cm
grosse Kugel vor (Orange). Die Erde ist einen Millimeter gross und 10 m
von der Sonne entfernt. Der Pluto treibt sich in ungefähr vierhundert
Metern Entfernung von der Sonnen herum, was etwa den Rand des
Sonnensystems markiert. Der nächste Stern, Proxima Centauri, ist in unserem
Modell dann 3500 km weg.
Sonnenuntergang
(sunset)
Zeitpunkt, zu dem der obere Sonnenrand den astronomischen
Horizont berührt, während die Sonne absteigt.
Sonnenwende
(solstices)
Die beiden Punkte der Ekliptik, an welchen die Sonne ihre
höchste/niedrigste Deklination erreicht. Mit dem gleichen Ausdruck
bezeichnet man auch den Zeitpunkt, an dem die Sonne an diesen
Punkten steht. Die Sonnenwende findet um den 21. Juni und dem 21. Dezember
statt, genau zwischen den Tagundnachgleichen.
Zur Sommersonnenwende erreicht die Sonne den höchsten Punkt am
Himmel. Am Wendekreis steht sie dann zu Mittag genau im Zenith.
Auf der Nordhalbkugel ist die Sommersonnenwende im Juni und die
Wintersonnenwende im Dezember. Auf der Südhalbkugel ist es genau
andersrum.
Sonnenwind
(solar wind)
Teilchenstrom von der Sonne. Es handelt sich vor allem um
Protonen (Kerne von Wasserstoffatomen) und Elektronen, die von
der Sonne mit Geschwindigkeiten bis zu 1000 km/s abgeblasen werden. In
einem gewissen Sinn ist der Sonnenwind die Verlängerung der heissen
Sonnenkorona in den interplanetaren Raum.
Sonnenzyklus
(solar cycle)
Kurze Form von Sonnenfleckenzyklus.
SNC Meteorit
(SNC meteorite)
Mitglied einer kleinen Gruppe von seltenen Basaltmeteoriten, die
offensichtlich aus dem Mantel eines Planeten oder Asteroiden
stammen. Es existiert die Hypothese, dass diese Meteoriten von
der Marsoberfläche herausgeschlagen wurden.
Sothisperiode
[Sothis’ period]
Die 1460 Jahre dauernde Periode, bis Frühaufgang des Sirius und der
Jahresanfang des 365 jährigen (ägyptischen) Sonnenjahres wieder
zusammenfallen. Mit der Länge der Sothisperiode konnte man die tatsächliche
Jahreslänge zu 365.25 bestimmen, und schaltete zur Kompensation ab 238
v.Chr. alle vier Jahre einen Schalttag im Kalender ein.
Space Infrared Telescope Facility
Projekt der Nasa für ein Infrarotteleskops in der Erdumlaufbahn.
Spacelab
Eine kleine Raumstation der ESA, die mit dem Space Shuttle
transportiert wird.
Space Shuttle
Leider bemannter, grösstenteils wiederverwendbarer
Raumtransporter der NASA. Jungfernstart am 12. April 1981 mit
der Columbia. Das zweite Shuttle, Challenger, explodierte kurz
nach seinem zehnten Start im Jahr 1986. Mit Discovery (1984),
Atlantis (1985) und Endeavour (1992) sind derzeit 4 Shuttles
im Einsatz.
Space Telescope Science Institute
Ein Institut der NASA mit Beteiligung der ESA in Baltimore, Maryland, USA.
Die wichtigste Aufgabe des STScI ist die Koordination der
wissenschaftlichen Programme des Hubble-Weltraumteleskops (HST), der
Datenverwaltung und der Public Relations
Special Astrophysical Observatory
Wichtigste Beobachtungsanlage der russischen Akademie der
Wissenschaften für optische und Radioastronomie bei Zelenchukskaya im
Kaukasus. Dort befindet sich das lange Zeit grösste, wenn auch nicht voll
einsatzfähige, 6 m Teleskop.
Speckle Interferometrie
[Speckle interferometry]
Um Verzeichnung durch Luftunruhe (Seeing) bei Langzeitaufnahmen
zu korrigieren, kann man neben adaptiven Optiken Speckle Interferometrie
anwenden. Dabei werden statt einer langen Aufnahme Serien von
Kurzzeitbelichtungen durchgeführt (etwa 1/50 s bis 1/100 s), die
dann elektronisch kombiniert werden. Dazu werden CCD-Chips
bemötigt ,die sehr kurze Auslesezeiten haben. Das beschränkt diese
Methode auf kleine Chipgrössen, so dass sie vor allem bei Untersuchungen
von Sternen eingesetzt wird.
Spektralanalyse
[spectral analysis]
Die Zerlegung von Licht mit einem Spektrografen ergibt ein Spektrum.
Dieses Spektrum zeichnet sich durch eine Intensitätsverteilung und durch
das Auftreten von dunklen Absorptions- und hellen Emissionslinien aus. Die
spektrale Verteilung lässt im wesentlichen auf die Temperatur der Quelle
schliessen. Diesen Effekt kann man am Draht einer Glühbirne oder an einer
Ofenplatte beobachten. Lässt man nur wenig Strom durch den Glühdraht
laufen, oder heizt man den Ofen nur wenig an, dann wird das Ding warm. Es
sendet für das menschliche Auge nicht sichtbare Wärmestrahlung aus, die
man auch Infrarotstrahlung, kurz IR nennt. Mit höherer Stromzufuhr bzw.
stärkerem Heizen beginnt der Draht oder die Ofenplatte zu leuchten, zu
Beginn Rot, dann Gelb und letztlich meistens Weiss. Beim Rotleuchten
werden vor allem Photonen aus dem roten Bereich des Spektrums von der
Quelle, zum Beispiel dem Draht in der Glühbirne, ausgesandt. Mit erhöhter
Leistung, also mehr Strom, erwärmt sich die Quelle und die Farbe wird
“blauer”, das heisst, sie verändert sich von Rot über Gelb
Richtung Weiss. Weiss deshalb, weil es eine Überlagerung von Licht aller
Spektralfarben (Regenbogenfarben) ist. In diesem einfachen Beispiel wird
also klar (hoffentlich), dass die Farbe des Lichts einer Strahlungsquelle
in Zusammenhang mit dem physikalischen Zustand der Quelle steht. Die
Farbe, mit der wir die Quelle wahrnehmen, ist in der Regel eine
Überlagerung von verschiedenen Spektralfarben. Im Fall von Weiss ist die
Verteilung der Anteile etwa gleichmässig, in den anderen Fällen dominiert
ein Anteil über die anderen.
Nimmt man den Sternenhimmel mit einem gewöhnlichen Farbfilm auf (Kamera
auf ein Stativ stellen und Dauerbelichtung während, z.B. einer Stunde), so
findet man, dass die Strichspuren der abgebildeten Sterne verschiedene
Farben haben, von Gelb-Rot bis Weiss-Blau. Das entspricht den verschiedenen
Temperaturen, den die Oberflächen dieser Sterne haben. Rötliche Sterne
sind kühler, bläuliche Sterne sind heisser.
Eine Lichtquelle, die aus einem (reinen) chemischen Element besteht, hat
keine kontinuierliche (gleichmässige) Farbverteilung, sondern diskrete
Farben. So ist zum Beispiel das charakteristische Gelb von
Strassenverkehrslampen das Leuchten von Natriumdampf. In diesen Lampen
wird also gelbes Licht emittiert (ausgesandt), und mit einem Spektrografen
findet man, dass es sich um zwei eng aneinanderliegende Emissionslinien
handelt. Diees Experiment kann man auch umkehren, indem man in einem
Glasgefäss Natriumdampf einschliesst und dieses von hinten mit einer
(weissen) Kontinuumslichtquelle beleuchtet. Wenn wir das vorne austretende
Licht mit einem Spektrografen ansehen, finden wir im gelben Bereich zwei
dunkle Linien. Der Natriumdampf kann offensichtlich das Licht von der
weissen Quelle herausfiltern. Die dunklen Linien nennt man
Absorptionslinien.
Absorptionslinien wurden in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts
entdeckt, und von J. Fraunhofer im Sonnenspektrum gefunden. Er führte eine
Benennung ein, die zum Teil bis heute erhalten ist (die berühmten Kalzium H
und K-Linien zum Beispiel) in der Astronomie. Die Deutung der Linien
ermöglichten Bunsen und Kirchhoff, die den chemischen Elementen
Linienmuster zuordnen konnten. Die Erklärung der Linien gelang der
Quantenmechanik in den zwanziger Jahren des 20. Jahrhunderts, als Übergänge
von Elektronen in Atomhüllen. Die Elektronen können sich nur auf
bestimmten Energieniveaus befinden, und bei Übergängen von einem auf ein
anderes Niveau muss das Elektron die dafür nötige Energie aufnehmen (von
unten nach oben: ein Elektron eines Natriumatoms nimmt ein
“gelbes” Photon aus der Lichtquelle im Hintergrund auf und
springt auf das entsprechende höhere Niveau) oder es kann sie abgeben, und
dabei beim Sprung auf ein tieferes Niveau die entsprechende Energie in
Form von elektromagnetischer Strahlung (im Fall der Strassenlampe als
gelbes Licht) emittieren.
Die Linien im Spektrum von astronomischen Objekten erlauben als eine
Untersuchung ihrer chemischen Zusammensetzung durch Vergleich ihrer
Spektren mit den Linien von chemischen Elementen im Labor. Aufspaltungen
und Verbreiterungen von Linien erlauben Rückschlüsse auf die Dichte,
magnetische und elektrische Felder. Auch eine quantitative (wieviel) Analyse ist
möglich, wenn auch schwieriger als die qualitative (was).
Spektralindex
(spectral index)
Eine vor allem in der Radioastronomie verwendete Grösse, die
angibt, wie sich die Flussdichte in Abhängigkeit von der Frequenz
ändert.
Spektralklasse
(spectral class)
Andere Bezeichnung für Spektraltyp.
Spektrallinien
(spectral line)
Atome und Moleküle erzeugen bei Veränderungen in ihren Elektronenhüllen
Lichtwellen einer (sorten)spezifischen Wellenlänge. Messungen von
elektromagnetischer Strahlung mit Spektrographen kann Licht nach
Wellenlängen sortiert zerlegen und ermöglicht so die Untersuchung von
Spektrallinien, die von Atomen oder Molekülen erzeugt wurden.
Spektrallinien treten in Absorption (Täler im Spektrum) oder
in Emission (Berge im Spektrum) auf. Absorption tritt auf, wenn
Atome (von einer Hintergrundquelle) Photonen aufnehmen, um damit
ein Elektron der Atomhülle auf ein höheres Energieniveau heben, und
Emission, wenn Elektronen von einem höheren auf ein niedrigeres
Energieniveau fallen.
Spektraltyp
(spectral type)
Klassifikationsschema von Sternen nach ihren Spektren. Im
wesentlichen handelt es sich um eine Temperatursequenz, da
die Oberflächentemperatur eines Sterns die Form seines Spektrums
massgeblich beeinflusst. Zusätzlich zum Spektraltyp wird oft auch
die Leuchkraftklasse angegeben. Man kann auch zusätzliche Angaben
finden, die auf Emissionslinien oder besonders starke Linien von
bestimmten Atomen oder Molekülen hinweisen.
Die Buchstaben, mit welchen auch heute noch die einzelnen
Spektralklassen benannt werden, stammen vom ersten systematischen
Versuch, eine physikalische Klassifizierung vorzunehmen. Dieses
Vorhaben wurde am Harvard College Observatory mit finanzieller
Unterstützung von Henry Draper unternommen und 1890 veröffentlicht.
Das ursprüngliche Schema hatte die Klassen A-Q und waren nach der
Stärke der Wasserstofflinien angeordnet (A mit den stärksten
Balmer-Linien, Q mit den schwächsten). Heute verwendet man nur
noch einen Teil der Klassen, die entsprechend der Oberflächentemperatur
umgeordnet wurden: O, B, A, F, G, K, M (als Eselsbrücke kann man
sich den (wenig originellen) Spruch nehmen: Oh, Be A Fine Girl,
Kiss Me). Diese Hauptklassen sind in 10 Unterklassen aufgeteilt,
die mit 0 bis 9 bezeichnet werden, so dass ein A0 Stern (z.B.
Vega) die heisseste Art von A Sternen bezeichnet und A9
die kühlste (gefolgt von den F0).
| Spektraltyp |
Temperaturbereich in K |
Allgemeine Eigenschaften des Spektrums |
|
O
|
> 25000
|
Kaum Absorptionslinien; nur schwache Linien von Wasserstoff;
hauptsächlich Linien von ionisiertem Helium (He II), zweifach
ionisiertem Stickstoff (N III) und dreifach ionisiertem
Silizium (Si IV).
|
| B |
11000 - 25000 |
Wasserstofflinien prominenter; Linien von neutralem
Helium und einfach ionisiertem Magnesium und Sauerstoff.
|
| A |
7500 - 11000 |
Dominante Wasserstofflinien; Linien von einfach
ionisiertem Magnesium, Silizium, Eisen, Titan, Kalzium;
einige Linien neutraler Metalle.
|
| F |
6000 - 7500 |
Wasserstofflinien wieder schwächer; Linien neutraler Metalle werden
stärker; Linien von einfach ionisiertem Kalzium, Chrom und
Eisen.
|
| G |
5000 - 6000 |
Wasserstofflinien noch gut sichtbar; die Linien des
einfach ionisierten Kalziums (Ca II), vor allem die
sogenannten H und K Linien, sind die auffälligsten
`Features´; viele weitere Linien von ionisierten und
neutralen Metallen lassen das Spektrum `zerupft´ erscheinen;
Auftreten von Moleküllinien (Kohlenwasserstoff CH).
|
| K |
3500 - 5000 |
Linien neutraler Metalle dominieren das Spektrum. CH Banden
stärker.
|
| M |
< 3500 |
Linien von neutralen Metallen und breite Molekülbanden
von Titanoxid TiO.
|
Die früher noch gebräuchlichen Klassen R und N wurden durch die
Karbonsterne mit der Bezeichnung C0 bis C9 ersetzt. Sie entsprechen
im Temperaturbereich den G4 bis M Sternen. Weitere Zusätze geben
zusätzliche Informationen:
| Symbol | Bedeutung |
| c | scharfe Linien |
| d | Zwerg (Hauptreihenstern) |
| D oder wd | Weisser Zwerg |
| e | Emission von Wasserstoff (in O-Sternen) |
| em | Emission von Metallinien |
| ep | spezielle Emissionslinien |
| eq | Emissionslinien mit Absorption auf der Seite
kurzer Wellenlängen |
| f | Emissionslinien von Helium und Neon (O-Sterne) |
| g | Riesenstern |
| k | interstellare Linien |
| m | starke Metallinien |
| n | diffuse Linien |
| nn | sehr diffuse Linien |
| p | pekuliäres Spektrum |
| s | scharfe Linien |
| sd | Unterzwerge |
| wk | schwache Linien |
Zusätzlich werden häufig Leuchtkraftklassen angegeben:
Ia helle Überriesen, Ib Überriesen, II helle Riesen, III normale
Riesen, IV Unterriesen, V Zwerge (Hauptreihensterne), VI
Unterzwerge, VII Weisse Zwerge. Die Klassen I bis V wurden von
Morgan, W.W., Keenan, P.C., Kellman, E., 1943 eingeführt. Beispiel:
Die Sonne ist ein G2 V Stern, d.h. ein Stern der Spektralklasse
G2 und der Leuchtkraftklasse V.
Spektraltypparallaxe
[spectral typ parallaxe]
Eine akkurate Spektralanalyse erlaubt die Klassifizierung eines Sterns, und
damit die Bestimmung seiner absoluten Helligkeit. Mit der Messung seiner
scheinbaren Helligkeit kann man über den Entfernungsmodul seine Entfernung
bestimmen. Solcherart abgeleitete Entfernungen bezeichnet man bisweilen
auch als Spektraltypparallaxe.
Spektrogramm
(spectrogramm)
Fotografisch oder elektronisch aufgezeichnetes Spektrum.
Spektrograph
(spectrograph, spektroscope)
Ein Gerät, mit dem elektromagnetische Strahlung in Abhängigkeit von der
Wellenlänge aufgespalten und aufgezeichnet werden kann. Im optischen
Wellenlängenbereich verwendet man dazu Prismen aus hochbrechendem
Gläsern oder Interferenzgitter.
Spektrographie
[spectrography]
Technik, um Spektren zu erzeugen.
Spektroheliogramm
(spectroheliogramm)
Monochromatisches Bild der Sonne, wie es mit einem Spektroheliograph
oder einem schmalbandigen Filter gewonnen werden kann.
Spektroheliograph
(spectroheliograph)
Instrument zur Aufnahme der Sonne in monochromatischem Licht. Eine übliche
Bauweise hat einen Eingangsspalt, der einen Streifen der Sonnenscheibe auf
ein Gitter projeziert. Mit einem zweiten Spalt kann dann ein schmaler
Wellenlängenbereich aus dem Spektrum, das das Gitter erzeugt, ausgesondert
werden. Lässt man den Eingangsspalt die ganze Sonnenscheibe überstreichen,
gewinnt man ein monochromatisches Bild der Sonne.
Spektroskop
[spectroscope]
Seltener benutzter Ausdruck für Spektrograph.
Spektroskopie
(spectroscopy)
Untersuchung und Interpretation von Spektren mit dem Ziel der Bestimmung
des physikalischen Zustandes und der chemischen Zusammensetzung der
Strahlungsquelle.
Spektroskopischer Doppelstern
(spektroscopic binary)
Doppelstern, der nicht visuell aufgelöst werden kann, sondern sich nur
durch periodische Verschiebung von Spektrallinien aufgrund der
Dopplerverschiebung bemerkbar macht. Man unterscheidet Doppellinien- und
Einzelliniensterne (double line star, single line stars). Der Unterschied
besteht darin, dass bei Doppelliniensternen beide Komponenten etwa
gleiche Helligkeit haben, bei Einzelliniensternen ein Stern aber viel
heller ist als der Begleiter.
Spektrum
[spectrum]
Mehrzahl: Spektren.
Aufspaltung von elektromagnetischer Strahlung durch ein dispersives Medium
erzeugt ein Spektrum. Ein einfaches Beispiel ist ein Regenbogen, bei
welchem das weisse Sonnenlicht in Wassertropfen gestreut und in die
einzelnen (Regenbogen)Farben aufgespalten wird. Spektrographie, die
Technik, Spektren zu erzeugen, spielt eine dominante Rolle in der Physik
und in der Astronomie. Mit Prismen- und Gitterspektrographen kann die
Energieverteilung in der Lichtquelle aus dem Kontinuum und deren
chemische Zusammensetzung aus Linien in Absorption oder Emission bestimmt
werden. Grob gesagt, sind Absorptionslinien Senken im Kontinuum und
Emissionslinien Spitzen darauf. Die Linien ermöglichen die Identifizierung
von chemischen Elementen, die Breite und Tiefe der Linien erlaubt weitere
Rückschlüsse auf Grössen wie Temperatur, Häufigkeit eines Elements und
Schwerebeschleunigung.
Spezielle Relativitätstheorie
(special relativity)
Erweiterung der Newtonschen Mechanik im Fall grosser Geschwindigkeiten.
Wird oft Albert Einstein (1878-1955) als alleinigem Urheber zugeschrieben, in
dessen berühmte Abhandlung von 1905 die erste konsistente Zusammenfassung
markiert. Wichtige Beiträge stammen von ?? Minkowski und ??.
Die Grundlage der Speziellen Relativitätstheorie (SRT) ist die
Konstanz der Lichtgeschwindigkeit für alle Beobachter (strenggenommen:
der Vakuumlichtgeschwindigkeit, da die Lichtgeschwindigkeit in
Materie reduziert ist). Experimentell wurde das durch den
Michelson-Morley Versuch bestätigt. Die Konsequenz der Endlichkeit der
Lichtgeschwindigkeit ist die Änderung des Relativitätsprinzips: so kann
man nicht mehr wie im Galileischen Relativitätsprinzip der Newtonschen
Mechanik Geschwindigkeit relativ zu einander einfach addieren.
Die zweite wichtige Aussage der SRT ist die Äquivalenz aller
Inertialsysteme; das bedeutet, dass Beobachter in zueinander gleichförmig
bewegten Systemen (d.h. nicht zueinander beschleunigten) die gleichen
physikalischen Gesetze wahrnehmen. Andersherum gesagt, gibt es kein
herausgehobenes Ruhebezugssystem.
Eine wichtige Folgerung aus der Endlichkeit der
Lichtgeschwindigkeit (c = 299792.458 km/s) in der
Astronomie/Kosmologie ist Relation von Alter und Entfernung von
astronomischen Objekten: Je weiter ein Objekt von uns entfernt
ist, desto älter ist es, da das von diesem Objekt ausgestrahlte
Licht entsprechend länger braucht, um zu uns als Beobachter zu
gelangen.
Sphärische Aberration
(spherical aberration) Abbildungsdefekt von sphärischen Linsen oder
Spiegeln. Zur Korrektur verwendet man parabolisch geschliffene Teile.
Sphärische Astronomie
[spherical astronomy]
Eine alternative Bezeichnung für Astrometrie, der Disziplin der Messung von
Positionen und Eigenbewegungen von astronomischen Objekten.
Sphärischer Raum
(spherical space)
Gleichförmiger Raum mit positiver Krümmung, in dem es keine Parallelen zu einer geraden Linie
durch einen gegeben Punkt gibt. Die Winkelsumme eines Dreiecks
ist grösser als 180 Grad.
Spica
Hellster Stern im Sternbild Jungfrau, also alpha Virginis. Der lateinische
Name bedeutet Kornähre, der weniger gebrauchte arabische Name Alaazel
bedeutet Hinterbein des Löwen. Es ist ein Bedeckungsveränderlicher mit
4 Tagen Periode. Die scheinbare Helligkeit ist 1.0 mag ist etwa 85 parsec
entfernt und vom Spektraltyp B2. Die Effektivtemperatur beträgt 20000 K.
Spiculae
(spicules)
Strahlenförmige Strukturen in der Chromosphäre der Sonne, die
vor allem am Sonnenrand beobachtet werden können. Es sind
kurzzeitige Phänomene von etwa 1000 km Länge und 10000 km Höhe, die entlang
der Zellwände der Supergranulation auftreten.
Spiegelteleskop
[mirror telescope, reflecting telescope]
Ein Teleskoptyp, bei welchem das Lichtsammeln mit Hilfe von meist sphärischen
oder parabolischen Spiegeln bewerkstelligt wird anstatt wie mit optischen
Linsen wie bei Linsenteleskopen (Refraktoren). Spiegelteleskope werden oft
kurz als Spiegel und auch als Reflektoren bezeichnet. Im professionellen
Bereich werden heute fast ausschliesslich Spiegelteleskope verwendet, da
bei dieser Bauart kein Verlust in Linsen auftritt, und vor allem, weil man
Spiegel sehr viel grösser als Linsen konstruieren kann. Letztere sind auf
etwa 1 m Durchmesser begrenzt aufgrund der Eigenschaften von Glas.
Spin
[spin]
Quantenmechanischer Drehimpuls. Astronomisch von Bedeutung vor allem bei
der 21 cm Linie des neutralen Wasserstoffs: der Spin von mikroskopischen
Teilchen wie Elektronen und Protonen kann nur zwei diskrete Einstellungen
annehmen, up oder down. Im Wasserstoffatom gibt es nur ein Proton und ein
Elektron in dess Hülle, und deren Spins können parallel oder antiparallel
zueinander stehen. Diese beiden Quantenzustände sind energetisch
verschieden, so dass zum Spinkippen Energie aufgenommen oder abgegeben
werden muss. Die Energie entspricht genau der der 21 cm Radiowelle.
Spinne
(spider)
Gestänge, an dem der Sekundärspiegel aufgehängt ist. Durch
Brechungseffekte am Gestänge entstehen die Strahlen von Sternen
(punktförmigen Objekten) auf Aufnahmen.
Spiralgalaxie
(spiral galaxy)
Galaxie in Scheibenform mit mehr oder weniger ausgeprägten
Spiralarmen. Oft wird auch der Begriff Scheibengalaxien gebraucht.
Die Milchstrasse ist eine Spiralgalaxie, wobei die Sonne in einem Bereich
zwischen Spiralarmen liegt. Die Spiralarme heben sich aufgrund ihrer Gas- und
Molekülwolken, in welche Sterne gebildet werden, von der restlichen
Scheibe ab. Ein Teil der Spiralgalaxien besitzt einen Balken
(Balkengalaxien).
Sporadischer Meteor
(sporadic meteor)
Meteor, der nicht zu einem Meteorschauer gehört.
Spörers Gesetz
[Spörer’s law]
Die Tendenz, dass Sonnenfleck in Laufe eines Sonnenzyklus zu niedrigeren
Breiten wandern. Grafisch aufgetragen, ergibt sich dadurch das
Schmetterlingsdiagramm.
s-Prozess
[s-process, Slow process `Langsamer´ Einfang von Neutronen in schweren
Atomkernen. Langsam bedeutet, dass das der Kern das einfangene Neutron
durch Betazerfall in ein Proton umwandeln kann, bevor das nächste Neutron
eintrifft. Einige Isotope schwerer Elemente können nur durch s-Prozesse
erzeugt werden. Der s-Prozess spielt vor allem in Roten Riesen mit weniger
als 9 Sonnenmassen eine Rolle.
Sputnik
[sputnic]
Sowjetische unbemannte Raumschiffe, die 1957 und ´58 gestartet
wurden. Sputnik I war der erste künstliche Satellit. Einige Zeit
wurde der Sputnik als Begriff für alle künstlichen Satellieten verwendet.
SRT
Abkürzung für Spezielle RelativitätsTheorie.
SS 433
Pekuliärer Stern, wahrscheinlich ein Doppelsternsystem mit einem
Neutronenstern und einem O- oder B-Stern als Begleiter. SS 433
liegt im Zentrum des Supernovaremnants W50, der auf 40000 Jahre geschätzt
wird. Der Neutronenstern hat 0.8 Sonnenmassen, der Begleiter 3.2
Sonnenmassen.
SS-Cygni
Zwergnova mit Ausbrüchen von mehreren Tagen Dauer.
SS-Cygni-Sterne
[SS-Cygni stars]
Klasse von Sternen, Zwergnovae, mit dem Prototyp SS Cygni.
SS-Katalog
[SS catalogue]
Sternkatalog von C.B. Stephenson und N. Sanduleak.
S-Stern
(S-star) Kühler Riesenstern vom Spektraltyp K oder M mit Absorptionslinien von
Zinkoxid. Oft findet man auch Linien von Oxiden seltener Erden wie
Lanthanoxid (LaO), Yttriumoxid (YO) und Vanadiumoxid (VaO). Normale
M-Sterne zeigen breite Absorptionsbande von Titanoxid (TiO). Zink entsteht
in Kernreaktionen im Zentrum des Sterns und kann durch konvektive
Umwälzung an die Oberfläche gebracht werden.
Stadien
Eine ägyptische Längeneinheit, die Eratosthenes benutzte, um den Umfang
der Erde zu bestimmen. Er mass dazu die Mittagshöhe der Sonne in Alexandria
und Syene und die Entfernung Syene-Alexandria. Die Winkeldifferenz der
Mittagssonne betrug 7 1/7 Grad, die Entfernung Syene-Alexandria 5000
Stadien, woraus sich ein Erdumfang von 252000 Stadien oder 39690 km ergab.
Der moderne Wert ist 40074 km. Syene ist heute als Assuan bekannt und
dient als Touristenort dank der Nilstaudämme.
Stark-Effekt
[Stark effect]
Aufspaltung von Spektrallinien durch elektrische Felder an der Quelle.
Gewissermassen das elektrische Analogon zum magnetischen Zeeman-Effekt. Es
gibt den quadratischen Stark-Effekt, bei welchem die Aufspaltung
quadratisch von der elektrischen Feldstärke abhängt und der bei Atomen
ohne permanentes elektrischen Dipolmoment im Grundzustand auftritt. Und
den linearen Stark-Effekt, der bei Wasserstoff und wasserstoffähnlichen
Atomen auftritt. Dort tritt eine Entartung für Zustände mit gleicher
Hauptquantenzahl nach dem Bahndrehimpuls auf.
Starke Kraft
[strong force]
Eine der vier elementaren physkalischen Wechselwirkungen, und wie die
schwache Kraft eine kurzreichweitige. Die
starke Kraft ist für den Zusammenhalt von Neutronen und Protonen im
Atomkern zuständig.
Starlink
Computernetzwerk in Grossbritannien, um Astronomen Zugang zu
Datenreduktions- und Analyseeinrichtungen zu geben. Eingerichtet 1980.
Starburst-Galaxien
[starburst galaxies]
Galaxien, die einen Ausbruch von Sternentstehung zeigen. Meistens wohl
durch Schocks infolge von Wechselwirkungen mit anderen Galaxien ausgelöst,
die das Gas in der Galaxie komprimieren. Durch die höhere Dichte des
Gases in den Schockzonen kann es besser kühlen und dadurch so weit
kontrahieren, dass die Wolken instabil werden und kollabieren.
Stationärer Punkt
[stationary point]
Der Punkt am Himmel, an welchem sich die scheinbare Bewegung der äusseren
Planeten umkehrt (von direkt in retrograde und umgekehrt).
Statische Metrik
[static metric]
Metrik der statischen Theorie. Die Robertson-Walker Metrik erlaubt die
Berechnung von Abständen in einem homogenen und isotropen Universum.
[steady state theory]
Eine der beiden kosmologischen Theorien, die bis zur Entdeckung der
Hintergrundmikrowellenstrahlung in Konkurrenz zur Urknalltheorie stand. In
der statischen Theorie geht man davon aus, dass das Universum an jedem Ort
für alle Beobachter zu allen Zeiten gleich aussieht. Die beobachtete
Expansion des Universums kann in dieser Theorie durch ständige neue
Bildung von Materie erklärt werden, die die Löcher des Universums auffüllt,
die durch die sich wegbewegenden Galaxien zurückgelassen werden.
Nicht erst die Entdeckung der Hintergrundstrahlung desavourierte die
statische Theorie, sondern schon die Zählung der Radioquellen. Eine
Errungenschaft allerdings verdanken wir dieser Theorie: die Entwicklung
der Theorie der Nukleosynthese in Sternen. Diese war nötig, da man die
Entstehung der Elemente nicht durch Prozesse in der Folge eines
Urknalls deuten konnte.
Statistische Parallaxe
[statistical parallax]
Bestimmung der Distanz zu einer Gruppe von Sternen durch statistische
Analyse ihrer Eigenbewegung.
Staub
(dust)
Molekülkomplexe, die in den Hüllen von entwickelten Sternen (z.B.
Mira-Sternen) entstehen können, und sich in Molekülwolken, wo
sie vor kurzwelliger (UV) Strahlung geschützt sind, sammeln.
Steady State Theory
Englischer Ausdruck für Statische Theorie.
Stefan-Boltzmann Gesetz
[Stefan-Boltzmann law]
Auch als Stefan-Boltzmannsche Strahlungsgesetz nach ihren Entdeckern Stefan
und Boltzmann benannte Beziehung zwischen der vierten Potenz der
Effktivtemperatur Teff eines Sterns, seiner Leuchtkraft L und
dem Quadrat seines Durchmessers D:
L= s Pi D2 T4eff
Die Stefan-Boltzmann Konstante s hat den Wert
5.67 · 10-12 W /cm2 / K4. Die
Beziehung gilt unter der Annahme, dass der Stern ein Schwarzer Körper ist,
und funktioniert damit um so schlechter, je stärker das Spektrum von
Absorptions- oder Emissionsbanden geprägt ist. Als Faustregel kann man
sagen, dass es bei heisseren Sternen besser gilt als bei kühleren, da
letztere breite Molekülbanden aufweisen, die eine starke Abweichung der
spektralen von der des Schwarzen Körpers bewirken.
Steinbock
Sternbild des Tierkreises mit dem lateinischen Namen Capricornus und der
Abkürzung Cap. Der griechische Waldgott Pan hatte Schiss vor dem Riesen
Typhon und hat sich darum in einen Steinbock verwandelt, um sich vor ihm zu
verstecken. Der hellste Stern alpha Capricorni heisst Algedi oder Dabih
(arabisch: Glücksstern des Schlachtenden) und ist ein optischer, aber kein
tatsächlicher Doppelstern mit 6.3 arcmin Abstand. Die beiden Komponenten
sind 4.2 mag und 3.6 mag und haben die Spektraltypen G9 und G3. Sie sind
490 parsec bzw. 33 parsec von der Sonne entfernt.
Steinmeteorit
[stone meteorite??]
Meteorite, die vollständig aus Gesteinsmaterial bestehen. Sie werden in
die Chondriten und die Achondriten unterteilt. Sie machen den Grossteil der
der im Fall beobachteten Meteoriten aus.
Stein-Eisenmeteorit
[stone-iron meteorite??]
Grosse Gruppe von Steinmeteoriten, die metallische Einlagerungen besitzen.
Steinzeit
[stone ages]
Eine Epoche in der Menschheitsgeschichte, die sich durch Sesshaftwerdung
der Menschen und durch die Produktion von Werkzeugen aus Steinen
auszeichnet. In dieser Phase entstanden bereits einige bemerkenswerte
Bauten mit vermutetem astronomischen Hintergrund. Am bekanntesten sind
wohl die Steinringe in Stonehenge, Südengland.
Stèphans Quintett
[Stèphan’s quintett]
Kompakte Gruppe von wechselwirkenden Galaxien, die von M.E.
Stèphan 1877 entdeckt wurde. Eine der Galaxien, NGC 7320, ist
wahrscheinlich nur ein Projektionseffekt, die vier anderen, NGC 7137,
7318 a und b, NGC 7319, stehen in Wechselwirkung zueinander.
stellar
[stellar]
Adjektiv: auf Sterne bezogen.
Stellardynamik
[stellar dynamics]
Eine Disziplin der Astrophysik, die sich mit der Modellierung von
Sternsystemen wie der Sonnenumgebung, offenen Sternhaufen, Kugelsternhaufen
und Galaxien beschäftigt. Eingangsdaten sind dazu Positionen und
Geschwindigkeiten der Sterne, wobei bei letzterem oft nur
Geschwindigkeiten entlang der Sichtlinie (Line of Sight, LOS), auch
Radialgeschwindigkeiten genannt, gemessen werden können, bei nahen Sternen
auch Eigenbewegungen, die zusammen mit Entfernungen und der
Radialgeschwindigkeit in dreidimensionale Raumgeschwindigkeiten übersetzt
werden können. Bei weit entfernten Objekten wie Galaxien kann man in der
Regel kaum noch Geschwindigkeiten von einzelnen Sternen messen, und muss
sich mit den integrierten (überlagerten) Absorptionslinienprofilen, die
von vielen Sternen entlang der Sichtlinie durch die Galaxie erzeugt werden,
behelfen. Dazu muss ein komplexer Apparat eingesetzt werden, um aus diesen
Daten brauchbare Modelle erzeugen zu können. Für einige entfernte Galaxien
kann man jedoch einzelne Sterne, vor allem in den weiter aussen liegenden
Bereichen messen: Planetarische Nebel strahlen einen grossen Teil ihrer
Energie in wenigen, sehr scharfen Emissionslinien ab, so dass man sie
relativ leicht finden und ihre Radialgeschwindigkeit bestimmen kann.
Allerdings benötigt man eine grosse Zahl von solchen Objekten, um ein gutes
Modell konstruieren zu können. Stehen keine anderen Daten zur Verfügung,
benötigt man mehrere tausend PNe.
Stellarstatistik
[stellar statistics]
Eine Disziplin der Astrophysik, die sich mit der Erfassung und Analyse von
Positionen, Bewegungen und physikalischen Strukturen von astronomischen
Objekten befasst.
Stern
[star]
Eine selbstgravitierende Gaskugel heisst Stern. In den frühen Phasen
wird die Schwerkraft durch Kernfusion im Zentrum und des dadurch resultierden
thermischen Druck ausgeglichen. In der Phase nach Aufbrauchen des Brennmaterials
kann ein Stern durch Entartungsdruck stabilisiert werden, sofern seine
Masse nicht zu hoch ist, dass er vollständig zu einem Schwarzen Loch
kollabiert. Die meisten Sterne sind Veränderliche, dass heisst,
sie verändern ihre Helligkeit mit der Zeit. Diese Variation kann regelmässig
sein wie bei den Pulsationsveränderlichen (RR-Lyr, Cepheiden) oder
unregelmässig (z.B. Novae) und auf ganz verschiedenen Zeitskalen ablaufen.
Die Ursache der Veränderlichkeit sind entsprechend sehr unterschiedliche
Prozesse.
Sternassoziationen
[stellar associations]
Gruppen von einigen Dutzend bis einigen hundert Sternen mit jungen
Mitglieder nennt man Assoziationen. Man untersteidet die T-Assoziationen,
deren Mitglieder Veränderliche von Typ T-Tauri sind und O(B)-Assoziationen,
die vor allem aus O- und frühen B-Sternen (Spektraltyp bis B2) bestehen.
Man findet sowohl den Begriff O-Assoziationen als auch OB-Assoziationen. In
allen Fällen findet man in Assoziationen in der Nähe von interstellarer
Materie, und in vielen Fällen gibt es in der Nachbarschaft offene
Sternhaufen. Das deutet auf ein kleines Alter der beteiligten Sterne hin;
O- und frühe B-Sterne haben ohnehin nur eine kurze Lebensspanne von einigen
zehn bis hundermillionen Jahren, sind
andererseits sehr hell, so dass die Auffindwahrscheinlichkeit relativ
gross ist.
Sternatlas
(star atlas)
Sammlung von Himmelskarten mit Positionen von Sternen und anderen
astronomischen Objekten.
Sternbeben
(star quake)
Plötzliches Einbrechen der Kruste eines Neutronensterns. Durch die Abnahme
der Rotationsperiode infolge des `Mitschleifens´ der Teilchen im Magnetfeld
des Neutronensterns verändert sich die Fliehkraft, worauf sich die
inneren Bereich des Neutronensterne aufgrund ihrer superfluiden Konsistenz
augenblicklich einstellen können, die steife Kruste jedoch nicht. Somit
`hängt´ die Kruste irgendwann `in der Luft´ und bricht ein. Dadurch
verändert sich wiederum das Trägheitsmoment des Neutronensterns
(Pirouetteneffekt), und die Rotationsperiode nimmt schlagartig ab.
Diesen Effekt nennt man glitch.
Sternbedeckungen
[stellar eclipses]
Sternbedeckungen können durch den Mond und durch Planeten hervorgerufen
werden. Dabei bewegt sich der Mond oder der Planet durch die Sichtlinie zum
Stern. Sternbedeckungen von (hellen) Sternen durch den Mond sind noch relativ
häufig, durch die Planeten sehr selten. Am häufigsten sind Bedeckungen durch
die Venus, die eine mittlere Periode von mehreren hundert Jahren haben.
Regulus wird am 1.10.2044 durch die Venus bedeckt, das darauffolgende
Ergeignis am 6.10.2271 erfordert etwas mehr Geduld...
Sternberg
Staatliches Observatorium in Moskau mit Observatorien in Kasachstan und
auf der Krim.
Sternbilder
[]
Die meisten Sternbilder des Nordhimmels waren schon vor 5000 Jahren von den
Babyloniern eingeführt worden, und wurden über die griechische Mythologie
in den modernen westlichen Kulturkreis aufgenommen. In der Astronomie haben
sie rein mnemonischen Charakter (damit man einfacher Himmelsregionen
bezeichnen kann, ohne mit relativ unanschaulichen Koordinatenangaben um
sich werfen zu müssen).
Sternentstehung
[star formation]
Sterne entstehen aus kollabierenden Molekülwolken. Das dichte Gas
kann durch elektromagnetische Strahlung effizient kühlen, wodurch
der thermische Druck verringert wird und weiteres Material nachströmen
kann, wodurch sich die Dichte erhöht und damit die Strahlungskühlung
verstärkt wird. Im Zentrum der Konfiguration bildet sich ein
kugelförmiges Objekt, das von einer Scheibe akkretierten Gases
umgeben ist. In dieser kann sich ein Begleitstern oder/und Planeten
bilden. In dieser Phase bilden sich wohl auch die Jets der als
Herbig-Haro Objekte beobachteten Protosterne.
Sofern die Gaskugel genug Masse hat, kann sie im Kern Wasserstoffusion
zünden. In der Folge baut sich Strahlungsdruck auf, der die umliegenden
Gasschichten wegbläst. Das kann man in einigen Fällen wie den Sternen in
den Plejaden in Form von blauem Reflektionsleuchten sehen.
Der Stern kommt auf die Hauptlinie des HRDs.
Sternentstehungsausbruch
[starburst]
Spontaner oder (durch Wechselwirkung) induzierter Ausbruch von
Sternentstehung.
Sternentwicklung
[stellar evolution]
Nach der Phase der Sternentstehung beginnen Sterne ihr Leben auf der
sogenannten Hauptreihe im HRD. Das ist eine relativ dünne Linie von rechts
oben nach links unten, auf welcher jeder Stern je nach seiner Masse
plaziert ist: rechts oben die massereichen, links unten die masseärmsten.
Das Merkmal aller dieser Sterne ist die Wasserstoffusion im Kern als
Energiequelle. Nach Versiegen des Wasserstoffs im Kern des Sterns (im Fall
massereicher Sterne nach einigen Millionen Jahren, bei massearmen mehrere
zehn Milliarden) unterscheidet sich die weitere Entwicklung. Die
masseärmsten Sterne kühlen aus, da sie keine weitere Energiequelle zur
Verfügung haben. Im HRD wandern sie nach unten. Die
massereicheren können Wasserstoffbrennen in einer Schale um den Kern
aufrecht erhalten und im Kern die Fusion von Helium zu
Kohlenstoff zünden (Triple-Alpha Prozess). Die Sterne wandern während dieser Phase nach Rechts
oben im HRD, in das Gebiet der roten Riesen. Sterne wie die Sonne sind nach
dieser Phase am Ende und werden nach Abstossen der ausgedehnten Hülle zu
Weissen Zwergen (im HRD links unten). Massereiche Sterne können noch
weitere Fusionszyklen in Kern durchlaufen bis zur Fusion von Silizium zu
Eisen. Da Eisen nicht mehr mit Energiegewinn weiterfusioniert werden kann,
finden diese Sterne hier ihr ihr Ende in Form einer Supernovaexplosion.
Übrig bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.
Sternhaufen
(star cluster)
Gruppe von gravitativ aneinander gebundenen Sternen mit gleichem Ursprung.
Man unterscheidet offene Haufen, die man meist in der Scheibe von
Spiralgalaxien findet, und Kugelsternhaufen, die vor allem in Halos von
Galaxien anzutreffen sind. Junge Sterne in der Scheibe findet man oft in
kleinen Haufen, die auch Assoziationen genannt werden.
Sternkatalog
(star catalogue)
Sammlungen von Informationen, die neben Position und
Helligkeit meist auch eine Reihe physikalischer Informationen zu den
einzelnen Sternen enthalten. Die Mitglieder werden in der Regel aufgrund
verschiedener Kriterien ausgewählt. Viele Sternkataloge sind mittlerweile
in elektronischer Form in Datenbanken verfügbar.
Sternkult
[]
Kulte, die Sterne und Planenten mit Gottheiten identifizierten. In der
Frühgeschichte wurde fleissig an der Entwicklung solcher Kulte
gearbeitet, und eine ganze Reihe von Beobachtungen gemacht, um aus
Veränderungen von Positionen etc. Rückschlüsse auf irdische Schicksale,
vor allem von leitenden Persönlichkeiten zu ziehen. Dieser Triebfeder
verdankt die Astronomie so manche Erkenntnis und eine immer noch
bestehende Astrologieindustrie beträchtliche Umsätze. Ich wage die
Vermutung, dass weltweit mehr Geld für astrologischen Hoskuspokus
verschossen wird als für astronomische Forschung.
Sternpopulation
[stellar population]
Man unterteilt Sterne in Population I und II. Von der Beobachtungsseite
her erfolgt die Unterteilung nach Kriterien der Metallizität und - in der
Milchstrasse - der Dynamik. Von der astrophysikalischen Sichtweise
entspricht dem eine Einteilung nach Entstehungsepochen.
Pop II Sterne entstehen in frühen Phasen der Galaxienentstehung
und befinden sich daher vor allem in den ältesten Teilen einer
Galaxie, dem Bulge, im Halo und in den Kugelsternhaufen. Sie sind
metallarm. In extragalaktischen Systemen treten sie vor allem in Ellipsen
auf.
Pop I Sterne bilden die Scheibenbevölkerung. Sie sind metallreich. Viele
heisse, junge Sterne lassen die Scheiben hell und blau erscheinen.
Ab und an wird eine Pop III bemüht. Das ist eine hypothetische Klasse ovn
Sternen, die in der ersten Sternentstehungsphase entstanden wäre und heute
vollständig verschwunden ist. Da in dieser Phase keine Metalle vorhanden
waren, entwickeln sich solche Sterne anders als heutige; so sollten sie zum
Beispiel viel grössere Massen haben. Das ist ein Grund, diese Klasse zu
postulieren, da sehr massereiche Sterne nur kurz leben und in einer
Supernovaexplosion ihr Material wieder ins ISM zurückliefern, wo es
folgenden Sterngeneration - mit Metallen angereichert - zur Verfügung steht.
Sternschnuppen
[falling stars]
Populärer Ausdruck für Meteore.
Sternwarte
[observatory]
Eine astronomische Beobachtungsstation mit mindestens einem Teleskop.
Häufig findet man Analagen mit einigen bis zu einigen tausend Teleskopen.
Es gibt Amateursternwarten (meist privat oder von Astronomischen
Vereinigungen betrieben), Schulsternwarten, Volkssternwarten (öffentlich
zugängliche Sternwarten, oft Schulsternwarten oder alte Anlagen von
astronomischen Instituten, auch von Vereinen betrieben) und professionelle
Sternwarten. Letztere sind vor allem an einsamen Orten in (Halb)Wüsten
(La Silla und Paranal, ESO; Cerro Tololo, USA; New Mexico, mehrere;
Sutherland, Südafrika; Siding Springs, Australien) oder auf Bergen von
Inseln (Kanarische Inseln, Hawaii) anzutreffen und besitzen meist grosse
Teleskope (gegenwärtig bis 10 m Spiegeldurchmesser). Ein relativ neuer
Trend sind Teleskopfarmen, in welchen bis zu einigen tausend kleinerer,
aber vollautomatischer Teleskope vor allem zur Überwachung von variablen
Objekten eingesetzt werden.
Sternwind
[stellar wind]
Teilchenstrahlung von Sternen, die durch Strahlungsdruck beschleunigt
werden. Ein bekannter Fall ist der Sonnenwind, der Variationen zeigt, die
mit dem Sonnenzyklus korreliert sind. Massereiche Sterne können einen
Grossteil ihrer Masse durch Sternwinde verlieren, zum Beispiel die
Wolf-Rayet Sterne. Diese haben schnelle Sternwinde mit
Expansionsgeschwindigkeiten von einigen 100 km/s, während kühle Überriesen
langsame Sternwinde haben.
Sternwolke
(star cloud)
Ein Bereich, vor allem entlang des Bandes der Milchstrasse, in der viele
Sterne durch Prokjektionseffekt einen wolkenartigen Eindruck ergeben.
Steward Observatory
[Steward observatory]
Das Observatorium der Universität Arizona, von dem das Kitt Peak National
Observatory betrieben wird.
Stickney
Der grösste Krater auf Phobos, dem inneren Marsmond, mit 10 km
Durchmesser (Phobos ist 28 km lang).
Eines der dreizehn Tierkreissternzeichen. Mit lateinischem Namen Taurus,
die Abkürzung ist Tau. Der griechischen Sage nach ist der Stier ein
schneeweisser gewesen, und in Wahrheit war es der verwandelte Zeus, der
in dieser wohl sehr beeindruckenden Gestalt die phönizische Königstochter
Europa nach Kreta entführt, welches seinerzeit offensichtlich noch etwas
weniger Touristen hatte, so dass die Schöne letzten Endes niemand anderen
als den dann als - natürlich - Mister Universum auftretenden Zeus hatte,
dem sie sich in die Arme und wer weiss was werfen konnte. Na ja, zum
Ausgleich wurde ein Kontinent nach ihr benannt. Der hellste Stern, alpha
Tauri, heisst Aldebaran, was (arabisch) bedeuten soll: Der Nachfolgende.
Er folgt den Plejaden nach. Es handelt sich um einen Roten Riesen von
Spektraltyp K5 mit einer Effektivtemperatur von 3500 K. Er ist etwa 20 pc
von uns entfernt und macht sich mit 55 km/s von uns weg aus dem Staub.
Seine scheinbare Helligkeit ist 0.9 mag.
Stokesparameter
[Stokes parameter]
Vier Parameter zur Beschreibung von polarisierter Strahlung. Mit
Radioteleskopen können sie direkt gemessen werden, wodurch man Aufschluss
erhält über die Magnetfelder in den Radioquellen.
Stonehenge
Prähistorisches Steinmonument in England, 130 km westlich von
London, das vielleicht als Observatorium benutzt wurde.
Stonyhurst disc
Vordruck, der von Sonnenphysikern benutzt wird, um Erscheinungen auf der
Sonnenoberfläche aufzufinden.
Störungsrechnung
[]
Eine Technik, die zum Beispiel bei der Berechung von Bahnen in
Mehrkörpersystemen eingesetzt wird. In der Regel setzt man ein ungestörtes
System an und addiert zu diesem einen oder mehrere Störungsterme.
Störungsrechnung artet schnell in grosse Rechnerei aus.
Strahlung
[radiation]
Strahlung kann korpuskelbehaftet sein (die radioaktive alpha- und
beta-Strahlung, die kosmische Strahlung, Sonnen-, Sternwind) oder sich über sich
ausbreitende Wechselfelder fortplanzen (elektromagnetische Strahlung wie
Licht, IR, Radiowellen, UV, Röntgen- und gamma-Strahlung). Im letzteren
Fall können aufgrund des Welle-Teilchen-Dualismus auch Phänomene
auftreten, die wie Korpuskelwechselwirkung aussehen (Comptoneffekt).
Strahlungen können eine Reihe schädlicher Effekte auf biologische
Organismen haben: Sonnenbrand durch UV-Strahlung, Zellschädigungen durch
ionisierende Strahlen, vor allem Teilchenstrahlung, Anregung und Erwärmung
von polaren Molekülen, durch Mikrowellenstrahlung.
Strahlungsära
[radiation-era]
Die Zeit zwischen 1 Sekunde nach dem Urknall (Ende der Leptonenära) und 1
Million Jahren nennt man Strahlungsära. In dieser Zeit fand die
primordiale Nukleosysthese statt: es bildeten sich aus den Protonen
Deuterium, Tritium (die mit ein und zwei Neutronen angereicherten
Versionen des Wasserstoffs; auch als schwerer und überschwerer Wasserstoff
bekannt) und Helium. Schwerere Elemente konnten sich kaum bilden, da die
Temperaturen schnell zu weit absanken (um Kerne mit grösserer
Kernladungszahl = mehreren Protonen zu fusionieren, muss die Energie immer
grösser werden, um die Coulombbarriere, die Abstossung gleichnamiger
Ladungen, zu überwinden). Am Ende der Strahlungsära war das Universum
etwa 3000 K kalt, und hier wurde die heute als 3 K Strahlung bekannte kosmische
Hintergrundstrahlung geboren. In der nachfolgenden Materieära bildeten
sich durch Elektroneneinfang (Rekombination) Atome, und so nach und nach
grössere Gebilde wie Sterne, Galaxien und Galaxienhaufen. All das, was
heute noch so rum ist.
Strahlungsgürtel
[radiation belts??]
Das Erdmagnetfeld hat die dankenswerte Eigenschaft, dass es elektrisch
geladenen Teilchen den dirkten Weg auf die Erdoberfläche verwehrt.
Stattdessen werden die Teilchen abgelenkt und konzentrieren sich in
Strahlungsgürteln, die als van Allen-Gürtel bekannt geworden sind, und 1958
mit den Satelliten Explorer I und Pioneer III nachgewiesen wurden. Die
beiden van Allen-Gürtel befinden sich in 4000 km bis 7000 km Höhe und in
23000 km bis 30000 km Höhe. Ausserhalb herrscht das rauhe Klima des echten
Weltalls. Die Shuttles, die MIR und die ISS befinden sich wohlweisslich
weit innerhalb des inneren Strahlungsgürtels. Ein längerdauernder
Aufenthalt ausserhalb der Strahlungsgürtel kann, speziell in Zeiten aktiver
Sonne, ihre Gesundheit nachhaltig beeinträchtigen. Das wird auch ein
Knackpunkt für die Marsbesiedler sein: das Magnetfeld des Mars ist
unzureichend schwach, und man ist eine ganze Weile (etwa 18 Monate, mit heutiger
Technik) unterwegs dorthin, während welcher man praktisch völlig
ungeschützt in einer Aludose sitzt.
Strahlungstemperatur
[radiation temperature]
Die Temperatur, die ein Schwarzer Körper haben müsste, um einen grösseren,
aber begrenzten Spektralbereichs eines Sterns anpassen zu können. Eine
Spezialisierung auf eine Wellenlänge nennt man Schwarze Temperatur.
Stratigraphie
[stratigraphy??]
Studium der Schichtung von Felsen. Damit kann man Einblicke in die
geologische Geschichte eines Mondes oder Planeten gewinnen. Auf der Erde
zum Beispiel auch die Klimageschichte durch Sedimentgesteine von
Gletscherseen.
Stratosphäre
[stratosphere]
Schicht der Erdatmosphäre zwischen 15 und 50 km Höhe. Untere
Grenzschicht ist die Tropopause, die den Übergang zur Troposphäre
markiert. Das Ozon in der Stratosphäre absorbiert einen grossen Teil der
UV-Strahlung, so dass UV-Astronomie oberhalb dieser Schicht betrieben
werden muss.
Strichspur
[]
Strichspuraufnahmen gewinnt man mit einer Langzeitbelichtung mit einer
festmontierten Kamera. Die Polarregion - die Verlängerung der Erdachse in
den Himmel - erscheint als Punkt.
Stringtheorie
[string theory]
Theorie in der Teilchenphysik, die Elementarteilchen als eindimensionale
Strukturen anstelle von Punktobjekten behandelt.
Strömgrenradius
[Strömgren radius]
Der Radius, bis zu welchem UV-Photonen eines Sterns den Wasserstoff in
seiner Umgebung vollständig ionisieren kann.
Strömgrensphäre
[Strömgren sphere]
Vollständig ionisierte Region um heisse Sterne (der Spektraltypen O und B).
STScI
Abkürzung für Space Telescope Science Institute.
Stundenachse
[hour axis??]
Die Achse einer parallaktischen Montierung, die parallel zur Erdachse
ausgerichtet ist, nennt man Stunden- oder Polachse.
Stundenkreis
[hour circle??]
Der Grosskreis, der durch den Pol und das Gestirn verläuft, heisst
Stundenkreis.
Stundenwinkel
[]
Der Winkelabstand eines Gestirns gegen den Meridian im Süden nennt man
Stundenwinkel. Wie der Name ausdrückt, wird er häufig im Zeitmass von 0 h
bis 24 h angegeben. Man findet aber auch Angaben im Gradmass von 0 bis 360
Grad. Die Angabe erfolgt vom Meridian nach West mit positiven Werten, vom
Meridian nach Osten mit negativen Werten.
S-Typ Asteroid
[S-type asteroide]
Klasse von Asteroiden aus silikathaltigem Material mit mittlerer Albedo,
die im inneren Asteroidengürtel sehr häufig sind.
Submillimeterastronomie
[submillimeter astronomy]
Der Wellenlängenbereich von 0.3 bis 3 Millimeter liegt zwischen
Radio und dem IR. Dadurch ergibt sich eine eigene
Beobachtungstechnik. Da Wasserdampf in diesem Bereich des
elektromagnetischen Spektrums absorbiert, müssen die Teleskope in
trockenen und möglichst hohen Lagen aufgebaut werden. In der Schweiz gibt
es am Gornergrad ein Submillimeterteleskop, die ESO betreibt in La Silla
das Schwedische Submillimeterteleskop. Weitere sind das James Clark
Maxwell und das Caltec Teleskope am Mauna Kea in Hawaii.
Submillimeteruntersuchungen sind wichtig im Bereich der kosmischen
Hintergrundstrahlung, die Sternentstehung und Moleküle im ISM.
Subreflector
[subreflector]
Zweiter Reflektor in Radioteleskopen nach der Cassegrain-Bauweise.
Subsolarer Punkt
[sub solar point]
Der Punkt auf einer Planetenoberfläche, von welchen ein
Beobachter die Sonne genau im Zenith sieht.
Südafrikanisches Astronomisches Institut
[South African Astronomical Observatory]
Das als SAAO abgekürzte nationale Observatorium
Südafrikas mit Sitz in Kapstadt und
Beobachtungsanlagen in Sutherland in der Karuuh. Es untersteht dem
Rat für wissenschaftliche und industrielle Forschung. Das SAAO
entstand in der heutigen Form nach der Fusion des alten Royal
Observatory (Kapstadt) und des Republic Observatory
(Johannesburg). Eine Spezialität des SAAO ist die Beobachtung von
variablen Sternen mit extrem kurzen Oszillationen und kleinen
Amplituden.
Südatlantische Anomalie
[southern atlantic anomaly]
Gegend im Südatlantik, über der der Van Allen Gürtel sehr weit in
die Erdatmosphäre herunterreicht und damit eine Gefahr für künstliche
Satelliten darstellt.
südliche Krone
(corona australis)
Sternbild am Südhimmel.
Südliches Dreieck
[southern triangle]
Sternbild am Südhimmel mit lateinischem Namen Triangulum Australe und der Abkürzung TrA. Es wurde von Bayer
1603 eingeführt. Der hellste Stern, alpha Trianguli australis, hat eine Helligkeit von 1.9 mag und ist vom Spektraltyp K2. Er ist etwa 60
parsec vom Sonnensystem entfernt.
Sulci
(von lat. sulcus) Systeme von parallelen Hügelketten auf
Planetenoberflächen. Beispiele sind der Schweizer Jura und die
Appalachen im Osten der USA.
Sungrazer
[sungrazer]
Komet mit einer Periheldistanz, die ihn durch die äusseren Schichten der
Sonne bringt. Es gibt eine Gruppe von langperiodischen Kometen, die Kreutz
Gruppe (nach Heinrich Kreutz). Sie gehören zu den hellsten beobachteten
Kometen.
Sunspot
Ort des Sacramento Peak Observatory des US National Solar
Observatory; New Mexica, USA.
Sunyaev-Zel'dovich Effekt
[Sunyaev-Zel'dovich effect]
In der kosmischen Hintergrundstrahlung beobachtete Anisotropie, die durch
Absorption der Strahlung auf dem Weg durch grosse Galaxienhaufen
hervorgerufen wird.
Superhaufen
(super cluster)
Ansammlungen von Galaxienhaufen. Etwa 50 sind
bekannt mit durchschnittlich 12 grossen Galaxienhaufen.
Charakteristischer Durchmesser sind hunderte Mpc.
Supergalaktische Ebene
(supergalactic plane)
Die Referenzebene eines Koordinatensystems zur
Angabe von Position naher Galaxien mit den Definitionspunkten Sonne,
galaktisches Zentrum und Zentrum des Virgohaufens. Die galaktische Ebene
und die supergalaktische Ebene stehen fast senkrecht zueinander.
Supergranulation
[supergranulation]
Ein Muster von grossskaligen Konvektionszellen, die selbst aus
hunderten/tausenden von Granulen bestehen. Im weissen Licht fast
unsichtbar, werden sie in engen Filtern, z.B. H-alpha, beobachtet.
Charakteristischer Durchmesser ist mehrere tausend Kilometer (korrekt???).
Supergravitation
[supergravitation]
Versuche einer verallgemeinernden Theorie mit dem Ziel, die
Gravitationsenergie mit den anderen fundamentalen Wechselwirkungen zu
verbinden. Wurde von den Superstringtheorien abgelöst.
Superluminale Bewegung
[superluminal motion]
Bewegung mit scheinbar Überlichgeschwindigkeit. In Wirklichkeit ein
Projektionseffekt: Der Winkelabstand von zwei Quellen (in der REgel
Radiojets) vergrössert sich mit einer `Geschwindigkeit´, die bis etwa
zehnfache Lichtgeschwindigkeit erreichen kann. Die Ausdehnungsrichtung
liegt sehr nahe an der Sichtlinie und die Geschwindigkeit des Radionlobes
ist fast Lichtgeschwindigkeit.
[supermassive black hole]
In den Zentren der meisten Galaxien vermutet man aufgrund von
verschiedenen Beobachtungen supermassive
Schwarze Löcher. Es gibt Anzeichen
dafür, dass diese Gebilde eine obere Grenzmasse nicht überschreiten, die
von der Masse der Galaxie, bzw. des Bulge der Galaxie abhängt und in etwa
1 Prozent beträgt. Auch wenn das Modell der supermassiven Schwarzen Löcher
das plausibelste Modell ist, um die Helligkeit von aktiven Galaxienkernen,
die Dynamik der Sterne im Zentrum der Milchstrasse und der Kinematik von
Gasringen und Sternen in den Zentren von Galaxien zu erklären, gibt es
noch keine Gewissheit für diese Objekte. Allerdings sind die Alternativen
wie ein Neutronensternhaufen (dynamisch nicht stabil; zu viele Sterne in
einem kleinen Volumen, Kollisionen, Merging, Bildung eines Schwarzen
Loches) oder relativ homogen verteiltes Gas (sollte sich bemerkbar machen)
deutlich unwahrscheinlicher. Die Entstehung der supermassiven Schwarzen
Löcher ist noch nicht geklärt: entstehen sie in den Galaxien, oder
entstehen die Galaxien um die (primordialen?) Schwarzen Löcher herum.
Supermassiver Stern
[supermassive star]
Übermässig massereicher Stern. Eigentlich ist dieser
Ausdruck keine exakte Definition, doch kann man als Faustregel 100
Sonnenmassen als Obergrenze möglicher Sternmassen verwenden.
Supernova
[supernova]
Mehrzahl: Supernovae.
Das Ende eines Sternlebens in Form einer Explosion, bei der wirklich grosse
Energiemengen freigesetzt werden: 1051 erg in
elektromagnetische Strahlung, zehnmal mehr kinetische Energie in die Hülle
und ein Faktor hundert im Vergleich zum Licht in Form von Neutrinos.
Es gibt zwei Typen von Supernovae, I und II, die anhand ihrer Spektren so
eingeteilt wurden. Typ II Supernovae haben sehr massereiche (mehr als 8
Sonnenmassen)
Sterne als Vorgänger und zeigen keine Wasserstofflinien im
Spektrum (der wurde schon verbraucht). Nach dem Siliziumbrennen
im Kern (Si verbrennt zu Fe) ist die Energiequelle des Sterns im Kern
erloschen, da das Eisen nicht mehr mit Energiegewinn fusioniert werden
kann. Da der Stern damit sein Gleichgewicht verliert (es gibt keine
Gegenkraft in Form eines thermischen Druckes mehr zur
Eigenanziehungskraft) fällt der Kern des Sterns in sich zusammen. Aufgrund
komplizierter Prozesse wird ein grosser Teil der Masse explosionsartig nach
aussen geschleudert. Im Inneren bleibt entweder ein Neutronenstern oder
ein Schwarzes Loch zurück. Den Neutronenstern kann man in
einigen Fällen als Pulsar beobachten.
Supernovae vom Typ Ia dagegen sind wahrscheinlich Weisse Zwerge
in engen (kataklysmischen) Doppelsternsystemen mit Massenüberstrom. Wenn
die Masse des Weissen Zwerges das Chandrasehkar-Limit von 1.4 Sonnenmassen
überschreitet, kann der Gegendruck, der auf der Elektronenentartung
beruht, nicht mehr aufrecht erhalten werden, und der Stern kollabiert. In
der folgenden Explosion wird der Stern vollständig zerstört.
In beiden Fällen wird eine grosse Menge gasförmigen Materials in das
Interstellare Medium befördert. Die expandierende Hülle nennt man
Supernova Remnant. Aufgrund der Anreicherung mit schwereren Elementen als
Wasserstoff und Helium, die im Vorgängerstern oder während der Explosion
produziert wurden, tragen die Supernovae die Hauptrolle in der
Anreicherung des Interstellaren Mediums.
Supernova 1987A
SN 1987A war eine Typ II Supernova in der Grossen Magellanschen Wolke. Sie
wurde am 24. Februar 1987 (Helligkeit 6. mag) entdeckt und ist mit 2.8 mag
im Maximum (Mitte März 1987) die nächste
und hellste Supernova seit 1604. Der Vorgängerstern war ein blauer
Überriese mit Namen Sanduleak -69 202.
Supernova remnant
[Supernova remnant]
Die abgeblasene Hülle einer Supernova heisst supernova remnant. In den
frühen Phasen expandiert diese Gashülle mit Geschwindigkeiten von der
Grösse von 10000 km/s. Am äusseren Rand des supernova remnants bilden sich
Schockzonen, wenn das Material mit interstellarer Materie zusammenstösst.
Dadurch wird die ISM aufgeheizt. Durch eine einwärts laufende weitere
Schockfront wird das ausgeworfene Material erhitzt. Dieser Bereich ist im
Röntgenlicht sichtbar. Im Radiobereich sieht man diese Schalen aufgrund
ihrer Synchrotronstrahlung.
In späteren Phasen fragmentiert die Hülle in Klumpen. Das in diesen
Klumpen enthaltene metallreiche Gas vermischt sich mit Material des ISM
und erhöht damit die Metallizität der folgenden Sterngeneration, die sich
aus diesen Wolken bildet.
Die chemische Zusammensetzung des supernova remnant unterscheidet sich
nach dem Supernovatyp.
Einige bekannte Supernovaremnants sind der Krebsnebel,
Cassiopeia A, Keplers Stern, Brahes Stern und der Cygnus loop.
Superstringtheorie
[superstring theory]
Eine Version der Stringtheorie, die die grundlegenden Ideen der
Supersymmetrie einschliesst. In der Astronomie könnten solche Theorien in
der frühen Geschichte des Universums eine Rolle spielen.
Surface Brightness Fluctuations
Englischer Ausdruck für Oberflächenhelligkeitsschwankungen.
Surge
[surge]
Im deutschen wohl als “Auswurf” bezeichnete Erscheinung in der
Chromosphäre der Sonne, die zur Gruppe der Protuberanzen gehört. Die
Aufstiegsgeschwindigkeit beträgt mehrere hundert km/s, in einigen Fällen
bis knapp unter 1000 km/s. Gelegentlich kann man ruckartige
Beschleunigungen des Auswurfmaterials beobachten. Die Protuberanzen können
bis zu 2 Millionen km über die Sonne hin aufsteigen. Die Surges sind
Verwandte der Flares.
Surveyor
Unbemannte Raumsonden, die zwischen 1966 und 1968 weich auf dem Mond
landeten. Fünf Missionen waren erfolgreich. Hauptaufgabe war, Daten für
bemannte Mondlandeaktionen zu sammeln.
SU Ursae Majoris Sterne
[SU Ursae Majoris stars]
Eine Art von Zwergnovae, die Ausbrüche von mehreren Tagen Dauer
zeigt. In einigen Fällen sind die aktiven Phasen fünfmal länger und um 2
Magnituden heller.
Sylvia
Asteroid 87 mit 272 km Durchmesser, entdeckt 1866 von N. Pogson.
Symbiotischer Stern
[symbiotic star]
Siehe auch kataklysmische Variable.
Enges Doppelsternsystem mit einem Weissen Zwerg und einem Zwergstern, der
Masse an den Weissen Zwerg verliert. Im Spektrum zeigen widerspieglet sich
das darin, dass typische Linienstrukturen eines kühlen Sterns mit den
Emissionslinien eines heissen Gases vorhanden sind. Die Emissions stammt
von der Akkretionsscheibe oder von deren `Hot Spot´. Aufgrund des nicht
völlig gleichmässigen Materiezufluss und der zeitlichen Entwicklung der
Akkretionsscheibe (Auf- bzw. Abbauphasen, Warps, ...) sind diese Art von
Sternen variabel.
Der Ausdruck “Symbiotische Sterne” wurde 1928 von P. Merrill
eingeführt.
Synchrone Rotation
[synchronous rotation]
Gebundene Rotation.
Synchrotronstrahlung
[synchrotron radiation]
Strahlung von relativistischen elektrisch geladenen Teilchen in einem
Magnetfeld. Das Spektrum der Synchrotronstrahlung unterscheidet sich stark
von dem thermischer Strahlung. Die Messung der Polarisation erlaubt die
Bestimmung der Magnetfeldstärke. Ursprünglich in Teilchenbeschleunigern
vom Synchrotrontyp entdeckt, kennt man mittlerweile viele astronomische
Quellen von Synchrotronstrahlung: var allem Supernovaüberreste und aktive
(Radio)Galaxien.
Synodischer Monat
[synodic month]
Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Neumonden (bzw. jeder
anderen beliebigen Phase). Das sind 29.53059 Tage, was schon den
Babyloniern bis auf die vierte Stelle hinter dem Komma bekannt war.
Synodische Periode
[synodic period]
Die Zeit, die ein Planetenpaar braucht von Konjunktion zu Konjunktion.
Bei Monden die mittlere Zeitdauer von Konjunktion des Mondes mit der Sonne
vom Planeten aus gesehen.
Synthetisches Aperturradar
[synthetic aperture radar]
Radartechnik, bei der Radarechos von schnell gepulster Radarstrahlung
aufgezeichnet und im Computer zu (dreidimensionalen) Bildern zusammegesetzt
wird. Wurde bei der Magellanmission zur Venus angewendet.
Syrtis Major Ebene
[Syrtis Major plane]
Verkraterte vulkanische Ebene auf dem Mars, gekennzeichnet durch ein im
Teleskop leicht erkennbare dunkle Dreieck.
Szintillation
[scintillation]
Das Funkeln der Sterne aufgrund von (bodennaher) Luftunruhe nennt man
Szintillation. Das kann sehr romantisch erscheinen, ist für Astronomen aber
meist eine mittlere Katastrophe (es sei denn, sie sind verliebt und
off-duty).
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