Geschichte, Himmelskörper und Sternbilder Der Sternenhimmel Geschichte, Himmelskörper und Sternbilder

Geschichte der Astronomie Altsteinzeit Jungsteinzeit Antike Renaissance Bis zur Neuzeit Moderne Astrophysik

Altsteinzeit Höhle von Lascaux Plejaden Tierkreis Aboriginals

Jungsteinzeit Kalender Himmelszyklen Himmelsscheibe von Nebra Religiöse Bedeutung Stonehenge

Antike Ägypter: Himmelseinteilung in 36 Dekane, Sternbilder spielen kaum Rolle, Sirius Mesopotamien: Himmel als Tierkreis, Einteilung in 360°, entwickeln mathematische Reihen

Antike Die Griechen: Homer, Hesiod, Thales von Milet, Heliozentrisches Weltbild? Amerika: Indianische Hochkultur, Hochentwickelte Berechnungen, 5 sichtbare Planeten

Antike China: Lunisolarjahr, wissenschaftliches Amt, Sternkarten

Renaissance Astronomie = Astrologie Nikolaus Kopernikus (1473-1543) Tycho Brahe (1546-1601) Johannes Kepler (1571-1630) Galileo Galilei (1564-1642)

Bis zur Neuzeit Aufschwung und Verbesserung der Astronomie Christiaan Huygens (1629-1695) Saturnringe Isaac Newton (1643-1727) Entdeckung der Doppelsternsysteme Asteroidengürtel Uranus Neptun

Moderne Astrophysik Hubble- Teleskop Exoplaneten Erste Mondlandung

Himmelskörper Wie entsteht ein Stern Hauptreihe Rote Zwerge Braune Zwerge Rote Riesen Planetarische Nebel Weiße Zwerge Novae Supernova Neutronensterne Pulsare Schwarze Löcher Sternennebel Emissionsnebel Reflexionsnebel Dunkelnebel

Wie entsteht ein Stern? Protostern: entsteht aus molekularen Wolken die auf Grund von unbekannten Kräften zu Gasklumpen zerfallen. Protosterne werden zu Sternen indem sich die inneren Kräfte und die Schwerkraft um Gleichgewicht bemühen.

Hauptreihe: Sterne die Energie erzeugen befinden sich auf einem Streifen. Wie lange sie auf der Hauptreihe bleiben bestimmt die Masse. Masse und Temperatur: wenig Masse  geringe Temperatur, große Masse  hohe Temperatur. Je heißer ein Stern, umso kälter seine Farbe

Von Zwergen, Riesen und anderen Gebilden Rote Zwerge: Geringe Masse  nukleare Fusion läuft langsam ab, erzeugt dabei eine turbulente, konvektive Bewegung im Sterninneren. Die Bewegung speichert magnetische Energie, die dann explosionsartig freigesetzt wird. Braune Zwerge: Protosterne die nicht heiß genug werden um die Wasserstofffusion in Gange zu bringen stumpfe, rot-braune Farbe. Masse höchstens 80xJupiter (1,9x10^27 kg)

Rote Riesen: wenn im Inneren kein Wasserstoff mehr zu Helium umgewandelt wird, beginnt der Todeskampf des Sterns. Er verlässt die Hauptreihe. Sein Gleichgewicht geht verloren (keine innere Kraft mehr), die Gravitation kontrahiert den Stern. Energie wird erzeugt  erhitzt umliegende Sternatmosphäre (noch Wasserstoff). Es wird so heiß und dicht, dass der Wasserstoff fusioniert  der Stern bläht sich zu einem Riesen auf, die Oberfläche wird größer, der Stern wird kälter und färbt sich rot. In ca. 6 Mrd. Jahren passiert dies mit unserer Sonne.

Planetarische Nebel: Die Temperatur in der Atmosphäre der Riesensterne ist zwar sehr hoch, aber Druck und Temperatur im Kern sind wesentlich höher. Bei mehr als 100 Mio. Grad kann die Fusion von Helium ablaufen (entsteht bei der Wasserstofffusion). Ist das gesamte Helium verbraucht, erzeugen die Sterne keine Energie mehr und stoßen ihre gesamte verblieben Materie und Strahlung in den Weltraum ab. Dies passiert im elektromagnetischen Spektrum und kann von der Erde aus beobachtet werden.

Weiße Zwerge: Ist die äußere Hülle (plan Weiße Zwerge: Ist die äußere Hülle (plan. Nebel) abgestoßen, bleibt nur noch der Kern aus Sauerstoff und Kohlenstoff (entsteht bei Heliumfusion) bestehen. Keine innere Kraft mehr  Gravitation kontrahiert den Stern, sodass die Elektronen gegen den Atomkern gepresst werden und sich gegenseitig abstoßen. Jegliche verbleibende Wärme und Energie wird vom Zwerg aufgebraucht, bis er einen rötlichen Farbton annimmt und letztlich „verschwindet“. Der Kohlenstoffkern soll sich in Weißen Zwergen zu einem riesigen Diamanten entwickeln. Auch unsere Sonne wird nach ihrer Supernova einen Diamantkern besitzen.

Novae, Supernova Novae: Normalerweise gehören Sterne zu Doppelsternsystemen. Ein Weißer Zwerg kann dadurch von seinem Partnerstern Wasserstoff anziehen (Gravitationskraft). Die Kraft bewirkt in der den Stern umgebenden Schale noch einmal eine Wasserstofffusion, was einen kurzlebigen extremen Helligkeitsausbruch bewirkt  die Nova. Dies wiederholt sich so lange, bis die Nova so gewaltig ist, dass sie den Zwerg zerreißt (Supernova Typ I), oder bis dem Partnerstern der Wasserstoff ausgeht.

Supernova: Eine Sternexplosion, viel heller und intensiver als eine Nova. Etwa alle 100 Jahre tritt so eine Supernova in einer Galaxie auf. 1054 explodierte ein Stern im Sternbild Kassiopeia; die Überreste sind der heutige Krebsnebel. Es gibt zwei Typen I + II: Typ I ist die normale Nova (zuviel Wasserstoff  Weißer Zwerg kollabiert  Explosion) Typ II: Sterne die schon in der Hauptreihe Rote Riesen sind und dann zu Überriesen anschwellen, sind in der Lage Sauerstoff und Kohlenstoff (nach Heliumfusion) zu fusionieren. Sauerstoffkerne verschmelzen zu Neon, Neon zu Magnesium, Magnesium zu Silizium und Silizium wird letztlich zu Eisen. Nun erzeugt der Fusionsvorgang keine Energie mehr, daher wird das Eisen nicht fusioniert. Durch die kolossalen Gravitationskräfte die in dem Eisenkern entfesselt werden, kollabiert der Stern und mündet in einer Explosion von Typ II, bei der ein großer Teil der Sternmasse in einer Schockwelle abgestoßen wird. Die Energie die eine Supernova erzeugt ist so groß, dass die Eisenfusion schließlich doch noch einsetzt. Daher haben wir Elemente die schwerer sind als Eisen. Der Überriese Beteigeuze im Sternbild Orion, wird vermutlich in ca. 1000 Jahren eine Supernova werden.

Neutronensterne oder Schwarze Löcher? Nach einer Supernova bleibt nur noch der Sternenkern übrig. Je nach Masse wird er zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. 1,4 – 3 fache Sonnenmasse (1,99x10^30 kg)  Neutronenstern: Gravitation  Elektronen so stark an Kern  bilden mit Protonen einen neutralen Neutronenkern. Neutronensterne haben einen Durchmesser von ca. 20km und sind die dichtesten Objekte in unserem Universum, da auf einem kleinen Bereich eine min. 1,4 fache Sonnenmasse konzentriert ist. Schwarze Löcher: 3 oder mehr Sonnenmassen  Kollaps unaufhaltsam, sogar Neutronen werden komprimiert. Die Masse kollabiert in einem unendlich kleinen Punkt (Singularität) wo die Massekonzentration so riesig ist, dass das Gravitationsfeld des Schwarzen Loches alles einsaugt was nicht schneller als Licht ist (geht bekanntlich nicht). Da nicht einmal Licht dem Schwarzen Loch entfliehen kann, können wir es nicht genau bestimmen. Der Ereignishorizont gibt die Trennlinie zwischen erfahrbarem und nicht erfahrbarem an. Ab dieser Grenze kann eine komprimierte Masse sogar Licht einfangen (Schwarzschild-Radius). Falls unsere Sonne auf 3 km Durchmesser schrumpft, wird sie zu einem Schwarzen Loch.

Sternennebel Sternennebel sind interstellare Gas- und Staubwolken. Interstellares Material verteilt sich nicht überall gleichmäßig, sondern es bilden sich ausgedehnte, dichte Ansammlungen von Gas und Staub, die sich durch Gravitation geballt haben. In Nebeln entstehen oft Sterne, z.B. unser planetarisches System soll aus einem Sonnennebel entstanden sein. Der Hauptbestandteil eines Nebels ist Wasserstoff. Es gibt 3 Arten von Nebeln: Emissionsnebel, Reflexionsnebel und Dunkelnebel (Absorptionsnebel).

Emissionsnebel: Interstellares Gas ist prinzipiell unsichtbar und verdeckt weit entfernte Objekte. Befinden sich in der Nähe sehr heiße Sterne, deren meiste Energie als ultraviolette Strahlung abgegeben wird, können die Photonen des Sterns das Gas ionisieren wodurch Elektronen freigesetzt werden. Die ionisierten Atomkerne fangen diese gleich wieder ein. Glücklicherweise passiert das im sichtbaren Spektrum, wodurch wir Nebel am Himmel erkennen können. Wasserstoff lässt sich leicht ionisieren und ist das häufigste Element im Universum, daher leuchten die meisten Nebel rot. Sind die Sterne so heiß, dass auch andere Elemente ionisiert werden können, entstehen Nebel mit weiteren Farben. Reflexionsnebel: Sind umliegende Sterne nicht stark genug um das Fas zu ionisieren, wird das Licht vom Nebel reflektiert und gestreut. Reflexionsnebel sind meist blau, da der blaue Bereich des sichtbaren Spektrums stärker gestreut wird. Dunkelnebel: Sie treten auf wenn wie molekularen Wolken nicht von einem Stern beleuchtet werden. Wir können sie nur dann wahrnehmen wenn sie andere Nebel oder Sternenhaufen verdecken. Die meisten dunklen Flecken in Nebeln, sind eben solche Absorptionsnebel.

Sternbilder Sternbilder sind Gruppen von Sternen, wie es auf der Erde scheint. In Wirklichkeit können sich die Sterne einer Konstellation sehr weit voneinander entfernt befinden. Es gibt 88 Sternbilder (von der IAU- Internationale Astronomische Union anerkannt), 48 davon entdeckten die bzw. benannten die Griechen. Früher diente die Himmelsbeobachtung dem Messen, Berechnen und Vorhersagen von Jahreszyklen. Die Astronomen orientierten sich räumlich und zeitlich an den gefundenen Mustern.

Orion: Orion sitzt auf dem Himmelsäquator, so dass er von beiden Erdhälften gleich gut zu sehen ist. Er ist vom Spätherbst bis Frühlingsanfang zu sehen. In seinem Bild befinden sich zwei Überriesen: Beteigeuze (rot, 10t hellster Stern) und Rigel (blau, 7t hellster Stern) Außerdem hat er südlich seines Gürtels den Orionnebel. Orion stellt einen Himmelsjäger dar welcher mit seinen beiden Hunden (kleiner und großer) gegen den Bullen (Sternbild Stier) kämpft. Der hellste Stern am Himmel befindet sich im Sternbild des großen Hundes; Sirius.

Crux Australis (Kreuz des Südens): Es besteht aus 4 Sternen die ein Kreuz bilden und einer Dunkelwolke die das helle Licht Milchstraße verdeckt. Die Seefahrer im 16.Jhdt wurden wieder auf das Kreuz aufmerksam und erkannten das Kreuz des christlichen Glaubens. Die senkrechte Achse zeigt zum südlichen Himmelspol, und half daher als Orientierung. Jenes Sternbild war schon Amerigo Vespucci bekannt. Es ist von Mitteleuropa aus nicht zu sehen.

Der große Bär: Er ist das drittgrößte Sternbild und befindet sich am Nordhimmel. Sein Teilbild der große Wagen ist wohl eines der bekanntesten Sternbilder überhaupt. Es ist bei uns ganzjährig gut zu sehen. Kassiopeia: Sie bildet mit 5 Sternen ein W und wird auch Himmels- W genannt. Im Sternbild der Kassiopeia befindet sich nach der Sonne die stärkste Radioquelle am Himmel, die Cassiopeia A. Es handelt sich hierbei um den Überrest eine Supernova von ca. 1680. 1582 gab es schon einmal eine Supernova im Sternbild der Kassiopeia.